Saturn

Saturn

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 planety 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 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).

Vnitřní složení Saturnu.

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.

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. 

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. Zdroj Aldebaran

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 panelu 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.

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

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:

ENCELADUS

Enceladus, měsíc planety Saturn

Enceladus

Měsíc Enceladus je sice šestý největší měsíc planety Saturn, přesto se jedná o poměrně malé těleso o rozměrech 512 × 495 × 488 km. Enceladus obíhá uvnitř velice řídkého prstence F, do něhož neustále dodává potřebný materiál. Přestože Enceladus patří k poměrně malým měsícům Sluneční soustavy i Saturnovy rodiny měsíců, přece jen drží primát. Jedná se o těleso s nejvyšším albedem ve Sluneční soustavě. To činí 0,99. Jinými slovy Enceladus odrazí přibližně 99 % dopadajícího slunečního záření. Vysoké albedo byla asi jedna z příčin, proč byl Enceladus objeven již poměrně brzy. Přestože obíhá poměrně blízko planety Saturn mezi dráhami měsíců Mimas a Tethys. Objevitelem Encelada se stal již v roce 1789 známý astronom William Herschel. Přestože je měsíc Enceladus v měřítcích naší Sluneční soustavy poměrně malým objektem, nejedná se o mrtvé těleso, ale naopak těleso dosud geologicky poměrně aktivní. Nejedná se však o bouřlivé aktivity v podobě překotné vulkanické činnosti jako například na měsíci Io u planety Jupiter, ale o tzv. kryovulkanismus způsobovaný slapovým působením mateřské planety. Kryovulkanismus a slapové hnětení mohutným Saturnem má na svědomí existenci ledových gejzírů na Saturnově měsíci Enceladus, existenci velice řídké atmosféry a dokonce podpovrchový oceán tekuté vody. O všech těchto jevech jsme přinesli samostatné články (viz níže přehled článků). To jsou jedny z důvodů, proč se o tento měsíc zajímají i astrobilogové. Domnívají se, že by Enceladus mohl ve svých hlubinách hostit primitivní formy života. V hlubinách, neboť na povrchu měsíce panuje hluboký kosmický mráz a teplota se pohybuje v rozmezí -160 °C až -190 °C.

Saturnův měsíc Enceladus láká: Ruský miliardář chce financovat jeho průzkum  | 100+1 zahraniční zajímavost

Tryskající gejzíry z hlubin měsíce.

Díky poměrně silné geologické aktivitě tělesa je povrch Encelada poměrně mladý, nejstarší oblasti nemají pravděpodobně více než 100 miliónů let. Největší z kráterů má průměr pouhých 35 km, větší a starší objekty byly překryty mladšími vrstvami ledu vyvrženými z nitra tohoto aktivního měsíce. Poznatky o jeho aktivitě přinesla badatelům stále aktivní kosmická sonda Cassini. Na povrchu měsíce Enceladus se vyskytuje nejméně pět forem terénu. Objevují se krátery, mělké deprese a asi nejatraktivnější „tygří pruhy“, ale i „pohoří“, jejichž výška nepřekračuje dva kilometry. Ze spektrálních měření sondy Cassini vyplývá, že ledový krunýř měsíce je budován prakticky čistým vodním ledem s nepatrnými a nebo minimálními stopami uhlovodíků jako je metan a amoniak.

Enceladus, měsíc planety Saturn

Ledový povrch Enceladu.

Jméno měsíce Enceladus, podobně jako další objekty Sluneční soustavy, pochází z řecké mytologie. V ní byl Enkelados jedním z gigantů, potomků Gaie (bohyně Země). Giganti, obludy ohromné síly, se vzbouřili proti Olympským bohům. Byli však poraženi. Encelada podle báje zapálil samotný Zeus. Dorazila jej však až bohyně Athéna, která na prchajícího Enkelada hodila celý ostrov. Ten je dnes znám jako Sicílie. A podle pověsti za z Etny šlehající plameny může právě hořící Enkeladus uvězněný pod ostrovem.

