Pokud by nějaký cestovatel přiletěl do naší sluneční soustavy, pravděpodobně jej upoutají vizuálně dvě planety. Modrá Země a prstenci obepnutý Saturn.
Tato planeta má několik jedinečností, díky nimž stojí za to si o ní něco říct. Sluneční soustava je už prvním pohledu rozdělena na dvě části. Nedaleko Slunce obíhají malé pevné planety zemského typu. Maličký Merkur, pak dvě velikostní sestry Venuše a Země a pak oproti nim poloviční Mars. A pak dlouho nic až se z prostoru vynoří obří plynná koule Jupiter. Této gigantické planetě nechybělo mnoho a mohla se stát hvězdou. Někteří vědci jej dokonce za hvězdu považují a to za tzv. Hnědého trpaslíka.
Ačkoliv je Jupiter velmi nápadný svým zabarvením, aktivitou a velkou rodinou souputníků, přesto by oko návštěvníka spočinulo na klenotu naší soustavy planetě Saturn. Ten se svým průměrem 120 540 kilometrů se řadí na druhé místo mezi planetami.
Tato planeta je v pořadí šestou od Slunce a také druhou největší planetou Sluneční soustavy. Vzdálenost Saturnu od Slunce je desetkrát větší než Země, proto na jeho povrch dopadá daleko méně slunečního svitu a tepla. Z tohoto důvodu na povrchu jeho mračen panuje mráz –150 °C .
Saturn je také nejřidší těleso Sluneční soustavy. Jeho hustota je menší než hustota vody, to znamená, že pokud bychom měli dostatečně velký oceán, tak by na jeho povrchu plaval.
Ačkoliv Saturn oběhne Slunce za 29,46 pozemského roku , kolem vlastní osy se otočí za pouhých 10 hodin. Má tak ze všech planet nejkratší den. Tato rychlá a rotace způsobuje zploštení planety a vznik stejných pásů obdobně jako na Jupiteru. V atmosféře jsou někdy pozorovány velké žluté či bílé skvrny.
Saturn patří mezi plynné obry, což jsou planety tvořené jak již jejich název napovídá nikoliv pevnými horninami, nýbrž plynem. Proto u nich nemůžeme mluvit o povrchu v pravém slova smyslu. Za povrch se tedy ilustračně označuje horní hranice atmosféry. Ta je tvořena převážně vodíkem a héliem, s oblaky čpavku. Pokud bychom se mohli teoreticky zanořit do jejích hlubin, byli bychom svědky změny skupenství tlaku a teploty plynů. Přestože se mluví o atmosféře a povrchu či dokonce plášti, tak mezi těmito vrstvami nejsou jasné hranice. Pokud bychom tedy vyslali sondu, která by byla schopná ustát obrovský tlak a teplotu tak bychom viděli jak plyn houstne až zhruba v hloubce 500 km přechází ve vodík kapalný. To bychom tedy teoreticky mohli nazývat povrchem. Oceán kapalného vodíku. Pokud by toto ona sonda ustála, tak by zjistila, že ve větších hloubkách vodík nabývá vlastnosti kovu. Předpokládá se že v hloubce cca 25 000 kilometrů od vnější hranice atmosféry se nachází plášť tvořený vrstvou kovového vodíku o síle asi 20 000 km (kovový vodík je elektronově degenerovaný plyn tvořený vodíkem. Vzniká při vysokých tlacích a při hustotách okolo 5×103 g·cm−3, fázový přechod se nazývá elektronová degenerace. Ve sluneční soustavě se vyskytuje v nitru Jupiteru a Saturnu, může se vyskytovat i v hnědých trpaslících. Jakožto vodivá kapalina generuje magnetické pole Jupiteru a Saturnu. Jednotlivá atomová jádra vodíku jsou k sobě blíže než je Bohrův poloměr, takže dochází k vzájemnému průniku elektronových obalů. Tlak degenerovaného plynu je způsoben Pauliho vylučovacím principem a závisí pouze na hustotě, ale ne na teplotě. Je elektricky vodivý proto se mu říká kovový a obtížně stlačitelný, chováním připomíná kapalinu. – Wikipedia), díky čemuž má planeta silně vyvinutou magnetosféru.
