Nejvzdálenější planeta od Slunce, kterou lze pozorovat pouhým okem, existence Saturnu je známá již tisíce let. A stejně jako všechna nebeská tělesa, která lze pozorovat pomocí přístrojů – tedy Merkur, Venuše, Mars, Jupiter a Měsíc – hraje důležitou roli v mytologii a astrologických systémech mnoha kultur.
Saturn je jedním ze čtyř plynných obrů v naší Sluneční soustavě, známý také jako Joviánské planety, a šestá planeta od Slunce. Jeho prstencový systém, kterým se proslavil, je také nejpozorovatelnější – skládá se z devíti souvislých hlavních prstenců a tří nespojitých oblouků.
Velikost, hmotnost a oběžná dráha Saturnu:
S polárním poloměrem 54364±10 km a rovníkovým poloměrem 60268±4 km má Saturn střední poloměr 58232±6 km, což je přibližně 9,13 poloměru Země. Při 5,6846 × 1026kg a povrchovou plochou 4,27 × 1010km2je zhruba 95,15 hmotnější než Země a 83,703krát větší. Jelikož se však jedná o plynového obra, má výrazně větší objem – 8,2713×1014km3, což je ekvivalent 763,59 Země.
Saturn, šestá nejvzdálenější planeta, obíhá kolem Slunce v průměrné vzdálenosti 9 AU (1,4 miliardy km; 869,9 milionů mil). Díky své mírné excentricitě jsou vzdálenosti perihélia a afélia v průměru 9,022 (1 353,6 milionů km; 841,3 milionů mi) a 10,053 AU (1 513 325 783 km; 940,13 milionů mi).
Saturn ve srovnání se Zemí. Obrazový kredit: NASA/JPL
Při průměrné oběžné rychlosti 9,69 km/s trvá Saturnovi 10 759 pozemských dnů, než dokončí jedinou otáčku Slunce. Jinými slovy, jeden croniansky rok odpovídá asi 29,5 pozemským letům. Stejně jako u Jupiteru se však viditelné útvary Saturnu otáčejí různou rychlostí v závislosti na zeměpisné šířce a různým oblastem bylo přiřazeno několik period rotace.
Nejnovější odhad rotace Saturnu jako celku je založen na kompilaci různých měření zCassini,CestovataPrůkopníksondy. Rotace Saturnu způsobuje, že má tvar zploštělého sféroidu; na pólech zploštělé, ale na rovníku vypouklé.
Saturnovo složení:
Jako plynný obr je Saturn složen převážně z vodíku a plynného helia. Se střední hustotou 0,687 g/cm3, Saturn je jediná planeta ve sluneční soustavě, která má menší hustotu než voda; což znamená, že postrádá určitý povrch, ale má se za to, že má pevné jádro. To je způsobeno skutečností, že teplota, tlak a hustota Saturnu neustále rostou směrem k jádru.
Standardní planetární modely naznačují, že vnitřek Saturnu je podobný vnitřku Jupiteru, má malé kamenné jádro obklopené vodíkem a heliem se stopovým množstvím různých těkavých látek. Toto jádro je svým složením podobné Zemi, ale je hustší kvůli přítomnosti kovového vodíku, který je výsledkem extrémního tlaku.
Schéma nitra Saturnu. Kredit: Kelvinsong/Wikipedia Commons
Saturn má horký vnitřek, ve svém jádru dosahuje 11 700 °C a vyzařuje do vesmíru 2,5krát více energie, než přijímá od Slunce. To je částečně způsobeno Kelvin-Helmholtzovým mechanismem pomalé gravitační komprese, ale může to být také způsobeno kapičkami helia stoupajícími z hlubin Saturnova nitra ven do vodíku s nižší hustotou. Jak tyto kapičky stoupají, proces uvolňuje teplo třením a zanechává vnější vrstvy Saturnu ochuzené o helium. Tyto sestupné kapičky se mohly nahromadit v heliovém obalu obklopujícím jádro.
V roce 2004 francouzští astronomové Didier Saumon a Tristan Guillot odhadli, že jádro musí mít 9-22násobek hmotnosti Země, což odpovídá průměru asi 25 000 km. Ta je obklopena silnější vrstvou kapalného kovového vodíku, za kterou následuje kapalná vrstva molekulárního vodíku nasyceného heliem, který s rostoucí výškou postupně přechází v plyn. Vnější vrstva má délku 1 000 km a skládá se z plynu.