TITAN

Titan

Saturnův měsíc Titan je největším z několika desítek doposud známých Saturnových měsíců. Přesto není Titan největším měsícem Sluneční soustavy, neboť jej předčí Ganymdes, ohromná ledová koule kroužící kolem planety Jupiter. Titan byl objeven již v roce 1655 holandským astronomem a fyzikem Christianem Hughensem. To je ten samý fyzik, se kterým jste se setkávali v hodinách fyziky na střední či vysoké škole. Šlo o šestý známý měsíc Sluneční soustavy. Po našem Měsíci a čtyřech tzv. Galileovských měsících obíhajících kolem planety Jupiter, které objevil již v roce 1610 Galileo Galilei.

Velikost a jasnost měsíce Titan

Jméno měsíce Titan, podobně jak je tomu u těles Sluneční soustavy zvykem, vychází z antické mytologie. Své jméno dostal Titan po bájných titánech, synech bohyně Země Gaie a boha nebes Urana. Titan je dobře pozorovatelný již v malých hvězdářských dalekohledech, takže se sním může seznámit každý astronom amatér. Za svou poměrně vysokou jasnost vděčí Titan nejen poměrně vysokému albedu své atmosféry, ale také své velikosti. Průměr tohoto měsíce totiž činí úctyhodných 5 150 km, což je o 272 km více, než činí průměr Slunci nejbližší planety Merkur.

Podmínky na povrchu měsíce Titan, atmosférický tlak

V posledním desetiletí se naše znalosti o Titanu a planetě Saturn neobyčejně rozšířily a zpřesnily. To především díky kosmické sondě Cassini a výsadkovému modulu Huyghens, jenž měkce přistál na povrchu  Titanu 14. ledna 2005 a na jeho povrchu pracoval po dobu asi jedné hodiny. Šlo tak o nejvzdálenější měkké přistáni výtvoru lidských rukou, které se odehrávalo ve vzdálenosti bezmála 10 AU (astronomických jednotek) za extrémních podmínek.

Fotografie pořízená přistávacím modulem Huygens těsně po úspěšném přistání. Objekty na obrázku mohou na první pohled vypadat větší, než jsou. Kameny, které se nacházejí těsně pod středem obrázku jsou 15 cm (levý), respektive 4 cm (pravý) velké a nacházejí se ve vzdálenosti 85 centimetrů od modulu.

Povrch Titanu

Pohled na oblast Senkyo a okolí.

První podrobnější poznatky o Saturnově systému i o měsíci Titan přinesla již sonda Voyager 1, která se k Titanu přiblížila 12.11.1980 na vzdálenost pouhých 500 km. Povrch měsíce Titan je veskrze zajímavý. Před příletem sondy Cassini se předpokládalo, že tmavé plochy, které byly pozorovány na povrchu Titanu v rovníkových oblastech jsou moře kapalných uhlovodíků. Poslední výzkumy ale ukázaly, že se nejedná o kapalná moře, ale o moře písku. Ne takového, jaký známe ze Sahary, ale směsi prachu, vody a uhlovodíků. Tento písek je hnán větry (řádově metry za sekundu), které tady dokázaly zformovat do podoby dun, jak je známe ze Země. To bylo asi jedno z největších překvapení mise Cassini. Největší takovouto prozkoumanou oblastí je oblast s exoticky znějícím jménem Xanadu. Jedná se o oblast, která je zhruba tak velká jako Austrálie. Vedle této oblasti se nachází množství koryt připomínajících říční koryta. V nich však voda určitě neřekla, vědci předpokládají, že je formoval tekoucí metan nebo etan. Na povrchu měsíce Titan totiž panuje teplota okolo -180 °C a tlak je o polovinu vyšší než na zemském povrchu. Vědci dlouho netušili, jak hustou atmosféru Titan má a jak bouřlivé procesy, které rozdmýchává blízký Saturn, v ní probíhají. Atmosféra je to skutečně exotická, sporadicky v ní prší metan nebo etan. Díky ohromnému množství volných uhlovodíků obsažených v atmosféře či na povrchu Titanu někteří vědci předpokládají existenci primitivních forem života.

Titanova atmosféra, chemické složení

Pohled z povrchu Titanu na planetu Saturn.

