Saturn

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Symbol rozcestia O iných významoch výrazu Saturn pozri Saturn (rozlišovacia stránka).
Saturn Saturn symbol.svg
Saturn from Cassini Orbiter (2004-10-06).jpg
Elementy dráhy
(Epocha 2000,0)
Veľká polos 1 426,9 mil. km
Obvod dráhy 8,958 Tm (59,879 AU)
Excentricita (e) 0,054 150 60
Periapsida (q) 1 349 467 375 km
Apoapsida (Q) 1 503 983 449 km
Doba obehu (P) 10 756,1995 d
Synodická doba obehu 378,10 d
Priemerná obežná rýchlosť 9,639 km/s
Maximálna obežná rýchlosť 10,183 km/s
Minimálna rýchlosť 9,137 km/s
Sklon dráhy (i) 2,484 46°
Dĺžka výstupného uzla (Ω) 113,715 04°
Argument perihélia (ω) 338,716 90°
Stredná anomália (M) ?
Počet satelitov 60 potvrdených
Fyzikálne charakteristiky
Rovníkový priemer 120 536 km
Povrch 4,27×1010 km²
Objem 8,27×1014 km³
Hmotnosť 5,6846×1026 kg
Hustota (ρ) 0,6873 g/cm³
Gravitácia na rovníku 8,96 m/s²
Úniková rýchlosť 35,49 km/s
Rotačná perióda 0,439 294 d
(10 h 32 min 35 s)[1]
Rýchlosť rotácie 9,87 km/s (35 500 km/h)
Sklon osi rotácie 26,73°
Rektascenzia
severného pólu
40,59°
(2 h 42 min 21 s)
Deklinácia 83,54°
Absolútna magnitúda ?
Albedo 0,47
Povrchová teplota 82 K – 143 K – ?
Atmosféra
Zloženie atmosféry vodík 89 – 98 %
hélium 3 – 11 %
metán 0,2 – 0,4 %
vodná para 0,1 %
amoniak ~0,01 %
etán 0,0005 – 0,0007 %
molekulárny ťažký vodík ~0,01%
fosfín 0,000 1 %
Atmosférický tlak 140 kPa
Hustota atmosféry ?
Výška atmosféry ?
Saturn na zábere zo sondy Voyager 2, ktorý urobila zo vzdialenosti 21 miliónov kilometrov

Saturn je šiesta planéta Slnečnej sústavy v poradí od Slnka, po Jupiteri druhá najväčšia z planét. Je známa i z prehistorického obdobia. Pomenovaný bol podľa rímskeho boha Saturna, ktorý je obdobou gréckeho Krona. Astronomický symbol pre Saturn je .

Saturn patrí medzi joviálne planéty, to znamená, že nemá pevný povrch, ale len hustú atmosféru, ktorá postupne prechádza do plášťa. Atmosféra je tvorená prevažne vodíkom, ktorý tvorí 96,3 % jej objemu. Viditeľný povrch planéty tvorí svetložltá vrstva mrakov s nejasnými pásmi rôznych odtieňov, ktoré sú rovnobežné s rovníkom. Teplota v hornej oblačnej vrstve dosahuje −140 °C. Hmotnosť planéty je približne 95-krát väčšia ako hmotnosť Zeme[2], má však zo všetkých planét najmenšiu hustotu: len 0,6873 g/cm³ a ako jediná planéta v slnečnej sústave je ľahší než voda. Saturn je známy najmohutnejšou sústavou prstencov zo všetkých planét slnečnej sústavy. Jeho hlavné prstence, ktoré sú označené veľkými písmenami možno pozorovať zo Zeme už aj malým ďalekohľadom. Okolo planéty obieha tiež početná rodina mesiacov, z ktorých najväčší je Titan, jediný mesiac v slnečnej sústave s hustou atmosférou.

Jeden obeh Saturna okolo Slnka trvá 29,46 pozemského roka. Je ľahko pozorovateľný voľným okom ako žltý neblikajúci objekt jasnosťou porovnateľný s najjasnejšími hviezdami. Od ekliptiky sa nikdy nevzdiali na väčšiu uhlovú vzdialenosť ako 2,5°. Prechod jedným zvieratníkovým znamením mu trvá viac než dva roky.

Fyzikálne vlastnosti[upraviť | upraviť zdroj]

Vďaka nízkej hustote a veľkej rýchlosti rotácie je najvýraznejšie sploštenou planétou. Jeho rovníkový priemer je asi o 10 % väčší ako polárny priemer (rovníkový priemer je 120 660 km, polárny priemer je 108 000 km). Možným vysvetlením tohto javu je rýchla rotácia a skôr tekutá ako pevná fáza vodíka v jadre, ktorá sa pôsobením vnútorných tlakov nezmení až do teploty 6 727 °C. (7 000 K).[3] Podobne ako Jupiter, aj Saturn vyžaruje väčšie množstvo energie, ako dostáva od Slnka.

Zloženie[upraviť | upraviť zdroj]

Planéta sa, podobne ako Jupiter, skladá zo 75 % vodíka a 25 % hélia so stopami metánu, vody a amoniaku, podobne ako pôvodná hmlovina, z ktorej vznikli všetky planéty. Jadro je pravdepodobne z kovového vodíka (je tu tak veľký tlak, že inak plynný vodík sa správa ako kov) a má teplotu asi 11 727 °C (12 000 K). Podľa údajov zo sondy Voyager 1 je pomer vodíka k héliu v Saturnovej atmosfére 9:1.[4]

Dráha a rotácia[upraviť | upraviť zdroj]

Saturn obieha Slnko v strednej vzdialenosti 1 426,9 milióna km, čo je približne dvojnásobok vzdialenosti Jupitera od Slnka a takmer desaťnásobok vzdialenosti Zeme od Slnka. Odklon jeho osi od kolmice na ekliptiku je 26,7°, zhruba o 4 stupne viac, ako sklon Zeme. Sklon osi rotácie voči obežnej dráhe má veľký význam z hľadiska viditeľnosti Saturnovho prstenca. Dráha Saturna je eliptická, blízka kruhovej. Jeho obežná rýchlosť je 9,66 km/s (34 703 km/h), vďaka čomu je treťou najpomalšie obiehajúcou planétou (po Uráne a Neptúne).

Jedna otočka Saturna okolo svojej osi trvá 10,66 hodín, čím sa radí medzi planéty s najkratším dňom. Rýchlejšiu rotáciu má už len Jupiter. Rotácia je diferenciálna a jej rýchlosť klesá od rovníka smerom k pólom. Na 57° šírky trvá jedna otočka okolo osi 11 hodín 7,5 minút.