Saturnova atmosféra:
Vnější atmosféru Saturnu obsahuje 96,3 % molekulárního vodíku a 3,25 % objemových helia. Je také známo, že plynný obr obsahuje těžší prvky, i když jejich poměr k vodíku a heliu není znám. Předpokládá se, že by odpovídaly prvotnímu množství z formování Sluneční soustavy.
Stopová množství amoniaku, acetylenu, ethanu, propanu, fosfinu a metanu byla také detekována v atmosféře Saturnu.Horní mraky se skládají z krystaly amoniaku , zatímco se zdá, že mraky nižší úrovně sestávají buď z hydrosulfidu amonného (NH4SH) nebo voda . Ultrafialové záření ze Slunce způsobuje fotolýzu metanu v horních vrstvách atmosféry, což vede k řadě chemických reakcí uhlovodíků, přičemž výsledné produkty jsou unášeny dolů víry a difúzí.
Kosmická sonda Cassini od NASA zachycuje složený pohled v téměř skutečných barvách na obrovskou bouři zmítající se atmosférou na severní polokouli Saturnu. Obrazový kredit: NASA/JPL-Caltech/SSI
Atmosféra Saturnu vykazuje pruhovaný vzor podobný Jupiterově, ale pruhy Saturnu jsou mnohem slabší a širší v blízkosti rovníku. Stejně jako u Jupiterových vrstev mraků se i tyto dělí na horní a spodní vrstvy, které se liší složením v závislosti na hloubce a tlaku. V horních vrstvách mraků, s teplotami v rozmezí 100–160 K a tlaky mezi 0,5–2 bary, se mraky skládají z čpavkového ledu.
Mraky vodního ledu začínají na úrovni, kde je tlak asi 2,5 baru a sahají až k 9,5 baru, kde se teploty pohybují v rozmezí 185–270 K. V této vrstvě je promíchán pás ledu na bázi hydrosulfidu amonného, ležící v rozmezí tlaku 3–6 bar s teplotami 290–235 K. Konečně spodní vrstvy, kde jsou tlaky mezi 10–20 bary a teploty 270–330 K, obsahují oblast kapiček vody s amoniakem ve vodném roztoku.
Příležitostně se v atmosféře Saturnu objevují ovály s dlouhou životností, podobné tomu, co je běžně pozorováno na Jupiteru. Zatímco Jupiter má Velkou rudou skvrnu, Saturn má periodicky to, co je známé jako Velká bílá skvrna (neboli Velký bílý ovál). Tento jedinečný, ale krátkodobý jev se vyskytuje jednou za saturnský rok, zhruba každých 30 pozemských let, přibližně v době letního slunovratu na severní polokouli.
Tyto skvrny mohou být několik tisíc kilometrů široké a byly pozorovány v letech 1876, 1903, 1933, 1960 a 1990. Od roku 2010 se začal objevovat velký pás bílých mraků Severní elektrostatické rušení byly pozorovány obklopující Saturn, který byl spatřen kosmickou sondou Cassini. Pokud se udrží periodický charakter těchto bouří, další se objeví přibližně v roce 2020.
Obrovská bouře ženoucí se atmosférou na severní polokouli Saturnu předběhne sama sebe, když obklíčí planetu v tomto pohledu ve skutečných barvách z kosmické lodi Cassini NASA. Obrazový kredit: NASA/JPL-Caltech/SSI
Vítr na Saturnu je druhý nejrychlejší mezi planetami sluneční soustavy, po Neptunu. Data Voyageru naznačují maximální východní vítr o rychlosti 500 m/s (1800 km/h). Severní a jižní pól Saturnu také ukázaly bouřlivé počasí. Na severním pólu to má podobu šestiúhelníkového vlnového vzoru, zatímco jižní ukazuje důkaz masivního tryskového proudu.
The přetrvávající šestiúhelníkový vlnový vzor kolem severního pólu byl poprvé zaznamenán vCestovatsnímky. Každá ze stran šestiúhelníku je asi 13 800 km (8 600 mil) dlouhá (což je delší než průměr Země) a struktura se otáčí s periodou 10 h 39 m 24 s, což se předpokládá, že se rovná periodě rotace Saturnův vnitřek.
