Planeta Saturn - průměr, hmotnost a vzdálenost od Země, oběžná doba kolem Slunce

Saturn - vzdálenost planety od Slunce, hustota Saturnu a úniková rychlost

Planeta Saturn je druhá největší planeta Sluneční soustavy. Planeta Saturn patří k nezaměnitelným objektům. Především díky svému prstenci, který dodává Saturnu těžko opakovatelné vzezření. Planetu Saturn dalekohledem poprvé pozoroval Galileo Galilei v roce 1610, jemuž se prstence jevily jako dvě slabší hvězdy na okrajích planety. Jejich správný popis však podal až Ch. Huygens v roce 1655.

Planeta Saturn je 95násobně hmotnější než naše Země, dosahuje průměru asi 120 536 kilometrů (±4 km) a obíhá Slunce ve střední vzdálenosti 9,54 AU, tedy asi 1 427 mil. km. To je zhruba desetinásobek vzdálenosti, ve které obíhá Slunce planeta Země. Průměrná oběžná rychlost činí 9,66 km/s. Oběžná dráha Saturnu je mírně eliptická, sklon k ekliptice je naopak značně vysoký a činí asi 26,7°.

Planeta dostala pojmenování po římském bohu Saturnovi. Na noční obloze je planeta snadno pozorovatelná pouhým okem. I proto byla známá hvězdářům starověku.

Planeta Saturn patří k plynným obrům, pro které je charakteristická neexistence pevného povrchu. Planeta má hustou a velice dynamickou atmosféru, která postupně přechází v plášť. Planeta Saturn je značně zploštělá, rovníkový průměr (120 536 km) je asi o 10 % větší než polární (108 728 km).

Jádro planety Saturn

Přestože není Saturn ani největší, ani nejhmotnější planetou Sluneční soustavy, přesto drží jeden primát. Je planetou nejméně hustou. Jeho průměrná hustota dosahuje pouhých 705 kg × m^-3. Je tedy řidší než voda, na které by Saturn plaval… Přesto by v nitru planety měla dosahovat hustota látky hodnot až okolo 20 000 kg × m^-3 při tlaku až 24 × 10⁶ Mpa. Teplota jádra, které je z kovového hélia a vodíku, je odhadována na 12 000 K.

Saturn se skládá převážně z vodíku (90 %), zbytek pak z hélia, metanu, amoniaku a dalších plynů a má, podobně jako Jupiter, vnitřní zdroj tepla, neboť vyzařuje zhruba 1,78× více energie, než kolik jí přijímá ze Slunce. Mechanismus tepelného přebytku je připisován gravitační kontrakci (tzv. Kelvinova - Helmholtzova nestabilita).

Saturnova atmosféra

Povrch planety Saturn má vysokou odrazivost, albedo činí 0,76. Podobně jako Slunce nerotuje Saturn jako tuhé těleso, ale rychlost rotace se v různých pásmech mění. Rotace Saturnu je tedy diferenciální. Doba rotace na rovníku je 10 h 14 min, v šířkách do 20° 10 h 17,5 min, do 40° činí doba rotace 10 h 37 min a v šířkách okolo 57° činí doba rotace dokonce 11 h 7,5 min.

Teplota atmosféry Saturnu je poměrně nízká dosahuje asi –150 °C. Přesto je atmosféra Saturnu neobyčejně dynamická, proudění v atmosféře dosahuje rychlostí až 1 800 km × h^-1, což je asi pětkrát více než na největší planetě Sluneční soustavy – Jupiteru. Atmosférické proudění planety Saturn má východní směr a předbíhá rotaci planety. V opačném (západním)směru vanou pouze větry v severních geografických šířkách.

V atmosféře Saturnu můžeme pozorovat světlé a tmavé pruhy. Zbarvení je dáno rozdílným chemickým zbarvením a různou tloušťkou oblačné vrstvy. Dalšími nápadnými atmosférickými jevy jsou světlé skvrny, které jsou vytvářeny silnými konvektivními proudy v Saturnově atmosféře. V roce 1994 pozoroval HST silné bouřkové víry.

Nejsilnější bouřkový vír se nacházel těsně nad rovníkem a generoval jej silný výron teplých plynů z nižších vrstev Saturnovy atmosféry, přičemž bílé mraky byly vytvářeny krystalky amoniaku. O deste let později byly detekovány na Saturnu silné rádiové emise, jejichž zdrojem byly silné elektrické výboje. Tato mohutná atmosférická porucha nazývána Dračí bouře se nachází v pásu nazvaném Alej bouřek.

Magnetické pole planety Saturn a polární záře

Magnetické pole planety Saturn prvně změřila kosmická sonda Pioneer 11 v roce 1979. Magnetické pole Saturnu je nejslabší mezi magnetickými poli všech joviálních planet. Jeho intenzita dosahuje pouze 21×10^-6 T. Magnetické pole má dipólový charakter a magnetická osa je prakticky vodorovná s rotační osou planety. Magnetické pole je s velkou pravděpodobností indukováno magnetohydrodynamicky.

Magnetické pole Saturnu vytváří ohromný torus, uvnitř kterého obíhají všechny prstence i většina měsíců. Pole sahá do vzdálenosti asi 1,1 mil. km. Díky tomu lze na Saturnu pozorovat polární záře. Nabité částice slunečního větru vnikají podél magnetických siločar do horních vrstev atmosféry, kde ionizací plynů a následnou rekombinací způsobují polární záře, které jsou dobře pozorovatelné v UV oblasti spektra. Ve viditelné oblasti spektra nebyly dosud pozorovány. Polární záře vznikají ve výšce až 1 600 km nad oblačnou vrstvou Saturnu.

Saturnovy měsíce a prstence

Saturn má rovněž neobyčejně bohatý systém měsíců, který popisujeme v samostatném článku. Podobně jako systém Saturnových prstenců.