Vznik a vývoj[upraviť | upraviť zdroj]

Bližšie informácie v hlavnom článku: Vznik a vývoj slnečnej sústavy

Predpokladá sa, že Saturn vznikal rovnakým procesom ako Jupiter v protoplanetárnom disku pred 4,6 až 4,7 miliardami rokov. Existujú dve hlavné teórie, ako sa mohli veľké plynné planéty sformovať: Teória akrécie[5] a teória gravitačného kolapsu[6]. Teória akrécie hovorí, že v protoplanetárnom disku sa postupne zliepali prachové častice do čoraz väčších celkov, až sa nabalili do veľkosti niekoľko tisíc kilometrov. Tieto železnokamenné zárodky planét sa tvorili aj v miestach obrích planét a je možné, že k ich vzniku došlo ešte skôr než k vzniku zárodkov terestrických planét. Pretože mali veľkú gravitáciu, začali strhávať zo svojho okolia plyn a prach, ktorý sa postupne nabaľoval na pevné jadrá, až dorástli do dnešnej veľkosti.[7] Najpodrobnejšie výpočty ukazujú, že Saturn sa sformoval o niečo bližšie k Slnku, vo vzdialenosti asi 7,3 AU. Vplyvom gravitačných porúch Jupitera sa postupne vzdialil (migroval) na dnešných 9,5 AU.[8]

Úniková rýchlosť 35,49 km/s ďaleko prevyšuje tepelnú rýchlosť molekúl, preto si Saturn ponechal pôvodné zloženie atmosféry, ktoré nadobudol už pri svojom vzniku z protoplanetárneho disku.[9]

Podľa teórie gravitačného kolapsu veľké planéty nevznikli postupným zliepaním, ale pomerne rýchlym zmrštením sa zhluku v zárodočnom disku podobným spôsobom, akým vznikajú hviezdy. Podľa teórie niekoľkých gravitačných kolapsov, ktorej autorom je Alan Boss z Carnegie Institution of Washington[6] bol vznik joviálnych planét krátky proces a v prípade Saturna trval len niekoľko storočí.

Vznik veľkých Saturnových mesiacov prebiehal pravdepodobne rovnakým spôsobom, ako vznik kamenných planét. Keďže Saturn je od Slnka dosť vzdialený, podľa modelových výpočtov v nijakej fáze jeho vzniku teplota nestúpla na také vysoké hodnoty, ako teplota Jupitera. Následkom toho sa ani ľahko taviteľné látky z pôvodného disku okolo vznikajúcej planéty nemohli vypariť. Preto je podstatnou zložkou jeho mesiacov ľad a voda vo forme ľadu sa mohla uchovať aj u najbližšie obiehajúcich mesiacov[10]. Menšie a retrográdne obiehajúce mesiace môžu byť zachytenými planetezimálami.

Magnetosféra[upraviť | upraviť zdroj]

Polárna žiara na Saturne. Trojica snímok vznikla kombináciou snímok v ultrafialovom a viditeľnom spektre, pričom ultrafialové zábery urobil Hubbleov vesmírny ďalekohľad v januári 2004 a zábery vo viditeľnom spektre vznikli v marci 2004.

Magnetické pole Saturna objavila sonda Pioneer 11 v roku 1979.[11] Má oveľa menšiu intenzitu, ako magnetické pole Jupitera a je najslabšie zo všetkých magnetických polí plynných obrov. Na rovníku má hodnotu 21 μT[12] a je len o málo silnejšie, než magnetické pole Zeme. Má však v porovnaní so Zemou výraznejší dvojpólový charakter a magnetická os je takmer rovnobežná s rotačnou osou. Orientácia magnetického poľa je rovnaká ako u Jupitera. Magnetické pole je generované pravdepodobne hydromagnetickým dynamom, ktoré je o niečo hlbšie pod povrchom ako u Jupitera. Magnetosféra siaha ďaleko do priestoru (na strane privrátenej k Slnku do vzdialenosti 1,5 milióna km, na odvrátenej strane je natiahnutá do chvosta s neznámou dĺžkou) a pohybujú sa v nej všetky väčšie mesiace aj častice prstencov. Tvar magnetosféry pravdepodobne súvisí s prítomnosťou prstencov. Magnetosféra, resp. nabité častice v nej, obiehajú planétu podobnou rýchlosťou, akou ona rotuje okolo svojej osi. V oblasti dráhy Titanu je to až 193 km/s, takže častice mesiac pri jeho obehu dokonca predbiehajú.[4] Atómy vodíka v prstenci však nie sú ionizované a preto sa nezúčastňujú pohybu častíc magnetosféry.

Vďaka existencii magnetosféry sa v prítomnosti pólov príležitostne vyskytujú polárne žiary, ktoré sú viditeľné v ultrafialovej časti spektra. V optickej oblasti spektra zatiaľ neboli pozorované, čo môže súvisieť s tým, že sú slabšie ako u Jupitera a ich pozorovanie ruší odrazené a rozptýlené svetlo na prstencoch. Siahajú až do výšky 1 600 km nad oblačnú vrstvu.[13] Chemici sa domnievajú, že energia polárnych žiar napomáha vzniku zložitých uhľovodíkov, ktoré potom spôsobujú rôznofarebné odtiene. Sledovaním zmenšovania sa a zväčšovania sa polárnej žiary môžu astronómovia na diaľku sledovať atmosféru planéty a jej magnetické pole. Novšie štúdie polárnej žiary opierajúce sa o pozorovania sondou Cassini a Hubbleovým ďalekohľadom ukázali, že polárna žiara Saturna je odlišná od polárnych žiar iných planét. Polárny prstenec často nie je spojený (má tvar neúplného kruhu) a udrží sa dlhšie ako na Zemi.[14] Výskyt polárnych žiar v stredných šírkach na osvetlenej pologuli je zatiaľ nevysvetlený.

Z prítomnosti magnetosféry logicky vyplýva prítomnosť radiačných pásov planéty, čiže oblastí okolo rovníka, v ktorých sa zachytávajú častice slnečného vetra. Žiarenie z radiačných pásov je také slabé, že na rozdiel od žiarenia z pásov Jupitera nie je merateľné zo Zeme.[12] V blízkosti prstencov a mesiacov radiačné pásy nie sú spojité, pretože ich častice dokonale pohlcujú elektricky nabité častice slnečného vetra.[4] Najmenšie čiastočky prstenca však po zrážke s nabitou časticou radiačného pásu opúšťajú prstenec a pridávajú sa k stacionárne rotujúcim časticiam magnetosféry.

Atmosféra[upraviť | upraviť zdroj]

Atmosféra Saturna pozostáva takmer výlučne z vodíka a hélia. Najväčšie zastúpenie má molekulárny vodík (89 %), nasleduje hélium (11 %). Malý obsah hélia sa vysvetľuje tým, že ťažšie hélium klesá cez vodíkovú vrstvu bližšie k jadru. V jej horných vrstvách sa nachádza aj kryštalický amoniak. Okrem toho atmosféra obsahuje aj malé množstvo metánu a ďalšie uhľovodíky.[13] Keďže atmosféra Saturna je chladnejšia ako atmosféra Jupitera, nachádzajú sa v nej komplexnejšie molekuly ako v Jupiterovej atmosfére. Sú to napríklad etán a iné deriváty metánu.[15]

Ionosféra, extrémne riedka ionizovaná vrstva atmosféry Saturna, siaha až po prstenec C. Najvrchnejšia vrstva atmosféry absorbuje ultrafialové žiarenie, čo vedie k vzniku hmlistého oparu. Hmla vzniká na pologuli, ktorá je práve priklonená k Slnku. V horným mrakoch dosahuje teplota približne −140 °C (133 K). S hĺbkou postupne rastie, čo ovplyvňuje skupenstvo rôznych chemických zlúčenín v atmosfére a má za následok vznik mrakov rôzneho zloženia v rôznych výškových hladinách. Najvyššiu vrstvu tvoria kryštáliky čpavkového ľadu. Pod nimi sa nachádza vrstva mrakov zo siričitanu amónneho. Predpokladá sa, že najnižšiu vrstvu tvoria mraky z vodného ľadu. K jadru planéty padajú kvapky héliového dažďa. Premena ich pohybovej energie na tepelnú má za následok, že Saturn vyžaruje približne dvojnásobné množstvo energie, aké dostáva od Slnka.[16]

Pohľad zo sondy Cassini na severnú pologuľu Saturna, kde je zreteľná modrá farba planéty spôsobená rozptylom slnečného svetla v horných vrstvách atmosféry. Tmavé pruhy sú tiene prstencov, mesiac na okraji fotografie je Mimas.

