Saturn je jednou z osmi hlavních planet sluneční soustavy. Jeho hlavním poznávacím znakem jsou velké a neuvěřitelně krásné prsteny.

Obecná informace:

1. Planeta váží 95krát více než Země. Jeho hmotnost je 568 10 24 (568 septillionů = 568 s 24 nulami) kilogramů.
2. Tento obr pojme Zemi 750krát, je druhý největší po planetě sluneční soustavy.
3. Planeta se skládá z plynů, vodík v ní je z 94 % a zbytek je převážně helium.
4. Den na planetě trvá 10 a čtvrt hodiny.
5. Jedna revoluce kolem Slunce trvá téměř 30 pozemských let.
6. Teplota na povrchu dosahuje -190º Celsia. Planeta je zahrnuta do samostatné třídy „ledových obrů“ sluneční soustavy a je téměř 10krát dále od Slunce než Země (pro srovnání: naše zeměkoule je od této horké hvězdy vzdálena 150 milionů km).
7. Průměr prstenců je asi 300 000 km. Na rychlé raketě byste létali z jednoho konce na druhý 2 dny.
8. Tato obrovská koule, obklopená ledovými kroužky, se otáčí rychlostí 60 000 km/h.

Historie původu názvu planety

Jeho záře na obloze byla zaznamenána již v 7. století před naším letopočtem. E. obyvatelé starověké Asýrie (dnešní Irák). O mnoho století později Řekové pojmenovali tuto planetu Kronos, po svém bohu úrody, možná pro její zvláštní postavení na obloze během letní sklizně. Saturn byl římským bohem zemědělství , proto má dnes planeta takové jméno. Mimochodem, po tomto římském bohu je pojmenován i jeden den v týdnu – sobota (sobota).

Prsteny

V roce 1610 Galileo Galilei poprvé viděl prstence ve svém dalekohledu Saturn. Viděl nějaké malé předměty, i když nechápal, co to je. Do svého deníku si vědec zakreslil, co viděl. Později, o 45 let později, na tuto otázku odpověděl nizozemský fyzik H. Huygens. Také si uvědomil, že po planetě se nepohybuje jeden prsten, ale několik gigantických.

Dnes astronomové známo, že má 7 hlavních prstenců. A každý z nich má své vlastní vlastnosti. Například prstenec A je téměř průhledný, takže skrz něj může snadno procházet světlo. Prstenec B je hustý, nasycený materiálem. C je ještě průhlednější než A a prstenec D je zcela nerozeznatelný. Prstence ze Země lze vidět pouze díky Slunci, protože jsou složený z ledových částic které odrážejí velké množství slunečního záření.

Třpytivé prsteny jsou neuvěřitelně velké. Rozprostíraly se tak široce, že by se vešly mezi naši planetu a oběžnou dráhu Měsíce. Jejich šířka však není silnější než jedno nebo dvě patra moderní výškové budovy. Jsou trochu podobné pevným diskům, ale jsou tvořeny miliardami kusů různého vesmírného odpadu. Kdybyste byli uvnitř jednoho z prstenů, zdálo by se vám, že vás zastihlo kroupy.

Zvláštnosti

Saturn je šestá planeta od Slunce. Jeho atmosféra se skládá z 5 vrstev. Tato obrovská koule vodíku a helia se otáčí kolem své osy a přitom mění svůj tvar. Něco podobného se stane s pizzou, když ji kuchař hodí. Otáčením se stává plochým a natahuje se po stranách.

Saturn má velmi nízkou hustotu. Je to jediná planeta ve sluneční soustavě, která méně hustý než voda. Je nafouknutý a plyny zabírají hodně místa v porovnání s celkovou hmotností. Pokud by existoval obrovský oceán schopný pojmout planetu, pak by se tato velká koule nepotopila, ale plavala by na vodě.

Tento ledový obr má také velmi výkonný meteorologický systém. Na pohled je to velmi tichá a klidná planeta, i když tomu tak není. Bouře tam mohou trvat dny, týdny i měsíce. Rychlost větru může dosáhnout 1600 km/h. Věří se, že tam blesk, který je milionkrát silnější než na Zemi.

Věrní společníci ledové koule

Největší satelit planety - Titan. Je větší než Merkur a dvakrát větší než Měsíc. Objevil ho Christian Huygens již v roce 1655. Ve srovnání s Titanem Enceladus jeden z menších satelitů. Je to malinký objekt o průměru pouhých 500 km (1/8 Měsíce). Byl objeven v roce 1789 Williamem Herschelem. Enceladus je lesklá koule z ledu a kamene. Je geologicky aktivní. Vědci na něm pozorují neustálé erupce. Astronomové stále objevují dosud neznámé satelity pána prstenů, takže jejich přesný počet není znám.

Orbiter "Cassini"

V roce 1997 se k Saturnu vydala 5,5tunová loď Cassini. Zařízení dosáhlo tohoto úžasného obra v roce 2004. A mnoho o planetě je známo díky družici Cassini. Dělá okliku prstenců, satelitů a planety samotné. Každý den vědci provádějí důkladnou studii snímků, které dostávají z kosmické lodi.

Závěr

Naše zpráva pomohla nahlédnout do jednoho oka. Planeta s ušima, jak ji Galileo Galilei ztvárnil ve svých poznámkách, se ukázala být skutečným klenotem sluneční soustavy. Milovníky vesmíru potěší svou třpytivou krásou a udivuje matematickou dokonalostí vědců.

Pokud by vám tato zpráva byla užitečná, rád vás uvidím

Saturn

Obecné informace o Saturnu

Saturn, šestá od Slunce a druhá největší planeta po Jupiteru, je obří planeta sluneční soustavy. Pojmenován po jednom z nejuctívanějších římských bohů – patronu země a úrody, kterého Jupiter svrhl ze svého trůnu.

Pozorování Saturnu ze Země

Saturn je lidem znám již od starověku. Ostatně na noční obloze jde o jeden z nejjasnějších objektů, viditelný jako nažloutlá hvězda, jejíž jasnost se pohybuje od nuly do první magnitudy (v závislosti na vzdálenosti od Země).

Kromě toho jsou prstence viditelné pouze na Saturnu, když jsou pozorovány ze Země dalekohledem (a dokonce i v tom nejjednodušším), ačkoli byly nalezeny na všech obřích planetách ...

Historie průzkumu Saturnu

orbitální pohyb a rotace Saturnu

Saturn obíhá kolem Slunce po dráze mírně nakloněné k rovině ekliptiky, s excentricitou 0,0541 a rychlostí 9,672 km/s, úplnou revoluci provede za 29,46 pozemských let. Průměrná vzdálenost planety od Slunce je 9,537 AU, s maximem 10 AU. a minimálně - 9 AU.

Úhel mezi rovinami rovníku a oběžné dráhy dosahuje 26°73". Doba rotace kolem osy - hvězdný den - 10 hodin 14 minut (v zeměpisných šířkách do 30°). Na pólech je doba rotace 26 minut déle - 10 hodin 40 minut. Je to dáno tím, že Saturn není pevné těleso jako např. Země, ale obrovská koule plynu... Vzhledem k takovým vlastnostem jeho struktury, která způsob, není ojedinělý, planeta nemá pevný povrch, takže poloměr Saturnu je určen polohou nejvyšší oblačnosti v jeho Na základě měření této polohy se ukázalo, že rovníkový poloměr Saturnu, rovný na 60268 km, je o 5904 km větší než polární, tj. polární komprese planetárního disku je 1/10.

Struktura a fyzikální podmínky na Saturnu

Mraky na Saturnu jsou většinou čpavkové, bílé a silnější než na Jupiteru, takže "páskování" Saturnu je menší. Pod mračny čpavku leží méně silné a z vesmíru neviditelné mraky čpavku (NH 4 +).

Oblačná vrstva Saturnu není konstantní, ale naopak je velmi proměnlivá. Může za to její rotace, ke které dochází především ze západu na východ (a také rotace planety kolem její osy). Rotace je poměrně silná, protože vítr na Saturnu není slabý - s rychlostí až 500 m/s. Směr větrů je východní.

Rychlost větru a podle toho i rychlost rotace vrstvy oblačnosti při pohybu od rovníku k pólům klesá a v zeměpisných šířkách větších než 35° se směry větrů střídají, tzn. spolu s východními větry jsou přítomny západní větry.

Převaha východního proudění naznačuje, že větry nejsou omezeny horní vrstvou oblačnosti, měly by se šířit dovnitř minimálně na 2000 kilometrů. Navíc měření sondy Voyager 2 ukázala, že větry na jižní a severní polokouli jsou symetrické podle rovníku! Existuje předpoklad, že symetrické proudění je nějak spojeno pod vrstvou viditelné atmosféry.

