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°.
Porovnání velikosti Saturnu se Zemí.
Planeta dostala pojmenování po římském bohu Saturnovi. Na noční obloze je planeta snadno pozorovatelná pouhým okem. I proto byla známá hvězdářům starověku. 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
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).
Vnitřní složení Saturnu.
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.
Atmosféra Saturnu je stejně bouřlivá jako plynný obal Jupitera, jen jsou kvůli chudšímu chemickému složení její útvary méně výrazné. Rovníkové proudění probíhá rychlostmi až 1 800 km/s, což pětkrát přesahuje hodnoty na Jupiteru. Převážná část větrů vane východním směrem a předbíhá rotaci planety.
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.
Oblasti polárních čepiček okupují mohutné víry, polární oblasti jsou lemovány zvláštními šestiúhelníkovými mraky. Experimenty v laboratoři na Zemi ukázaly, že podobná struktura může být výsledkem vzájemného dynamického působení rotující atmosféry a dalšího atmosférického proudění; přesto zůstává původ těchto mraků jednou z největších záhad ve Sluneční soustavě. Teplota v polárních vírech dosahuje vyšších hodnot než v okolí, což je důsledkem hromadění částic absorbujících sluneční záření v polárních čepičkách. Venuše, Země, Mars i Jupiter mají polární čepičky naopak trvale chladnější.
Prstence
Prstence tvoří ohromné množství úlomků ledu a prachu obepínající planetu v rovině jeho rovníku. V rovině Saturnu se nachází soustava prstenců, která svou rozlohou patří mezi nejrozsáhlejší kruhový systém planety ve Sluneční soustavě. Prstence mají průměr 280 000 km, ale jsou tenké jen několik desítek metrů. Složeny jsou z částic o velikosti několika centimetrů až po desítky metrů a jsou převážně z ledu (některé mohou být i ledem pokryty), dále také obsahují stopy křemíkových a uhlíkových minerálů. Vědci se však nedokážou shodnout na jejich stáří a původu. Některé vlastnosti ukazují na poměrně novou existenci, kdežto teoretické modely ukazují, že byly vytvořeny již v dávné historii Sluneční soustavy.
Osa rotace planety (i prstenců) je však skloněna vůči ekliptice (rovině zemské dráhy) o necelých 27°. Při svém oběhu okolo Slunce, což trvá téměř 30 let, se nám tak zdá, že planeta své prstence vůči nám pomalu naklápí.
Magnetické pole 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.
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
Saturnovy měsíce a prstence. Na horním obrázku jsou velikosti měsíců ve správném měřítku až na Pan, Atlas, Telesto, Calypso a Helene. Tyto měsíce jsou pětinásobně zvětšeny, aby byl patrný jejich nepravidelný tvar. Zdroj: NASA.
Některé Saturnovy měsíce. Titan je největší měsíc Sluneční soustavy (průměr 5 151 km). Je větší než Merkur a má hustou atmosféru. Enceladus (průměr 594 km) má podpovrchový oceán vody, z něhož tryskají do výšky mohutné gejzíry. Hyperion (180×133×103 km) připomíná pórovitou houbu a má nepravidelný tvar. Mimas (průměr 396 km) má na povrchu obří kráter o průměru 130 km. Poslední dva měsíce Iapetus (průměr 1 469 km) a Pan (34×31×21 km) mají charakteristické rovníkové hřbety nejasného původu, Zdroj: Cassini.
Největší měsíce Saturnu: