Saturn

Saturn ist von der Sonne aus gesehen der 6. Planet unseres Sonnensystems und der zweitgrößte nach Jupiter. Das Markenzeichen dieses Planeten, der schon seit der Antike bekannt ist, sind seine gut sichtbaren Ringe.

Geschichtliches:

Saturn ist der am weitesten von uns entfernte Planet, der noch mit bloßem Auge sichtbar ist. Galileo Galilei beobachtete ihn 1610 erstmals mit dem Fernrohr und stellte dabei zwei „Ausbeulungen“ an den Rändern fest. Erst 1656 fand Christian Huygens die Erklärung für dieses Phänomen, als er zur Ansicht kam, dass es sich dabei um Ringe handeln müsste. 1675 entdeckte Cassini eine 4000 km breite Lücke im Ringsystem, die seither als Cassinische Teilung bekannt ist. Cassini beobachtete außerdem die Wolkenbänder. Die jene von Jupiter erinnern, wenngleich sie nicht ganz so ausgeprägt sind.

Gegen Ende des 18. Jahrhunderts gelang es Wilhelm Herschel. Die Rotationsgeschwindigkeit des Planeten zu ermitteln, wobei er auf einen Wert von 10 Stunden 16 Minuten kam, was nur minimal von der tatsächlichen Rotationszeit von 10 Stunden 13 Minuten abweicht.

Umlaufbahn

Saturn benötigt für einen vollständigen Umlauf um die Sonne 29,5 Jahre und ist von unserem Zentralgestirn 9,5 AE entfernt, d.h. er ist 9,5-mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde. Dies entspricht 1.433,4 Mio Km. In diesen Bereich des Sonnensystems gelangt nur noch 1/90 jener Lichtmenge, die unsere Erde erreicht. Obwohl er dem Jupiter in Struktur und Aufbau ähnlich ist, zeigt Saturn vom Äußeren her deutliche Unterschiede. Auf Saturn sind die Farben weniger kräftig, und seine Wolkenbänder sind weniger ausgeprägt als auf dem Jupiter – wahrscheinlich deshalb, weil die Wolken von dichteren atmosphärischen Schichten bedeckt sind. Die vorherrschenden Farbtöne über dem Saturn sind das Weiß der Ammoniakwolken und das Ockergelb des Ammoniakhydrosulfids.

Aufbau

Saturn ist der zweitgrößte der vier äußeren Planeten des Sonnensystems und weist den selben Aufbau wie Jupiter auf. Auch er besteht im Wesentlichen aus Wasserstoff und Helium.

Man geht heute davon aus, dass Saturn einen Gesteinskern besitzt, der von einer Schicht aus metallischem Wasserstoff umgeben ist. Darüber befindet sich eine Schicht aus flüssigem Wasserstoff, die bis zur Atmosphäre aus Wasserstoff und Helium reicht. Eine Besonderheit dieses Planeten ist seine geringe Dichte, die noch unter der von Wasser liegt. Diese Eigenschaft drückt sich auch in der äußeren Form aus; der Planet zeigt sich nämlich an den Polen abgeplattet und weist einen beträchtlich Wulst am Äquator auf. Der Durchmesser von Pol zu Pol ist folglich ca. 10% geringer als der am Äquator.

Atmosphäre

Bei den Riesenplaneten aus Gas ist es schwer zu sagen, wo die eigentliche Oberfläche liegt und die Atmosphäre beginnt. Man nimmt deshalb als Höhe Null jenes Niveau an, wo der Verlauf der Temperatur sich umkehrt. Während die Temperatur normalerweise mit zunehmender Höhe abnimmt, absorbieren die Gase der Atmosphäre in einer bestimmten Höhe so viel Sonnenstrahlung, dass die Temperatur wieder ansteigt. Im Falle des Saturns wird dieser Temperaturanstieg vor allem durch Methan bewirkt.Die Atmosphäre des Planeten setzt sich aus 95% Wasserstoff, 3% Helium und 0,4% Methan zusammen. Etwa 100 km unter dem Nullniveau, wo niedrige Temperaturen und hoher Druck (ca. 1 bar) herrschen, kann das Ammoniak kondensieren und ist dadurch in Form von weißen Wolken zu sehen.