Pod tímto vodíkovým pláštěm se má nacházet kamenné jádro planety tvořené křemičitany železa rozžhavené na teplotu 12 000 K, což je pro srovnání dvojnásobek teploty povrchu Slunce a drcené tlakem 8 milionů Mpa.
Ačkoliv Saturn není takový bouřlivá jako Jupiter, tak větry v jeho atmosféře vanou větry o rychlosti až 500 km/h, což je pětkrát více než na Jupiteru. Proto zdejší bouře doprovázené i obřími blesky by v našich podmínkách byly apokalyptické.
To čím se Saturn vyznačuje na první pohled je jeho prstenec. Ačkoliv tento útvar mají všechny velké planety naší soustavy, tak ten Saturnův je největší a nejkrásnější. Jedná se vlastně o soustavu tisíců prstenců, vzájemně propletených či poskládaných tak, že připomínají gramofonovou desku. Průměr prstenců je 420 000 km, ale šířku až na výjimky mají maximálně několik set metrů. Jsou tvořeny ledovými úlomky, prachem, kamením a balvany, které nemají průměr větší než několik metrů. Mezi prstenci leží dráhy nejvnitřnějších měsíců. Měsíc Pan obíhá v mezeře nazývané Enckeho dělení ve vnější části prstence A. Jiný měsíc Atlas obíhá na okraji prstence A, zatímco Prometheus a Pandora obíhají každý z jedné strany prstence F. Prstence jsou tvořeny velkým množstvím drobných částeček různé velikosti od prachových zrnek až po objekty velké desítky metrů. Pravděpodobně se jedná o kousky hornin obohacené kousky vodního ledu. Každá částice obíhá planetu samostatně okolo rovníku a při oběhu se řídí Keplerovými zákony. Znamená to, že nejbližší částice obíhají Saturn nejrychleji (jednou za 4,9 hodiny) a nejvzdálenější pomaleji (jednou za 2 dny). Přelety pozemských sond ukázaly, že hlavní prstence jsou tvořeny množstvím malých jemných prstenců. Původ prstenců není do dnes zcela známý. Podle jedné teorie se jedná o zbytek akrečního disku z dob formování planety (obdobný disk byl i okolo Slunce. Z něj jsou dnes tělesa Sluneční soustavy). Podle druhé teorie se jedná o pozůstatky měsíce, který byl roztrhán gravitační silou Saturnu.
Odhaduje se, že celková hmotnost prstenců dosahuje pouze 1 % hmotnosti pozemského Měsíce.
Tvar prstenců úzce souvisí s velkou rodinou měsíců, která Saturn doprovází.
Před tím, než Saturn navštívila sonda Voyager 1 bylo známo pouze 9 měsíců a to těch největších. V současné době již známe již 83.
Okolo Saturnu obíhá největší měsíc který se ve Sluneční soustavě nachází. Jmenuje se Titan a se svým průměrem 5 150 km je větším než planeta Merkur. Dokonce má i atmosféru a to dokonce 1,5 x hustší než je atmosféra Země. Titan je svět sám pro sebe. Astronomy a i jiné vědce lákalo nahlédnou pod pokličku oranžového smogu, který skrývá povrch tohoto satelitu.
Předpokládalo se, že by na jeho povrchu mohl být zakonzervovaný svět, jaký byl i u nás na Zemi v dobách jejího raného mládí.
