PLANETY SLUNEN SOUSTAVY saturn Charakteristika Zkladn data Dleit

PLANETY SLUNEČNÍ SOUSTAVY saturn Charakteristika Základní data Důležité objevy

SATURN Ø je druhá největší planeta sluneční soustavy Ø je tak velký, že by se do něj vešlo devět Zemí v řadě za sebou Ø tvoří ho hlavně plyn Ø nemá pevný povrch, takže na něm nemůže přistát žádné kosmické plavidlo Ø je charakteristická svým dobře viditelným prstencem

SATURN Saturn v pravých barvách na snímku sondy Voyager 2 (1981) Ø je šestá planeta sluneční soustavy, po Jupiteru druhá největší Ø planeta byla pozorována již starověkými astronomy Ø patří mezi velké plynné obry, pro které je typické, že nemají pevný povrch, ale pouze hustou atmosféru, která postupně přechází do pláště Ø Saturn je od Slunce desetkrát dále než Země, a proto je jeho teplota velmi nízká (– 150 °C). Ø Průměrná hustota planety je nejnižší z celé sluneční soustavy, dokonce nižší než hustota vody.

Jak Saturn získal své jméno? V římské mytologii byl Saturn bohem rolnictví, zemědělství a sklizně. Saturnus, vládce bohů, měl v římské tradici stejné osudy jako řecký bůh Kronos, s nímž Saturn splynul. Řecké bájesloví vypráví, že Kronos sdílel osudy Titánů a teprve později byl Diem omilostněn a stal se vládcem ostrovů blažených. Saturnus chránil celou přírodu, lidstvo naučil pěstovat ovocné stromy a vinnou révu. Dal lidem mravní řád. Byla to nejšťastnější doba lidstva a lidstvo se utěšuje nadějí na návrat těchto blažených časů. Štěstí tehdejších lidí připomínaly Saturnálie, slavené po několik dní v prosinci, kdy panovala volnost a rovnost i mezi pány a otroky.

SATURN vznik a vývoj Snímek Saturnu z Voyageru 1 v listopadu roku 1980. Autor snímku: NASA Kosmická sonda: Voyager 1 Předpokládá se, že Saturn vznikl z protoplanetárního disku před 4, 6 až 4, 7 miliardami let. Teorie gravitačního kolapsu předpokládá, že velké planety nevznikaly postupným slepováním drobných částic, ale poměrně rychlým smrštěním z nahuštěného shluku v zárodečném disku podobným způsobem, který je znám při vzniku hvězd. Podle teorie několika gravitačních kolapsů byl vznik plynných obrů krátký a v případě Saturnu trval jen několik století.

Vznik velkých Saturnových měsíců Ø proběhl pravděpodobně stejným způsobem jako vznikaly kamenné planety. Ø Saturn je však velmi daleko od Slunce, v žádné z fází vzniku měsíců nevystoupila teplota na vysoké hodnoty jako v případě okolí Jupitera. Ø Vlivem nízkých teplot tak nedošlo Menší a zpětně obíhající měsíce k úniku lehce tavitelných látek jsou nejspíše jako v jiných z původního disku okolo vznikající případech zachycené planetky planety. pocházející z jiných oblastí sluneční Ø Předpokládá se, že proto je soustavy. v Saturnově měsíční soustavě tak vysoké zastoupení vodního ledu.

Základní charakteristika a porovnání Ø objem planety je 764 krát větší než 764 krát větší objem Země Ø hmotnost Saturnu je 95 x vyšší, než hmotnost Země. Ø má ze všech planet nejmenší hustotu (687 kg/m 3) – jediná planeta s menší střední hustotou než voda. Ø jeden oběh okolo Slunce vykoná Saturn za 29, 46 pozemského roku Ø Saturn je znám svou mohutnou soustavou planetárních prstenců, které jsou viditelné ze Země i malým dalekohledem Ø kolem planety obíhá také početná rodina měsíců - k r. 2009 potvrzeno 62 Ø největší z nich je Titan, který má jako jediný měsíc ve sluneční soustavě hustou atmosféru Ø na noční obloze je snadno pozorovatelný pouhým okem jako nažloutlý neblikavý objekt.