Po planetě Mars je Titan druhou nejpravděpodobnější kolébkou života v naší Sluneční sustavě. Tyto teorie však mají řadu odpůrců, kteří nepředpokládají žádné formy života, pouze možnost vzniku tzv. prebiotických molekul. Atmosféru měsíce poprvé zjistil Gerard Kuiper. Stalo se tak v roce 1944, kdy ve spektru tohoto měsíce zjistil plynný metan. Nejvíce je v atmosféře zastoupen dusík, indikován byl ale i kyslík a další plyny. Nejexotičtější složky atmosféry Titanu vznikají v jeho horních vrstvách, kde je metan štěpen působením ultrafialového záření na metyl a vodík. Dalšími reakcemi pak vznikají takové uhlovodíky jako etan (C2H6), etin (C2H2) či eten (C2H4). Pravděpodobně se vytvářejí i další složitější řetězce. Tyto látky následně kondenzují v nejchladnějších vrstvách Titanovy atmosféry v podobě malinkých částic ve výškách okolo 20 až 200 km. A právě tyto částice o průměru několika desetin mikrometru způsobují typický oranžový zákal atmosféry Titanu, jak je známe z fotografií výzkumných sond.

DIONE

Dione

Dione

Měsíc Dione objevil u planety Saturn prvního jarního dne roku 1684 Giovanni Domenico Cassini společně s měsícem Tethys. Dione obíhá kolem planety Saturn ve střední vzdálenosti 377 400 km, což je přibližně střední vzdálenost Měsíce od Země. Měsíc Dione dostal jméno, jak to u těles v naší Sluneční soustavě bývá zvykem, z řecké mytologie po titánu Dione. Průměr měsíce Dione je asi 1 122 km, hmotnost 1,05×1021 kg. Jedná se o 15. největší měsíc ve Sluneční soustavě. Rotace měsíce Dione je vázaná, natáčí tedy k planetě Saturn stále stejnou polokouli. Doba rotace 2,736 914 dne je shodná s dobou oběhu kolem mateřské planety. Dione má z ledových měsíců planety Saturn nejvyšší hustotu. Ta činí podle posledních měření 1,43 g/cm3. Měsíc má relativně malé skalnaté jádro tvořené převážně silikátovými horninami a silný ledový obal s převahou vodního ledu. Dione má také spolusouputníky, tzv. Trójany. Jsou to nepravidelné měsíce Helene a Polydeuceus. Měsíc Dione má kulovitý tvar a řadí se ke středně velkým Saturnovým měsícům. Povrch tohoto ledového měsíce s povrchovou teplotou pouhých -186 °C je rozryt velkým množstvím kráterů, z nichž největšími jsou krátery kráter Amata o průměru 241 km a kráter Aeneas o průměru 160 km. Na povrchu Dione nalezneme celkem 62 kráterů s průměrem větším 100 km. Rovné a světlé plochy jsou rozryty obvykle jen krátery do průměru 30 km.

Dione
Dione
Dione

Povrch Dione s krátery.

Vedle kráterů je povrch Dione rozryt soustavou hlubokých brázd. Dione se podobá jinému Saturnovu měsíci Rhea a je považován za staršího sourozence měsíce Enceladus. Mají podobně formovaný reliéf i podobné albedo. Podobně jsou odlišné přední a zadní hemisféry obou měsíců. Z dalších geomorfologických tvarů vědci na Dione rozeznávají příkopy (chasma), hřebeny (dorsa), dlouhé, ale úzké deprese (fossae) a řetězce kráterů (catenae).

Měsíc Dione má místy poměrně hladký a zarovnaný povrch. Mnohé oblasti nejsou starší než 100 miliónů let, takže vědci předpokládají, že povrch Dione musel být po skončení tzv. velkého bombardování alespoň jednou přetaven. Měsíc je tudíž podezřelý z geologické aktivity a kryovulkanismu. Na rozdíl od většiny Saturnových měsíců má Dione slabou atmosféru, či spíše jen exosféru. Její hustota je ale velice nízká a odpovídá stavu zemské atmosféry ve výšce 480 km, tedy ve výšce, kde létají kosmické sondy. Tato velice řídká exosféra je tvořena volnými molekulami vodních par, CO2 a některých dalších plynů. Na začátku tohoto roku se podařilo kosmické sondě Cassini při těsném průletu kolem Dione potvrdit detekci molekulárního kyslíku v atmosféře (exosféře) tohoto měsíce. Molekulární kyslík může pocházet z povrchového ledu, jenž je bombardován kosmickým zářením a nebo z blíže neurčených geologických a nebo geochemických procesů.