Mimochodem, při studiu snímků atmosféry Saturnu bylo zjištěno, že i zde, stejně jako na Jupiteru, mohou vznikat silné atmosférické víry, jejichž rozměry nejsou ve skutečnosti tak gigantické jako u Velké rudé skvrny, která je viditelná i ze Země, ale přesto dosahují v průměru tisíc kilometrů. Takto silné víry, podobné pozemským cyklónům, se tvoří v oblastech stoupajícího teplého vzduchu.

Byl také odhalen rozdíl mezi severní a jižní polokoulí Saturnu.

Tento rozdíl spočívá v čistší atmosféře nad severní polokoulí způsobenou téměř úplnou absencí vysokých mraků. Proč je horní vrstva atmosféry na severní polokouli tak bez mraků, není známo, ale spekuluje se, že to může být způsobeno nižšími teplotami (~82 K)...

Hmotnost Saturnu je obrovská – 5,68 10 26 kg, což je 95,1 násobek hmotnosti Země. Průměrná hustota je však pouze 0,68 g/cm. 3 je téměř o řád menší než hustota Země a menší než hustota vody, což je mezi planetami sluneční soustavy ojedinělý případ.

Vysvětluje se to složením plynného obalu planety, který se celkově neliší od toho slunečního, protože absolutně dominantním chemickým prvkem na Saturnu je vodík, i když v různém stavu agregace.

Atmosféra Saturnu se tedy téměř výhradně skládá z molekulárního vodíku (~ 95 %), s malým množstvím helia (ne více než 5 %), nečistotami metanu (CH 4), čpavku (NH 3), deuteria (těžký vodík ) a ethan (CH3CH3). Byly nalezeny stopy přítomnosti čpavku a vodního ledu.

Pod atmosférickou vrstvou se při tlaku ~100 000 barů nachází oceán kapalného molekulárního vodíku.

Ještě nižší - 30 tisíc km. z povrchu, kde tlak dosahuje jednoho milionu barů, přechází vodík do kovového stavu. Právě v této vrstvě se při pohybu kovu vytváří silné magnetické pole Saturnu, o kterém bude řeč níže.

Pod vrstvou kovového vodíku je kapalná směs vody, metanu a čpavku, při vysokém tlaku a teplotě. Konečně v samém středu Saturnu leží malé, ale masivní kamenité nebo ledovcově kamenité jádro, jehož teplota je ~20 000 K.

Saturnova magnetosféra

Kolem Saturnu je rozsáhlé magnetické pole s magnetickou indukcí na úrovni viditelných mraků na rovníku 0,2 Gs, vznikající pohybem hmoty ve vrstvě kovového vodíku. Absenci magnetického brzdného záření pozorovaného ze Země na Saturnu astronomové vysvětlili jako vliv prstenců. Tyto předpoklady se potvrdily během průletu kolem planety AMS „Pioneer-11“. Přístroje instalované na meziplanetární stanici registrovaly v cirkuplanetárním prostoru saturnské formace typické pro planetu s výrazným magnetickým polem: příďová rázová vlna, hranice magnetosféry (magnetopauza) a radiační pásy. Vnější poloměr Saturnovy magnetosféry v subsolárním bodě je 23 rovníkových poloměrů planety a vzdálenost k rázové vlně je 26 poloměrů.

Radiační pásy Saturnu jsou tak rozsáhlé, že pokrývají nejen prstence, ale také dráhy některých vnitřních satelitů planety. Jak se dalo očekávat, ve vnitřní části radiačních pásů, která je „blokována“ Saturnovými prstenci, je koncentrace nabitých částic velmi nízká. To se děje proto, že nabité částice, pohybující se od pólu k pólu, procházejí systémem prstenců a jsou tam absorbovány ledem a prachem. V důsledku toho je oslabena vnitřní část radiačních pásů, která by při absenci prstenců byla nejintenzivnějším zdrojem rádiové emise v systému Saturn.

Ale přesto koncentrace nabitých částic ve vnitřních oblastech radiačních pásů umožňuje vznik polárních září v polárních oblastech Saturnu, které jsou podobné těm, které můžeme vidět na Zemi. Důvod jejich vzniku je stejný – bombardování nabitými částicemi atmosféry.

V důsledku tohoto bombardování svítí atmosférické plyny v ultrafialové oblasti (110-160 nanometrů). Elektromagnetické vlny této délky jsou pohlcovány zemskou atmosférou a lze je pozorovat pouze vesmírnými dalekohledy.

Saturnovy prstence

No a nyní přejděme k jednomu z nejcharakterističtějších detailů struktury Saturnu – jeho obrovskému plochému prstenci.

Prstenec kolem Saturnu poprvé pozoroval G. Galileo v roce 1610, ale kvůli špatné kvalitě dalekohledu si spletl části prstence viditelné na okrajích planety se satelity planety.

Správný popis prstence Saturnu podal holandský vědec H. Huygens v roce 1659 a francouzský astronom Giovanni Domenico Cassini v roce 1675 ukázal, že se skládá ze dvou soustředných složek - prstenů A a B, oddělených tmavou mezerou (tzv. tzv. „divize Cassini“).

Mnohem později (v roce 1850) objevil americký astronom W. Bond vnitřní slabě svítící prstenec C, kterému se kvůli tmavé barvě někdy říká „krepový“ a v roce 1969 byl objeven ještě slabší a bližší prstenci planety D, jas, který nepřesahuje 1/20 jasu nejjasnějšího středního prstence.

Kromě výše uvedeného má Saturn ještě 3 prsteny - E, F a G; všechny jsou slabé a špatně rozeznatelné od Země, a proto byly objeveny během letů kosmických lodí Voyager 1 a Voyager 2.

Prstence jsou o něco bělejší než nažloutlý disk Saturnu. Jsou umístěny v rovině rovníku planety v tomto pořadí od horní vrstvy oblačnosti: D, C, B, A, F, G, E. Pořadí označení prstenců je dáno historickými důvody, takže neshoduje se s abecedou...

Pokud pečlivě zvážíte prstence Saturnu, ukáže se, že jich je ve skutečnosti mnohem více. Pozorované prstence jsou odděleny tmavými prstencovými mezerami - mezerami (nebo předěly), kde je velmi málo hmoty. Ten, který lze vidět středním dalekohledem ze Země (mezi prstenci A a B), se nazývá Cassiniho štěrbina. Za jasných nocí můžete vidět méně viditelné mezery.

Co tedy vysvětluje tuto strukturu Saturnových prstenců? A proč je Saturn vůbec má? No, zkusme si na tyto otázky odpovědět. A začněme tím, že vezmeme v úvahu to druhé, protože. bez odpovědi na ni nelze odpovědět na první otázku.

Důvodem, proč má Saturn ve vzdálenosti asi 10 5 km prstence, a ne satelit, je slapová síla. Ukázalo se, že i kdyby se satelit zformoval v takové vzdálenosti, byl by působením slapové síly roztrhán na malé úlomky. V éře formování obřích planet kolem nich v určité fázi vznikala zploštělá oblaka protoplanetární hmoty, ze kterých se později vytvořily satelity. V zóně prstenců slapová síla zabránila vzniku družice. Prstence Saturnu jsou tedy pravděpodobně pozůstatky předplanetární hmoty a skládají se z útvarů, jejichž velikost může být od malých zrnek písku až po úlomky v řádu několika metrů.

Existuje další teorie vzniku prstenců, podle které se jedná o zbytky některých velkých satelitů Saturnu zničených kometami a meteority, které vznikly před několika miliardami let. I když je možné, že v současné době existují zdroje doplňování prstenců látkou. Hustota hmoty v prstenci E se tedy zvyšuje směrem k oběžné dráze Saturnova měsíce Enceladus. Je možné, že Enceladus je zdrojem hmoty pro tento prsten.

Povaha struktury prstenů je zřejmě rezonanční. Divize Cassini je tedy oblastí oběžných drah, ve kterých je doba oběhu každé částice kolem Saturnu přesně poloviční než u nejbližšího velkého satelitu Saturnu, Mimasu. Kvůli této náhodě Mimas svou přitažlivostí tak trochu otřese částicemi pohybujícími se uvnitř štěpení a nakonec je odtud vymrští. Jak jsme si však již řekli výše, prstence Saturnu jsou spíše „gramofonovou deskou“ a takovou strukturu již není možné vysvětlit rezonancemi s periodami revoluce satelitů Saturnu.

Taková struktura je tedy pravděpodobně výsledkem mechanicky nestabilního rozložení částic po rovině prstenců, v důsledku čehož vznikají kruhové hustotní vlny - pozorovaná jemná struktura.

První, kdo učinil takový předpoklad, byl slavný německý filozof Immanuel Kant, který vysvětlil jemnou strukturu Saturnových prstenců srážkou částic rotujících diferenciálně kolem planety podle Keplerových zákonů. Právě diferenciální rotace je podle Kanta důvodem stratifikace disku do řady tenkých prstenců.