Vyžarovaniu energie do okolia pravdepodobne pomáha ešte aj iný mechanizmus, gravitačný kolaps, (tzv. Kelvinov-Helmhotzov mechanizmus), podobne, ako v prípade Jupitera.[17] Najchladnejšou časťou atmosféry sú póly, ale Voyagery prekvapivo namerali nízke teploty aj v strede rovníkového pásu.

Žltá farba planéty je spôsobená odrazom slnečného svetla od vrchných mrakov. Na podrobných záberoch zo sondy Cassini sa však atmosféra zobrazuje ako modrá. Bob West z Jet propulsion laboratory, člen zobrazovacieho tímu Cassini, prehlásil: „Boli sme veľmi prekvapení. Saturn by mal byť žltý.“[18] Pri pozorovaní z nižších vrstiev atmosféry by sa obloha Saturnu javila ako modrá. Modrá farba je pravdepodobne spôsobená rozptylom slnečného svetla, tzv. Rayleighovým rozptylom na molekulách atmosféry podobne ako v prípade Zeme. Zatiaľ čo v prípade Zeme sa svetlo rozptyľuje na molekulárnom dusíku a kyslíku, v atmosfére Saturna sa rozptyľuje na molekulárnom vodíku. Stále však zostáva nejasné, prečo je severnejšia pologuľa oveľa výraznejšie modrá než južná. Podľa jednej hypotézy je to spôsobené tým, že južná pologuľa obsahuje oveľa viac mrakov, ktoré sa podieľajú na žltej farbe planéty.[18]

Počasie a atmosférické útvary[upraviť | upraviť zdroj]

V Saturnovej atmosfére vanú vetry rýchlosťami až 480 m/s, v zóne okolo rovníka, v porovnaní so 150 m/s na Jupiteri. Vo väčších výškach rýchlosť prúdenia vetrov neprekročí 160 m/s. Prevažná časť vetrov veje východným smerom a predbieha rotáciu jadra. V západnom smere vanú len slabšie vetry v severných šírkach. Vetry sa prejavujú pohybom mrakov a vytváraním tmavších pásiem oblakov rovnobežných s rovníkom a svetlejších pásiem medzi nimi. V dôsledku metánového zákalu vo veľkých výškach však nie sú také kontrastné, ako na Jupiteri.[9]

Polárne sploštenie spôsobilo vznik striedavo svetlejších a tmavších pruhov v atmosfére, ktoré obiehajú rovnobežne s rovníkom. Rôzne sfarbenie pruhov je spôsobené rozdielmi v ich chemickom zložení a rozdielnou hrúbkou oblačnosti. Atmosférické pásy sú menej výrazné ako u Jupitera a v oblasti rovníka sú tiež širšie.[19] Podľa iného zdroja sú pásy naopak tenšie a majú zložitejšiu, i keď nevýraznejšiu štruktúru ako pásy Jupitera.[4]

Výraznými atmosférickými útvarmi sú svetlé škvrny podobné tlakovým nížam na Zemi, ale tiež sú omnoho väčšie. Utvárajú ich konvektívne prúdy v atmosfére Saturna. Rýchlo menia tvar a po čase miznú. Biele škvrny sú pravdepodobne veľké výbuchy plynov zvnútra planéty. Ďalšie prejavy konvekcie sú vlnové reťazce.[15]

V decembri roku 1994 objavil Hubbleov vesmírny ďalekohľad biely búrkový vír v tvare klinu, jeden z najväčších pozorovaných búrkových útvarov v atmosfére Saturna. Búrka sa nachádzala tesne nad jeho rovníkom a spôsoboval ju prúd prehriateho vzduchu stúpajúceho z nižších vrstiev atmosféry. Novšie snímky zobrazili jej pohyb a detailné zmeny prebiehajúce v útvare. Biele búrkové mraky boli vytvorené z kryštálikov amoniaku.[20]

Južný polárny vír na Saturne

V júli až septembri 2004 vedci pozorovali intenzívne rádiové emisie z útvaru, ktorý dostal meno Dračia búrka. Generátorom rádiového žiarenia boli silné výboje statickej energie. Tento gigantický hurikán bol poháňaný energiou, ktorú produkovali dynamické procesy v hlbších vrstvách atmosféry. Dračia búrka sa nachádza v páse nazývanom Alej búrok.[14]

Polárne útvary[upraviť | upraviť zdroj]

4. februára 2004 objavili Glenn S. Orton a Padma Yanamandra-Fisherová pomocou prístroja Long Wavelength Spectrometer na Keckovom observatóriu žeravý polárny vír – prvý prípad žeravej polárnej čiapočky v slnečnej sústave. Ide o najteplejšie miesto na planéte.[21] Polárne víry na Zemi, Jupiteri, Marse a Venuši sú chladnejšie než ich okolie, polárny vír v južných šírkach Saturna je však oveľa teplejší než okolie[22]. Neobvyklá je celá teplejšia kompaktná oblasť na póle planéty. Na Zemi je tento efekt len veľmi krátkodobý, ale na Saturne ide o dlhodobý jav. Z pozorovaní sa zistilo, že teplota výrazne stúpa na 70° južnej šírky a opäť na 87°. Toto náhle zvýšenie teploty bude pravdepodobne spôsobovať koncentrácia častíc v okolí južného pólu, ktoré absorbujú slnečné svetlo a teplo.[21]

Animácia rotácie polárneho šesťuholníka

Okolo severného pólu Saturna obieha záhadná štruktúra v tvare šesťuholníka (ang. hexagonal cloud). Nasnímali ju už sondy Voyager 1 a 2, podrobnejšie snímky prišli zo sondy Cassini. Z časovo veľmi vzdialených pozorovaní vyplýva, že šesťuholník s priemerom 25 000 km je stabilný. Jeho strany a uhly sú pravidelné. Tento útvar do istej miery pripomína atmosférické krútňavy nad zemskými pólmi, planétológov však zaráža, že nemá okrúhly tvar. Šesťuholník je vnorený 100 km do atmosféry a zachováva si svoj tvar minimálne do 75 km hĺbky. V súčasnosti je tento útvar zahalený do tmy polárnej noci, preto ho sonda Cassini neskúma opticky, ale infračerveným mapovacím spektrometrom.[23]

Ročné obdobia[upraviť | upraviť zdroj]

Na Saturne nastáva leto, keď je naklonený k Slnku tak, že je Slnko v rovine s prstencami Saturnu a lúče dopadajú na povrch pod menším uhlom ako v zime. Tieto dve ročné obdobia sa na Saturne striedajú približne raz za 15 rokov. Na planéte sa však ročné obdobia nijako neprejavujú, čo je spôsobené vplyvom atmosféry a pôsobením vnútra Saturnu.[3] Vo výskyte mohutných búrkových útvarov sa však prejavuje istá periodicita. Medzi výskytom troch najväčších doteraz pozorovaných útvarov uplynulo vždy približne 57 rokov, čo sú 2 obehy Saturna okolo Slnka. Pozorovaní je však zatiaľ príliš málo na to, aby mohli vedci tvrdiť, že výskyt veľkých búrok je pravidelný a súvisí s príchodom leta na severnej pologuli planéty.[20]