Vír na jižním pólu byl mezitím poprvé pozorován pomocí Hubbleův vesmírný dalekohled . Tyto snímky naznačovaly přítomnost tryskového proudu, nikoli však šestiúhelníkové stojaté vlny. Odhaduje se, že tyto bouře generují vítr o rychlosti 550 km/h, jsou velikostí srovnatelné se Zemí a předpokládá se, že trvají miliardy let. V roce 2006 kosmická sonda Cassini pozoroval bouři podobnou hurikánu který měl jasně definované oko. Takové bouře nebyly pozorovány na žádné jiné planetě než na Zemi – dokonce ani na Jupiteru.
Saturnovy měsíce:
Saturn má nejméně 150 měsíců a měsíčků, ale pouze 53 z těchto měsíců dostaly oficiální jména. 34 z těchto měsíců má průměr menší než 10 km a dalších 14 má průměr mezi 10 a 50 km. Některé z jeho vnitřních a vnějších měsíců jsou však poměrně velké, v rozmezí od 250 do více než 5000 km.
Měsíce Saturnu (zleva doprava): Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan v pozadí; Iapetus (nahoře) a nepravidelně tvarovaný Hyperion (dole). Poděkování: NASA/JPL/Space Science Institute
Tradičně byla většina Saturnových měsíců pojmenována po Titánech z řecké mytologie a jsou seskupeny podle jejich velikosti, oběžných drah a blízkosti Saturnu. Nejvnitřnější měsíce a pravidelné měsíce mají všechny malé sklony a excentricity oběžných drah a prográdní dráhy. Mezitím nepravidelné měsíce v nejvzdálenějších oblastech mají oběžné poloměry milionů kilometrů, oběžné doby trvající několik let a pohybují se po retrográdních drahách.
Vnitřní velké měsíce, které obíhají uvnitř E prsten (viz níže), zahrnuje větší satelity Mimas, Enceladus, Tethys a Dione. Všechny tyto měsíce se skládají převážně z vodního ledu a věří se, že se dělí na skalnaté jádro a ledový plášť a kůru. S průměrem 396 km a hmotností 0,4×10dvacetkg, mimy je nejmenší a nejméně hmotný z těchto měsíců. Má vejčitý tvar a obíhá Saturn ve vzdálenosti 185 539 km s dobou oběhu 0,9 dne.
Enceladus , mezitím má průměr 504 km, hmotnost 1,1×1020 kma má kulovitý tvar. Obíhá Saturn ve vzdálenosti 237 948 km a jeden oběh mu trvá 1,4 dne. Přestože se jedná o jeden z menších kulovitých měsíců, je to jediný kronský měsíc, který je endogenně aktivní – a jedno z nejmenších známých těles ve Sluneční soustavě, které je geologicky aktivní. Výsledkem jsou funkce jako slavný „ tygří pruhy “ – řada souvislých, hřebenových, mírně zakřivených a zhruba paralelních zlomů v jižních polárních šířkách Měsíce.
V jižní polární oblasti byly také pozorovány velké gejzíry, které se periodicky uvolňují oblaky vodního ledu, plynu a prachu které doplňují Saturnův prstenec E. Tyto výtrysky jsou jedním z několika náznaků, že Enceladus má pod svou ledovou kůrou kapalnou vodu, kde geotermální procesy uvolňují dostatek tepla k udržení teplý vodní oceán blíže k jeho jádru. S geometrickým albedem vyšším než 140 % je Enceladus jedním z nejjasnějších známých objektů ve Sluneční soustavě.
Umělecké ztvárnění možné hydrotermální aktivity, která se může odehrávat na a pod mořským dnem Enceladu. Obrazový kredit: NASA/JPL
Při průměru 1066 km Tethys je druhý největší z vnitřních měsíců Saturnu a 16. největší měsíc ve sluneční soustavě. Většinu jeho povrchu tvoří silně krátery a kopcovitý terén a menší a hladší rovina. Jeho nejvýraznějšími rysy jsou velký impaktní kráter Odysseus , který měří 400 km v průměru, a rozlehlý kaňonový systém pojmenovaný Ithaka Chasma – který je soustředný s Odysseem a měří 100 km na šířku, 3 až 5 km do hloubky a 2 000 km na délku.
