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It is difficult to say what is impossible, for the dream of yesterday is
the hope of today and reality of tomorrow.
- Robert Goddard
Inhaltsverzeichnis |
Saturn
Einführung Saturn Statistik Animationen des Saturn Ansichten des Saturn Die Ringe des Saturn Saturnmonde Übersicht Referenzen |
Saturns Monde |
Atlas, Calypso, Dione, Enceladus, Epimetheus, Helene, Hyperion, Iapetus, Janus, Mimas, Pan, Pandora, Phoebe, Prometheus, Rhea, Telesto, Tethys, Titan, Mögliche Neue Monde |
Saturn wissenschaftlich |
Saturnwissenschaft
Zusammenfassung Chronologie der Saturnforschung Die Cassini-Mission Saturn Bilder-/Animationengallerie |
Andere Ressourcen |
Saturn's Ring
System |
Der Wind weht auf Saturn sehr schnell. In der Nähe des Äquators erreicht er Geschwindigkeiten bis zu 500 Meter pro Sekunde (1.800 km/h). Der Wind weht meistens in eine östliche Richtung. Die stärksten Winde finden sich um den Äquator, und die Geschwindigkeiten nehmen mit höheren Breiten gleichmäßig ab. In den Breiten oberhalb von 35 Grad wechseln sich die Winde von Ost- und Westrichtung in zunehmender Breite ab.
Saturns Ringsystem macht den Planeten zu einem der schönsten Objekte im Sonnensystem. Die Ringe sind in eine Anzahl verschiedener Stücke geteilt, inklusive der hellen A- und B-Ringe und dem feineren C-Ring. Das Ringsystem hat mehrere Lücken. Die wichtigste Lücke ist die Cassini-Spalte, die den A- vom B-Ring trennt. Giovanni Cassini entdeckte diese Spalte 1675. Die Encke-Spalte innerhalb des A-Rings wurde nach Johann Encke benannt, der die Spalte 1837 entdeckte. Raumsonden haben gezeigt, daß die Hauptringe tatsächlich aus einer großen Anzahl flacher kleinerer Ringe bestehen. Der Ursprung der Ringe ist unklar. Man denkt, sie bestehen aus größeren Monden, die von Einschlägen von Kometen und Meteoroiden zerschmettert wurden. Die Zusammensetzung der Ringe ist nicht definitiv bekannt, aber sie zeigen einen bedeutenden Anteil Wasser. Sie könnten sich aus Eisbergen und Schneebällen in der Größe von ein paar Zentimetern bis zu wenigen Metern zusammensetzen. So manche der einzelnen Strukturen gehen auf Anziehungskräfte der nahen Monde zurück. Dieses Phänomen wird am besten vom Verhältnis des F-Rings zu den beiden kleineren Monden demonstriert, die das Ringmaterial hüten.
Von den beiden Voyager-Sonden wurden auch radiale, speichenartige Erscheinungen im breiten B-Ring gefunden. Man glaubt, die Erscheinungen bestehen aus feinen staubgroßen Partikeln. Die Speichen wurden dabei beobachtet, wie sie auf den zeitverschobenen Bildern der Voyagers entstehen und wieder vergehen. Während elektrostatische Aufladungen die Speichen durch Schweben von Staubpartikeln oberhalb der Ringe entstehen lassen dürften, ist der exakte Grund für die Bildung der Speichen nicht genau bekannt.
Saturn besitzt 18 bestätigte Monde, die größte Anzahl an Satelliten, die ein Planet im Sonnensystem besitzt. 1995 sichteten Wissenschaftler durch das Hubble Space Telescope vier weitere Objekte, bei denen es sich um Monde handeln könnte.
