Prvýkrát publikované na slovenskej Wikipédii. Autor: Jana Plauchová ako Eryn Blaireová. Spoluautori: Zvedavec (zakladateľ, časť textu), IP 195.98.8.241 (dopĺňanie, formulácia), Atomique (preklepy, typografia), IP 62.168.79.73 (aktualizácia, oprava chyby), MisoH (oprava gramatickej chyby), IP 62.152.84.67 (pridaný obrázok), Janbedna (formulácia), IP 195.98.9.81 (prepis česky písaného textu), Wizzard (úprava tabuľky, dopĺňanie údajov, oprava česky písaného textu), IP 80.87.208.18 (doplnenie informácie), Sisua (časť textu, oprava preklepov, oprava gramatiky, formulácia), Helix84 (oprava gramatickej chyby), AtonX (formulácia), Liso (oprava preklepov, aktualizácia, formulácia), Jonhy (doplnenie informácie)

Text je dostupný pod Creative Commons Attribution-ShareAlike License 3.0 a GFDL.

Máme tu aj článok na rovnakú tému, ale obsiahlejší!

Saturn na zábere zo sondy Voyager 2, ktorý urobila zo vzdialenosti 21 miliónov kilometrov

Saturn je šiesta planéta Slnečnej sústavy v poradí od Slnka, druhá najväčšia z planét. Je známa i z prehistorického obdobia. Pomenovaný bol podľa rímskeho boha Saturna, ktorý je obdobou gréckeho Krona.

Saturn patrí medzi joviálne planéty, to znamená, že nemá pevný povrch, ale len hustú atmosféru, ktorá postupne prechádza do plášťa. Atmosféra je tvorená prevažne vodíkom, ktorý tvorí 96,3 % jej objemu. Viditeľný povrch planéty tvorí svetložltá vrstva mrakov s nejasnými pásmi rôznych odtieňov, ktoré sú rovnobežné s rovníkom. Teplota v hornej oblačnej vrstve dosahuje -140°C. Objem planéty je 764-krát väčší ako objem Zeme, má však zo všetkých planét najmenšiu hustotu: len 0,6873 g/cm³ a ako jediná planéta v Slnečnej sústave je ľahší než voda. Saturn je známy najmohutnejšou sústavou prstencov zo všetkých planét. Jeho hlavné prstence, ktoré sú označené veľkými písmenami, možno pozorovať zo Zeme už aj malým ďalekohľadom. Okolo planéty obieha tiež početná rodina mesiacov, z ktorých najväčší je Titan, jediný mesiac v slnečnej sústave s hustou atmosférou.

Jeho obeh okolo Slnka trvá 29,46 pozemského roka. Saturn je ľahko pozorovateľný voľným okom ako žltý neblikajúci objekt jasnosťou porovnateľný s najjasnejšími hviezdami. Od ekliptiky sa nikdy nevzdiali na väčšiu uhlovú vzdialenosť ako 2,5°. Prechod jedným zvieratníkovým znamením mu trvá viac než dva roky.

Fyzikálne vlastnosti

Vďaka nízkej hustote a veľkej rýchlosti rotácie je najvýraznejšie sploštenou planétou. Jeho rovníkový priemer je asi o 10 % väčší ako polárny priemer (rovníkový priemer je 120 660 km, polárny priemer je 98 000 km). Možným vysvetlením tohto javu je rýchla rotácia a skôr tekutá ako pevná fáza vodíka v jadre, ktorá sa za pôsobenia vnútorných tlakov nezmení až do teploty 7 000 K. Podobne ako Jupiter, aj Saturn vyžaruje väčšie množstvo energie, ako dostáva od Slnka.

Zloženie

Planéta sa, podobne ako Jupiter, skladá zo 75 % vodíka a 25 % hélia so stopami metánu, vody a amoniaku, podobne ako pôvodná hmlovina, z ktorej vznikli všetky planéty. Jadro je z kovového vodíka (je tu taký veľký tlak, že inak plynný vodík sa správa ako kov) a má teplotu asi 12 000 K.