Později francouzský astronom Simon Laplace prokázal nestabilitu dvou prstenců Saturnu, jak ji vyjádřil Kant, které jsou viditelné ze Země.

Také po výpočtu rovnovážných podmínek pro prstence Saturnu Laplace dokázal, že jejich existence je možná pouze při rychlé rotaci planety kolem své osy, což bylo později prokázáno pozorováním V. Herschela, který upozornil na znatelné polární kontrakce Saturnu.

V letech 1857-59. Prstence Saturnu popsal ve svých dílech Angličan Maxwell James Clerk, který ukázal, že existence prstence kolem planety může být stabilní pouze tehdy, pokud se skládá ze sady samostatných, nesouvisejících malých těles: souvislého pevného nebo kapalného prstence. by byl roztrhán silou gravitace planety.

O něco později, v roce 1885, popsal tvar Saturnových prstenců ruský matematik S. V. Kovalevskaja, který potvrdil Maxwellův závěr, že prstence Saturnu nejsou jeden celek, ale skládají se ze samostatných, malých těles.

Na konci 19. stol tento teoretický závěr Maxwella a Kovalevské nezávisle na sobě empiricky potvrdili AA Belopolsky (Rusko), J. Keeler (USA) a A. Delandre (Francie), kteří vyfotografovali spektrum Saturnu pomocí štěrbinového spektrografu a na základě Dopplerova Fizeau objevil, že vnější části Saturnova prstence se otáčejí pomaleji než vnitřní části.

Naměřené rychlosti se ukázaly být stejné jako ty, které by měly satelity Saturnu, kdyby byly ve stejné vzdálenosti od planety. Z toho je zřejmé, že prstence Saturnu jsou v podstatě kolosální akumulací malých pevných částic, které nezávisle rotují kolem planety. Velikosti částic jsou tak malé, že nejsou viditelné nejen v pozemských dalekohledech, ale ani z kosmických lodí. Pouze pomocí skenování radiovým paprskem o vlnové délce 3,6 cm prstenců A, C a dělení Cassini, během průletu Saturnu "Voyager-1", bylo možné stanovit jejich velikosti. Ukázalo se, že průměrný průměr částic prstence A je 10 metrů, částic štěpení Cassini - osm a prstence C - pouze 2 metry.

Ve zbývajících prstencích Saturnu, s výjimkou prstence B, jsou částice mnohem menší velikosti a jejich počet je zanedbatelný. Ve skutečnosti se tyto prstence skládají z prachových zrn o průměru asi desetitisícin mm.

Musím říci, že částice v prstenci B tvoří zvláštní radiální útvary – „paprsky“, umístěné nad rovinou prstence. Je možné, že "paprsky" jsou drženy silami elektrostatického odpuzování. Je zvláštní poznamenat, že obrazy tajemných "paprsků" byly nalezeny na některých náčrtech Saturnu vyrobených v minulém století. Ale pak jim nikdo nepřikládal žádnou důležitost.

Kromě paprsků objevila kosmická loď Voyagers neočekávaný efekt, konkrétně četné krátkodobé výbuchy rádiové emise vycházející z prstenců. Nebylo to nic jiného než signály z elektrostatických výbojů – jakýsi blesk. Zdrojem elektrifikace částic je zjevně srážka mezi nimi. Byla také objevena plynná atmosféra neutrálního atomárního vodíku obklopující prstence.

Podle intenzity čáry Laysan-alfa (1216 A) v ultrafialové části spektra Voyageři vypočítali počet atomů vodíku v centimetru krychlovém atmosféry. Bylo jich asi 600...

V důsledku studia spektra prstenců se také ukázalo, že částice jejich složek jsou zřejmě buď pokryty ledem (nebo jinovatka), nebo se skládají z ledu, navíc vody. V druhém případě lze hmotnost všech prstenců odhadnout na 10 23 g, tzn. o 6 řádů menší, než je hmotnost samotné planety. Rozbor trajektorie sondy Pioneer 11 však ukázal, že hmotnost prstenců je ještě menší a nedosahuje ani 1,7 miliontiny hmotnosti Saturnu.

Teplota prstenců je velmi nízká - asi 80 K (-193 °C). Částice ve všech prstencích se pohybují téměř stejnou rychlostí (asi 10 km/s), někdy do sebe narážejí...

Do 29,5 roku od Země jsou prstence Saturnu dvakrát viditelné při maximálním otevření a existují dvě období, kdy jsou Slunce a Země v rovině prstenců a poté jsou prstence osvětleny Sluncem „na hraně“. Během tohoto období jsou prstence téměř zcela neviditelné, což naznačuje jejich velmi malou tloušťku: asi 1-4 (až 20) km. Prostřednictvím prstenců můžete dokonce vidět hvězdy, i když jejich světlo je znatelně oslabeno.

Satelity Saturnu

Spolu s prstencovým systémem má Saturn také celý systém satelitů, z nichž je v současnosti známo 60.

První satelit objevil již v roce 1655 Christian Huygens a byl to obrovský Titan - jediný satelit Saturnu, který má hustou atmosféru a svou velikostí předčí Merkur.

O něco později - v roce 1671 objevil Jean-Dominique Cassini další satelit - Iapetus. O rok později objevuje také Rheu a v roce 1684 - Dion a Tethys. Po těchto objevech nebyly více než sto let žádné informace o nových satelitech Saturnu. A zdálo se, že to bude trvat věčně. V roce 1789 však William Herschel objevil dva satelity Saturnu najednou. Byli to Mimas a Enceladus.

O šedesát let později, konkrétně v roce 1848, byl objeven Hyperion, v roce 1898 - Phoebe. Po nich - v roce 1966 byly objeveny Epitemia a Juna. Poté začal počet otevřených satelitů Saturnu díky zvýšenému rozlišení pozemských dalekohledů rychle narůstat a do roku 1997, kdy start sondy Cassini, dosáhl čísla 18. K tomuto počtu Cassini přidal čtyři další nové satelity, objevené po jeho příletu k Saturnu.

Celkem má Saturn k dnešnímu dni 52 oficiálně potvrzených satelitů, z nichž každý má své jméno. Spolu s nimi existují další zatím nepotvrzené satelity, které jsou malé a nebyly pozorovány více než jednou. Některé z nich leží na oběžné dráze Dione, jiné mezi dráhami Dione a Tethys a další mezi dráhami Dione a Rhea.

Všechny satelity, kromě obrovského Titanu, jsou složeny převážně z vodního ledu s malou příměsí horniny, jak naznačuje jejich nízká hustota (asi 1400-2000 kg/m 3 ). V největších z nich, jako je Mimas, Dione, Rhea, vzniká skalní jádro, které hmotnostně zaujímá až 40 % hmotnosti celého satelitu. Struktura Titanu je podobná struktuře velkých satelitů Jupiteru: také pevné kamenné jádro a ledová skořápka.

Satelity Saturnu, stejně jako satelity jiných obřích planet, lze rozdělit do dvou skupin – pravidelné a nepravidelné. Pravidelné satelity se pohybují po téměř kruhových drahách a leží blízko planety blízko její rovníkové roviny. Všechny pravidelné satelity se otáčejí jedním směrem - ve směru rotace samotné planety. To naznačuje, že tyto satelity byly vytvořeny v oblaku plynu a prachu, který obklopoval planetu během jejího formování. Pravda, z tohoto pravidla existují dvě výjimky – Iapetus a Phoebe.

Naproti tomu nepravidelné satelity obíhají daleko od planety po chaotických drahách, což jasně naznačuje, že tato tělesa byla planetou zachycena z asteroidů nebo jader komet, které kolem ní prolétaly.

Pravidelné satelity Saturnu, kterých je celkem 18, mají synchronní rotaci (cyklický posun), a proto jsou vždy k planetě natočeny na jednu stranu. Výjimkou z tohoto pravidla je Hyperion, který má vlastní chaotickou rotaci, a Phoebe, která rotuje opačným směrem.

Obecně lze říci, že každý satelit Saturnu je jedinečný a každý z nich si zaslouží pozornost. Vezměte si například Titan - obrovský satelit, jehož průměr je 5150 kilometrů, umožňuje jej považovat za druhý největší satelit ve sluneční soustavě. Navíc jen Titan má hustou červenooranžovou atmosféru o tloušťce téměř 600 km. Navíc tato atmosféra svým složením připomíná atmosféru starověké Země, protože 95 % tvoří dusík. Jsou v něm stopy přítomnosti argonu, metanu, kyslíku, vodíku, etanu, propanu a dalších plynů. Metan, mimochodem, na Titanu může být ve všech 3 stavech agregace, proto není divu, že na satelitu je metanový oceán, jezera a řeky. Ano, a obvyklý vodní oceán na Titanu také existuje, i když ne na povrchu, ale v hloubce několika kilometrů. Nasvědčuje tomu velká variabilita detailů povrchu Titanu, které jsou pozorovány v různou dobu na různých místech.

