strana na kterou se nezapomíná

(ZNAK, Hladolet, vyobr. č. 3682.) jest v pořadí planet šestou oběžnicí podle vzdálenosti od slunce, druhou pak podle velikosti a hmoty. Hmota [Saturn]-ova i s prstenci rovná se ¹/₃₅₀₂ hmoty slunce. [Saturn] obíhá kolem slunce v dráze málo výstředné ve 29 ¹/₂ letech v průměrné vzdálenosti 1400 mill. km. Siderický oběh rovná se 29 rokům, 166 dnům, 5 hod., 16 min., 32 sek.; oběh synodický rovná se 1 roku, 12 dnům a 20 hod. [Saturn] má tvar zploštělého rotačního ellipsoidu; rovníkový průměr rovná se 17,''1 (v míře lineární více než 118.000 km), polární 15,''4 (asi 106.000 km) ve střední vzdálenosti od slunce a země. Zploštění ¹/_10,2 jest u [Saturn]-a větší než u Jupitera. Střední průměr [Saturn]-ův jest 700kráte větší než průměr země. Světlost [Saturn]-ova různí se podle polohy kruhů; průměrně [Saturn] svítí poněkud mdlým světlem žlutavým jako hvězda prvé velikosti. Fotometrická měření Müllerova dosvědčují odvislost světlosti planety na fasi. [Saturn] odráží právě polovici světla, jež od slunce přijímá, albedo [Saturn]-ovo rovná se proto 0,5. Hustota planety 0,76 jest menší než hustota Jupiterova a rovná se příbližně hustotě dřeva jedlového. Vidmo [Saturn]-ovo ukazuje význačnější čáry spektra slunečního, pak v části červené a oranžové temné pruhy absorpční, zcela podobné, jaké se jeví ve vidmu Jupiterově. Na kotouči [Saturn]-ovu jeví se pruhy; v mocnějším dalekohledu jest viděti stálý pruh tmavý, téměř ve směru rovníku rozložený, k okraji neurčitě omezený. Pásma točnová jsou slabě stíněna. Lohse viděl kotouč [Saturn]-ův vždy podobný vosku, zbarvení žlutavého u porovnání s kruhem bílým. Zřídka jsou viditelné na kotouči skvrny vhodné k určení rotace planety. Tuto objevil r. 1793 William Herschel ze změn vzhledu pruhu na jižní polovici planety a určil pro dobu rotace 10^h 16^m ± 2^m. Hall odvodil r. 1876 ze změny světlé skvrny poblíže rovníku [Saturn]-ova 10^h 14^m 23,8^s ± 2,3^s. Stanley Williams odvodil z pozorování za opposice [Saturn]-ovy r. 1893, že povrch planety v téže šířce se otáčí na jedné straně oběžnice rychleji než na straně druhé. Tíže na rovníku [Saturn]-ově rovná se 0,8 tíže na rovníku země, tíže na točně [Saturn]-ově jest rovna 1,2 tíže na točně zemské. Nejdokonalejší rozbor pohybu [Saturn]-ova provedl Leverrier, jenž v XII. sv. Mémoirů hvězdárny pařížské též pořídil tabulky pro vypočítání běhu [Saturn]-ova (Tables de Saturne). Nejspolehlivější soustava elementů [Saturn]-ových s jich změnami jest: Pro epochu 1850 leden 1,5 středního času pařížského jest TABULKA (t značí počet roků julianských). Velmi podivuhodný úkaz podávají koncentrické, široké a velmi tenké, volně k rovině rovníku [Saturn]- ova se vznášející prstence (kruhy), které ihned po vynalezení dalekohledu byly zpozorovány. Pravá podstata pozorovaného úkazu byla teprve r. 1656 usouzena Huygensem. Prstence nejsou viditelné za příčinou své neobyčejně malé tlouštky ani nyní ve většině nejmocnějších dalekohledů, jakmile jest jejich okraj obrácen k pozorovateli na zemi, což stává se dvakráte při každém oběhu [Saturn]-ově; podobně zjevují se prstence dvakráte v největší šířce. Stojí-li [Saturn] v souhvězdí Ryb n. Lva, prochází rovina prstenců sluncem a příbližně též