Dráha a rotácia

Saturn obieha Slnko vo vzdialenosti 1 426,9 milióna kilometrov, čo je približne dvojnásobok vzdialenosti Jupitera od Slnka a takmer desaťnásobok vzdialenosti Zeme od Slnka. Odklon jeho osi od kolmice na ekliptiku je 26,7°, zhruba o 4 stupne viac ako sklon Zeme. Sklon osi rotácie voči obežnej dráhe má veľký význam z hľadiska viditeľnosti Saturnovho prstenca. Dráha Saturna je eliptická, blízka kruhovej. Jeho obežná rýchlosť je 9,66 km/s (34 703 km/h), vďaka čomu je treťou najpomalšie obiehajúcou planétou (po Uráne a Neptúne).

Jedna otočka Saturna okolo jeho osi trvá 10,66 hodín, čím sa radí medzi planéty s najkratším dňom. Rýchlejšiu rotáciu má už len Jupiter. Rotácia je diferenciálna a jej rýchlosť klesá od rovníka smerom k pólom. Na 57° šírky trvá jedna otočka okolo osi 11 hodín 7,5 minút.

Vznik a vývoj

Bližšie informácie v hlavnom článku: Vznik a vývoj slnečnej sústavy

Predpokladá sa, že Saturn vznikal rovnakým procesom ako Jupiter v protoplanetárnom disku pred 4,6 až 4,7 miliardami rokov. Existujú dve hlavné teórie, ako sa mohli veľké plynné planéty sformovať: Teória akrécie a teória gravitačného kolapsu. Tória akrécie hovorí, že v protoplanetárnom disku sa postupne zliepali prachové častice do čoraz väčších celkov, až sa nabalili do veľkosti niekoľko tisíc kilometrov. Tieto železnokamenné zárodky planét sa tvorili aj v miestach obrích planét a je možné, že k ich vzniku došlo ešte skôr než k vzniku zárodkov terestrických planét. Nakoľko mali veľkú gravitáciu, začali strhávať zo svojho okolia plyn a prach, ktorý sa postupne nabaľoval na pevné jadrá, až dorástli do dnešnej veľkosti.

Úniková rýchlosť 35,49 km/s ďaleko prevyšuje tepelnú rýchlosť molekúl, preto si Saturn nechal pôvodné zloženie atmosféry, ktoré nadobudol už pri svojom vzniku z protoplanetárneho disku.

Podľa teórie gravitačného kolapsu veľké planéty nevznikli postupným zliepaním, ale pomerne rýchlym zmrštením sa zhluku v zárodočnom disku podobným spôsobom, akým vznikajú hviezdy. Podľa teórie niekoľkých gravitačných kolapsov, ktorej autorom je Alan Boss z Carnegie Institution of Washington, bol vznik joviálnych planét krátky proces a v prípade Saturna trval len niekoľko storočí.

Vznik veľkých Saturnových mesiacov prebiehal pravdepodobne rovnakým spôsobom ako vznik kamenných planét. Keďže Saturn je od Slnka dosť vzdialený a ani počas jeho vzniku jeho teplota nestúpla na také vysoké hodnoty, ako teplota Jupitera, ani ľahko taviteľné látky z pôvodného disku okolo vznikajúcej planéty sa nemohli vypariť. Preto je podstatnou zložkou jeho mesiacov ľad. Menšie a retrográdne obiehajúce mesiace môžu byť zachytenými planetezimálami.

Magnetosféra

Polárna žiara na Saturne. Trojica snímok vznikla kombináciou snímok v ultrafialovom a viditeľnom spektre, pričom ultrafialové zábery urobil Hubbleov vesmírny ďalekohľad v januári 2004 a zábery vo viditeľnom spektre vznikli v marci 2004.

Magnetické pole Saturna má oveľa menšiu intenzitu ako magnetické pole Jupitera a je najslabšie zo všetkých magnetických polí plynných obrov. Je len o málo silnejšie než magnetické pole Zeme. Má však v porovnaní so Zemou výraznejší dvojpólový charakter a magnetická os je skoro rovnobežná s rotačnou osou. Orientácia magnetického poľa je rovnaká ako u Jupitera. Magnetické pole vytvára pravdepodobne hydromagnetické dynamo, ktoré je o niečo hlbšie pod povrchom ako u Jupitera. Magnetosféra siaha ďaleko do priestoru a pohybujú sa v nej všetky väčšie mesiace aj častice prstencov. Tvar magnetosféry pravdepodobne súvisí s prítomnosťou prstencov.