S průměrem a hmotností 1123 km a 11×10dvacetkg, Dione je největší vnitřní měsíc Saturnu. Většinu povrchu Dione tvoří starý terén se silnými krátery, s krátery, které měří až 250 km v průměru . Měsíc je však také pokryt rozsáhlou sítí koryt a lineamentů, které naznačují, že v minulosti měl globální tektonickou aktivitu.
Velké vnější měsíce, které obíhají mimo Saturnův prstenec E, mají podobné složení jako Vnitřní měsíce – tj. skládají se převážně z vodního ledu a horniny. Z nich je Rhea druhá největší – měří 1 527 km v průměru a 23 × 10dvacetkg hmotnosti – a devátý největší měsíc Sluneční soustavy. S oběžným poloměrem 527 108 km je pátý nejvzdálenější z větších měsíců a dokončení oběžné dráhy mu trvá 4,5 dne.
Stejně jako ostatní cronianské satelity, Rhea má povrch dosti silně posetý krátery a na zadní polokouli několik velkých zlomů. Rhea má také dvě velmi velké impaktní pánve na jeho protisaturnské polokouli – kráter Tirawa (podobný Odysseovi na Tethys) a dosud nepojmenovaný kráter – které měří v průměru 400 a 500 km.
Složený snímek atmosféry Titanu vytvořený pomocí modrých, zelených a červených spektrálních filtrů pro vytvoření vylepšeného barevného zobrazení. Obrazový kredit: NASA/JPL/Space Science Institute
Při průměru 5150 km a 1350×10dvacetkg hmotnosti, Titan je největší měsíc Saturnu a tvoří více než 96 % hmoty na oběžné dráze kolem planety. Titan je také jediným velkým měsícem, který má svou vlastní atmosféru, která je studená, hustá a složená převážně z dusíku s malým podílem metanu. Vědci také zaznamenali přítomnost polycyklické aromatické uhlovodíky v horních vrstvách atmosféry, stejně jako metanové ledové krystaly .
Povrch Titanu, který je obtížné pozorovat kvůli přetrvávajícímu atmosférickému oparu, ukazuje pouze několik impaktních kráterů, důkazy o kryovulkánech a podélných dunových polích, která byla zjevně tvarována přílivovými větry. Titan je také jediným tělesem ve Sluneční soustavě vedle Země s tělesy kapaliny na svém povrchu ve formě metanová jezera v severní a jižní polární oblasti Titanu.
S oběžnou vzdáleností 1 221 870 km je druhým nejvzdálenějším velkým měsícem od Saturnu a každých 16 dní dokončí jeden oběh. Stejně jako Europa a Ganymede se věří, že Titan má a podpovrchový oceán vyrobené z vody smíchané s čpavkem, která může vybuchnout na povrch Měsíce a vést ke kryovulkanismu.
Hyperion je Titánův bezprostřední soused. S průměrným průměrem asi 270 km je menší a lehčí než Mimas. Je také nepravidelného tvaru a poměrně zvláštního složení. Měsíc je v podstatě vejčité těleso hnědé barvy s extrémně porézním povrchem (který připomíná houbu). Povrch Hyperionu je pokryt četnými impaktními krátery, z nichž většina má průměr 2 až 10 km. Má také vysoce nepředvídatelnou rotaci, bez přesně definovaných pólů nebo rovníku.
Dvě strany Iapetu, který je známý jako „Saturnův jin jangový měsíc“ kvůli kontrastu v jeho barevném složení. Poděkování: NASA/JPL
Při průměru 1 470 km a rozměrech 18×10dvacetkg hmotnosti, Iapetus je třetím největším z velkých měsíců Saturnu. A ve vzdálenosti 3 560 820 km od Saturnu je nejvzdálenějším z velkých měsíců a jeden oběh mu trvá 79 dní. Vzhledem k jeho neobvyklé barvy a složení – její přední polokoule je tmavá a černá, zatímco její zadní polokoule je mnohem jasnější – často se jí říká „jin a jang“ Saturnových měsíců.
Za těmito většími měsíci jsou Saturnovy nepravidelné měsíce. Tyto satelity jsou malé, mají velké poloměry, jsou nakloněny, mají většinou retrográdní oběžné dráhy a předpokládá se, že byly získány gravitací Saturnu. Tyto měsíce se skládají ze tří základních skupin – skupiny Inuitů, galské skupiny a norské skupiny.