To je možné, pouze pokud předpokládáme, že pod povrchem je silná vrstva kapalné vody. Titan je tedy pátým vesmírným objektem ve sluneční soustavě, na kterém byla nalezena kapalná voda...

Neméně zajímavý než Titan a další satelit Saturnu - Iapetus. Jeho přední (ve směru jízdy) polokoule je velmi odlišná v odrazivosti od zadní. Jedna je jasná jako sníh, druhá je tmavá jako černý samet. To je způsobeno skutečností, že přední část Iapetu je silně znečištěna prachem, který po dopadu na jeho povrch při pohybu další družice, Phoebe, způsobuje její silné zčernání.

Phoebe je také unikátní satelit, protože jediný se točí kolem planety v opačném směru. Jeho povrch je navíc velmi tmavý – nejtmavší ze všech satelitů Saturnu.

Nejjasnějším povrchem je ale Enceladus, který je podle tohoto ukazatele první ve sluneční soustavě (jeho albedo se blíží 1, jako čerstvě napadlý sníh). Enceladus má také největší tektonickou a vulkanickou aktivitu a sopky Enceladu nejsou jednoduché, ale ledové. Kvůli nim je jeho povrch pokrytý vrstvou námrazy, a proto je tak světlý.

Velmi zajímavý je i další satelit Saturnu - Hyperion, jediný z velkých satelitů, který má nepravidelný tvar způsobený srážkou s nějakým masivním vesmírným tělesem. Je možné, nebo dokonce pravděpodobné, že právě tato kolize způsobila chaotickou rotaci Hyperionu kolem své osy, jejíž rychlost se během měsíce mění o desítky procent.

Srážkou s nějakým velkým kosmickým tělesem vznikl 130 km kráter Herschel na povrchu dalšího satelitu Saturnu - Mimas. Šachta obklopující tento kráter je tak vysoká, že je dobře viditelná i na fotografiích. Musím říci, že takové obří krátery na satelitech Saturnu nejsou neobvyklé. Na povrchu Dione byl tedy objeven kráter o průměru asi 100 km a na povrchu Rhea, druhého největšího satelitu Saturnu, jsou krátery o průměru až 300 km. Rhea je mimochodem zajímavá také tím, že jako jediná ze všech satelitů, a nejen Saturn, má prstence. To bylo objeveno 7. března tohoto roku, během letu sondy Cassini. Rheův prstenec je zjevně pouze jeden a skládá se z fragmentů asteroidu nebo komety, které se srazily s Rheou v dávné minulosti. Průměr tohoto prstence je až několik tisíc kilometrů a nachází se téměř blízko satelitu. Další oblak prachu se může rozšířit až na 5900 km. od středu satelitu.

Ano, Rhea je jistě zajímavá družice, ale vraťme se k povídání o kráterech. Jak již bylo zmíněno, 100-200 km krátery na satelitech Saturnu nejsou neobvyklé, ale ani ony nejsou ničím ve srovnání s kráterem Odysseus o průměru 400 km, který leží na povrchu Tethys. Mimochodem, na tomto satelitu byl také objeven obří kaňon Ithaca, který se rozkládá na 3 tisíce kilometrů, což je více než průměr satelitu (~ 2000 km).

Ale nejen to je zajímavá Tethys. Také jakoby „stádí“ další dva satelity - Telesto a Calypso, které se nacházejí 60 ° před a za Tethys. Pastýřovou družkou je také Dione, "pasoucí" Helenu a Polluxe. Místa ve vesmíru, která zaujímají tyto „pasoucí se“ satelity, se nazývají Lagrangian. Podobným způsobem se mimochodem pohybují asteroidy Trojané spolu s Jupiterem.

Některé ze satelitů uplatňují svůj vliv na prstence Saturnu - jedná se o tzv. společníci jsou pastýři. Jsou to například Prometheus a Pandora, interagující s materiálem prstence prstence F, a nedovolující tomuto materiálu jít za prstenec, nebo Atlas, pohybující se na vnějším okraji prstence A; nedovolí prstencovým částicím překročit tento okraj. Kroužek F je mimochodem velmi neobvyklý. Palubní kamery Voyageru 1 tedy ukázaly, že prstenec se skládá z několika prstenců o celkové šířce 60 km a dva z nich jsou navzájem propletené jako provázek. Taková neobvyklá konfigurace je způsobena interakcí prstenců se dvěma satelity pohybujícími se přímo v blízkosti prstence F, jeden na vnitřním okraji a druhý na vnějším. Přitažlivost těchto satelitů nedovoluje extrémním částicím vzdálit se od svého středu - satelity jakoby "spásají" částice. Ty, jak ukazují výpočty, způsobují pohyb částic po vlnovce, což vytváří pozorované prolínání složek prstence. Sonda Voyager 2, která prolétla poblíž Saturnu o devět měsíců později, však nenašla žádné prolínání ani jiné tvarové deformace v prstenci F, zejména v bezprostřední blízkosti pastýřů. Tvar prstenu se tedy ukázal být proměnlivý. Co způsobilo tak zvláštní chování prstenů, není známo ...

Obecné informace o Saturnu

Tato planeta je více podobná Jupiteru než jiné obří planety. Jeho hmotnost je 95krát a rovníkový poloměr (60370 km) je 9,5krát větší než zemský a komprese je 1:10, tj. polární poloměr je 8,5krát větší než zemský. Gravitační zrychlení na Saturnu je 1,15krát větší než na Zemi a kritická rychlost je 37 km/s. Osa rotace planety je nakloněna pod úhlem 26°45" a pokud by byla svou povahou podobná Zemi a byla by mnohem blíže Slunci, tak by se na ní měnila roční období. Ale struktura Saturn je stejný jako Jupiter a také on rotuje zonálně s periodami 10h 14m (rovníkový pás) a 10h 39m (mírné pásmo). Plynnou strukturu planety dokládá také její nízká průměrná hustota, která se rovná 0,69 g / cm3, tj. obrazně řečeno, kdyby byl Saturn ve vodě, plaval by na jejím povrchu. Kvůli menší (ve srovnání s Jupiterem) hmotnosti se tlak v útrobách Saturnu zvyšuje pomaleji a zdá se, že vrstva kapalného vodíku smíchaného s heliem začíná v hloubce rovné polovině poloměru planet, kde teplota dosahuje 10 000 °C a tlak je 3-109 hPa (3-106 atm.) Níže, v hloubce poloměru 0,7-0,8 je zde vrstva kovové fáze vodíku, ve které elektrické proudy generují magnetické pole planety a pod touto vrstvou je roztavený křemičitan kovové jádro, jehož hmotnost je 9krát větší než hmotnost Země, neboli téměř 0,1 hmotnosti Saturnu.

Saturn dostává od Slunce 92x méně energie než Země, navíc odráží 45 % této energie. Teplota jeho horních vrstev by tedy měla být asi -190°C, ale blíží se až -170°C. To se vysvětluje tím, že z horkých útrob planety pochází dvakrát více tepla než ze Slunce. Rádiová emise Saturnu je relativně malá, což ukazuje na přítomnost magnetického pole a radiačního pásu slabšího než Jupiter. Potvrdila to automatická stanice Pioneer-11, která 1. září 1979 proletěla ve vzdálenosti 21 400 km od povrchu Saturnu a objevila jeho magnetické pole, jehož osa se téměř shoduje s osou rotace planety. Radiační pás se skládá z několika zón oddělených širokými dutinami, které neobsahují elektricky nabité částice. Saturn má ještě dva měsíce – vyfotografovala je sonda Cassini. Skutečnost, že takto malé planety (o průměru 3 a 4 km) přežily dodnes, znamená, že malé komety, které je obvykle ohrožují, se ve sluneční soustavě příliš nevyskytují. Celkem má nyní šestá planeta 33 satelitů s průměry od 34 do 5150 km. Stejně jako Jupiter jsou tyto měsíce očíslovány v pořadí, v jakém byly objeveny.

Fotografie pořízené automatickými stanicemi ukazují, že povrchy velkých satelitů jsou pokryty mnoha krátery různých velikostí.

Všechny satelity Saturnu se kolem něj točí v dopředném směru a pouze ten nejvzdálenější, devátý satelit Phoebus, který je od planety vzdálen téměř 13 milionů km, má zpětný pohyb a jeden oběh dokončí za 550 dní.
Saturnovy prstence

Saturn má prsten, který objevil již v roce 1656 holandský fyzik X. Huygens (1629-1695), nebo spíše sedm tenkých plochých soustředných prstenců, které jsou od sebe odděleny tmavými mezerami a obíhají kolem planety v rovině jejího rovník. Vnější prstenec označený písmenem A je méně jasný než prstenec B oddělený od něj Cassiniho štěrbinou, uvnitř které se nachází třetí prstenec C, který se pro svou nízkou jasnost nazývá krepový a je viditelný pouze ve silných dalekohledech. ; je oddělen od prstence B Maxwellovým dělením. Vnější a vnitřní poloměry těchto prstenců jsou 138 000 a 120 000 km (A), 116 000 a 90 000 km (B), 89 000 a 72 000 km (C).