Vďaka existencii magnetosféry sa v blízkosti pólov príležitostne vyskytujú polárne žiary, ktoré sú viditeľné v ultrafialovej časti spektra. Siahajú až do výšky 1600 km nad oblačnú vrstvu. Sledovaním ubúdania a pribúdania polárnej žiary môžu astronómovia na diaľku sledovať atmosféru planéty a jej magnetické pole.

Atmosféra

Atmosféra Saturna pozostáva takmer výlučne z vodíka a hélia. Najväčšie zastúpenie má molekulárny vodík (89 %), nasleduje hélium (11 %). Malý obsah hélia sa vysvetľuje tým, že ťažšie hélium klesá cez vodíkovú vrstvu bližšie k jadru. V jej horných vrstvách sa nachádza aj kryštalický amoniak. Okrem toho atmosféra obsahuje aj malé množstvo metánu a ďalšie uhľovodíky. Keďže atmosféra Saturna je chladnejšia ako atmosféra Jupitera, nachádzajú sa v nej aj aj komplexnejšie molekuly ako v Jupiterovej atmosfére. Sú to napríklad etán a iné deriváty metánu.

Najvrchnejšia vrstva atmosféry absorbuje ultrafialové žiarenie, čo vedie k vzniku hmlistého oparu. Hmla vzniká na pologuli, ktorá je práve priklonená k Slnku. V horným mrakoch dosahuje teplota približne -140°C. S hĺbkou postupne rastie, čo ovplyvňuje skupenstvo rôznych chemických zlúčenín v atmosfére a má za následok vznik mrakov rôzneho zloženia v rôznych výškových hladinách. Najvyššiu vrstvu tvoria kryštáliky čpavkového ľadu. Pod nimi sa nachádza vrstva mrakov zo síričitanu amónneho. Predpokladá sa, že najnižšiu vrstvu tvoria mraky z vodného ľadu. K jadru planéty padajú kvapky héliového dažďa. Premena ich pohybovej energie na tepelnú má za následok, že Saturn vyžaruje približne dvojnásobné množstvo energie, aké dostáva od Slnka. Vyžarovaniu energie do okolia pravdepodobne pomáha ešte aj iný mechanizmus, gravitačný kolaps, (tzv. Kelvinov-Helmhotzov mechanizmus,) podobne ako v prípade Jupitera.

Počasie a atmosférické útvary

V Saturnovej atmosfére vanú vetry rýchlosťami 400 m/s, v rovníkovej oblasti dosahujú rýchlosť až 1 800 km/s. Prevažná časť vetrov veje východným smerom a predbiehajú rotáciu jadra. V západnom smere vanú len slabšie vetry v severných šírkach. Vetry sa prejavujú pohybom mrakov a vytváraním tmavších pásiem oblakov rovnobežných s rovníkom a svetlejších pásiem medzi nimi. V dôsledku metánového zákalu vo veľkých výškach však nie sú také kontrastné ako na Jupiteri.

Výraznými atmosférickými útvarmi sú svetlé škvrny podobné tlakovým nížam na Zemi, ale omnoho väčšie. Utvárajú ich konvektívne prúdy v atmosfére Saturna. Rýchlo menia tvar a po čase miznú. Biele škvrny sú pravdepodobne veľké výbuchy plynov zvnútra planéty. Ďalšie prejavy konvekcie sú vlnové reťazce.

Horúca škvrna na Saturne

Južný polárny vír na Saturne

Horúca škvrna sa nachádza v blízkosti južného pólu planéty. Nové infračervené snímky na južnom póle planéty ukazujú žeravý „polárny vír“. Ide o prvý prípad žeravej polárnej čiapočky v slnečnej sústave, je to najteplejšie miesto na planéte. Polárny vír je dlhodobo pretrvávajúca oblasť ovplyvňujúca počasie na planéte vo veľkej oblasti a tento jav môžeme prirovnať k jetu v hornej atmosfére Zeme.

Polárne víry na Zemi, Jupiteri, Marse a Venuši sú chladnejšie než ich okolie. Nové snímky vyhotovené na W. M. Keck Observatory však po prvýkrát v histórii ukazujú polárny vír, ktorý je oveľa teplejší než okolie. Neobvyklá je celá teplejšia kompaktná oblasť na póle planéty. Meteorológovia už zaznamenali náhle oteplenie pólu, ale na Zemi je tento efekt len veľmi krátkodobý. Oproti tomu na Saturne sa jedná o dlhodobý jav.