Skupina Inuitů se skládá z pěti nepravidelných měsíců, které jsou všechny pojmenovány z inuitské mytologie – Ijiraq, Kiviuq, Paaliaq, Siarnaq a Tarqeq. Všechny mají prográdní oběžné dráhy, které se pohybují od 11,1 do 17,9 milionů km a od 7 do 40 km v průměru. Všichni jsou vzhledově podobné (načervenalý odstín) a mají sklony orbity mezi 45 a 50°.
Galská skupina je skupina čtyř postupných vnějších měsíců pojmenovaných pro postavy v galské mytologii - Albiorix, Bebhionn, Erriapus a Tarvos. I zde mají měsíce podobný vzhled a jejich oběžné dráhy se pohybují od 16 do 19 milionů km. Jejich sklony se pohybují v rozmezí 35°-40°, jejich excentricita kolem 0,53 a jejich velikost se pohybuje od 6 do 32 km.
Saturnovy prstence a měsíce zobrazené v měřítku. Kredit: NASA
Poslední je norská skupina, která se skládá z 29 retrográdních vnějších měsíců, které mají svá jména ze severské mytologie. Tyto satelity se pohybují ve velikosti od 6 do 18 km, jejich vzdálenosti od 12 do 24 milionů km, jejich sklony mezi 136° a 175° a jejich excentricita mezi 0,13 a 0,77. Tato skupina je také někdy označována jako Phoebe skupina, kvůli přítomnosti jediného většího měsíce ve skupině – který měří 240 km v průměru. Druhý největší, Ymir , měří 18 km napříč.
V rámci Vnitřních a Vnějších velkých měsíců jsou také ty, které patří do skupiny Alkyonidů. Tyto měsíce – Methone, Anthe a Pallene – jsou pojmenovány po Alkyonidech z řecké mytologie, nacházejí se mezi drahami Mimas a Enceladus a patří mezi nejmenší měsíce kolem Saturnu.
Některé z větších měsíců mají dokonce své vlastní měsíce, které jsou známé jako trojské měsíce. Například Tethys má dva trojské koně – Telesto a Calypso , zatímco Dione má Helene a Polydeuces .
Saturnův prstencový systém:
Předpokládá se, že Saturnovy prstence jsou velmi staré, možná dokonce pocházejí z doby formování samotného Saturnu. Existují dvě hlavní teorie o tom, jak se tyto prstence vytvořily, z nichž každá má variace. Jedna z teorií říká, že prstence byly kdysi měsícem Saturnu, jehož oběžná dráha se rozkládala, dokud se nepřiblížila natolik, aby byla roztrhána na kusy slapovými silami.
Ve verzi této teorie byl Měsíc zasažen velkou kometou nebo asteroidem – což je možné během Pozdní těžké bombardování – to ji posunulo pod Rocheův limit. Druhá teorie říká, že prstence nikdy nebyly součástí měsíce, ale místo toho zůstaly z původního materiálu mlhoviny, ze kterého se před miliardami let vytvořil Saturn.
Struktura je rozdělena do sedmi menších kruhových sad, z nichž každá má mezi sebou a sousedem předěl (nebo mezeru). Prstence A a B jsou nejhustší částí cronianského prstencového systému a mají průměr 14 600 a 25 500 km. Zasahují do vzdálenosti 92 000 – 117 580 km (prstenec B) a 122 170 – 136 775 km (prstenec A) od středu Saturnu a jsou odděleny 4 700 km širokou Cassini Division.
Saturnovy prstence. Poděkování: NASA/JPL/Space Science Institute.
Prstenec C, který je od prstence B oddělen 64 km dlouhou Maxwellovou mezerou, je přibližně 17 500 km široký a sahá 74 658 – 92 000 od středu Saturnu. Spolu s prstenci A a B tvoří hlavní prstence, které jsou hustší a obsahují větší částice než „prašné prstence“.
Tyto jemné prstence se nazývají „prašné“ kvůli malým částicím, které je tvoří. Patří mezi ně prstenec D, prstenec o délce 7 500 km, který se táhne dovnitř k vrcholkům mraků Saturnu (66 900 – 74 510 km od středu Saturnu) a je oddělen od prstence C 150 km dlouhou Colombo Gap. Na druhém konci systému jsou umístěny G a E kroužky, které jsou také svým složením „zaprášené“.