Prstence si udržují svůj směr ve vesmíru a každých 14,7 let (polovina periody Saturnovy revoluce kolem Slunce) jsou otočeny hranou k Zemi a nejsou viditelné; pouze jejich stín padá v úzkém tmavém pruhu na disk planety. Tento jev se nazývá mizení prstenů. Jejich poslední zmizení bylo v roce 1994.

Saturn, šestá největší planeta ve sluneční soustavě podle vzdálenosti od Slunce; astronomické znamení ћ S. označuje počet obřích planet. Hlavní poloosa oběžné dráhy S. (jeho průměrná vzdálenost od Slunce) je 9,54 AU. e. nebo 1,43 miliardy km. Excentricita oběžné dráhy je C. 0,056 (největší mezi obřími planetami). Úhel sklonu roviny oběžné dráhy S. k rovině ekliptiky je 2°29'. S. provede úplnou rotaci kolem Slunce ( hvězdná perioda rotace ) za 29,458 let s průměrnou rychlostí 9,64 km/s. Doba synodického oběhu je 378,09 dne. Na obloze vypadá S. jako nažloutlá hvězda, jejíž jasnost se pohybuje od nuly do první magnitudy (ve střední opozici). Velká variabilita jasnosti je spojena s existencí prstenců kolem S.; úhel mezi rovinou prstenců a směrem k Zemi se pohybuje od 0 do 28° a pozemský pozorovatel vidí prstence pod různými úhly, což určuje změnu jasnosti C. Viditelný disk C. má tvar elipsy s osami 20,7” a 14,7” (ve střední konfrontaci). V nadřazené konjunkci se Sluncem jsou zdánlivé rozměry Slunce o 25 % menší a jasnost je o 0,48 magnitudy slabší. Vizuální albedo S. je 0,69.

Elipticita disku S. odráží jeho kulovitý tvar, který je důsledkem rychlé rotace S.: doba jeho rotace kolem své osy je 10 hodin a 14 minut na rovníku, 10 hodin a 38 minut na středním zeměpisných šířkách a 10 hodin a 40 minut v zeměpisné šířce asi 60°. Rotační osa S. je skloněna k rovině její oběžné dráhy o 63°36'. V lineárním měřítku je rovníkový poloměr S. 60 100 km, polární 54 600 km (přesnost asi 1 %) a komprese 1:10,2. Objem slunečního záření převyšuje objem Země 770krát a hmotnost Slunce je 95,28krát větší než hmotnost Země (5,68 × 10226 kg), takže průměrná hustota Slunce je 0,7 g/cm3, což je poloviční hustota Slunce. S ohledem na Slunce je hmotnost S. 1:3499. Gravitační zrychlení na povrchu S. na rovníku je 9,54 m/s2. Parabolická rychlost (úniková rychlost) na povrchu S. dosahuje 37 km/sec.

Na C. disku je vidět málo detailů, a to i při pohledu za nejlepších podmínek. Viditelné jsou pouze světlé a tmavé pásy rovnoběžné s rovníkem, na kterých se občas překrývají tmavé nebo světlé skvrny, pomocí kterých se určuje rotace C.

Povrchová teplota S. se podle měření tepelného toku vycházejícího z planety v infračervené oblasti spektra určuje od -190 do -150 °C (což je vyšší než rovnovážná teplota -193 °C) , což odpovídá tepelnému toku přijatému ze Slunce. To svědčí o tom, že v tepelném záření S. je podíl vlastního hlubokého tepla, což potvrzují i ​​měření radiové emise.

Rozdíl v úhlových rychlostech sluneční rotace v různých zeměpisných šířkách naznačuje, že její povrch, pozorovaný ze Země, je pouze horní zakalená vrstva atmosféry. O vnitřní struktuře S. si lze udělat představu na základě teoretických studií. Pozorované poruchy v pohybu satelitů S. ve srovnání s kompresí jeho postavy a průměrnou hustotou umožňují určit přibližný průběh tlaku a hustoty v útrobách S. (viz Planety). Velmi nízká průměrná hustota S. naznačuje, že se stejně jako ostatní obří planety skládá převážně z lehkých plynů – vodíku a hélia, které převládají i na Slunci. Předpokládá se, že složení solária zahrnuje vodík (80 %), helium (18 %) a pouze 2 % těžších prvků soustředěných v jádru planety. Vodík do hloubky asi poloviny poloměru je v molekulární fázi a hlouběji pod vlivem kolosálních tlaků přechází do fáze kovové. Ve středu S. se teplota blíží 20 000 K.

Chemické složení atmosféry nad vrstvou slunečního mraku se určuje z absorpčních čar ve spektru planety. Jeho hlavní část tvoří molekulární vodík (40 km-atm), určitě je přítomen metan CH4 (0,35 km-atm), předpokládá se existence amoniaku (NH3), i když je možné, že je přítomen ve formě aerosolů v oblacích. Je důvodné předpokládat, že v atmosféře S. je helium, které se v oblasti nám dostupného spektra spektroskopicky neprojevuje. Magnetické pole na S. není odhaleno.

Pozoruhodným rysem planety jsou prstence Saturnu - soustředné útvary různé jasnosti, jakoby do sebe vnořené, a tvořící jediný plochý systém malé tloušťky, nacházející se v rovníkové rovině C. Prstenec kolem C. byl poprvé pozorován G. Galileo v roce 1610, ale kvůli nízké výšce jako dalekohled vzal části prstence viditelné na okrajích planety jako satelity C. Správný popis prstence C. podal H. Huygens (1659 ), a J. Cassini brzy ukázal, že se skládá ze dvou soustředných složek - prstenců A a B, oddělených tmavou mezerou (tzv. Cassiniho dělení). Mnohem později (v roce 1850) objevil americký astronom W. Bond vnitřní slabě svítící prstenec (C) a v roce 1969 byl objeven ještě slabší a bližší prstenci planety D. Jasnost prstence D nepřesahuje 1/ 20 jasnosti nejjasnějšího prstence - prstence B Prstence se nacházejí v následujících vzdálenostech od planety: A - od 138 do 120 tisíc km, B - od 116 do 90 tisíc km, C - od 89 do 75 tisíc km a D - ze 71 tisíc km téměř k povrchu C .

Povaha slunečních prstenců se vyjasnila poté, co anglický fyzik J. Maxwell (v roce 1859) a ruský matematik S. V. Kovalevskaya (v roce 1885) různými metodami dokázali, že existence prstence kolem planety může být stabilní pouze tehdy, pokud se skládá z sbírka jednotlivých malých těles: souvislý pevný nebo kapalný prstenec by se gravitací planety roztrhl.

Tento teoretický závěr na konci 19. stol. byla empiricky nezávisle potvrzena A. A. Belopolským (Rusko), J. Keelerem (USA) a A. Delandrem (Francie), kteří vyfotografovali spektrum S. pomocí štěrbinového spektrografu a na základě Doppler-Fisotova jevu zjistili, že vnější části prstence S. rotují pomaleji než vnitřní. Naměřené rychlosti se ukázaly být stejné jako ty, které by měly satelity S., kdyby byly ve stejné vzdálenosti od planety.

Do 29,5 roku od Země jsou prstence S. dvakrát viditelné při maximálním otevření a existují dvě období, kdy jsou Slunce a Země v rovině prstenců, a pak jsou prstence buď osvětleny Sluncem „na hraně“. “, nebo je pro pozemského pozorovatele viditelný „na hraně“. V tomto období jsou prstence téměř zcela neviditelné, což svědčí o jejich velmi malé tloušťce. Různí badatelé na základě vizuálních a fotometrických pozorování a jejich teoretického zpracování docházejí k závěru, že průměrná tloušťka prstenců je od 10 cm do 10 km. Samozřejmě je nemožné vidět prstenec takové tloušťky ze Země "na hraně". Velikosti pevných těles v prstencích se odhadují od 10-1 do 103 cm s převahou bloků o průměru cca 1 m, což potvrzuje i pozorovaný odraz rádiových vln od C prstenců.

Chemické složení hmoty prstenců je zjevně stejné pro všechny čtyři složky, liší se v nich pouze stupeň vyplnění prostoru hrudkami. Spektrum prstenců S. se výrazně liší od spektra samotného S. a Slunce, které je osvětluje; spektrum ukazuje zvýšenou odrazivost prstenců v blízké infračervené oblasti (2,1 a 1,5 µm), což odpovídá odrazu od ledu H2O. Lze předpokládat, že tělesa, která tvoří prstence S., jsou buď pokryta ledem nebo jinovatkou, nebo se skládají z ledu. V druhém případě lze hmotnost všech prstenců odhadnout na 1024 g, tedy o 5 řádů méně než hmotnost samotné planety. Teplota prstenců S. je zjevně blízká rovnováze, tj. 80 K.