Dáta pre toto pozorovanie boli získané v obrazovom móde prístroja Keck, ktorý sa nazýva Long Wavelength Spectrometer. Snímku exponovali 4. 2. 2004 Orton a Dr. Padma Yanamandra-Fisher, čo sú spoluautori a vedeckí pracovníci z JPL.

Južný pól Saturnu je horúci, pretože bol 15 rokov neustále osvetľovaný slnečným svetlom a teraz sa nachádza v období po slnovrate (slnovrat nastal koncom roku 2002). Neočakávané však je, že na šírke 30° od južného pólu je tak výrazná hranica teplého polárneho víru a veľmi horúcej „špičky“ presne na póle.

Ročné obdobia

Na Saturne nastáva leto, keď je naklonený k Slnku tak, že je Slnko v rovine s prstencami Saturnu a lúče dopadajú na povrch pod menším uhlom ako v zime. Tieto dve ročné obdobia sa na Saturne striedajú približne raz za 15 rokov.

Vnútro planéty

So vzrastajúcou hĺbkou rastie vo vnútri Saturna teplota aj tlak. Už 500 km pod vrcholkami mrakov vodík prechádza do kvapalného skupenstva a vytvára globálny oceán vodíka. Bližšie ku stredu planéty nadobúda čoraz viac vlastností kovu. Asi 25 000 km pod vrchnými mrakmi začína vrstva tekutého kovového vodíka, ktorá má hrúbku približne 20 000 km. Jadro planéty má priemer pod 20 000 km a tvorí ho pravdepodobne nielen skalnatý materiál, ale aj ľad. Teplota vo vnútri jadra je podľa odhadov 12 000 °C.

mesiac Enceladus

Mesiace

Saturn má k 30. 7. 2007 pomenovaných 48 mesiacov. Okrem nich evidujeme 12 ďalších satelitov s provizórnymi označeniami. Najbližší objavený mesiac Saturna Pan obieha vo vzdialenosti 133 583 km od planéty, najvzdialenejší pomenovaný Ymir vo vzdialenosti 23 100 000 km. Len najväčšie z nich majú guľatý tvar. So zdokonaľovaním prístrojov a pozorovacích techník počet známych mesiacov neustále pribúda. Počas posledných 20 rokov sa počet známych mesiacov Saturna viac ako zdvojnásobil.

Najväčším, najznámejším a prvým objaveným mesiacom Saturna je Titan. Jeho polomer je 2 575 km, čo je viac ako polomer Merkúra. Je obklopený vlastnou veľmi hustou atmosférou zloženou hlavne z molekulárneho dusíka a metánu. Po Ganymede je to druhý najväčší mesiac slnečnej sústavy. Jeho povrch je pevný, ale predpokladá sa existencia jazier až morí z uhľovodíkov. Povrchové teploty na Titane dosahujú asi -178°C a tlak 160 kPa. Titan bol prvým mesiacom mimo nášho Mesiaca, na ktorého povrchu pristála sonda – Huygens.

Druhý najväčší mesiac Saturna je Rhea. Skladá sa zo zmesi vodného ľadu a kremičitanov. Je možné, že má malé kamenné jadro.

Enceladus s priemerom 512 km má najväčšie albedo zo všetkých mesiacov slnečnej sústavy. Je to mesiac so sopečnou aktivitou, pričom sopky namiesto magmy chrlia vodu. Teplo potrebné na vulkanizmus mu dodávajú slapové sily okolitých mesiacov a Saturna. Okolo mesiaca je tiež veľmi riedka atmosféra. Pozoruhodný mesiac je tiež Tethys, ktorý zdieľa dráhu s ďalšími dvoma malými mesiacmi Telesto a Calypso. Tieto mesiačiky obiehajú v libračných bodoch Tethysu, v 60° vzdialenostiach od neho.