Untersuchungen haben ergeben, dass Saturn etwa doppelt so viel Energie abgibt, wie er von der Sonne erhält. Der Grund dafür dürfte darin liegen, dass kondensierte Heliumtropfen aus der Atmosphäre in Richtung Kern wandern, wobei Gravitationsenergie freigesetzt wird, die wiederum durch Konvektionsprozesse als Wärmeenergie aufsteigt. 

Wind auf Saturn

Während die atmosphärische Zirkulation auf der Erde durch die Sonnenstrahlung angetrieben wird, die einen Temperaturunterschied zwischen Äquatorial- und Polarzonen hervorruft, wird die Zirkulation auf dem Saturn durch seine innere Wärmequelle bewirkt. Auch die hohe Rotationsgeschwindigkeit trägt zur Bewegung der atmosphärischen Schichten bei.

Die Windgeschwindigkeit ist auf diesem Planeten noch höher als auf Jupiter; am Äquator wurden gar Geschwindigkeiten von bis zu 1.800 km/h gemessen. Die Winde sind auf den beiden Halbkugeln recht gleichmäßig verteilt. Auf Grund der geringen Achsenneigung des Planeten sind auf Saturn auch kaum jahreszeitliche Unterschiede festzustellen Genauso wie auf dem Jupiter gibt es auch auf Saturn Wirbelstürme, die mehrere Jahre bestehen können. Sie sind jedoch kleiner und dadurch nicht so gut zu erkennen wie etwa der Große Rote Fleck auf Jupiter. Da solche ausgedehnten Sturmgebiete auf allen großen Planeten zu finden sind, kann man annehmen, dass es für dieses Phänomen eine gemeinsame Ursache gibt.

Magnetfeld

Auf Grund der Schicht von metallischem Wasserstoff im Inneren des Planeten besitzt der Saturn ein Magnetfeld, das durch eine Art Dynamo-Effekt erzeugt wird. Dass dieses Feld schwächer als vermutet ist, dürfte daran liegen, dass die Rotationsachse und die magnetische Achse nur um ca. 1° gegeneinander geneigt sind. Bei Jupiter dagegen beträgt der Neigungswinkel 10 °

Das Ringsystem

Wir wissen zwar heute, dass alle vier großen Planeten von Ringen umgeben sind – doch die des Saturn sind gewiss die spektakulärsten und am besten sichtbaren. Die Ringe sind um 28° gegen die Bahnebene des Planeten geneigt und sind je nach Position des Planeten einmal von der Seite und dann wieder in ihrer ganzen Breite zu sehen

.

Bereits Huygens hat festgestellt, dass die Ringe keine festen Körper sind, sondern aus einer Unzahl von meist sehr kleinen Partikeln bestehen, die um den Planeten wandern.

Der Großteil der Partikel in den Ringen liegt in einer Größenordnung von wenigen Zentimetern bis zu einigen Metern Durchmesser; in in seltenen Fällen können sie auch mal 1 bis 2 km erreichen. Das Ringmaterial besteht fast nur aus gewöhnlichem Wassereis bzw. vereistem Gestein.

Wir unterscheiden drei Ringbereiche, die als A-, B- und C-Ring bezeichnet werden. Außerdem gibt es noch vier schmälere Ringe. Der hellste und breiteste Ring ist der zentrale B-Ring, der vom weiter außen gelegenen A-Ring durch die Cassinische Teilung, eine Lücke von ca. 4.000 km, getrennt ist. Diese ist jedoch nicht ganz leer, sondern weist eine Reihe von sehr schmalen Ringen auf. Innerhalb des A-Rings gibt es ebenfalls eine schmale aber deutliche Lücke, die so genannte Encke-Teilung. Der innen gelegene C-Ring schließlich besteht aus sehr dünner Substanz.