S. má deset satelitů. Jeden z nich – Titan – má rozměry srovnatelné s velikostí planet; jeho průměr je 5 000 km, jeho hmotnost je 2,4 × 10-4 C a má atmosféru obsahující metan. Nejbližší družice k planetě je Janus, objevená v roce 1966: oběhne planetu za 18 hodin, v průměrné vzdálenosti 160 tisíc km; jeho průměr je asi 220 km. Nejvzdálenější satelit je Phoebe; se točí kolem S. v opačném směru ve vzdálenosti asi 13 milionů km (viz Satelity planet).

Vesmír je plný záhad, o čemž svědčí zajímavá fakta o planetě Saturn- nebeské těleso pojmenované po dlouholetém pánovi titánů - Kronosovi.

1. Planeta má tvar zploštělé koule.. Saturn získal tento tvar v důsledku rychlé rotace kolem své osy. Den zde trvá pouze 10,7 hodiny. Díky tak intenzivní rotaci se planeta sama zploští.
2. Nebeské těleso má obrovské množství satelitů (63). Vědci tvrdí, že někteří z nich mají nezbytné podmínky pro život.
3. Saturn má vyvinutý systém prstenců, z nichž každý má světlou a temnou stranu.. Obyvatelé Země však mají schopnost vidět výjimečně světlou stránku. Z naší planety se zdá, že prsteny čas od času mizí. Je to dáno tím, že pod svahem jsou vidět pouze okraje prstenců. Podle současných teorií byly prstence vytvořeny v důsledku zničení měsíců Saturnu.
4. Pokud si budete představovat, že Slunce má velikost vstupních dveří, pak bude Saturn připomínat basketbalový míč.. V tomto případě bude Země mít velikost obyčejné mince.
5. Planetu tvoří převážně plynné helium a vodík.. Nemá téměř žádný tvrdý povrch.
6. Pokud dáte Saturn do vody, může na ní plavat jako míč.. To je možné, protože hustota planety je 2krát menší než hustota vody.
7. Všechny prsteny mají názvy, které odpovídají písmenům latinské abecedy. Svá jména dostali v pořadí, v jakém byli objeveni.
8. Vědci z celého světa aktivně studují Saturn. Zatím tam bylo 5 misí. První kosmická loď navštívila toto místo v roce 1979. Od roku 2004 je studium vlastností nebeského tělesa prováděno pomocí kosmické lodi Cassini.
9. 40 % všech satelitů ve vesmíru se točí kolem Saturnu. Mezi nimi jsou pravidelné i nepravidelné satelity. Dráhy prvních jmenovaných jsou poměrně blízko planety, zbytek se nachází daleko. Byly zachyceny nedávno. Phoebein měsíc je nejdále od planety.
10. Astronomové předložili hypotézu, podle které Saturn ovlivnil strukturu sluneční soustavy. Díky působení své gravitace se planetě podařilo odhodit Uran a Neptun stranou. Jde však zatím pouze o předpoklad, pro který je třeba najít důkazy.
11. Tlak atmosféry planety Saturn převyšuje pozemský 3 milionkrát. Na této plynné planetě je vodík stlačen do kapalného a poté do pevného skupenství. Pokud se tam člověk dostane, okamžitě ho tlak atmosféry srovná.
12. Planeta má severní světla. Pořídila ho kosmická loď poblíž severního pólu. Podobný jev se nepodařilo detekovat na žádné jiné planetě.
13. Na Saturnu neustále zuří špatné počasí. Fouká silný vítr, který občas přechází v hurikán. Místní hurikány jsou svým prouděním podobné Zemi. Jen se objevují mnohem častěji. Během hurikánů se tvoří obří skvrny, které připomínají trychtýře. Jsou vidět z vesmíru.
14. Saturn je považován za nejkrásnější planetu. Krásu Saturnu dodává jemná modrá barva povrchu, jasné prstence. Mimochodem, toto nebeské těleso můžete vidět ze Země bez jakýchkoliv optických přístrojů. Nejjasnější hvězdou na obloze je Saturn.
15. Planeta vyzařuje 2x více energie, než přijímá od Slunce. Vzhledem k odlehlosti lokality se k Saturnu dostává velmi malý tok sluneční energie. Je to 91krát méně, než přijímá Země. Na spodní hranici mraků planety je teplota vzduchu pouze 150 K. Podle vědeckých hypotéz může být zdrojem vnitřní energie energie uvolněná v důsledku gravitační diferenciace helia.

Doufáme, že se vám výběr obrázků - Zajímavosti o planetě Saturn (15 fotografií) online v dobré kvalitě líbil. Zanechte prosím svůj názor v komentářích! Každý názor je pro nás důležitý.

Na počest římského boha, který měl na starosti zemědělství, byla pojmenována úžasná a tajemná planeta Saturn. Lidé se snaží prostudovat každou planetu k dokonalosti, včetně Saturnu. Saturn je po Jupiteru druhou největší planetou sluneční soustavy. I s běžným dalekohledem můžete snadno spatřit tuto úžasnou planetu. Vodík a helium jsou hlavními stavebními prvky planety. Proto je život na planetě pro ty, kteří dýchají kyslík. Dále doporučujeme přečíst si další zajímavá fakta o planetě Saturn.

1. Na Saturnu, stejně jako na planetě Zemi, existují roční období.

2. Jedna „sezóna“ na Saturnu trvá více než 7 let.

3. Planeta Saturn je zploštělá koule. Faktem je, že Saturn se otáčí kolem své osy tak rychle, že se sám zploští.

4. Saturn je považován za planetu s nejnižší hustotou v celé sluneční soustavě.

5. Hustota Saturnu je pouze 0,687 g/cm3, zatímco Země má hustotu 5,52 g/cm3.

6. Počet satelitů planety je 63.

7. Mnoho starověkých astronomů věřilo, že prstence Saturnu jsou jeho satelity. Galileo byl první, kdo o tom mluvil.

8. Saturnovy prstence byly poprvé objeveny v roce 1610.

9. Kosmické lodě navštívily Saturn pouze 4krát.

10. Stále se neví, jak dlouho trvá den na této planetě, nicméně mnozí předpokládají, že je to něco málo přes 10 hodin.

11. Jeden rok na této planetě se rovná 30 letům na Zemi

12. Když se mění roční období, planeta mění svou barvu.

13. Prstence Saturnu někdy zmizí. Faktem je, že pod svahem jsou vidět jen okraje prstenců, kterých je těžké si všimnout.

14. Saturn je vidět dalekohledem.

15. Vědci se nerozhodli, kdy vznikly Saturnovy prstence.

16. Saturnovy prstence mají světlé a temné strany. Ze Země jsou přitom vidět jen světlé stránky.

17. Saturn je uznáván jako 2. největší planeta sluneční soustavy.

18. Saturn je považován za 6. planetu od Slunce.

19. Saturn má svůj vlastní symbol – srp.

20. Saturn se skládá z vody, vodíku, helia, metanu.

21. Magnetické pole Saturnu sahá přes 1 milion kilometrů.

22. Prstence této planety se skládají z kusů ledu a prachu.

23. Dnes je meziplanetární stanice Kasain na oběžné dráze kolem Saturnu.

24. Tato planeta se většinou skládá z plynů a nemá prakticky žádný pevný povrch.

25. Hmotnost Saturnu přesahuje hmotnost naší planety více než 95krát.

26. Abyste se dostali ze Saturnu ke Slunci, musíte překonat 1430 milionů km.

27. Saturn je jediná planeta, která se otáčí kolem své osy rychleji než kolem své oběžné dráhy.

28. Rychlost větru na této planetě někdy dosahuje 1800 km/h.

29. Toto je nejvíce větrná planeta, protože je to kvůli její rychlé rotaci a vnitřnímu teplu.

30. Saturn je uznáván jako úplný opak naší planety.

31. Saturn má své jádro, které se skládá ze železa, ledu a niklu.

32. Prstence této planety nepřesahují tloušťku kilometru.

33. Pokud spustíte Saturn do vody, bude na něm moci plavat, protože jeho hustota je 2x nižší než hustota vody.

34. Na Saturnu byla objevena Aurora borealis.

35. Název planety pochází ze jména římského boha zemědělství.

36. Prstence planety odrážejí více světla než její disk.

37. Tvar mraků nad touto planetou připomíná šestiúhelník.

38. Sklon osy Saturnu je podobný Zemi.

39. Na severním pólu Saturnu jsou zvláštní mraky, které připomínají černou smršť.

40. Saturn má měsíc Titan, který byl naopak uznáván jako druhý největší ve vesmíru.

41. Názvy prstenců planety jsou pojmenovány abecedně a v pořadí, v jakém byly objeveny.

42. Prsteny A, B a C jsou rozpoznány jako hlavní kruhy.

43. První kosmická loď navštívila planetu v roce 1979.

44. Jeden ze satelitů této planety, Iapetus, má zajímavou strukturu. Z jedné strany má barvu černého sametu, druhá strana je bílá jako sníh.