Vnútro planéty[upraviť | upraviť zdroj]

So vzrastajúcou hĺbkou teplota aj tlak vo vnútri Saturna rastie. Medzi atmosférou, povrchom, plášťom a jadrom nie sú zreteľné hranice. Už 500 km pod vrcholkami mrakov vodík prechádza do kvapalného skupenstva a vytvára globálny oceán vodíka. Bližšie ku stredu planéty nadobúda čoraz viac vlastností kovu. Asi 25 000 – 33 000 km[24] pod vrchnými mrakmi začína vrstva tekutého kovového vodíka, ktorá má hrúbku približne 20 000 km. Kovový vodík je tekutá molekulárna látka so zvláštnymi vlastnosťami, medzi ktoré patrí aj dobrá elektrická vodivosť. V tomto rozsiahlom objeme kovového vodíka sa vytvára magnetické pole. Jadro planéty má priemer pod 20 000 km a tvorí ho pravdepodobne nielen skalnatý materiál, ale aj ľad.[15] Teplota vo vnútri jadra je podľa odhadov 12 000 °C. Jadro je asi 2,5-krát väčšie ako Zem, a jeho hmotnosť je 25-násobkom hmotnosti Zeme.

mesiac Enceladus

Mesiace[upraviť | upraviť zdroj]

Bližšie informácie v hlavnom článku: Mesiace Saturnu

Saturn má k januáru 2011 pomenovaných 61 mesiacov. Pred letmi Voyagerov ich bolo známych iba 9. Najbližší objavený mesiac Saturna Pan obieha vo vzdialenosti 133 583 km od planéty, najvzdialenejší pomenovaný Ymir vo vzdialenosti 23 100 000 km. Len 4, prípadne 6 najväčších z nich má guľatý tvar, ostatné sú nepravidelné. So zdokonaľovaním prístrojov a pozorovacích techník počet známych mesiacov neustále pribúda. Počas posledných 20 rokov sa viac ako zdvojnásobil.[15]

Najväčším, najznámejším a prvým objaveným mesiacom Saturna je Titan. Jeho polomer je 2 575 km, čo je viac, ako polomer Merkúra a je obklopený vlastnou veľmi hustou atmosférou zloženou hlavne z molekulárneho dusíka a metánu. Po Ganymede je to druhý najväčší mesiac slnečnej sústavy. Jeho povrch je pevný, ale na jeho povrchu je už potvrdené minimálne jedno jazero z tekutých uhľovodíkov. Povrchové teploty na Titane dosahujú asi −178 °C a tlak 160 kPa.[13] Titan bol prvým mesiacom, mimo nášho Mesiaca, na ktorého povrchu pristála sonda – Huygens.

Druhý najväčší mesiac Saturna je Rhea a najväčší známy mesiac bez atmosféry. Skladá sa zo zmesi vodného ľadu a kremičitanov. Je možné, že má malé kamenné jadro. Spolu s mesiacom Japetus sú viditeľné aj malými ďalekohľadmi. Japetus je zvláštny tým, že má jednu pologuľu svetlú a druhú tmavú. Podobný zvláštny jav vykazuje aj ďalší veľký mesiac Dione, u ktorého je odrazivosť pologule v smere jeho pohybu až o 30 – 40 % väčšia ako odrazivosť opačnej pologule. Na povrchu mesiaca Mimas sa nachádza obrovský kráter Herschel, ktorý sa radí k najväčším impaktným kráterom v pomere k veľkosti telesa.

Enceladus s priemerom 512 km má najväčšie albedo zo všetkých mesiacov slnečnej sústavy. Je to mesiac so sopečnou aktivitou, pričom sopky namiesto magmy chrlia vodu. Teplo potrebné na vulkanizmus mu dodávajú slapové sily okolitých mesiacov a Saturna. Okolo mesiaca je tiež veľmi riedka atmosféra. Pozoruhodný mesiac je tiež Tethys, ktorý zdieľa dráhu s ďalšími dvoma malými mesiacmi Telesto a Calypso. Tieto mesiačiky obiehajú v libračných bodoch Tethysu, v 60° vzdialenostiach od neho. Podobne aj mesiace Helene a Dione majú spoločnú obežnú dráhu. Dvojica mesiacov Prometeus a Pandora obieha z opačných strán prstenca F a ich gravitačné pôsobenie udržuje častice v prstenci, preto sa im hovorí aj „pastierske mesiace“.


Saturnove najväčšie mesiace, porovnávané s Mesiacom Zeme.
Meno
Dátum objavu Priemer
(km)
Hmotnosť
(kg)
Stredná obežná vzdialenosť (km) Perióda obehu (dni)
Mimas 17. september 1789 400
(10 % Mesiaca)
0,4×1020
(0,05 % Mesiaca)
185 000
(50 % Mesiaca)
0,9
(3 % Mesiaca)
Enceladus 28. august 1789 500
(15 % Mesiaca)
1,1×1020
(0,2 % Mesiaca)
238 000
(60 % Mesiaca)
1,4
(5 % Mesiaca)
Tethys 21. marec 1684 1 060
(30 % Mesiaca)
6,2×1020
(0,8 % Mesiaca)
295 000
(80 % Mesiaca)
1,9
(7 % Mesiaca)
Dione 21. marec 1684 1 120
(30 % Mesiaca)
11×1020
(1,5 % Mesiaca)
377 000
(100 % Mesiaca)
2,7
(10 % Mesiaca)
Rhea 23. december 1672 1 530
(45 % Mesiaca)
23×1020
(3 % Mesiaca)
527 000
(140 % Mesiaca)
4,5
(20 % Mesiaca)
Titan 25. marec 1655 5 150
(150 % Mesiaca)
1 350×1020
(180 % Mesiaca)
1 222 000
(320 % Mesiaca)
16
(60 % Mesiaca)
Iapetus 25. október 1671 1 440
(40 % Mesiaca)
20×1020
(3 % Mesiaca)
3 560 000
(930 % Mesiaca)
79
(290 % Mesiaca)

Prstence[upraviť | upraviť zdroj]

Prstence Saturna zblízka, umelecká predstava. Prstence nie sú jednoliatym telesom, ale skladajú sa z množstva samostatne obiehajúcich častíc rôznej veľkosti
Bližšie informácie v hlavnom článku: Prstence Saturna

Saturn má najvýraznejšiu sústavu prstencov zo všetkých planét. Pôvodne boli známe jedine Saturnove prstence a planéta Saturn bola týmito prstencami význačná. Až v roku 1977 boli objavené nevýrazné prstence aj okolo planéty Urán a následne aj pri Jupiteri a Neptúne. Prstence Saturna sú však výrazne jasnejšie.