Heute wissen wir, dass es mehr als 100.000 einzelne Ringe mit unterschiedlichen Zusammensetzungen und Farbtönen, welche durch scharf umrissene Lücken voneinander abgegrenzt sind, gibt. Der innerste beginnt bereits etwa 7.000 km über der Oberfläche des Saturn und hat einen Durchmesser von 134.000 km, der äußerste hat einen Durchmesser von 960.000 km

Die größten Ringe werden von innen nach außen als D-, C-, B-, A-, F-, G- und E-Ring bezeichnet.

Die Umlaufzeit der inneren Ringe beträgt sechs bis acht Stunden, die der äußeren Ringe zwölf bis vierzehn Stunden.

Zwischen einigen Monden und den Partikeln der Ringe bestehen zum Teil komplexe gravitative Wechselwirkungen. Vor allem die sogenannten Hirtenmonde des Saturns tragen maßgeblich dazu bei, dass die Partikel den Ring nicht verlassen. Der Mond Mimas ist für die geringe Teilchendichte in der Cassinischen Teilung verantwortlich.

Der Ursprung der Saturnringe ist noch nicht geklärt. Sie könnten sich gleichzeitig mit dem Planeten gebildet haben, stellen jedoch kein stabiles System dar; es wird den Ringen immer wieder neues Material zugeführt, das möglicherweise aus der Zerstörung kleinerer Monde stammen könnte.

Saturnmissionen

Es waren bisher 4 Sonden, die den Saturn erreichten. Die erste war Pioneer 11, die nach ihrem Besuch bei Jupiter im September 1979 in die Nähe des Saturns gelangte. Die zur Erde geschickten Fotos zeigten einige Saturnringe, die von der Erde aus nicht sichtbar waren, sowie einen kleinen Mond.

Voyager 1, die zweite Saturnsonde, flog im November 1980 in einer Entfernung von 64.000 km am Planeten vorüber und erkundete dabei auch seine größten Monde.

Voyager 2 wiederum gelangte im August 1981 in die Nähe des Planeten, um gleich danach in Richtung Uranus und Neptun weiterzufliegen.

Nach siebenjährigem Flug passierte die Raumsonde Cassini-Huygens am 11. Juni 2004 den Saturnmond Phoebe mit einem Abstand von nur 2068 km und untersuchte diesen aus der Nähe.

Am 1. Juli 2004 lenkte sich die Sonde auf eine Umlaufbahn um den Saturn ein. Seit Anfang 2005 beobachten Wissenschaftler mithilfe von Cassini Gewitter auf dem Saturn. Vermutlich hatten die Blitze etwa 1000-mal mehr Energie als die der Erde. Die Astronomen glauben, dass dieser Sturm der stärkste war, der jemals beobachtet wurde.

Am 20. September 2006 entdeckte man anhand einer Aufnahme von Cassini einen bisher unbekannten planetarischen Ring, der sich außerhalb der helleren Hauptringe befindet, aber innerhalb des G- und E-Rings. Vermutlich stammt das Material dieses Ringes von Zusammenstößen von Meteoriten mit zwei Saturnmonden.

Im Oktober 2006 spürte die Sonde einen Hurrikan mit einem Durchmesser von 8.000 km auf, dessen Auge am Südpol von Saturn liegt.

Der Orbiter „Cassini“ führte eine zusätzliche Landungssonde „Huygens“ mit sich, die am 14. Januar 2005 auf dem Mond Titan landete und dabei Fotos von Methanseen auf dem Mond machte. Durch einen Bedienfehler an Cassini, der als Relaisstation zur Kommunikation mit der Erde diente, wurde aber nur jedes zweite Bild der Sonde zurück zur Erde übertragen. Cassini machte am 26. Oktober 2004 außerdem Radarfotos der Oberfläche von Titan aus einer Höhe von 1.200 km.

Am 10. März 2006 berichtete die NASA, dass Cassini unterirdische Wasserreservoirs dicht unter der Oberfläche des Mondes Enceladus gefunden habe. Cassini fand außerdem vier neue Monde des Saturn.

Cassini befindet sich zurzeit immer noch im Orbit um Saturn und führt weitere Untersuchungen durch.

Quelle der Bilder: Wikipedia