Dione vznášející se nad povrchem planety Saturn

Dione s tenkými prstenci Saturnu ze sondy Cassini.

Soustavy trhlin v ledové kůře Dione

Detailní pohled na povrch měsíce Dione.

Povrch měsíce Dione zkoumala při průletu kolem Saturnu kosmická sonda Voyager, na podrobné snímky jsme si však museli počkat až do éry kosmické sondy Cassini, která kolem Dione těsně proletěla 11.10.2005 ve vzdálenosti 500 km, 7.4.2010 v podobné vzdálenosti a na zatím nejtěsnější průlet ve výšce 99 km ze dne 12.12.2011.

TETHYS

Tethys

Měsíc Tethys je se svým průměrem 1 066 km 16. největším měsícem naší Sluneční soustavy. Obíhá kolem planety Saturn ve střední vzdálenosti 294 660 kilometrů po ideálně kruhové dráze, jejíž excentricita je pouhých 0,000 1. Hmotnost měsíce Tethys činí 7,55×1020 kg, z čehož pak při znalosti průměru (objemu) měsíce snadno spočteme hustotu. Ta činí pouhých 1,21 – 1,24 g/cm3, což je jen o něco málo více, než hustota vody. Z toho vědci odvodili, že měsíc Tethys je ledovou koulí s malým skalnatým jádrem o průměru asi 300 km a silným pláštěm z vodního ledu. Teplota na povrchu činí asi -187 °C (86 K).

Tethys s kráterem Odysseus a prstenci Saturnu.

Měsíc Tethys objevil v roce 1684 Giovanni Domenico Cassini (21.3.) společně s měsícem Dione. Tethys koorbitální a společně se sousedním měsícem Calypso je zadržován v libračním bodě L5. Rotace měsíce Tethys je vázaná. Kolem své osy se otočí za stejnou dobu, za kterou oběhne kolem planety Saturn, což činí 1,887 802 dne. Oběžná rychlost kolem mateřské planety činí 11,36 km/s. Tethys má tvar trojosého elipsoidu s rozměry 1 073,2×1 056,4×1 051,6 km. Z dosavadních měření nevyplývá, že by pod povrchem měsíce existoval podpovrchový oceán, jako je tomu například u měsíce Europa aj. Povrch měsíce má velice vysoké albedo, patří k nejsvětlejším objektům celé Sluneční soustavy. Přitom přivrácená polokoule je asi o 15 % světlejší než odvrácená polokoule. Spektrální měření prokázala přítomnost četných organických látek včetně amoniaku a oxidu uhličitého.

Kráter Odysseus.

Struktura povrchu měsíce je poměrně jednoduchá. Většinu povrchu měsíce pokrývají krátery do průměru 40 km. Velká část z těchto kráterů má dobře patrné středové vrcholky. Na odvrácené straně tvoří výjimku obří impaktní kráter Odysseus, jenž má průměr asi 450 km. Valy kráteru dosahují výšky 6 – 9 km, dno kráteru je pak asi 2 – 4 km pod úrovní okolního terénu. Jde o největší impaktní bazén na povrchu tohoto měsíce. Malou část povrchu pokrývají hladké plochy, které možná vznikly zahlazením nerovností zamrzající vodou z ledových gejzírů.

Tethys v porovnání s velikostí planety.

Detailní pohled na povrch měsíce Tethys.

Pozorovány byly rovněž příkopy a brázdy. Největším příkopem je Ithaca Chasma, který se táhne v délce asi 2000 km od severního pólu až k pólu jižnímu. Tento příkop dosahuje šířky 40 až 100 km a hloubky až 5 km. Mechanismus vzniku této brázdy není přesně znám. Někteří vědci se domnívají, že Ithaca Chasma mohla vzniknout při impaktu, jenž vyhloubil kráter Odysseus, jiní vědci přisuzují vznik expanzi hlubinné kapalné vody, tedy kryovulkanickému mechanismu. První fotografie měsíce Tethys přinesla v roce 1979 kosmická sonda Pioneer 11. O rok později se do snímkování měsíce pustila kosmická sonda Voyager 1 a v roce 1981 i sonda Voyager 2. Od roku 2004 pořizovala detailní snímky měsíce kosmická sonda Cassini.