45. Saturn byl poprvé v literatuře zmíněn v roce 1752 Voltairem.

47. Celková šířka prstenců je 137 milionů kilometrů.

48. Saturnovy měsíce jsou většinou ledové.

49. Na této planetě existují 2 typy satelitů – pravidelné a nepravidelné.

50. Dnes existuje pouze 23 pravidelných satelitů, které obíhají kolem Saturnu.

51. Nepravidelné satelity rotují po protáhlých drahách planety.

52. Někteří vědci se domnívají, že nepravidelné satelity byly zachyceny touto planetou poměrně nedávno, protože se nacházejí daleko od ní.

53. Satelit Iapetus je úplně první a nejstarší příbuzný této planetě.

54. Satelit Tethys se vyznačuje obrovskými krátery.

55. Saturn byl uznán za nejkrásnější planetu sluneční soustavy.

56. Někteří astronomové předpokládají, že život existuje na jednom z měsíců planety (Enceladus).

57. Na měsíci Enceladus byl nalezen zdroj světla, vody a organické hmoty.

58. Předpokládá se, že kolem této planety obíhá více než 40 % satelitů sluneční soustavy.

59. Předpokládá se, že vznikla před více než 4,6 miliardami let.

60. V roce 1990 vědci pozorovali největší bouři v celém vesmíru, která se právě stala na Saturnu a je známá jako Velký bílý ovál.

Struktura plynového obra

61. Saturn je uznáván jako nejlehčí planeta v celé sluneční soustavě.

62. Ukazatele gravitace na Saturnu a na Zemi se liší. Pokud je například na Zemi hmotnost člověka 80 kg, pak na Saturnu to bude 72,8 kg.

63. Teplota horní vrstvy planety je -150 °C.

64. V jádru planety dosahuje teplota 11700 °C.

65. Nejbližším sousedem Saturnu je Jupiter.

66. Gravitační síla na této planetě je 2, zatímco na Zemi je 1.

67. Nejvzdálenější satelit od Saturnu je Phoebe a nachází se ve vzdálenosti 12952000 kilometrů.

68. Herschel sám objevil 2 satelity Saturnu najednou: Mimmas a Ezelades v roce 1789.

69. Cassaini okamžitě objevil 4 satelity této planety: Iapetus, Rhea, Tethys a Dione.

70. Každých 14-15 let můžete vidět okraje prstenců Saturnu kvůli sklonu oběžné dráhy.

71. Kromě prstenců je v astronomii zvykem oddělovat mezi nimi mezery, které mají také jména.

72. Je zvykem oddělovat kromě hlavních prstenců i ty, které se skládají z prachu.

73. V roce 2004, kdy Cassini poprvé proletěla mezi prstenci F a G, zaznamenala více než 100 000 dopadů mikrometeorů.

74. Podle nového modelu byly prstence Saturnu vytvořeny v důsledku zničení satelitů.

75. Nejmladší satelit Saturnu je Helena.

Fotografie slavného, ​​nejsilnějšího, šestiúhelníkového víru na planetě Saturn. Fotografie ze sondy Cassini ve výšce přibližně 3000 km. z povrchu planety.

76. První kosmickou lodí, která navštívila Saturn, byl Pioneer 11, o rok později následoval Voyager 1, Voyager 2.

77. V indické astronomii se Saturn obvykle nazývá Shani jako jedno z 9 nebeských těles.

78. Saturnovy prstence v příběhu Isaaca Asimova nazvaném „Cesta Marťanů“ se stávají hlavním zdrojem vody pro marťanskou kolonii.

79. Saturn byl také zapojen do japonského kresleného filmu "Sailor Moon", planeta Saturn zosobňuje dívku bojovnici smrti a znovuzrození.

80. Hmotnost planety je 568,46 x 1024 kg.

81. Při překládání Galileových závěrů o Saturnu se Kepler spletl a rozhodl se, že místo prstenců Saturnu objevil 2 satelity Marsu. Ostuda byla vyřešena až po 250 letech.

82. Celková hmotnost prstenů se odhaduje přibližně na 3 × 1019 kilogramů.

83. Rychlost pohybu na oběžné dráze je 9,69 km/s.

84. Maximální vzdálenost od Saturnu k Zemi je pouze 1,6585 miliardy km, zatímco minimální je 1,1955 miliardy km.

85. První kosmická rychlost planety je 35,5 km/s.

86. Planety jako Jupiter, Uran a Neptun, jako Saturn, mají prstence. Všichni vědci a astronomové se však shodli, že neobvyklé jsou pouze prstence Saturnu.

87. Zajímavé je, že slovo Saturn v angličtině má stejný kořen jako slovo Sobota.

88. Žluté a zlaté pruhy, které lze na planetě vidět, jsou výsledkem působení stálých větrů.

90. Dnes dochází k nejožehavějším a nejhorlivějším sporům mezi vědci právě kvůli šestiúhelníku, který vznikl na povrchu Saturnu.

91. Mnoho vědců opakovaně prokázalo, že jádro Saturnu je mnohem větší a hmotnější než Země, ale přesná čísla ještě nebyla stanovena.

92. Není to tak dávno, co vědci zjistili, že se zdá, že jehly jsou zapíchnuté v prstencích. Později se však ukázalo, že jde jen o vrstvy částic nabitých elektřinou.

93. Velikost polárního poloměru na planetě Saturn je asi 54364 km.

94. Rovníkový poloměr planety je 60 268 km.

V naší sluneční soustavě je spousta úžasných vesmírných objektů, o něž zájem neupadá. Jedním z těchto objektů je Saturn, šestá planeta sluneční soustavy, nejúžasnější a nejneobvyklejší nebeské těleso nacházející se ve vesmíru, který je nám nejblíže. Obrovská velikost, přítomnost nádherných prstenců, další zajímavá fakta a rysy, kterými šestá planeta disponuje, z ní činí objekt bedlivé pozornosti astrofyziků.

Objev planety s prstenci

Saturn, stejně jako jeho soused, obrovský Jupiter, je jedním z největších objektů sluneční soustavy. Člověk začal sbírat první informace o krásné planetě již v éře starověkých civilizací. Egypťané, Peršané a staří Řekové zosobňovali Saturn s nejvyšším božstvem a obdařili nažloutlou hvězdu na noční obloze mystickou silou. Starověké národy přikládaly této planetě velký význam, vytvářely a formovaly na ní první kalendáře.

V éře starověkého Říma dosáhlo uctívání Saturna svého vrcholu a zahájilo Saturnálie - svátky zemědělství. Postupem času se uctívání Saturna stalo celým trendem v kultuře starých Římanů.

První vědecká fakta o planetě Saturn pocházejí z konce 16. století. To je velká zásluha Galilea Galileiho. Byl to on, kdo poprvé pomocí svého nedokonalého dalekohledu umístil Saturn mezi objekty naší sluneční soustavy. Jediné, co se slavnému astronomovi nepodařilo, bylo objevit okouzlující prstence planety. Výzdobu planety v podobě obrovských prstenců, trojnásobku nebo čtyřnásobku průměru samotné planety, objevil v roce 1610 holandský astrofyzik Christian Huygens.

Teprve v moderní době, kdy se objevily výkonnější pozemní dalekohledy, se vědecké komunitě podařilo plně prozkoumat nádherné prstence a objevit další zajímavé skutečnosti o planetě Saturn.

Krátký exkurz do historie planety

Šestá planeta sluneční soustavy je jedním ze stejných plynných obrů jako Jupiter, Uran a Neptun. Na rozdíl od terestrických planet Merkuru, Venuše, Země a Marsu se jedná o skutečné obry, nebeská tělesa obrovské plynné struktury. Není divu, že vědci považují Saturn a Jupiter za příbuzné planety, s podobným složením atmosféry a astrofyzikálními parametry.

Díky svému okolí, reprezentovanému celou kohortou velkých i malých satelitů, obrovskými a jasnými prstenci, je planeta považována za nejrozeznatelnější ve sluneční soustavě. Navzdory tomu je to však tato planeta, která byla prozkoumána nejméně. Popis planety je dnes redukován na obvyklá a střední statická data, včetně velikosti, hmotnosti, hustoty nebeského tělesa. Neméně vzácné informace o složení atmosféry planety a jejím geomagnetickém poli. Povrch Saturnu, ukrytý hustými oblaky plynu, je pro astrofyziky obecně považován za temnou skvrnu ve vědě.