Složení Ø Saturn se podobně jako Jupiter celkově skládá ze 75 % vodíku a 25 % hélia se stopami metanu, vody a amoniaku. Ø Toto složení odpovídá složení původní mlhoviny, ze které se zformovaly všechny planety sluneční soustavy. Ø Předpokládá se, že jádro planety je tvořeno z kovového vodíku či hélia (nebo sloučeniny těchto dvou kovů), což je způsobeno obrovským tlakem panujícím uvnitř planety. Ø Teplota v jádře se odhaduje na 12 000 K. Podle údajů získaných během průletu sondy Voyager 1 je poměr vodíku ku héliu v atmosféře 9: 1. PLANETA SATURN

Vnitřní stavba Saturnu Mezi atmosférou, povrchem, pláštěm a jádrem nejsou zřetelné hranice. Pod mraky se vytváří globální oceán tekutého vodíku. Blíže ke středu planety získává kapalný vodík stále více vlastností kovů. Už 500 km pod vrcholky mraků vodík přechází do kapalného skupenství. V hloubce 25 000 až 33 000 km pod vrchními mraky začíná vrstva tekutého kovového vodíku (má velmi dobrou vodíku elektrickou vodivost). Síla vrstvy je přibližně 20 000 km. Jádro planety - Jádro planety je tvořeno patrně těžšími prvky a ledem. Je asi třikrát větší než Země, ovšem jeho hmotnost je 25 násobná. - teplota ve vnitřním jádře je 12 000 K, - tlak se odhaduje na 8 miliónů MPa.

Oběžná dráha Saturnu Saturn obíhá Slunce ve střední vzdálenosti 1426, 9 miliónu km, což je přibližně dvojnásobek vzdálenosti Jupitera od Slunce a téměř desetinásobek vzdálenosti Země od Slunce. Oběžná rychlost dosahuje 9, 66 km/s, což odpovídá 34 703 km/h. Oběžná dráha je eliptická, blízká kruhové. Odklon osy od kolmice na ekliptiku je 26, 7°, zhruba o 4 stupně více, než je skloněna rotační osa Země. Sklon osy rotace planety vůči oběžné dráze Země má velký význam z hlediska viditelnosti Saturnových prstenců ze Země, kdy jsou vidět lépe či hůře, v závislosti na jejich sklonu vůči pozemskému pozorovateli a množství odráženého slunečního světla směrem k pozorovateli.

Rotace Saturnu Jedna otočka planety kolem vlastní osy trvá 10, 66 hodiny. Saturn se tak řadí mezi planety s nejkratším dnem. Rychlejší rotaci má již pouze Jupiter. Rotace je diferenciální, což znamená, že rychlost není ve všech částech planety stejná. Klesá od rovníku směrem k pólu. Ø Na rovníku vykoná jednu otočku za 10 h a 14 min, kdežto například na 57° šířky trvá jedna otočka již 11 hodin a 7, 5 minuty. Ø Ø

Atmosféra Saturnu se skládá téměř výhradně z vodíku (89%) a hélia (11%). Ze Země byl v atmosféře Saturnu zjištěn molekulární vodík, čpavek a metan. Přístroje kosmických sond objevily dále hélium, fosfen, etan, acetylén, metyl acetylén a propan. Atmosféra v nepravých barvách Autor snímku: NASA Ø Extrémně řídká ionizovaná vrstva atmosféry Saturnu, sahá až po prstenec C. Ø Nejvrchnější vrstva atmosféry absorbuje ultrafialové záření, což vede ke vzniku mlžného oparu. Ø Nejchladnější částí atmosféry jsou póly, ale najdeme i u středu nízké teploty. Ø Žlutá barva planety je způsobena odrazem slunečního světla od horních mraků.

Atmosféra Díky 100 kilometrové vrstvě zmrzlých čpavkových krystalků nejsou v Saturnově atmosféře pozorovány tak výrazné pruhy a mračné víry jako u Jupitera. Sondou Voyager bylo zjištěno, že podél rovníkového pásu (asi do úrovně 35. rovnoběžek) vane silný západní vítr rychlostí až 1 800 km/h. Ve vyšších saturnografických šířkách se vyskytují oblasti se západním i východním prouděním, rychlosti jsou však podstatně nižší. Na snímcích ze sond jsou patrné také mohutné atmosférické víry. Atmosféra severní polokoule Saturnu Ačkoliv rotační osa Saturnu je nakloněna v podobném úhlu jako osa Země, vliv procesů probíhajících v nitru a na povrchu planety má za následek i to, že na Saturnu nedochází ke střídání ročních období. Díky nízké hustotě, rychlé rotaci a složení planety má Saturn tvar koule zploštělé na pólech a vypouklé na rovníku. Poloměr na rovníku a na pólech se liší o téměř 10% (60 268 km a 54 364 km).