Animationen des Saturn |
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Ansichten des Saturn |
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Saturn mit Rhea und Dione
Die Sonde Voyager 2 der NASA
schoß dieses Foto des Saturn am 21. Juli 1981, als die Sonde 33,9 Millionen
Kilometer vom Planeten entfernt war. Zwei helle, vermutlich konvektive
Wolkenmuster sind in der Mitte der nördlichen Halbkugel und verschiedene dunkle
speichenartige Erscheinungen im hellen B-Ring zu sehen. Die Monde, Rhea und Dione, sind als
blaue Punkte südlich respektive südwestlich von Saturn zu erkennen. Voyager 2
vollzog die größte Annäherung an Saturn am 25. August 1981. (Mit freundlicher
Genehmigung durch NASA/JPL)
Saturn mit Tethys und Dione
Saturn und zwei seiner
Monde, Tethys
(oben) und Dione,
wurden von Voyager am 3. November 1980 aus einer Entfernung von 13 Millionen
Kilometern aufgenommen. Die Schatten von Saturns drei hellen Ringen wie auch von
Tethys sind auf den Wolken zu erkennen. Der Rand des Planeten ist durch die
3.500 Kilometer breite Cassinispalte zu sehen, die den A-Ring vom B-Ring trennt.
Die Sicht durch die viel engere Enckespalte in der Nähe des Außenrandes des
A-Ringes ist viel weniger klar. Hinter der Enckespalte (links) ist der feinste
von Saturns drei hellen Ringen, der C- oder Crêpering, gerade noch gegen den
Planeten zu sehen. (Mit freundlicher Genehmigung durch NASA/JPL)
Nordisches Optisches Teleskop
Dieses Bild des Saturn wurde vom
2,6-Meter-Nordischen Optischen
Teleskop aufgenommen, das sich in La Palma auf den Kanarischen Inseln
befindet. (© Copyright Nordic Optical Telescope Scientific Association -- NOTSA)
Saturns Ringe, Seitenansicht
Während einem der dramatischsten Beispiele der Natur für „Man sieht sie, man
sieht sie nicht“ fing das Hubble Space Telescope der NASA den Saturn am 22. Mai
1995 dabei ein, als sein großartiges Ringsystem „umkippte“. Dieses Durchqueren
der Ringebene findet etwa alle 15 Jahre statt, wenn die Erde eben diese
Ringebene passiert.
Die Ringe verschwinden nicht vollständig, weil auch die Ringkante Sonnenlicht reflektiert. Der dunkle Streifen durch die Mitte der Saturnscheibe ist der Schatten der Ringe, der auf den Planeten geworfen wird (die Sonne steht dabei knapp drei Grad über der Ringebene). Der helle Streifen direkt über dem Ringschatten wird durch die Reflektion des Sonnenlichts auf die Saturnatmosphäre durch die Ringinnenseite verursacht. Zwei von Saturns eisigen Monden sind als winzige sternenartige Objekte in oder nahe der Ringebene zu erkennen.
Nördlich von dieser pfeilspitzenförmigen Erscheinung nehmen die Winde an
Stärke ab, sodaß sich das Sturmzentrum relativ zum umgebenden Strom ostwärts
zieht. Die Wolken, die sich bis nördlich des Sturms erstrecken, werden von den
Winden in höheren Breiten westwärts getrieben. Die starken Winde in der Nähe der
Höhe des dunklen Keils wehen über den nördlichen Teil des Sturms und bewirken
dadurch einen zweiten Wirbel, der die feinen weißen Wolken östlich des
Sturmzentrums entstehen läßt. Die weißen Wolken des Sturms bestehen aus
Eiskristallen aus Ammoniak, die entstehen, wenn ein Aufstrom warmer Gase seinen
Weg durch die eisigen Wolkenobergrenzen des Saturns findet.
HST zeigt eine Aurora auf Saturn
Das Bild oben zeigt
die erste Aufnahme heller Auroren an Saturns Nord- und Südpol, wie sie vom
Hubble Space Telescope in langem Ultraviolett eingefangen wurden. Hubble
enthüllt ein leuchtendes, kreisrundes Band mit Mittelpunkt am Nordpol, wo sich
ein enormer auroraler Vorhang bis 2.000 Kilometer über die Wolkengrenze erhebt.