zemí. Prstence obracejíce svou hranu k slunci stávají se neviditelnými. Má-li však planeta polohu mezi Býkem a Blíženci a v souhvězdí Střelce, pak jeví se kruhy, jež jsou stále 28° k ekliptice nakloněny, nejširšími. Pozorovatel vidí pak buď jižní neb severní plochu kruhův. Mezi zmizením a největší viditelnou šířkou kruhu nebo naopak uplyne asi 7 let a 4 měsíce. Kruhů nevidíme také, když země prochází rovinou kruhův, ač v případě tom může plocha kruhů býti poněkud osvětlena sluncem. Ale i v době mezi průchodem země a průchodem slunce rovinou kruhů zmizejí (r. 1907) kruhy, když rovina kruhů prochází uprostřed mezi sluncem a zemí, neboť pak osvětlená čásť kruhů jest od pozorovatele odvrácena. Huygens poznal v útvaru, jenž objímá kouli [Saturn]-ovu, prstenec, kruh. Za další poznání prstence děkujeme Ballovi, který r. 1665 zpozoroval, že kruh jest protknut ostrou, tmavou čarou. Brzo potom poznali D. Cassini a Maraldi, že tmavá čára jest vlastně dělicí čarou dvou prstenců, že kruh [Saturn]-ův není jednoduchý, nýbrž že se skládá ze dvou soustředných prstenců mezerou oddělených. Dělení Cassiniho ukazuje nyní na vnějších stranách kruhu za klidného vzduchu již prostřední dalekohled. Hall zpozoroval, že dělení to nejeví se úplně černým a že jest vyplněno částicemi hmotnými. Na vnějším prstenci kruhu byla různými pozorovateli občas viděna ještě jiná dělení. Kater a Encke shledali r. 1837, že vnější užší kruh jest dělen opět ve dva kruhy nestejné šířky. Nové dělení to bylo pojmenováno dělením Enckeovým. De Vico v Římě shledal ještě jiná dělení, vesměs na vnějším kruhu. Uvnitř kruhu vnitřního byl shledán ještě třetí poměrný tmavý kruh nejprve r. 1838 Gallem. Všeobecnou pozornost obrátili na kruh ten, Crapring zvaný, teprve r. 1850 G. P. Bond v Cambridgei (Am.) a Dawes v Anglii. Kruhy neleží v téže rovině, nýbrž roviny kruhů mají vzájemné sklony a malé sklony k rovníku [Saturn]-ovu. Kruhy ukazují nerovnosti a prohnutí. Rozměry tří kruhů [Saturn]-ových jsou podle Oudemansa sestaveny v této tabulce: Zevnější poloměr kruhu vnějšího 19,''75, vnitřní 17,''77; vnější poloměr světlého kruhu vnitřního 16,''83, vnitřní 13,''74. Hodnoty udané plynou z měření heliometrů. Vnější poloměr tmavého kruhu obnáší podle měření mikrometrů vláknových 13,''00; vnitřní poloměr tmavého kruhu 10,''89. Vidmo kruhu [Saturn]-ova nemá charakteristického pruhu v části červené; není proto na kruhu [Saturn]- ově žádné pohlcující atmosféry. Theorie vyžaduje otáčení se kruhu. Herschel dokázal ze svých pozorování nerovností kruhu jakožto dobu rotace kruhu 10 hod. 32 min. 15,4 sek. Polohu roviny kruhu [Saturn]-ova v prostoru stanovil přesně Bessel. Výstupný uzel N a sklon J vzhledem k rovníku zemskému byl pro začátek roku 1890 N= 126.°705, J= 6.°985. Rovina rovníku [Saturn]-ova splývající s rovinou kruhů měla k ekliptice 1892,0 výstupný uzel 167,°078 a sklon 28.