magnetosfera a atmosfera
Magnetické pole Saturna objavila sonda Pioneer 11 v roku 1979.[10] Má oveľa menšiu intenzitu, akomagnetické pole Jupitera a je najslabšie zo všetkých magnetických polí plynných obrov. Na rovníku má hodnotu 21 μT[11] a je len o málo silnejšie, než magnetické pole Zeme. Má však v porovnaní so Zemou výraznejší dvojpólový charakter a magnetická os je takmer rovnobežná s rotačnou osou. Orientácia magnetického poľa je rovnaká ako u Jupitera. Magnetické pole je generované pravdepodobnehydromagnetickým dynamom, ktoré je o niečo hlbšie pod povrchom ako u Jupitera. Magnetosféra siaha ďaleko do priestoru (na strane privrátenej k Slnku do vzdialenosti 1,5 milióna km, na odvrátenej strane je natiahnutá do chvosta s neznámou dĺžkou) a pohybujú sa v nej všetky väčšie mesiace aj častice prstencov. Tvar magnetosféry pravdepodobne súvisí s prítomnosťou prstencov. Magnetosféra, resp. nabité častice v nej, obiehajú planétu podobnou rýchlosťou, akou ona rotuje okolo svojej osi. V oblasti dráhy Titanu je to až 193 km/s, takže častice mesiac pri jeho obehu dokonca predbiehajú.[3] Atómy vodíka v prstenci však nie sú ionizované a preto sa nezúčastňujú pohybu častíc magnetosféry. Vďaka existencii magnetosféry sa v prítomnosti pólov príležitostne vyskytujú polárne žiary, ktoré sú viditeľné v ultrafialovej časti spektra. V optickej oblasti spektra zatiaľ neboli pozorované, čo môže súvisieť s tým, že sú slabšie ako u Jupitera a ich pozorovanie ruší odrazené a rozptýlené svetlo na prstencoch. Siahajú až do výšky 1 600 km nad oblačnú vrstvu.[12] Chemici sa domnievajú, že energia polárnych žiar napomáha vzniku zložitých uhľovodíkov, ktoré potom spôsobujú rôznofarebné odtiene. Sledovaním zmenšovania sa a zväčšovania sa polárnej žiary môžu astronómovia na diaľku sledovať atmosféru planéty a jej magnetické pole. Novšie štúdie polárnej žiary opierajúce sa o pozorovania sondou Cassini a Hubbleovým ďalekohľadom ukázali, že polárna žiara Saturna je odlišná od polárnych žiar iných planét. Polárny prstenec často nie je spojený (má tvar neúplného kruhu) a udrží sa dlhšie ako na Zemi.[13] Výskyt polárnych žiar v stredných šírkach na osvetlenej pologuli je zatiaľ nevysvetlený. Z prítomnosti magnetosféry logicky vyplýva prítomnosť radiačných pásov planéty, čiže oblastí okolo rovníka, v ktorých sa zachytávajú časticeslnečného vetra. Žiarenie z radiačných pásov je také slabé, že na rozdiel od žiarenia z pásov Jupitera nie je merateľné zo Zeme.[11] V blízkosti prstencov a mesiacov radiačné pásy nie sú spojité, pretože ich častice dokonale pohlcujú elektricky nabité častice slnečného vetra.[3]Najmenšie čiastočky prstenca však po zrážke s nabitou časticou radiačného pásu opúšťajú prstenec a pridávajú sa k stacionárne rotujúcim časticiam magnetosféry. 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.[12] Keďže atmosféra Saturna je chladnejšia ako atmosféra Jupitera, nachádzajú sa v nej komplexnejšie molekuly ako v Jupiterovej atmosfére. Sú to napríklad etán a iné derivátymetánu.[14] Ionosféra, extrémne riedka ionizovaná vrstva atmosféry Saturna, siaha až po prstenec C. 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 (133 K). 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 siričitanu 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.[15] Vyžarovaniu energie do okolia pravdepodobne pomáha ešte aj iný mechanizmus, gravitačný kolaps, (tzv.Kelvinov-Helmhotzov mechanizmus), podobne, ako v prípade Jupitera.[16] Najchladnejšou časťou atmosféry sú póly, ale Voyagery prekvapivo namerali nízke teploty aj v strede rovníkového pásu. Žltá farba planéty je spôsobená odrazom slnečného svetla od vrchných mrakov. Na podrobných záberoch zo sondy Cassini sa však atmosféra zobrazuje ako modrá. Bob West z Jet propulsion laboratory, člen zobrazovacieho tímu Cassini, prehlásil: „Boli sme veľmi prekvapení. Saturn by mal byť žltý.