Dieser Vorhang schwankt in seiner Helligkeit und in seinen Ausdehnungen während
der Beobachtungsdauer von zwei Stunden durch HST.
Die Aurora entsteht, wenn eingefangene geladene Partikel aus der Magnetosphäre herabstürzend mit atmosphärischen Gasen kollidieren. Als Resultat dieses Bombardements glühen Saturns Gase in langem ultravioletten Licht (110-160 Nanometer). Diese Wellenlängen werden von der Erdatmosphäre absorbiert und können deshalb nur von Teleskopen im Weltraum aus beobachtet werden.
Zum Vergleich handelt es sich beim unteren Bild um eine Aufnahme in
sichtbarem Licht, wie sie Hubble am 1. Dezember 1994 gemacht hat. Im Gegensatz
zur UV-Aufnahme sind die gewohnten atmosphärischen Bänder und Zonen klar zu
erkennen. Die niedere Wolkendecke ist nicht in UV-Licht sichtbar, weil das
Sonnenlicht von höheren Regionen der Atmosphäre reflektiert wird.
Letzter Blick auf Saturn
Zwei Tage nach der Annäherung
an Saturn warf Voyager 1 aus über
fünf Millionen Kilometer Entfernung einen Blick zurück auf den Planeten. Dieser
Anblick des Saturn konnte niemals gesehen werden, weil die Erde der Sonne so nah
ist, daß nur die von der Sonne beleuchtete Seite des Saturn zu erkennen ist.
(Copyright © Calvin J. Hamilton)
Die Ringe des Saturn
Dieses farbverstärkte Bild zeigt
die dunklen speichenartigen Erscheinungen in den Ringen. Die Speichen scheinen
schnell mit scharfen Kanten zu entstehen und dann zu zerfallen. Der A-Ring
erscheint als die äußersten Bänder, taucht in diesem Bild aber als scheinbar
zwei Bänder mit der Enckespalte dazwischen auf. Die Cassinispalte trennt die A-
und B-Bänder. (Quelle: Calvin J. Hamilton)
Fehlfarbaufnahme der Saturnringe
Mögliche Unterschiede
in der chemischen Zusammensetzung von einem Teil des Ringsystem des Saturns zum
anderen sind auf diesem Bild der Voyager 2 als geringfügige Farbabweichungen
sichtbar, die durch spezielle Computerbearbeitungen herausgearbeitet wurden.
Diese farbverstärkte Ansicht wurde aus Klarfilter-, Orangefilter- und
UV-Filteraufnahmen zusammengesetzt, die am 17. August 1981 aus einer Distanz von
8,9 Millionen Kilometern gemacht wurden. Zusätzlich zur vorher bereits bekannten
blauen Farbe des C-Rings und der Cassinispalte zeigt das Bild weitere
Farbdifferenzen zwischen dem inneren und äußeren B-Ring (wo sich die Speichen
bilden) sowie zwischen diesen und dem A-Ring. (Mit freundlicher Genehmigung
durch NASA/JPL)
Saturns F-Ring
Saturns äußerster Ring, der F-Ring,
ist eine komplexe Struktur, die aus zwei flachen, verflochtenen hellen Ringen
besteht, wobei man an ihnen entlang „Knoten“ erkennen kann. Wissenschaftler
spekulieren, daß es sich bei diesen Knoten um Klumpen des Ringmaterials handeln
könnte, oder um Minimonde. Der F-Ring wurde in einem Bereich von 750.000
Kilometern fotografiert. (Mit freundlicher Genehmigung durch NASA/JPL)
Das Saturnsystem
Dieses Bild des Saturnsystems wurde
aus Bildern zusammengestellt, die die Voyager-1-Sonde während ihrer
Saturnannäherung im November 1980 gemacht hatte. Die Ansicht zeigt Dione im Vordergrund
mit dem aufgehenden Saturn im Hintergrund, Epimetheus (links
oben) und Rhea
knapp links von Saturns Ringen. Rechts und unterhalb Saturns Ringen befinden
sich Enceladus, Mimas, Tethys und Iapetus (unten
rechts). Der wolkenbedeckte Titan ist oben
rechts. (Copyright Calvin J. Hamilton)
Saturns Monde und Ringebenenstruktur
Dieses Bild zeigt
die Saturnmonde annähernd in ihren Größenverhältnissen wie auch Saturns
Ringstruktur. (Mit freundlicher Genehmigung von Dave Seal, JPL)
Die Ringe des Saturn |
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Im folgenden eine Übersicht über die Ringe des Saturn.