Co dnes víme o Saturnu? Na noční obloze se tato planeta objevuje poměrně často a je jasnou hvězdou světle žluté barvy. Během opozice toto nebeské těleso vypadá jako hvězda s jasností 0,2-0,3 m magnitudy.

Relativně vysoká jasnost planety je dána spíše velkou velikostí planety. Saturn má průměr 116 464 tisíc km, což je 9,5násobek parametrů Země. Prstencový obr vypadá jako vejce, protáhlé na pólech a zploštělé v oblasti rovníku. Průměrný poloměr planety je něco málo přes 58 tisíc km. Spolu s prstenci je průměr Saturnu 270 tisíc km. Hmotnost se rovná 568 360 000 bilionům bilionů kg.

Saturn je 95krát těžší než Země a je po Jupiteru druhým největším vesmírným tělesem ve sluneční soustavě. Hustota tohoto monstra je přitom pouhých 0,687 g/cm3. Pro srovnání, hustota naší modré planety je 5,51 g/cm³. Jinými slovy, obrovská plynná planeta je lehčí než voda, a pokud byste Saturn vložili do obrovského bazénu vody, zůstal by na povrchu.

Saturn má rozlohu přes 42 miliard metrů čtverečních. kilometrů, přesahuje plochu zemského povrchu 87krát. Objem plynového obra je 827,13 bilionu. kubických kilometrů.

Zajímavé údaje o orbitální poloze planety. Saturn je 10x dále od Slunce než naše planeta. Sluneční světlo dosáhne povrchu planety s prstenci za 1 hodinu a 20 minut. Dráha má třetí největší excentricitu, v tomto ukazateli je druhá po Merkuru a Marsu. Dráha planety se vyznačuje malým rozdílem mezi aféliem a perihéliem, který je 1,54x108 km. Maximální vzdálenost Saturnu od Slunce je 1513 783 km. Minimální vzdálenost Saturnu od Slunce je 1353600 km.

Astrofyzikální charakteristiky planety ve srovnání s jinými nebeskými objekty sluneční soustavy jsou docela zajímavé. Oběžná rychlost planety je 9,6 km/s. Úplná revoluce kolem našeho centrálního svítidla trvá Saturnu méně než 30 let. Rychlost rotace planety kolem vlastní osy je přitom mnohem vyšší než u Země. Rotace Saturnu kolem své vlastní osy může být 10 hodin a 33 minut oproti 24 hodinám pro náš svět. Jinými slovy, saturnský den je mnohem kratší než pozemský den, ale rok na planetě s prstenci bude trvat až 24 491 pozemských dnů. Nejbližší planety k Saturnu – Jupiter a Uran – rotují kolem své vlastní osy mnohem pomaleji.

Charakteristickým znakem polohy planety a rychlosti rotace kolem vlastní osy je přítomnost ročních období. Osa rotace prstencového obra je nakloněna k orbitální rovině pod stejným úhlem jako Země. Na Saturnu jsou také roční období, jen trvají mnohem déle: jaro, léto, podzim a zima trvají na Saturnu téměř 7 let.

Obr se nachází v průměrné vzdálenosti 1,28 miliardy kilometrů od Země. Během období opozice je Saturn nejblíže našemu světu na vzdálenost 1,20 miliardy kilometrů.

S tak obrovskými vzdálenostmi bude při současných technických možnostech letět do prstencového plynového obra trvat dlouho. První automatická sonda „Pioneer-11“ létala k Saturnu více než 6 let. Dalšímu vesmírnému vraku, sondě Voyager 1, trvalo více než 3 roky, než dosáhla plynného obra. Nejslavnější kosmická loď „Cassini“ létala k Saturnu 7 let. Nejnovějším úspěchem lidstva na poli studia a průzkumu vesmíru v oblasti Saturnu byl let automatické sondy „New Horizons“. Toto zařízení dosáhlo oblasti prstenců po 2 letech a 4 měsících od data startu na místě startu Cape Canaveral.

Charakteristika a složení atmosféry planety

Svou strukturou je druhá největší planeta sluneční soustavy velmi podobná Jupiteru. Plynný obr se skládá ze tří vrstev. První, nejvnitřnější vrstva je husté masivní jádro sestávající z křemičitanů a kovu. Pokud jde o hmotnost, jádro Saturnu je 20krát těžší než naše planeta. Teplota ve středu jádra dosahuje 10-11 tisíc stupňů Celsia. Může za to kolosální tlak ve vnitřních oblastech planety, který dosahuje 3 milionů atmosfér. Kombinace vysoké teploty a obrovského tlaku vede k tomu, že samotná planeta je schopna vyzařovat energii do okolního prostoru. Saturn vydává 2,5krát více energie, než přijímá od naší hvězdy.

Vědci se domnívají, že průměr jádra je 25 tisíc kilometrů. Pokud půjdete výše, po jádru začne vrstva kovového vodíku. Jeho tloušťka se pohybuje v rozmezí 30-40 tisíc km. Za vrstvou kovového vodíku začíná nejsvrchnější vrstva, tzv. povrch planety, naplněný vodíkem a heliem v polotekutém stavu. Vrstva molekulárního vodíku na Saturnu má pouhých 12 tisíc km. Stejně jako ostatní plynné planety sluneční soustavy, ani Saturn nemá jasnou hranici mezi atmosférou a povrchem planety. Obrovské množství vodíku vytváří intenzivní cirkulaci elektrických proudů, které spolu s magnetickou osou planety tvoří magnetické pole Saturnu. Je třeba poznamenat, že magnetická skořápka Saturnu má nižší sílu než magnetické pole Jupitera.

Podle složení atmosféry je šestá planeta sluneční soustavy z 96 % tvořena vodíkem. Pouze 4 % tvoří helium. Tloušťka vrstvy atmosféry na Saturnu je pouhých 60 km, ale hlavní rys saturnské atmosféry je jiný. Vysoká rychlost rotace planety kolem vlastní osy a přítomnost obrovského množství vodíku v atmosféře způsobuje oddělení plynného obalu do pásů. Mraky jsou také většinou složeny z molekulárního vodíku zředěného metanem a heliem. Vysoká rychlost rotace planety přispívá k tvorbě pásů, které se v polárních oblastech zdají tenčí a značně se rozšiřují, když se přibližují k rovníku planety.

Vědci se domnívají, že přítomnost pásů v saturnské atmosféře ukazuje na vysokou rychlost pohybu plynných mas. Tato planeta má nejsilnější větry v celé sluneční soustavě. Podle údajů získaných z Cassini dosahuje rychlost větru v atmosféře Saturnu hodnot 1800 km/h.

Saturnovy prstence a jeho měsíce

Nejpozoruhodnějším objektem z hlediska studia šesté planety sluneční soustavy jsou její prstence. Měsíce Saturnu jsou neméně zajímavé kvůli jejich obrovské velikosti a přítomnosti pevného povrchu.

Prstence plynného obra jsou obrovskou akumulací vesmírného odpadu, který se nahromadil v oblastech Saturnu za mnoho miliard let. Ledové a kamenné úlomky kosmické hmoty tvoří 7 velkých prstenců různých šířek, oddělených 4 štěrbinami. Všechny prstence Saturnu byly označeny latinkou: A, B, C, D, E, F a G. Sloty mají následující názvy:

• Maxwellova štěrbina;
• shell Cassini;
• Enkea mezera;
• Keelerova mezera.

Vzhledem k přítomnosti obrovského množství kosmického ledu ve struktuře prstenců jsou tyto útvary dobře viditelné ve výkonném dalekohledu. Vyzbrojeni dalekohledy s montáží Go-To lze ze Země pozorovat pouze dva největší prstence Saturnu.

Pokud jde o satelity Saturnu, tento plynný obr nemá mezi v současnosti známými nebeskými tělesy konkurenci. Oficiálně má planeta 62 satelitů, mezi nimiž vynikají největší objekty. Druhý největší přirozený satelit ve sluneční soustavě, Titan, který je větší než planeta Merkur, má průměr 5150 km. a větší než Merkur. Na rozdíl od svého hostitele má Titan hustou dusíkovou atmosféru.

Není to však Titan, co dnes vědce zajímá. Enceladus, šestý největší měsíc Saturnu, se ukázal jako nebeské těleso, na jehož povrchu byly nalezeny stopy vody. Tato skutečnost byla poprvé objevena díky snímkům Hubbleova teleskopu a potvrzena v důsledku průletu kosmické sondy Cassini. Na Enceladu byly objeveny tryskající gejzíry, rozsáhlé plochy povrchu pokryté vrstvou ledu. Přítomnost vody v geologické struktuře tohoto satelitu vede vědce k domněnce, že sluneční soustava může mít jiné formy života.

Pokud máte nějaké dotazy - pište je do komentářů pod článkem. My nebo naši návštěvníci je rádi zodpovíme.