“[17] Pri pozorovaní z nižších vrstiev atmosféry by sa obloha Saturnu javila ako modrá. Modrá farba je pravdepodobne spôsobená rozptylom slnečného svetla, tzv. Rayleighovým rozptylom na molekulách atmosféry podobne ako v prípade Zeme. Zatiaľ čo v prípade Zeme sa svetlo rozptyľuje na molekulárnom dusíku a kyslíku, v atmosfére Saturna sa rozptyľuje na molekulárnom vodíku. Stále však zostáva nejasné, prečo je severnejšia pologuľa oveľa výraznejšie modrá než južná. Podľa jednej hypotézy je to spôsobené tým, že južná pologuľa obsahuje oveľa viac mrakov, ktoré sa podieľajú na žltej farbe planéty.[17] V Saturnovej atmosfére vanú vetry rýchlosťami až 480 m/s, v zóne okolo rovníka, v porovnaní so 150 m/s na Jupiteri. Vo väčších výškach rýchlosť prúdenia vetrov neprekročí 160 m/s. Prevažná časť vetrov veje východným smerom a predbieha 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.[8] Polárne sploštenie spôsobilo vznik striedavo svetlejších a tmavších pruhov v atmosfére, ktoré obiehajú rovnobežne s rovníkom. Rôzne sfarbenie pruhov je spôsobené rozdielmi v ich chemickom zložení a rozdielnou hrúbkou oblačnosti. Atmosférické pásy sú menej výrazné ako u Jupitera a v oblasti rovníka sú tiež širšie.[18] Podľa iného zdroja sú pásy naopak tenšie a majú zložitejšiu, i keď nevýraznejšiu štruktúru ako pásy Jupitera.[3] Výraznými atmosférickými útvarmi sú svetlé škvrny podobné tlakovým nížam na Zemi, ale tiež sú omnoho väčšie. Utvárajú ich konvektívneprúdy 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.[14] V decembri roku 1994 objavil Hubbleov vesmírny ďalekohľad biely búrkový vír v tvare klinu, jeden z najväčších pozorovaných búrkových útvarov v atmosfére Saturna. Búrka sa nachádzala tesne nad jeho rovníkom a spôsoboval ju prúd prehriateho vzduchu stúpajúceho z nižších vrstiev atmosféry. Novšie snímky zobrazili jej pohyb a detailné zmeny prebiehajúce v útvare. Biele búrkové mraky boli vytvorené z kryštálikov amoniaku.[19] V júli až septembri 2004 vedci pozorovali intenzívne rádiové emisie z útvaru, ktorý dostal meno Dračia búrka. Generátorom rádiového žiarenia boli silné výboje statickej energie. Tento gigantický hurikán bol poháňaný energiou, ktorú produkovali dynamické procesy v hlbších vrstvách atmosféry. Dračia búrka sa nachádza v páse nazývanom Alej búrok.[13] 4. februára 2004 objavili Glenn S. Orton a Padma Yanamandra-Fisherová pomocou prístroja Long Wavelength Spectrometer na Keckovom observatóriu žeravý polárny vír - prvý prípad žeravej polárnej čiapočky v slnečnej sústave. Ide o najteplejšie miesto na planéte.[20] Polárne víry na Zemi, Jupiteri, Marse a Venuši sú chladnejšie než ich okolie, polárny vír v južných šírkach Saturna je však oveľa teplejší než okolie.[21] Neobvyklá je celá teplejšia kompaktná oblasť na póle planéty. Na Zemi je tento efekt len veľmi krátkodobý, avšak na Saturne sa jedná o dlhodobý jav. Z pozorovaní sa zistilo, že teplota výrazne stúpa na 70° južnej šírky a opäť na 87°. Toto náhle zvýšenie teploty bude pravdepodobne spôsobovať koncentrácia častíc v okolí južného pólu, ktoré absorbujú slnečné svetlo a teplo.[22] Okolo severného pólu Saturna obieha záhadná štruktúra v tvare šesťuholníka (angl. hexagonal cloud). Nasnímali ju už sondy Voyager 1 a 2, podrobnejšie snímky prišli zo sondy Cassini. Z časovo veľmi vzdialených pozorovaní vyplýva, že šesťuholník s priemerom 25 000 km je stabilný. Jeho strany a uhly sú pravidelné. Tento útvar do istej miery pripomína atmosférické krútňavy nad zemskými pólmi, planétológov však zaráža, že nemá okrúhly tvar. Šesťuholník je vnorený 100 km do atmosféry a zachováva si svoj tvar minimálne do 75 km hĺbky. V súčasnosti je tento útvar zahalený do tmy polárnej noci, preto ho sonda Cassini neskúma opticky, ale infračerveným mapovacím spektrometrom.[23] 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. Na planéte sa však ročné obdobia nijako neprejavujú, čo je spôsobené vplyvom atmosféry a pôsobením vnútra Saturnu.[24] Vo výskyte mohutných búrkových útvraov sa však prejavuje istá periodicita. Medzi výskytom troch najväčších doteraz pozorovaných útvarov uplynulo vždy približne 57 rokov, čo sú 2 obehy Saturna okolo Slnka. Pozorovaní je však zatiaľ príliš málo na to, aby mohli vedci tvrdiť, že výskyt veľkých búrok je pravidelný a súvisí s príchodom leta na severnej pologuli planéty.[19]
Magnetosféra [upraviť]Atmosféra [upraviť]
Počasie a atmosférické útvary [upraviť]
Polárne útvary [upraviť]
Ročné obdobia [upraviť]