Prstence sú tvorené množstvom drobných čiastočiek (veľkosti prachu, či väčšie s rozmermi desiatok metrov). Pravdepodobne sú to kúsky hornín obalené ľadom. Každá častica obieha planétu samostatne okolo rovníka a pri obehu sa riadia Keplerovými zákonmi. Znamená to, že najbližšie častice obiehajú Saturn najrýchlejšie (raz za 4,9 hodiny) a najvzdialenejšie najpomalšie (raz za 2 dni). Prelety sond ukázali, že hlavné prstence sú tvorené množstvom malých, jemných prstencov. Pôvod prstencov dodnes nie je celkom známy. Podľa jednej teórie sa sformovali prirodzene z pôvodného materiálu protoplanetárneho disku, podľa inej ide o rozpadnutý mesiac.[25]

Celkovo sa prstence delia smerom od planéty na D C B A F G E. Jednotlivé prstence od seba oddeľujú medzery. Ani v medzerách však nie je prázdny priestor, vypĺňa ich množstvo tenkých riedkych prstencov. Komplex tvorený prstencami je široký približne 250 000 km, ale jeho hrúbka je maximálne 3 km, väčšinou ešte oveľa menšia. Ich hmotnosť predstavuje len 1 % hmotnosti Mesiaca.[25] Medzera medzi najvýraznejšími prstencami A a B viditeľnými aj zo Zeme sa nazýva Cassiniho delenie. Najbližšie mesiace Saturna obiehajú vo vnútri Saturnovych prstencov, napríklad obežná dráha mesiaca Pan je situovaná v Enckeho medzere. Najvnútornejší prstenec D siaha od oblačnej vrstvy planéty do vzdialenosti 1,21 RS (polomerov Saturna, pričom 1 RS = 60 268 km). Je tvorený len časticami mikroskopických rozmerov. Prstenec C leží vo vzdialenosti 1,21 až 1,53 RS a jeho častice majú rozmer až do 10 metrov.

Prstenec B sa rozprestiera vo vzdialenostiach medzi 1,53 až 1,95 RS a od prstenca A ho oddeľuje Cassiniho delenie. Častice v prstenci majú veľkosť asi 1 cm až 5 m. V tomto prstenci sa nachádzajú tmavé lúčovité škvrny (angl. spokes), ktoré rotujú ako spice na kolesách, čo na prvý pohľad odporuje zákonom nebeskej mechaniky. Pravdepodobne ide o častice podliehajúce vplyvu magnetického poľa planéty. Objavené boli na snímkach zo sond Voyager, ale pravdepodobne sú pozorovateľné aj zo Zeme ďalekohľadom s minimálne 50 cm objektívom.[26]

Prstenec A je tvorený zhruba 5-krát väčšími časticami, ako sú častice prstenca B a rozprestiera sa vo vzdialenosti 2,01 až 2,26 RS. Prstence F a G sú tenké, tvorené mikroskopickými časticami. Najvzdialenejší prstenec E končí vo väčšej vzdialenosti od planéty, ako je vzdialenosť Mesiaca od Zeme, čo je zhruba 8 polomerov Saturna.[13]

Panoramatický pohľad na prstence Saturna. Širší, vonkajší šedý prstenec je prstenec A. Z vnútornej strany ho vymedzuje Cassiniho delenie, najväčšia medzera v Saturnových prstencoch. Za ňou sa nachádza široký, hnedobiely prstenec B, potom tenší a tmavší prstenec C a najvnútornejší je prstenec D.

Pozorovanie[upraviť | upraviť zdroj]

História pozorovaní[upraviť | upraviť zdroj]

Keďže Saturn je ľahko viditeľný voľným okom, bol známy od nepamäti. Prvé historicky doložené pozorovanie planéty spadá do obdobia okolo roku 650 pred Kr. a pochádza z oblasti Mezopotámie. V zachovanom texte sa spomína zákryt planéty Mesiacom.[27] V najstarších modeloch nebeskej sféry, ktoré boli geocentrické, bol najvzdialenejšou planétou od Zeme, a obiehal ju medzi obežnou dráhou Jupitera a konečnou sférou hviezd.

Galileo Galilei ako prvý spozoroval neobvyklý tvar planéty. Nedokázal však rozlíšiť, že ide o prstence a predpokladal, že ide o trojplanétu pretože jeho ďalekohľad s 32-násobným zväčšením a nedokonalými šošovkami zobrazoval prstence ako menšie kotúčiky po jeho bokoch. Pri ďalších pozorovaniach si všimol ich pravidelné „miznutie“. Spôsobil to meniaci sa sklon prstencov voči rovine zorného uhla, Galilei si však túto záhadu nevedel do konca života vysvetliť.[28]

Galileove kresby Saturna. Galileo pôvodne považoval prstence za veľké mesiace.

K záveru, že ide o prstence okolo planéty prišiel až Christian Huygens (1656). Saturn začal pozorovať ďalekohľadom vlastnej výroby s 50-násobným zväčšením v roku 1655. V apríli toho istého roku objavil Saturnov najväčší mesiac Titan a podarilo sa mu pomerne presne určiť aj jeho obežnú dobu. V 70. a 80. rokoch 17. storočia boli objavené 4 mesiace Saturna (Japetus, Rhea, Tethys a Dione). V roku 1675 Giovanni Domenico Cassini objavil tmavú medzeru v prstenci, ktorú na jeho počesť pomenovali Cassiniho delenie.[29] Pierre Simone de Laplace predpokladal, že prstenec je tvorený sústavou do seba zapadajúcich obručí, ale James Clerk Maxwell v roku 1857 dokázal, že prstenec je obrovská sústava samostatne obiehajúcich telies[30].

V roku 1789 zmeral William Herschel sploštenie planéty.[31] Pomer rovníkového priemeru k polárnemu odhadol na 11:10. Od 18. storočia boli v atmosfére pozorované biele škvrny. V roku 1796 si ich všimli Johann Hieronymus Schröter a jeho asistent Karl Ludwig Harding na observatóriu v blízkosti Brém, pretože boli veľmi nápadné. Škvrny sa vyskytovali príležitostne aj v 19. a 20. storočí (v rokoch 1876, 1903, 1930, 1960 a 1990). Z neskorších pozorovaní vyplýva, že sa objavujú každých 27 – 30 rokov, čo korešponduje s obežnou dobou Saturnu (približne 29 a pol roka).[32]

Súčasné pozorovania[upraviť | upraviť zdroj]

Saturn býva na nočnej oblohe veľmi dobre pozorovateľný aj voľným okom, je takmer taký jasný ako Jupiter a má žltú farbu. Jeho zdanlivá hviezdna veľkosť sa pohybuje, v závislosti od aspektu, od 1,5 do -0,5 magnitúd, čím je porovnateľný s jasnejšími hviezdami. Na rozdiel od hviezd Saturn, rovnako ako iné planéty, nebliká. Istú úlohu v jeho jasnosti zohráva aj natočenie prstenca voči Zemi.[15] Saturn sa od ekliptiky nikdy nevzďaľuje viac ako o 2,5°, z čoho vyplýva, že v súčasnosti na 48. rovnobežke (zemepisná šírka južného Slovenska), pri hornej kulminácii nikdy nemôže stúpnuť viac ako 68° a klesnúť menej ako 16° nad obzor. Za jeden deň sa na oblohe priemerne posunie o uhol 0,0333°.[33]

Považuje sa za poslednú planétu, ktorú možno pozorovať voľným okom. Jasnosť Urána sa však pohybuje na hranici pozorovateľnosti a za veľmi vhodných podmienok je možno teda vidieť aj vzdialenejší Urán. Prstence voľným okom nie sú viditeľné, zobrazia sa však už v menšom ďalekohľade (za predpokladu, že je planéta vhodne naklonená) spolu s jeho najjasnejším mesiacom Titanom. Dobre viditeľný je pri vhodnom sklone aj tieň prstencov na planéte. Na samotnom povrchu Saturna možno pozorovať atmosférické pásy a zriedkavo biele jasné škvrny, ktoré sa objavili napríklad v rokoch 1933 a 1990.[34] Medzi amatérskymi pozorovateľmi sú veľmi obľúbené zákryty Saturna Mesiacom.