Prstence Saturna zblízka, umelecká predstava. Prstence nie sú jednoliatym telesom, ale skladajú sa z množstva samostatne obiehajúcich častíc rôznej veľkosti

Prstence

Bližšie informácie v hlavnom článku: Prstence Saturna

Saturn má najvýraznejšiu sústavu prstencov zo všetkých planét. Pôvodne boli známe jedine Saturnove prstence a planéta Saturn bola týmito prstencami význačná. Až v roku 1977 boli objavené nevýrazné prstence aj okolo planéty Urán a následne aj pri Jupiteri a Neptúne. Prstence Saturna sú však výrazne jasnejšie. Medzera medzi najvýraznejšími prstencami A a B viditeľnými aj zo Zeme sa nazýva Cassiniho delenie. Ani medzery medzi prstencami však nie sú prázdnym priestorom, vypĺňa ich množstvo tenkých riedkych prstencov. Najbližšie mesiace Saturna obiehajú vo vnútri jeho prstencov, napríklad obežná dráha mesiaca Pan je situovaná v Enckeho medzere.

Prstence sú tvorené množstvom drobných čiastočiek (veľkosti prachu, či väčšie s rozmermi desiatok metrov). Pravdepodobne sú to kúsky hornín obalené ľadom. Každá častica obieha planétu samostatne a pri obehu sa riadia Keplerovými zákonmi. Znamená to, že najbližšie častice obiehajú Saturn najrýchlejšie (raz za 4,9 hodiny) a najvzdialenejšie najpomalšie (raz za 2 dni).

Celkovo sa delia smerom od planéty na D C B A F G E. Prelety sond však ukázali, že hlavné prstence sú tvorené množstvom malých, jemných prstencov. Komplex tvorený prstencami je široký približne 250 000 km, ale jeho hrúbka je maximálne 3 km. Najvnútornejší prstenec D siaha od oblačnej vrstvy planéty do vzdialenosti 1,21 RS (polomerov Saturna, pričom 1 RS = 60 268 km). Je tvorený len časticami mikroskopických rozmerov. Prstenec C leží vo vzdialenosti 1,21 až 1,53 RS a jeho častice majú rozmer až do 10 metrov. Prstenec B je medzi 1,53 až 1,95 RS a od prstenca A ho oddeľuje Cassiniho delenie. Prstenec A je tvorený zhruba 5-krát väčšími časticami, ako sú častice prstenca B, a rozprestiera sa vo vzdialenosti 2,01 až 2,26 RS. Prstence F a G sú tenké, tvorené mikroskopickými časticami. Najvzdialenejší prstenec E končí vo väčšej vzdialenosti od planéty ako je vzdialenosť Mesiaca od Zeme, čo je zhruba 8 polomerov Saturna.

Panoramatický pohľad na prstence Saturna. Širší, vonkajší šedý prstenec je prstenec A. Z vnútornej strany ho vymedzuje Cassiniho delenie, najväčšia medzera v Saturnových prstencoch. Za ňou sa nachádza široký, hnedobiely prstenec B, potom tenší a tmavší prstenec C a najvnútornejší je prstenec D.

Panoramatický pohľad na prstence Saturna. Širší, vonkajší šedý prstenec je prstenec A. Z vnútornej strany ho vymedzuje Cassiniho delenie, najväčšia medzera v Saturnových prstencoch. Za ňou sa nachádza široký, hnedobiely prstenec B, potom tenší a tmavší prstenec C a najvnútornejší je prstenec D.

Pozorovanie

História pozorovaní

Keďže Saturn je ľahko viditeľný voľným okom, bol známy od nepamäti. V prvých modeloch nebeskej sféry, ktoré boli geocentrické, ho umiestnili ako najvzdialenejšiu planétu od Zeme, medzi obežnú dráhu Jupitera a konečnú sféru hviezd.

Galileo Galilei prvý pozoroval neobvyklý tvar planéty. Nedokázal však rozlíšiť, že ide o prstenec a predpokladal, že ide o trojplanétu, pretože jeho ďalekohľad s len 30-násobným zmenšením a nedokonalými šošovkami zobrazoval prstence ako menšie kotúčiky po jeho bokoch. Pri ďalších pozorovaniach si všimol ich pravidelné „miznutie“. To bolo spôsobené meniacim sa sklonom prstencov k rovine zorného uhla, Galilei si však túto záhadu nevedel do konca života vysvetliť.