°071. Výstřednost kruhu velikosti asi ¹/₄'' poznali Schwabe, Herschel, W. Struve a j. Bessel určil pomocí perturbací kruhu na dráhu šesté družice hmotu prstence rovnou ¹/₁₁₈ hmoty planety. Tisserand pak z pohybu perisaturnia nejvnitřnějšího trabanta stanovil hmotu kruhu rovnou ¹/₆₂₀ hmoty oběžnice. Je-li hutnost kruhu rovna hutnosti [Saturn]-ově, pak plyne pro tloušťku kruhu hodnota 30 zeměp. mil. Průchod družice Japeta stínem oběžnice a soustavy kruhové, který pozoroval na hvězdárně Lickově 1. list. 1889 Barnard, objasnil povahu jednotlivých kruhův. Z pozorování těch plyne, že tmavý kruh jest transparentní; částice, z nichž kruh ten se skládá, pohlcují značné množství světla slunečního a zhušťují se tím více, čím více se blíží tmavý kruh světlému. Kruh světlý jest opticky úplně stejně hustý, jako oběžnice sama. Soustava kruhů [Saturn]-ových pozorována se země náleží k nejvelikolepějším úkazům nebeským. Daleko podivuhodnějšími a velikolepějšími jsou úkazy, jež si navzájem poskytují [Saturn] a kruhy jeho. Srv. G. Gruss, Z říše hvězd, str. 518 sl. Clerk Maxwell si představoval, že prstenec skládá se z kup (mračen) družic. jež pro malý rozměr svůj nemohou býti jednotlivě viděny dalekohledem a jež pro blízkost jednotlivých členů nejeví žádných znatelných mezer mezi sebou. V kruhu tmavém jsou jednotlivé částice ve větších od sebe vzdálenostech roztroušeny. Malá tělíska, z nichž prstenec [Saturn]-ův se skládá, obíhají kolem planety v samostatných drahách, jež jsou podrobeny poruchům družicemi způsobovaným. Také Hirn dospěl jinou cestou k témuž výsledku. H. Seeliger dokázal, že veškery úkazy prstence [Saturn]-ova dají se vysvětliti tím, že hmota prstence jest ve způsobě prachů (staubförmig), že se skládá z jednotlivých oddělených částic hmotných. V novější době podal pak Keeler spektroskopický důkaz o správnosti meteorické (satellitní) theorie prstenců [Saturn]-ových. Vnitřní okraj prstence jeví čáry spektrální silněji pošinuté než okraj zevnější, má tedy vnitřní okraj rychlejší pohyb kolem oběžnice než okraj zevnější. Rozdíl v rychlostech vnitřního a vnějšího okraje obnáší téměř 5 km. Měsíce [Saturn]-ovy. Kolem [Saturn]-a krouží 9 měsícův, označených podle vzdálenosti od planety čísly 1, 2... 9. John Herschel označil je jmény: Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan, Hyperion, Japetus a devátý měsíc pojmenoval William Pickering Phoebe. Šestý, nejjasnější měsíc objevil již Huygens 25. bř. 1655. Osmý měsíc objevil v říj. 1671 D. Cassini, jenž objevil též pátý měsíc 23. pros. 1672; čtvrtý a třetí měsíc koncem břez. 1684 objevil rovněž Cassini. Sto let po Cassinim objevil W. Herschel 28. srp. 1789 měsíc druhý a 17. září 1789 měsíc první. Bond v Cambridgei objevil 16. září 1848 a Lassell v Liverpoolu 19. září 1848 měsíc sedmý, 9. měsíc objevil William Pickering 16. až 18. srp. 1898. Vzdálenosti měsíců vyjádřeny poloměry [Saturn]-a a jsou 3,1, 4,0, 4,9, 6,3, 8,8, 20,5, 24,8, 59,6. [Saturn]-u nejbližší jest nejmenší měsíc Mimas. H. Struve pozoroval Mimase v l. 1888-89 a odvodil elementy: Pro epochu 1889 duben 0,0 času Greenwichského byla střední délka -87° 25'; výstřednost 0,016; perisaturnium 105°; sklon dráhy k rovníku [Saturn]-ovu 1° 26'; délka uzlu na rovníku [Saturn]-ově více délka uzlu rovníku na ekliptice 59°. Pohyb perisaturnia v jednom roce = + 371° ± 10°; pohyb uzlu na rovníku [Saturn]-ově více délka uzlu rovníku na ekliptice = -365° ± 5°. Střední pohyb leží v mezích 381,°992 a 381,°995. Hmota Mimasova byla odvozena v hodnotě ¹/_11500000 hmoty [Saturn]-ovy.