Planéta sa pohybuje po oblohe najpomalšie zo všetkých planét viditeľných voľným okom, čo vyplýva z tretieho Keplerovho zákona. Ako všetky ostatné planéty, aj Saturn niekedy pri svojom pohybe na hviezdnom pozadí „spomaľuje“, „zastane“ a istý čas sa dokonca pohybuje spätne. Tieto nerovnomernosti v pohybe sú spôsobené pridaním pohybu Zeme k Saturnovmu takmer rovnomernému obehu okolo Slnka. Za jeden siderický obeh Saturn vykreslí na oblohe 28,5 slučiek.[35] Začiatkom septembra 2013 Saturn prekročil hranicu so súhvezdím Váhy a zostane v ňom do januára 2015, kedy prekročí hranicu so susedným súhvezdím Škorpión. Priemerne sa v jednom súhvezdí zdržuje viac než 2 roky. Pozorovateľný je každý rok vždy v tom období, v ktorom je viditeľné aj "jeho momentálne" súhvezdie.

Okrem amatérskych a profesionálnych astronómov vykonáva pozorovania Saturna aj Hubbleov vesmírny ďalekohľad (HST) z obežnej dráhy Zeme. Predmetom jeho pozorovaní sú hlavne atmosférické zmeny, ale aj polárne žiary. Ďalekohľad objavil tiež niekoľko nových mesiacov a pomohol určiť maximálnu hrúbku jeho prstencov. Pri zákryte hviezdy GSCC5249-01240 20-21. novembra 1995 určil podrobnejšiu štruktúru prstencov.[36] Pri maximálnom sklone prstencov v roku 2003 urobila kamera Wide Field Planetary Camera 2 s použitím 30 filtrov v širokom pásme vlnových dĺžok snímky Saturna, na ktorých sa dosiahlo doteraz najlepšie spektrálne pokrytie Saturna v dejinách jeho pozorovania.[37] Fotografie v rôznych spektrách umožňujú vedcom lepšie študovať dynamické procesy odohrávajúce sa v atmosfére a prípadne aj modely sezónnych zmien.

Z pozemských observatórií pozorujú Saturn napríklad Európske južné observatórium (ESO) a observatórium na Mauna Kea, ktoré v rokoch 20002003 objavili niekoľko malých, retrográdne obiehajúcich mesiacov.[12]

Opozície Saturnu a jeho najmenšie vzdialenosti od Zeme v rokoch 2001 – 2020*
Dátum najväčšieho
priblíženia k Zemi
Minimálna vzdialenosť
od Zeme v AU
Minimálna vzdialenosť
od Zeme v km
Zdanlivá hviezdna veľkosť Uhlový priemer
na oblohe (rovníkový)
Dátum najbližšej opozície
3. december 2001 8,080 593 0 1 208 839 509 -0,5 20,48″ 3. december 2001
17. december 2002 8,051 945 7 1 204 553 934 -0,5 20,55″ 17. december 2002
31. december 2003 8,050 130 3 1 204 282 354 -0,5 20,55″ 31. december 2003
13. január 2005 8,075 626 3 1 208 096 501 -0,4 20,49″ 13. január 2005
27. január 2006 8,126 846 2 1 215 758 889 -0,2 20,36″ 27. január 2006
10. február 2007 8,200 372 5 1 226 758 267 -0,0 20,18″ 10. február 2007
24. február 2008 8,291 409 6 1 240 377 224 0,2 19,96″ 24. február 2008
8. marec 2009 8,394 458 9 1 255 793 180 0,5 19,71″ 8. marec 2009
21. marec 2010 8,503 818 3 1 272 153 113 0,5 19,46″ 22. marec 2010
3. apríl 2011 8,613 943 3 1 288 627 579 0,3 19,21″ 3. apríl 2011
15. apríl 2012 8,719 623 4 1 304 437 097 0,2 18,98″ 15. apríl 2012
28. apríl 2013 8,816 202 7 1 318 885 154 0,1 18,77″ 28. apríl 2013
10. máj 2014 8,899 676 1 1 331 372 597 0,1 18,59″ 10. máj 2014
23. máj 2015 8,966 702 3 1 341 399 574 0,0 18,45″ 23. máj 2015
3. jún 2016 9,014 902 7 1 348 610 251 0,0 18,35″ 3. jún 2016
15. jún 2017 9,042 674 6 1 352 764 868 0,0 18,30″ 15. jún 2017
27. jún 2018 9,048 816 2 1 353 683 639 0,0 18,29″ 27. jún 2018
9. júl 2019 9,032 789 9 1 351 286 138 0,1 18,32″ 9. júl 2019
21. júl 2020 8,994 697 3 1 345 587 566 0,1 18,40″ 20. júl 2020

* založené na údajoch z programu Skymap pro 11

Výskum sondami[upraviť | upraviť zdroj]

Saturn zo sondy Voyager 1

Ako prvá navštívila planétu kozmická sonda Pioneer 11 v roku 1979. K Saturnu dorazila po štyriapolročnom prelete medziplanetárnym priestorom. Štúdium tejto planéty a jej okolia sa začalo 2. augusta 1979. Po riskantnom, ale úspešnom prelete rovinou Saturnových prstencov 1. septembra 1979 (hrozilo možné nebezpečenstvo zrážky s časticami týchto prstencov, ktoré mohli sondu ťažko poškodiť) sonda v ten istý deň preletela pericentrom saturnocentrickej dráhy vo výške 21 400 km nad hladinou mrakov. Sledovanie planéty sonda ukončila 15. septembra 1979 a pokračovala v lete do vonkajších častí slnečnej sústavy[38].

V novembri 1980 preletel nad Saturnom Voyager 1. Najväčšie priblíženie nastalo 13. novembra 1980, ale už tri mesiace predtým začala s jeho fotografovaním. Vzniknuté fotografie priniesli mnoho nových poznatkov. Urobila tiež snímky mesiacov Mimas, Tethys, Dione, Enceladus, Rhea a Titan. Okolo Titanu preletela 12. novembra 1980 vo vzdialenosti 6 500 km. Počas preletu nazbierala množstvo údajov o zložení atmosféry a teplote. Mimo iného zistila, že 7 % objemu hornej atmosféry tvorí hélium a takmer celý zvyšok pripadá na vodík.[9]

O necelý rok neskôr potom nasledoval prelet sondy Voyager 2. Najbližšie priblíženie k Saturnu nastalo 25. augusta 1981. Počas preletu okolo Saturnu začala sonda s výskumom horných vrstiev atmosféry planéty pomocou radaru. Radarové merania priniesli poznatky o teplote a hustote atmosféry. Na ich základe sa zistilo, že v najvyšších oblastiach je tlak okolo 7 kilopascalov s teplotou −203 °C a v najnižších skúmaných oblastiach dochádza k nárastu tlaku a teploty až na 120 kilopascalov a −130 °C. Severný pól vykazoval súčasne rozdielnu teplotu ako obdobné oblasti na juhu. Severné oblasti boli o 10 °C chladnejšie, čo sa následne interpretovalo ako následok sezónnych javov. Počas priblíženia sondy k planéte bolo vyhotovených a odoslaných na Zem okolo 16 000 fotografií.