RHEA

Rhea

Rhea s prstenci Saturnu.

Měsíc Rhea obíhá kolem planety Saturn ve střední vzdálenosti 527 040 km. Tento ledový měsíc o průměru 1 528 km je druhým největším měsícem Saturnu, přestože oproti Titanu, největšímu měsíci planety Saturn, má 3,37× menší průměr. Rhea je zároveň 9. největší měsíc Sluneční soustavy. Hmotnost měsíce Rhea, který objevil roku 23.12.1672 Giovanni Domenico Cassini, je odhadována na 2,49×1021 kg. Podobně jako řada dalších Saturnových měsíců má i Rhea vázanou rotaci. Kolem své osy se otočí za 4,517 500 dne. Za stejně dlouhou dobu oběhne i kolem planety Saturn. Jméno měsíce opět pochází z řecké mytologie, Rhea byla dcerou Urana a Gaie. Povrch Rhey je opravdu mrazivý. Teploty na něm se pohybují v rozmezí pouhých -174 °C až -220 °C). Tok tepla od Slunce je u Saturnu opravdu nízký. Solární konstanta planety Saturn činí pouhých 15 W/m2, což je asi 100× méně, než u planety Země. Rhea je velice podobná měsíci Dione. Měsíc má vysoké albedo, což svědčí o vrstvách vodního ledu na povrchu Rhey. To dokazuje i poměrně nízká hustota měsíce Rhea, která činí pouze 1,23 g/cm3. Jen o necelou čtvrtinu tak překračuje hustotu vody. Z toho vědci odvozují, že Rhea má, podobně jako další Saturnovy měsíce, malé silikátové jádro kryté silném pancířem vodního ledu a hornin. Jde tedy o jakousi špinavou sněhovou kouli.

Povrch Rhey je rozryt velkým množstvím kráterů. Největším kráterem na Rheanském povrchu je kráter Izanagi, který má průměr asi 300 km. Zajímavý je kráter Inktomi o průměru asi 48 km. Tento kráter je považován za jeden z nejmladších útvarů na povrchu měsíce, neboť od kráteru vybíhá soustava jasných paprsků. Podobně jako je tomu na našem Měsíci v případě mladších kráterů jako např. Tycho a nebo Kepler.

Rhea s Titanem.

Ve srovnání s měsíci Dione a Tethys, které jsou blíže planetě Saturn, má Rhea méně rovných ploch. Vědci se domnívají, že je to způsobeno právě větší vzdálenosti od Saturnu, kdy výrazně slabší slapové síly nemohly tolik ohřívat ledové vrstvy a tavit je do podoby tekoucí vody. Ta pak nemohla v podobě kryovulkanismu zarovnávat krátery zbrázděný povrch, jako je tomu u obou vnitřních měsíců. V roce 2008 astronomové zjistili, že Rhea je asi jediný měsíc Sluneční soustavy, jenž má prachový prstenec. A to rovnou trojitý. Kontrolní pozorování vykonaná v pozdější době však tato zjištění nedokázala spolehlivě potvrdit. V roce 2010 zaregistrovala kosmická sonda Cassini během blízkého obletu kolem měsíce (necelých 100 km nad povrchem Rhey), že Rhea má slabou atmosféru (exosféru). Rheanská atmosféra je však velice řídká, podobně jako ta u měsíce Dione. Ze 70 % je tvořena kyslíkem a z 30 % oxidem uhličitým.

Detailní pohled na povrch měsíce Rhea.

Přítomnost CO2 byla pro vědce velkým překvapením. Původ tohoto plynu nedokáží spolehlivě vysvětlit. V současné době se předpokládá, že CO2 se na povrch dostává díky procesům probíhajícím v nitru měsíce. Nelze rovněž vyloučit, že CO2 se uvolňuje rozkladem organických sloučenin. V roce 2006 zkoumala sonda Cassini hustou síť zlomů na povrchu Rhey. Zlomy jsou lineární, místy sinusoidní, v některých místech se dokonce protínají v pravém úhlu. Podél zlomových linií je vidět čerstvý materiál a velké bloky vyzdviženého ledu. Vědci se domnívají, že tyto zlomy má na svědomí spíše tektonika než kryovulkanismus.