Počasí a atmosférické útvary V Saturnově atmosféře vanou větry, které vanou větry, dosahují rychlosti až 400 m/s v oblasti pólů, v rovníkové oblasti dosahují rychlosti až 1 800 km/h, což je pětkrát více než nejrychlejší 800 km/h větry na Jupiteru. Převážná část větrů směřuje východním směrem a předbíhá rotaci planety. Západním směrem vanou pouze slabší větry v severních šířkách. Jižní polární vír na Saturnu Okolo severního pólu planety obíhá záhadná struktura ve tvaru šestiúhelníku Z pozorování za dlouhý čas vyplývá, že šestiúhelník s průměrem 25 000 km je stabilní a nejedná se o krátkodobý jev. První snímky tohoto útvaru pocházejí již od sondy Voyager 1 a 2, podrobnější snímky útvaru pak přinesla sonda Cassini.

Magnetické pole Saturnu Ø objevila sonda Pioneer 11 v roce 1979. Ø Má mnohem menší intenzitu než magnetické pole Jupiteru a jde o nejslabší magnetické pole mezi všemi plynnými obry. Ø Na rovníku dosahuje jen o málo silnějších než magnetické pole Země. Ø Magnetosféra sahá daleko do prostoru, ale vlivem slunečního větru není podobně jako u ostatních planet stejně rozsáhlá na obě strany. Na přivrácené straně ke Slunci je pole vlivem tlaku proudících částic deformováno směrem k planetě tvořící plazmový torus, který je největší v celé sluneční soustavě (Sahá od 15 -ti násobku poloměru planety až do 25 -ti násobku poloměru. ). Ø Pole sahá do vzdálenosti asi 1, 1 miliónu km, na odvrácené straně bude protaženo do chvostu, který se táhne za planetou, ale jeho délka není v současnosti známá. Ø V magnetosféře Saturnu se nacházejí všechny jeho prstence a měsíce.

Polární záře na Saturnu Vlivem existence magnetosféry se v oblasti pólů příležitostně vyskytují polární záře, které jsou viditelné v ultrafialové části spektra. Ve viditelném spektru nebyly polární záře zatím pozorovány. Pozorované polární záře sahají až 1 600 km nad oblačnou vrstvu planety. Roční období Na Saturnu se střídají dvě roční období a to léto a zima. Léto nastává, když je Saturn nakloněný ke Slunci tak, že je Slunce v rovině s prstenci Saturnu a sluneční paprsky dopadají na povrch pod menším úhlem než v zimě, a tedy se jich méně odráží do okolního prostředí. Tato dvě roční období se na planetě střídají přibližně každých 15 let. Na planetě se však roční období nijak neprojevují.

Soustava prstenců v rovině rovníku Saturnu má celkem průměr 280 000 km, ale jsou tenké jen několik stovek metrů. Snímky z Voyagerů zachytily mnohem rozmanitější strukturu. Prstence totiž připomínají velkou gramofonovou desku. Hlavní prstence se skládají z tisíců dalších. Saturnovy prstence Složení prstenců: Skládají se z částic o velikosti od centimetrů po desítky metrů a jsou převážně (93%) z ledu (některé mohou být ledem pokryty); obsahují stopy křemíkových a uhlíkových minerálů. Jejich stáří se dnes odhaduje na pouhé stovky miliónů let, takže je můžeme považovat za velmi mladé.

Prstence Saturnu Prstence jsou pravděpodobně nejznámější částí Saturnu. Až do věku kosmických sond byly Poprvé je pozoroval známy tři hlavní prstence A, B, C a dva slabé, ze Galileo Galilei v roce 1610. Země jen občas viditelné D a E. Jejich původ se nejčastěji vysvětluje tak, že jsou pozůstatkem po katastrofě, která vedla k rozbití Saturnova měsíce a trosky vzniklé po této katastrofě se rozprostřely po oběžné dráze kolem Saturnu. Prstence jsou oddělené tzv. děleními, Cassiniho dělením a Enckeho dělením a pozorovatelnými i menšími dalekohledy přímo ze Země. Sonda Cassini zjistila, že samotné prstence mají svoji vlastní tenkou atmosféru tvořenou molekulárním kyslíkem, který vzniká působením slunečního záření na vodní led.

Saturnovy měsíce Planeta Saturn má podobně rozsáhlou rodinu měsíců jako planeta Jupiter. V současné době je objeveno 61 měsíců Saturnu různých tvarů a velikostí. TITAN Nejznámějším ze Saturnových měsíců je měsíc Titan s průměrem 5150 km, který je druhým největším měsícem sluneční soustavy, dokonce větší než planeta Merkur a téměř stejně velký jako Mars. Na povrchu Titanu se nacházejí jezera tvořená uhlovodíky a spekuluje se, že se na něm mohou vyskytovat primitivní formy života. Jedná se o jeden ze dvou měsíců sluneční soustavy, který má vlastní hustou atmosféru - z 85% tvořena dusíkem, z 12% argonem a metanem a z 3% organickými molekulami. Vrstvy atmosféry Titanu

Další velké měsíce SATURNU Rhea je největší ze Saturnových ledových měsíců. Jeho povrch je nejhustěji pokryt impaktními krátery - největší z nich má průměr 300 km. Na straně měsíce trvale odvrácené od Saturna je soustava světlých pruhů. Může to být námraza z vodní páry, kdysi uniklé z trhlin. Teplota povrchu se pohybuje mezi 174 °C na slunci a -200 °C ve stínu. Iapetus patří k největším hádankám v Saturnově soustavě. Má jednu stranu světlou jako sníh a na druhé straně je tmavý jako černý samet s obrovským horským hřebenem, který se táhne po většinu délky rovníku v tmavé části měsíce.