Cassini-Huygens[upraviť | upraviť zdroj]

Umelcova predstava sondy Cassini nad prstencami Saturna
Bližšie informácie v hlavnom článku: Cassini-Huygens

Všetky predchádzajúce misie však boli iba prelety, čiže sondy neboli navedené na obežnú dráhu planéty. Až v roku 1997 odštartovala k Saturnu sonda Cassini vyvinutá NASA, ktorá sa stala prvou umelou družicou Saturna. Na obežnú dráhu bola navedená 1. júla 2004. 25. decembra sa od sondy oddelil pristávací modul Huygens, navrhnutý a vyrobený Európskou kozmickou agentúrou. Modul po oddelení začal trojtýždňovú samostatnú cestu. 14. januára 2005, počas tretieho obehu sondy Cassini okolo Saturna, modul Huygens úspešne pristál na mesiaci Titan. Počas jeho pristávania slúžila sonda Cassini ako retranslačná stanica pre predávanie vedeckých a technických dát zo sondy Huygens na Zem. Huygens pristál na zmrznutom titanovom „bahne“ tvorenom zmesou kremičitanových hornín a tuhého metánu. Nad očakávania vedcov prežil pristátie o viac ako 4 hodiny a spojenie medzi ním a materskou sondou Cassini preposielajúcou signál na Zem bolo prerušené až 2 hodiny po pristátí, keď sa Cassini stratila za obzorom.

Sonda Cassini pokračuje z obežnej dráhy v skúmaní Saturnu rovnako ako aj jeho mesiacov. Na jej palube je 12 vedeckých prístrojov na snímkovanie, mapovanie, meranie chemického zloženia, teploty, magnetického poľa a štúdia zloženia telies. V súčasnosti (jún 2010) je sonda stále v skvelej kondícii a všetky subsystémy pracujú podľa predpokladov[39]. Misia Cassini-Huygens je spoločný projekt americkej organizácie NASA, západoeurópskej organizácie ESA a talianskej kozmickej agentúry ASI. Medzi hlavné úspechy tejto misie patrí objav uhľovodíkového jazera Ontario a impaktných kráterov na povrchu Titanu, potvrdenie atmosféry okolo mesiaca Enceladus, blízke snímky vzdialeného a retrográdne obiehajúceho mesiaca Phoebe, objav nových mesiacov a ďalšie.

Možnosť života[upraviť | upraviť zdroj]

Plynní obri, medzi ktorých zaraďujeme aj Saturn, nemajú pevný povrch a preto by sa život mohol vyvíjať len v jeho atmosfére, v oblastiach, kde sú kvapôčky vody a dostatok slnečného žiarenia. Objavili sa špekulácie, v ktorých sa tvrdilo, že by v takomto prostredí dokázali žiť dokonca i viacbunkové organizmy. Na Zemi sa však nenašli žiadne organizmy adaptované výhradne na život v mrakoch, dokonca ani na miestach, kde sú mraky prítomné fakticky neustále. Analogicky môžeme rovnakú situáciu predpokladať pre všetky telesá Slnečnej sústavy s atmosférou[40] a teda i pre Saturn. Naopak, za najväčších kandidátov pre mimozemský život v slnečnej sústave sa považujú (popri Marse a Jupiterových mesiacoch Európa a Ganymedes) jeho mesiace Titan a Enceladus. Zloženie atmosféry Titanu pripomína zloženie atmosféry Zeme v raných štádiách jej vývoja. Uvažuje sa tiež o možnosti vzniku jednobunkových organizmov[41]. Po pristátí sondy Huygens však Francois Raulin, jeden z expertov projektu, vyslovil domnienku, že život na Titane je veľmi nepravdepodobný z dôvodu neprítomnosti vody na povrchu mesiaca[42].

Mesiac Enceladus zase vedcov prekvapil prítomnosťou vody v kvapalnom skupenstve, ktorú chrlia gejzíry na jeho povrchu[43]. Tým sa zaradil medzi telesá, na ktorých sa budú pravdepodobne v budúcnosti hľadať stopy primitívneho života.

Planéta v kultúrnych dejinách[upraviť | upraviť zdroj]

Zobrazenie boha Saturna na reliéfe na stredovekom hrade Edzell Castle v Škótsku

Mytológia[upraviť | upraviť zdroj]

Saturnus, po ktorom je planéta pomenovaná, bol starý rímsky boh roľníctva. Neskôr ho začali stotožňovať s gréckym Kronom, bohom času. Na rozdiel od Krona, ktorý kvôli požieraniu vlastných detí nemal veľkú obľubu medzi starými Grékmi, Saturnos mal u Rimanov veľkú vážnosť a úctu. Podľa mýtov naučil ľudí obrábať pôdu, pestovať rastliny a stavať obydlia. O dobe jeho údajného panovania sa hovorilo ako o „Zlatom veku ľudstva“ a na pamiatku jeho vlády sa konali slávnosti zvané saturnálie. V čase týchto slávností dostávali otroci na krátky čas slobodu, pretože v zlatom veku neboli páni ani otroci. Saturnovi sa po stotožnení s Kronom začali pripisovať Kronove deti, medzi nimi aj Zeus, Rimanmi nazývaný Jupiter, ktorý ho nakoniec zvrhol z trónu.[44]

Astrológia[upraviť | upraviť zdroj]

V astrológii je Saturn pokladaný za nepriaznivú planétu, kvôli tomu, že jeho pohyb je najpomalší zo všetkých voľným okom viditeľných telies (okrem Urána). Má symbolizovať formovanie a istotu; zákony času a priestoru; štruktúru, poriadok, pravidlá a hranice; starobu, nepriazeň a smrť.[45] Za kladné vlastnosti pripisované účinkom Saturna sa pokladajú stálosť, praktickosť, hospodárnosť, vytrvalosť a systematickosť, k nepriaznivým patrí chlad, upätosť a izolácia, nedôvera a pesimizmus, frustrácie a depresie. Klasická astrológia sa na neho díva ako na „Otca času“, pretože ľudský život je údajne po troch obehoch tejto planéty zverokruhom naplnený. Súčasne ho považuje za životného učiteľa, a symbol otca, preto je tiež symbolom skúsenosti a zodpovednosti.[45]

Planéta v súčasnej kultúre[upraviť | upraviť zdroj]

Sci-fi[upraviť | upraviť zdroj]

Saturn sa stal podobne ako ďalšie planéty slnečnej sústave námetom niektorých sci-fi kníh. Okrem samotného Saturnu je dej často situovaný na jeho mesiac Titan, ktorý sa často popisuje ako „čerpacia stanica“ pre budúce kozmické lety či ako surovinová základňa pre dobývanie vzdialených častí slnečnej sústavy. Saturn sa objavil napríklad v diele bratov Strugackých v roku 1962, ktorí publikovali svoju knihu Tachmasib letí k Saturnu.[46] Ďalšou knihou, v ktorej je oblasť okolo Saturna hlavným motívom, je román Arthura C. Clarka 2001: Vesmírna odysea. Príbeh rozpráva o prvej ľudskej výprave k Saturnu, presnejšie k jeho mesiacu Japetus. Absolvovala ju päťčlenná posádka ma kozmickej lodi Discovery. Keď sa napokon posledný preživší účastník výpravy dostane na obežnú dráhu okolo Japeta, objaví na jeho povrchu tajomný čierny monolit, ktorý je v skutočnosti hviezdnou bránou. V pokračovaní tejto knihy (2010: Druhá vesmírna odysea) sa však už nijaká výprava k Saturnu nespomína a misia lode Discovery bola pozmenená na cestu k Jupiteru. Mesiac Titan sa spomína napríklad v knihe českého autora Jiřího Kulhánka Stroncium[47].