Prstenec G je široký 9000 km a sahá 166 000 – 175 000 km od středu Saturnu. Prstenec E je největší sekcí s jedním prstencem, která měří 300 000 km na šířku a rozprostírá se 166 000 až 480 000 km od středu Saturnu. Právě zde se nachází většina Saturnových měsíců (viz výše).
Úzký F Ring, který sedí na vnějším okraji A Ringu, je obtížnější kategorizovat. Zatímco některé jeho části jsou velmi husté, obsahuje také velké množství prachových částic. Z tohoto důvodu se odhady jeho šířky pohybují od 30 do 500 km a sahá zhruba 140 180 km od středu Saturnu.
Historie pozorování Saturnu:
Protože je na noční obloze viditelný pouhým okem, lidé pozorují Saturn již tisíce let. V dávných dobách byla považována za nejvzdálenější z pěti známých planet, a proto jí různé mytologie přikládaly zvláštní význam. Nejstarší zaznamenaná pozorování pocházejí z Babyloňanů, kde astronomové systematicky pozorovali a zaznamenávali jeho pohyby ve zvěrokruhu.
Římský astrologický kalendář, z kamenné desky 3.–4. století n. l., Řím. Kredit: Museo della civiltà romana
Pro starověké Řeky byla tato nejvzdálenější planeta pojmenována Cronus (Kronos), podle řeckého boha zemědělství a nejmladšího z Titánů. Řecký vědec Ptolemaios provedl výpočty dráhy Saturnu na základě pozorování planety, když byla v opozici. Římané tuto tradici následovali a ztotožnili ji se svým ekvivalentem Cronos (pojmenovaný Saturnus).
Ve staré hebrejštině se Saturn nazývá „Shabbathai“, zatímco v osmanské turečtině, urdštině a malajštině je jeho jméno „Zuhal“, které je odvozeno z původní arabštiny. V hinduistické astrologii existuje devět astrologických objektů známých jako Navagrahas. Saturn, který je jedním z nich, je známý jako „Shani“, který posuzuje každého na základě dobrých a špatných skutků vykonaných v životě. Ve starověké Číně a Japonsku byla planeta označena jako „hvězda Země“ – na základě pěti prvků země, vzduchu, větru, vody a ohně.
Planeta však byla přímo pozorována až v roce 1610, kdy Galileo Galilee poprvé rozpoznal přítomnost prstenců. V té době si je spletl se dvěma měsíci, které byly umístěny na obou stranách. Až když Christiaan Huygens použil dalekohled s větším zvětšením, došlo k nápravě. Huygens také objevil Saturnův měsíc Titan a Giovanni Domenico Cassini později objevil měsíce Iapetus, Rhea, Tethys a Dione.
Až do 181. a 19. století nebyly provedeny žádné další významné objevy. První nastal v roce 1789, kdy William Herschel objevil dva vzdálené měsíce Mimas a Enceladus, a poté v roce 1848, kdy britský tým objevil nepravidelně tvarovaný měsíc Hyperion.
Kresba Saturna od Roberta Hooka, převzato z Filosofických transakcí (1666). Kredit: Wikipedia Commons
V roce 1899 William Henry Pickering objevil Phoebe a poznamenal, že má velmi nepravidelnou dráhu, která se neotáčí synchronně se Saturnem jako větší měsíce. Bylo to poprvé, kdy byl nalezen jakýkoli satelit, který se pohybuje kolem planety na retrográdní oběžné dráze. A v roce 1944 výzkum prováděný na počátku 20. století potvrdil, že Titan má hustou atmosféru – což je vlastnost unikátní mezi měsíci Sluneční soustavy.
Průzkum Saturnu:
Koncem 20. století začaly bezpilotní kosmické lodě provádět průlety kolem Saturnu a shromažďovat informace o jeho složení, atmosféře, prstencové struktuře a měsících. První průlet provedla NASA pomocí Pionýr 11 robotická vesmírná sonda, která v září 1979 minula Saturn ve vzdálenosti 20 000 km.