-Druhý měsíc Enceladus (v. t.). Třetí měsíc Tethys má podle H. Struvea tyto elementy: Pro střední epochu 1889.206 času Greenwichského byla střední délka 164° 34,'9; délka uzlu k ekliptice 166° 7.'4 ± 3',7; sklon k ekliptice 28° 40,'2 ± 1.'6; výstřednost 0,00273. Střední pohyb denní rovná se 190,°698169. Délka uzlu dráhy na rovníku [Saturn]-ově zmenšena o délku uzlu rovníku [Saturn]-ova k ekliptice rovná se 163,°3-72,°8 (t -1886,218); sklon dráhy k rovníku [Saturn]-ovu rovná se 65,'1.-Čtvrtý měsíc Dione a pátý měsíc Rhea (viz tyto čl.).-Dráha šestého měsíce Titana byla určena Besselem a v novější době H. Struvem. Elementy Struveovy jsou: Pro epochu 1884 březen 15,0 času Greenwichského byla střední délka 344° 53,'5; perisaturnium 278° 2,'7; výstřednost 0,02842; délka uzlu k ekliptice 168° 30,'6; sklon k ekliptice 27° 34,'34. Průměrná elongace jest 177.''289; denní pohyb 22,°577. Uzel postupuje zpětně ve století sidericky o 24° 29' (perioda oběhu činí 49.000 let). Perisaturnium postupuje ku předu ve století o 49° 25' 21'' (perioda oběhu činí tudíž 733 roky a 4 měsíce).-Sedmý měsíc Hyperion (v. t.).-Dráha osmého měsíce Japeta byla stanovena A. Hallem takto: Pro epochu 1890,0 středního času Greenwichského byla střední délka 54° 29'; perisaturnium 355° 29'; délka uzlu k ekliptice 142° 7'; sklon k ekliptice 18° 27'; výstřednost 0,0295. Velká poloosa = 515,''3. Doba oběhu 79,331 dnů.-Devátý měsíc Phoebe vykazoval pohyb přímý a menší než pohyb [Saturn]-ův. Jinak není nic bližšího posud známo. Mezi dobami oběhu trabantů stávají vztahy: Doba oběhu trabanta třetího rovná se dvojnásobné době oběhu trabanta prvního. Doba oběhu trabanta čtvrtého rovná se dvojnásobné době oběhu trabanta druhého. Další zákony odvodil H. Struve. Osmý měsíc Japetus mizí téměř úplně na východní straně [Saturn]-ově a září nejsilněji na západní straně [Saturn]-ově. Nejspíše Japetus otáčí se kolem své osy v témž čase, ve kterém kolem [Saturn]-a obíhá. Jedna strana měsíce jest snad velmi světlou, druhá docela tmavou. O průměrech, hmotách a hustotě trabantů víme velmi málo. Pickering určoval fotometricky světlost měsíců. Měsíce jsou podle toho velikosti: 1.12,8; 2.12,3; 3.11,4, 4.11,5: 5.10,8; 6.9,4; 7.13,7; 8.11,8; 9.15,5. Hmota Titanova byla určena Hillem z theorie Hyperiona a H. Struvem z theorie Japeta, rovnou ¹/₄₇₀₀ hmoty [Saturn]-ovy. Bližší viz G. Gruss, Z říše hvězd, str. 526-527. Průměr Japetův určil Barnard ve velikosti 1400 mil. Vyjímaje Japeta pohybují se všecky měsíce [Saturn]-ovy téměř v rovině prstenců, v drahách málo výstředných, pouze Hyperion má větší výstřednost (¹/₉). I nejsvětlejší měsíc Titan jest menší než nejmenší měsíc Jupiterův. Pickering určil průměr Titanův ve velikosti 2260 km a průměr Hyperionův 310 km. Devátý měsíc by se jevil ze [Saturn]-a jako hvězda 6. velikosti a průměr devátého měsíce by obnášel asi 200 angl. mil (circa 320 km), kdyby albedo jeho rovnalo se albedu Titanovu. D'Arrest nalezl mezi oběhy čtyř vnitřních trabantů periodu 465 ³/₄ dnů, po jejímž uplynutí se vzájemné polohy družic opakují. Měsíce způsobují zatmění a bývají zatemňovány. Zatmění vyskytují se však řidčeji než u měsíců Jupiterových, a to vždy kolem doby, kdy kruh [Saturn]-ův mizí. Bližší a další viz opět G. Gruss, Z říše hvězd, str. 527 sl. Gs.