K záveru, že ide o prstence okolo planéty, prišiel až Christian Huygens (1659). Saturn začal pozorovať ďalekohľadom vlastnej výroby v roku 1655. V apríli toho istého roku objavil Saturnov najväčší mesiac Titan a podarilo sa mu pomerne presne určiť aj jeho obežnú dobu. V roku 1967 Giovanni Domenico Cassini objavil tmavú medzeru v prstenci, ktorú na jeho počesť pomenovali Cassiniho delenie.

Huygens síce objavil, že Saturn obklopuje tenký kruhový útvar, ktorý sa ho nikde nedotýka, ale nebolo jasné, ako sa prstenec môže okolo planéty udržať. Matematik a astronóm Pierre Simon markýz de Laplace, zakladateľ nebeskej mechaniky, presvedčivo dokázal, že taký útvar nemôže byť jednoliate tuhé teleso. Laplace predpokladal, že prstenec je tvorený sústavou do seba zapadajúcich obručí, ale James Clerk Maxwell v roku 1857 dokázal, že prstenec je obrovská sústava samostatne obiehajúcich telies.

Súčasné pozorovania

Saturn býva na nočnej oblohe veľmi dobre pozorovateľný aj voľným okom, je takmer taký jasný ako Jupiter a má žltú farbu. Jeho zdanlivá hviezdna veľkosť sa pohybuje, v závislosti od aspektu, od 1,5 do -0,4 magnitúd, čím je porovnateľný s jasnejšími hviezdami. Na rozdiel od hviezd Saturn rovnako ako iné planéty nebliká. Istú úlohu v jeho jasnosti zohráva aj natočenie prstenca voči Zemi. Saturn sa od ekliptiky nikdy nevzďaľuje viac ako o 2,5°, z čoho vyplýva, že na 48 rovnobežke (zemepisná šírka južného Slovenska), nikdy nemôže stúpnuť viac ako 68° a klesnúť menej ako 16° nad obzor.

Saturn zo sondy Voyager 1

Považuje sa za poslednú planétu, ktorú možno pozorovať voľným okom. Jasnosť Uránu sa však pohybuje na hranici pozorovateľnosti a za veľmi vhodných podmienok možno teda vidieť aj vzdialenejší Urán. Prstence voľným okom nie sú viditeľné, zobrazia sa však už v menšom ďalekohľade (za predpokladu, že je planéta vhodne naklonená) spolu s jeho najjasnejším mesiacom Titanom. Veľmi obľúbené medzi amatérskymi pozorovateľmi sú zákryty Saturna Mesiacom.

Výskum sondami

Ako prvá navštívila planétu kozmická sonda Pioneer 11 v roku 1979. K Saturnu dorazila po štyriapolročnom prelete medziplanetárnym priestorom. Štúdium tejto planéty a jej okolia sa začalo 2. augusta 1979. Po riskantnom, ale úspešnom prelete rovinou Saturnových prstencov 31. augusta 1979 (hrozilo možné nebezpečenstvo zrážky s časticami týchto prstencov, ktoré mohli sondu ťažko poškodiť) sonda v ten istý deň preletela pericentrom saturnocentrickej dráhy vo výške 21 400 km nad hladinou mrakov. Sledovanie planéty sonda ukončila 15. septembra 1979 a pokračovala v lete do vonkajších častí slnečnej sústavy.

V novembri 1980 preletel nad Saturnom Voyager 1. Najväčšie priblíženie nastalo 13. novembra 1980, ale už tri mesiace predtým začala s jeho fotografovaním. Vzniknuté fotografie priniesli mnoho nových poznatkov. Urobila tiež snímky mesiacov Mimas, Tethys, Dione, Enceladus, Rhea a Titan. Okolo Titanu prelietla 12. novembra 1980 vo vzdialenosti 6500 km. Počas preletu nazbierala množstvo údajov o zložení atmosféry a teplote.

O necelý rok neskôr potom nasledoval prelet sondy Voyager 2. Najbližšie priblíženie k Saturnu nastalo 25. augusta 1981. Počas preletu okolo Saturnu začala sonda s výskumom horných vrstiev atmosféry planéty pomocou radaru. Radarové merania priniesli poznatky o teplote a hustote atmosféry. Na ich základe sa zistilo, že v najvyšších oblastiach je tlak okolo 7 kilopascalov s teplotou -203 °C a najnižších skúmaných oblastiach dochádza k nárastu tlaku a teploty až na 120 kilopascalov a -130 °C. Severný pól vykazoval súčasne rozdielnu teplotu ako obdobné oblasti na juhu. Severné oblasti boli o 10 °C chladnejšie, čo sa následne interpretovalo ako následok sezónnych javov. Počas priblíženia sondy k planéte bolo vyhotovených a odoslaných na Zem okolo 16 000 fotografií.