Byly pořízeny snímky planety a několika jejích měsíců, ačkoli jejich rozlišení bylo příliš nízké na to, aby bylo možné rozeznat detaily povrchu. Sonda také studovala Saturnovy prstence a odhalila tenký prstenec F a skutečnost, že tmavé mezery v prstencích jsou jasné, když jsou obráceny ke Slunci, což znamená, že obsahují jemný materiál rozptylující světlo. navícPionýr 11měřili teplotu Titanu.
Další průlet se uskutečnil v listopadu 1980, kdy Cestování 1 vesmírná sonda prošla systémem Saturn. Odeslal zpět první snímky planety, jejích prstenců a satelitů ve vysokém rozlišení – které obsahovaly rysy různých měsíců, které nebyly nikdy předtím spatřeny.
Těchto šest barevných snímků s úzkým úhlem bylo vyrobeno z vůbec prvního ‚portrétu‘ sluneční soustavy pořízeného sondou Voyager 1 v listopadu 1980. Uznání: NASA/JPL
V srpnu 1981 Cestování 2 provedl svůj průlet a shromáždil více detailních snímků Saturnových měsíců a také důkazy o změnách v atmosféře a prstencích. Sondy objevily a potvrdily několik nových satelitů obíhajících poblíž nebo uvnitř prstenců planety, stejně jako malou Maxwell Gap a Keelerovu mezeru (42 km široká mezera v prstenci A).
V červnu 2004, Cassini – Huygens vesmírná sonda vstoupila do systému Saturn a provedla blízký průlet kolem Phoebe a poslala zpět snímky a data s vysokým rozlišením. Do 1. července 2004 sonda vstoupila na oběžnou dráhu kolem Saturnu a do prosince dokončila dva průlety kolem Titanu, než vypustila sondu Huygens. Tento lander dosáhl povrchu a začal vysílat data o atmosféře a povrchu do 14. ledna 2005.Cassiniod té doby provedla několik průletů kolem Titanu a dalších ledových satelitů.
V roce 2006 to oznámila NASACassininašli důkazy o nádržích kapalné vody, které vybuchují v gejzírech na Saturnově měsíci Enceladus. Od té doby bylo identifikováno více než 100 gejzírů, které jsou soustředěny kolem jižní polární oblasti. V květnu 2011 vědci NASA na konferenci Enceladus Focus Group oznámili, že vnitřní oceán Enceladu může být nejpravděpodobnějším kandidátem při hledání mimozemského života.
navícCassinifotografie odhalily dříve neobjevený planetární prstenec, osm nových satelitů a důkazy o uhlovodíkových jezerech a mořích poblíž severního pólu Titanu. Sonda byla také zodpovědná za odesílání snímků s vysokým rozlišením intenzivní bouřkové aktivity na severním a jižním pólu Saturnu.
Primární mise Cassini skončila v roce 2008, ale mise sondy byla od té doby dvakrát prodloužena – poprvé do září 2010 a znovu do roku 2017. V nadcházejících letech NASA doufá, že sondu využije ke studiu celé periody Saturnu.
Umělecká ilustrace vesmírné sondy Cassini k Saturnu a Titanu, společné misi NASA a ESA. Poděkování: NASA/JPL
Od toho, že je velmi důležitou součástí astrologických systémů mnoha kultur, až po to, že se stal předmětem neustálé vědecké fascinace, Saturn nadále zaujímá zvláštní místo v našich srdcích a myslích. Tento plynný obr nepřestává fascinovat a inspirovat, ať už je to fantasticky velký a krásný prstencový systém Saturnu, jeho mnoho měsíců, jeho bouřlivé počasí nebo jeho zvláštní složení.
V nadcházejících letech a desetiletích budou pravděpodobně vyslány další mise robotických průzkumníků, aby podrobněji prozkoumaly Saturn, jeho prstence a jeho systém měsíců. To, co najdeme, může představovat jeden z nejpřevratnějších objevů všech dob a pravděpodobně nás naučí více o historii naší Sluneční soustavy.
Universe Today má články o hustota Saturnu , Dráha Saturnu , a Zajímavá fakta o Saturnu .
Pokud se chcete dozvědět více o Saturnových prstencích a měsících, podívejte se Odkud se vzaly Saturnovy prstence? a Kolik měsíců má Saturn?
Pro více informací se podívejte Saturn a vše o Saturnu a NASA Stránka průzkumu sluneční soustavy na Saturnu.
Astronomy Cast má epizodu na toto téma – Epizoda 59: Saturn .