Mimas má obrovský kráter na jedné straně, což je výsledek dávného nárazu jiného tělesa, který téměř měsíc rozdělil. Mimas „ je velká špinavá ledová koule", posetá impaktními krátery. Tethys má na povrchu pás z obrovské trhliny s názvem Ithaca Chasma, který se táhne přes téměř tři čtvrtiny délky kolem Měsíce. Měsíc má kulovitý tvar, řadí se mezi středně velké s velkým obsahem vodního ledu. Mezi ledovými měsíci největší hustotu. Povrch měsíce je pokrytý krátery a vzdáleně připomíná planetu Merkur.

Zvláštní skupinou Saturnových měsíců jsou pak měsíce pastýřské, které obíhají uvnitř Saturnových prstenců a jsou zodpovědné za vytvoření dělení mezi jednotlivými prstenci. ENCELADUS HYPERION EPIMETHEUS

PANDORA PHOEBE JANUS TELESTO

Základní data hmotnost 5, 7× 1026 kg 95 x. Mz rovníkový poloměr 58 232 km hustota 690 kg/m 3 Zrychlení na povrchu 10, 4 m/s 2 (na rovníku) Úniková rychlost 35, 5 km/s povrchová teplota − 180 °C (svrchní oblačná vrstva) doba otočení kolem osy 10 hodin 32 min doba oběhu kolem Slunce 29, 46 let střední vzdálenost od Slunce 1 426 980 000 km přísluní 1 349 467 000 km odsluní 1 503 983 000 km Vzdálenost od Země - minimální - maximální počet měsíců 61 (v roce 2010)

Důležité objevy 1610 1655 1675 1979 1980 1981 1989 1990 20002003 2004 2005 Galileo poprvé pozoruje Saturn. Prstence nerozpoznal, vidí ho jako trojitou planetu. Christian Huygens objevuje Titan a o rok později Saturnův prstenec. Cassiniho objev dělení prstenců. Průlet sondy Pioneer 11. Objev chaotické rotace Hyperionu. Přílet Voyageru 2. Objev chaotické rotace Hyperionu. Pozorování planety Hubblovým kosmickým dalekohledem. Objev 13 dalších malých měsíců s nepravidelnými drahami (2, 2 m dalekohled ESO a 3, 5 m dalekohled na Mauna Kea). Přílet sondy Cassini–Huygens, intenzívní výzkum Saturnu. Přistání pouzdra Huygens na měsíci Titan.

Výzkum Saturnu Současná astronomie čerpá většinu detailních znalostí o Saturnu ze snímků, pořízených kosmickými sondami. Dalšími průzkumníky Saturnu byly sondy Voyager 1 a Voyager 2, které snímkovaly Saturn v letech 1980 a 1981. Během přeletu bylo pořízeno množství fotografií, které přinesly řadu nových poznatků o planetě. Podařilo se rovněž získat snímky měsíců a nasbírat základní údaje o atmosféře Titanu a jeho teplotě. První z nich byl Pioneer 11, který prolétl v blízkosti Saturnu roku 1979 K planetě dorazil po čtyř a půl roční cestě meziplanetárním prostorem. V roce 1997 odstartovala z V roce 1997 kosmodromu na mysu Canaveral raketa Titan, nesoucí na palubě planetární sondu Cassini-Huygens, která jako první sonda v historii měla za úkol být navedena na oběžnou dráhu kolem Saturnu.

TEST Pokuste se v následující tabulce porovnat některé základní parametry planety Saturn s naší planetou Zemí. SATURN ZEMĚ Rovníkový poloměr 58 200 km Střední vzdálenost od Slunce 1 437 000 km 149 600 000 km Doba oběhu kolem Slunce 29, 5 let 365, 25 dne Doba otočení kolem osy 10, 5 h 24 h 6 378 km

Tímto fascinujícím pohledem na planetu Saturn končíme naše další putování po planetách sluneční soustavy. A co nás čeká příště? LEDOVÍ OBŘI

URAN NEPTUN