Cassini-Huygens

Všetky predchádzajúce misie však boli iba prelety, čiže sondy neboli navedené na obežnú dráhu planéty. Až v roku 2004 dorazila k Saturnu sonda Cassini, ktorá sa stala prvou umelou družicou Saturna. Na obežnú dráhu bola navedená 1. júla 2004. 25. decembra sa od ktorej sa oddelil modul Huygens, začal trojtýždňovú samostatnú cestu. 14. januára 2005, počas tretieho obehu sondy Cassini okolo Saturna, sonda Huygens úspešne pristála na mesiaci Titan. Počas jej pristávania slúžila sonda Cassini ako retranslačná stanica pre predávanie vedeckých a technických dát zo sondy Huygens na Zem. Po dosadnutí puzdra na povrch sledovala miesto pristátia ešte tak dlho, až kým nezmizlo za obzorom.

Sonda Cassini pokračuje v skúmaní Saturnu ako aj jeho mesiacov z obežnej dráhy. K 17. 6. 2008 je sonda stále v skvelej kondícii a všetky subsystémy pracujú podľa predpokladov. Misia Cassini-Huygens je spoločný projekt americkej organizácie NASA, západoeurópskej organizácie ESA a talianskej kozmickej agentúry ASI.

Zobrazenie boha Saturna na reliéfe na stredovekom hrade Edzell Castle v Škótsku

Mytológia

Saturnus, po ktorom je planéta pomenovaná, bol starý rímsky boh roľníctva. Neskôr ho začali stotožňovať s gréckym Kronom, bohom času. Na rozdiel od Krona, ktorý kvôli požieraniu vlastných detí nemal veľkú obľubu medzi starými Grékmi, Saturnos mal u Rimanov veľkú vážnosť a úctu. Podľa mýtov naučil ľudí obrábať pôdu, pestovať rastliny a stavať obydlia. O dobe jeho údajného panovania sa hovorilo ako o „Zlatom veku ľudstva“ a na pamiatku jeho vlády sa konali slávnosti zvané saturnálie. V čase týchto slávností dostávali otroci na krátky čas slobodu, pretože v zlatom veku neboli páni ani otroci. Saturnovi sa po stotožnení s Kronom začali pripisovať Kronove deti, medzi nimi aj Zeus v Ríme nazývaný Jupiter, ktorý ho nakoniec zvrhol z trónu.

Referencie

1. Zdeněk Pokorný. Exoplanety. [s.l.] : Academia, Praha, 2007. ISBN 978-80-200-1510-5. S. 75.
2. Jupiter sa (možno) sformoval za 300 rokov. Kozmos, 2003, s. 2.
3. Bohuslav Lukáč, Teodor Pintér, Milan Rybanský, Marián Vidovenec. Astronomické minimum. [s.l.]: Slovenská ústredná hvezdáreň Hurbanovo, 2005. ISBN 80-85221-48-9. S. 58.
4. Róbert Čeman, Eduard Pittich. Vesmír 1: Slnečná sústava. [s.l.] : Slovenská Grafia, Bratislava, 2002. ISBN 80-8067-071-4. S. 266-267.
5. Martin Rees. Vesmír. [s.l.] : Ikar, 2006. ISBN 80-551-1233-9. S. 187.
6. http://www.kf.fpv.ukf.sk/OFyzike/VyskumVesmiru/20040906.html
7. Josip Klezcek. Velká encyklopedie vesmíru. [s.l.] : Academia, 2002. ISBN 80-200-0906-X. S. 437.
8. http://www.quark.sk/archiv_data.php?month=05&year=2005&num=4
9. http://spaceprobes.kosmo.cz/index.php?sekce=hotnews
10. Vojtech Zamarovský. Bohovia a hrdinovia antických bájí. [s.l.] : Perfekt, Bratislava. ISBN 80-8046-203-8. S. 403-404.

Mohlo by vás zaujímať

• Zaujímavosti o Jupiteri a Saturne