Okrem literárneho spracovania sa Saturn stáva aj námetom filmu Saturn 3, ktorý rozpráva príbeh o malej vedeckej stanici na povrchu mesiaca Titan, kde sa dvojica vedcov dostáva do kontaktu s ďalšou osobou a jej robotom.[48]

Referencie[upraviť | upraviť zdroj]

  1. Length of Saturn's Day Revised [online]. 2007. Dostupné online. (po anglicky)
  2. Brainerd, Jerome James (October 6, 2004). Solar System Planets Compared to Earth. The Astrophysics Spectator. prístup: 2010-07-05.
  3. a b Saturn [online]. . Dostupné online. (po česky)
  4. a b c d Vladimír Pohánka (1981). "Stretnutie so Saturnom". Kozmos XII (3): strany: 75-80.
  5. Zdeněk Pokorný (2007). Exoplanety. Academia, Praha, strany: 62. ISBN 978-80-200-1510-5.
  6. a b (2003). "Jupiter sa (možno) sformoval za 300 rokov". Kozmos XXXIV (1): strany: 2.
  7. Zdeněk Pokorný (2007). Exoplanety. Academia, Praha, strany: 75. ISBN 978-80-200-1510-5.
  8. Jiří Grygar (2005). "Žeň objevů 2003 (kapitola 1,3, Planetární sostava kdysi a dnes)". Kozmos XXXVI (4): strany: 12-13.
  9. a b c Josip Klezcek (2002). Velká encyklopedie vesmíru. Academia, strany: 437. ISBN 80-200-0906-X.
  10. Zdeněk Pokorný (2007). Exoplanety. Academia, Praha, strany: 78-79. ISBN 978-80-200-1510-5.
  11. Nitro [online]. . Dostupné online. (po česky)
  12. a b c Petr Kulhánek (2007). "Magnetická pole v sluneční soustavě III". Astropis (1): strany: 15.
  13. a b c d Bohuslav Lukáč, Teodor Pintér, Milan Rybanský, Marián Vidovenec (2005). Astronomické minimum. Slovenská ústredná hvezdáreň Hurbanovo, strany: 58. ISBN 80-85221-48-9.
  14. a b (2005). "Saturn". Kozmos XXXVI (2): strany: 12.
  15. a b c d e Róbert Čeman, Eduard Pittich (2002). Vesmír 1: Slnečná sústava. Slovenská Grafia, Bratislava, strany: 266-267. ISBN 80-8067-071-4.
  16. Martin Rees (2006). Vesmír. Ikar, strany: 187. ISBN 80-551-1233-9.
  17. Saturnove prstence [online]. Katedra fyziky, Fakulta prírodných vied, Univerzita Konštantína Filozofa v Nitre. Dostupné online.
  18. a b Saturn má modrú oblohu [online]. 2006. Dostupné online.
  19. (2006) Ilustrovaný atlas vesmíru. Nakladateľstvo SUN s. r. o., strany: 174. ISBN 80-7371-144-3.
  20. a b Vojtech Rušin (1995). "Hubble pozoruje nové oko Saturna". Kozmos XXVI (2): strany: 12.
  21. a b Saturn's Strange Hot Spot [online]. [Cit. 2008-08-19]. Dostupné online. (po anglicky)
  22. SONG, Jaymes. Astronomers Find 'Hot Spot' on Saturn [online]. www.nebulaawards.com, 2005-2-4, [cit. 2008-08-19]. Dostupné online. (po anglicky)
  23. Jet Propulsion Laboratory (2007). "Záhadný šesťuholník na Saturne". Kozmos XXXVIII (3): strany: 9.
  24. (2005). "Majú obrie planéty pevné jadrá? Ak áno, čo ich tvorí?". Kozmos XXXVI (2): strany: 15.
  25. a b (2004). "Cassini už obieha Saturn". Kozmos XXXV (4): strany: 5.
  26. Jiří Grygar (2005). "Žeň Objevů 2003". Kozmos XXXVI (2): strany: 7.
  27. Moore, Patrick: The Databook of Astronomy. Bristol - Philadelphia : Institute of Physics Publishing. 2000, s. 171
  28. Moore, Patrick: The Databook of Astronomy. Bristol - Philadelphia : Institute of Physics Publishing. 2000, s. 172
  29. McFadden, Lucy-Ann - Weismann, Paul R. - Johnson, Torrence V.: Encyclopedia of Solar System. 2. ed. San Diego - London - Amsterdam - Burlington : Elsevier. 2007, s. 57
  30. O'CONNOR, J. J.; ROBERTSON, E. F.. James Clerk Maxwell - biografia [online]. School of Mathematical and Computational Sciences, University of St Andrews, 1997, [cit. 2010-11-15]. Dostupné online. (po anglicky)
  31. Drossart, Pierre: Saturn, s. 1. In:Murdin, Paul et al.: Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Institute of Physics Publishing : Bristol - Philadelphia; Nature Publishing Group : London - New York - Tokyo. 2001.
  32. Moore, Patrick: The Databook of Astronomy. Bristol - Philadelphia : Institute of Physics Publishing. 2000, s. 173
  33. Peter Ivan. Slnko, planéty a mesiace slnečnej sústavy v číslach. prístup: 18. november 2008.
  34. Patrick Moore. Hviezdy a planéty. Vydavateľstvo Slovart, strany: 68. ISBN 80-7145-341-2.
  35. Peter Zimnikoval (2002). "Slučky". Kozmos XXXI (1): strany: 30.
  36. Jiří Dušek (1995). "Saturn bez prstence - live III". Kozmos XXVI (6): strany: 20-21.
  37. NASA Press Release (2003). "Saturnove prstence v najväčšom sklone". Kozmos XXXIV (5): strany: 12.
  38. VÍTEK, Antonín. 1973-019A - Pioneer 11 [online]. 2007-03-25, [cit. 2010-07-02]. Dostupné online. (po česky)
  39. Cassini Significant Events 06/23/10 - 06/29/10 [online]. Jet Propulsion Laboratory, 2010-6-30, [cit. 2010-07-02]. Dostupné online. (po anglicky)
  40. McKay, Christopher P. - Davis, Wanda L.: Astrobiology. In:McFadden, Lucy-Ann - Weismann, Paul R. - Johnson, Torrence V.: Encyclopedia of Solar System. 2. ed. San Diego - London - Amsterdam - Burlington : Elsevier. 2007, s. 864
  41. Life in the Solar System? [online]. BBC, [cit. 2010-07-02]. Dostupné online. (po anglicky)
  42. Život na Titane je nepravdepodobný [online]. Astronómia On-Line, 2006-1-13, [cit. 2010-07-02]. Dostupné online.
  43. Na měsíci Enceladus planety Saturn je voda [online]. vesmir.info, [cit. 2010-07-02]. Dostupné online. (po česky)
  44. Vojtech Zamarovský. Bohovia a hrdinovia antických bájí. Perfekt, Bratislava, strany: 403-404. ISBN 80-8046-203-8.
  45. a b GRUMLÍK, Jiří. Pohled do tajů astrologie. Brno : Fenix - Schneider, 1991. ISBN 80-900349-1-8. S. 36.
  46. Ladislav -Knedle- Ševcůj. Tachmasib letí k Saturnu. www.legie.info. prístup: 2008-12-25.
  47. KOPEČEK, Jaromír. Kulhánek, Jiří - Stroncium [online]. knihovnice.cz, 2006-12-05, [cit. 2010-07-02]. Dostupné online. (po anglicky)
  48. Saturn 3. Csfd.cz. prístup: 2008-12-25.

Iné projekty[upraviť | upraviť zdroj]