Až sonda Huygens dokázala kousek poodhalit Titanskou krajinu. A že bylo na co se dívat. Povrch Titanu se vyznačuje širokými oblastmi světlého a tmavého terénu. Mezi světlé oblasti patří Xanadu, velká odrazivá oblast na rovníku o velikosti Austrálie. V této členité oblasti se nacházejí kopce, které jsou odděleny údolími a propastmi. A nejen to. Na povrchu byla zjištěna i jezera a moře. Netvoří je ovšem voda, jelikož ta by pro teplotě – 180°C jaká zde panuje tekutá rozhodně nebyla. Tyto „vodní“ plochy jsou tvořeny metanem, který ve zdejších podmínkách nahrazuje vodu.
Protože se Titan skládá převážně ze zmrzlé vody s příměsí hornin má menší hustotu než již zmiňovaný Merkur, nebo třeba i náš Měsíc. To ale neznamená, že jeho povrch není pevný. Voda se v těchto podmínkách chová jako kámen, takže na povrchu tohoto měsíce můžeme nalézt balvany a skály tvořené převážně vodním ledem a dalšími prvky.
Dalčím zajímavým měsícem je Japetus. Měsíc Japetus má průměr 1436 km, a obíhá mezi drahami Titanu a Phoebe ve vzdálenosti 3,56 milionu km. Objevil ho 25. října 1671 italský astronom Giovanni Domenico Cassini. Na tomto měsíci je několik zajímavosti. Jednou je různé zabarvení povrchu. Jedna polokoule je jasná s vysokou odrazivostí světla. Druhá je opakem. Dodnes nikdo neví, jaká je skutečná příčina této skutečnosti. Jedna hypotéza praví, že tmavý materiál se na povrch dostal kombinací vulkanické činnosti a dopadem meteoritů
Druhá obviňuje měsíc Phoebe, Předpokladem je, že se měsíc Phoebe srazil s dalším tělesem a takto vyvržený materiál dopadl na Japetus. Nasvědčovala by tomu skutečnost, že tmavá polokoule je obrácena po směru oběžné dráhy Japeta, a jelikož má vázanou rotaci, tak by se na něm prach a úlomky z Phoebe mohly opravdu usazovat.
Jako další v pořadí Saturnových zajímavostí je měsíc Mimas. Na jeho povrchu je jeden z největších kráterů ve sluneční soustavě. Tento impakt se jmenuje Herschel Název dostal po objeviteli měsíce Mimas, anglickém astronomovi německého původu Williamu Herschelovi. Kráter Herschel na Mimasu má průměru 130 km a který zabírá téměř třetinu měsíční polokoule.
Valy kráteru dosahují výšky přibližně 5 km, kráter je hluboký 10 km a jeho střed leží přesně na rovníku. V centrální části se nachází vyvýšeniny s vrcholy 6 km nade dnem kráteru. Mimas má průměr 390 km. Předpokládá se, že náraz tělesa, při kterém tento kráter vznikl, narušil stavbu měsíčku. Astronomové mají za to, že díky dopadu relativně velkého tělesa, které kráter vytvořilo (v poměru k velikosti měsíce), došlo na opačné polokouli vlivem šokových vln k popraskání měsíční kůry a vznikly tak kaňony či údolí jako Ossa Chasma nebo Pangea Chasma.
Na Saturnu samotném či v jeho okolí bychom mohli najít ještě stovky zajímavostí. Snad ještě jedna stojí za zmínku a tou je šestiúhelníkový polární útvar v atmosféře planety. Jeho vznik a tvar zatím nikdo nedokáže uspokojivě vysvětlit. Útvar se nachází na severním pólu planety Prvně jej zaznamenaly kamery sond Voyager 1 a 2. Tento šestiúhelník má průměr 25 000 km a je to stabilní útvar. Přestože vědci předpokládají, že se jedná o atmosférický vír podobný těm, co se tvoří i v atmosféře Země, stále to nevysvětluje jeho tvar. Al třeba nám věda jednou uspokojivě vysvětli i tuto anomálii.
(redakce)
foto: Celestia