JAPETUS

Japetus

Japetus obíhá kolem Saturnu ve vzdálenosti 3,56 milionu km mezi dráhami měsíců Titan a Phoebe po excentrické dráze (e = 0,0283) jednou za 79,16 pozemského dne. Rovina oběžné dráhy vůči Saturnovu rovníku je skloněna o 14,7°. Průměr měsíce Japetus činí jen 1 436 km, což jej řadí ve Sluneční soustavě spíše k menším měsícům. Hmotnost Japeta činí asi 1,59 × 1021 kg a hustota je velice blízká hustotě vody – činí pouhých 1,21 – 1,27 g/cm3. Z toho se usuzuje, že je Japetus tvořen v převážné míře vodním ledem a silikátovými horninami. Díky velice rozdílnému zabarvení jeho povrchu kolísá jasnost měsíce Japetus v rozmezí 10 až 12m. Jedna polokoule měsíce je velice tmavá a odráží jen asi 5 % dopadajícího slunečního záření, zatímco druhá polokoule je zase velice světlá a odráží asi 50 % dopadajícího slunečního záření. Pachatelem tohoto prazvláštního zabarvení měsíce Japetus je pravděpodobně vzdálenější měsíc Phoebe o průměru 240 km, z nějž uniká velké množství prachu, který bombarduje povrch měsíce Japetus a ukládá se na něm. S tímto řešením přišel již v roce 1970 americký astronom S. Soter. Pozdější výzkumy z kosmických sond Voyager tyto jeho předpoklady potvrdily.

Určité nesrovnalosti ukázaly v nedávné době měření z kosmické sondy Cassini. Podle spektroskopických měření se ukazuje, že jediným zdrojem prachu nemůže být měsíc Phoebe, stín podezření nově padl i na malý měsíc Ymir, jehož průměr činí pouhých 18 km. Ymir obíhá ale kolem planety Saturn ve vzdálenosti 23 mil. km, což je o dobrých 20 mil. více než v případě měsíce Japetus a 10 mil. km více, než v případě měsíce Phoebe.

Japetus

A proč dochází k ukládání prachu pouze na jedné polokouli Japeta? To proto, že rotace měsíce Japetus je vázána a proud prachových částic se ukládá na stále na stejnou polokouli. Prach sice kousek přesahuje „za roh“, to je ale dáno jednak tlakem slunečního záření, jenž vychyluje dráhy jemných částic a pak také libracemi samotného měsíce. Zaprášeností jedné polokoule měsíce zvláštnosti kolem Japeta nekončí. V roce 2004 pořídila sonda Cassini při blízkém obletu měsíce snímky obřího pohoří, které se táhne v délce neuvěřitelných 1 300 km. To na tělese o průměru pouhých 1 400 km… Výška pohoří dosahuje závratných 20 km, čímž hravě strčí do kapsy i pozemské Himaláje. Způsob vzniku takto ohromného pohoří na tak malém tělese není dodnes jasný. Saturnův měsíc Japetus má skutečně prazvláštní tvar. Připomíná vlašský ořech. To díky nápadnému výše zmíněnému vyvýšenému pásu – pohoří, které se táhne podél rovníku a dosahuje výšky snad až ke 20 kilometrůma místy snad i více. Vědci vypočítali, že měsíc musel v minulosti rotovat mnohem rychleji než dnes. Kolem své osy se mohl otočit za pouhých pět hodin. Nikoliv za dnešních 16 hodin. Povrch měsíce Japetus je podle dnešních poznatků unikátní. Zamrzl pravděpodobně krátce po svém zformování, kdy vyhasl zdroj energie jeho původně horkého jádra. Stalo se tak někdy před 4 miliardami let. Věk měsíce je přitom odhadován na 4,564 miliardy let. Od té doby se povrch měsíce, vyjma bombardování meteority nijak nepřetvářel. Japetus má také velice řídkou atmosféru dopovanou vybuchujícími gejzíry plynu a ledu. Podobně jako je tomu na některých dalších měsících velkých planet.

Hory dosahují výšky přes 20 km
Krátery posetý povrch měsíce Japetus