Name | Abstand* | Weite | Stärke | Masse | Albedo |
---|---|---|---|---|---|
D | 67.000 km | 7.500 km | ? | ? | ? |
C | 74.500 km | 17.500 km | ? | 1,1·1018 kg | 0,25 |
Maxwell Lücke | 87.500 km | 270 km | |||
B | 92.000 km | 25.500 km | 0,1-1 km | 2,8·1019 kg | 0,65 |
Cassinispalte | 117.500 km | 4.700 km | ? | 5,7·1017 kg | 0,30 |
A | 122.200 km | 14.600 km | 0,1-1 km | 6,2·1018 kg | 0,60 |
Encke Lücke | 133.570 km | 325 km | |||
Keeler Lücke | 136.530 km | 35 km | |||
F | 140.210 km | 30-500 km | ? | ? | ? |
G | 165.800 km | 8.000 km | 100-1.000 km | 6-23·106 kg | ? |
E | 180.000 km | 300.000 km | 1.000 km | ? | ? |
*Der Abstand bemißt sich ab dem Mittelpunkt des Planeten bis zur Innenkante des Rings.
Saturns Monde Übersicht |
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Saturn besitzt 18 anerkannte und benannte Monde. Zusätzlich gibt es unbestätigte Monde. Einer kreist auf der Bahn der Dione, ein zweiter befindet sich zwischen den Bahnen von Tethys und Dione und ein dritter zwischen Dione und Rhea. Die unbestätigten Monde wurden auf Voyagerfotos entdeckt, wurden aber nicht durch mehr als eine weitere Beobachtung bestätigt. Kürzlich nahm das Hubble Space Telescope vier Objekte auf, bei denen es sich um neue Monde handeln könnte.
Man kann verschiedene Verallgemeinerungen über die Monde des Saturn machen. Nur Titan besitzt eine spürbare Atmosphäre. Die meisten Monde rotieren synchron, die Ausnahmen sind Hyperion, der auf einem chaotischen Orbit kreist, und Phoebe. Saturn besitzt ein reguläres Mondsystem, das heißt, daß die Monde nahezu kreisförmige Umlaufbahnen besitzen und diese in der Ebene des Äquators liegen. Hierbei sind die beiden Ausnahmen Iapetus und Phoebe. Sämtliche Monde haben eine Dichte unter 2 g/cm3. Dies deutet an, daß sie zu 30 bis 40 Prozent aus Felsen und zu 60 bis 70 Prozent aus Wassereis bestehen. Die meisten Monde reflektieren 60 bis 90% des Lichts, das auf sie einstrahlt. Nur die äußeren vier Monde reflektieren weniger und Phoebe reflektiert nur 2% des eingestrahlten Lichts.
Die folgende Tabelle liefert eine Übersicht der Radien, Massen, Abstände zum Planetenmittelpunkt, Entdecker und Entdeckungsjahre jedes der bestätigten Monde des Saturn:
Mond | # | Radius (km) | Masse (kg) | Abstand (km) | Entdecker | Datum |
---|---|---|---|---|---|---|
Pan | XVIII | 9,655 | ? | 133.583 | M. Showalter | 1990 |
Atlas | XV | 20x15 | ? | 137.640 | R. Terrile | 1980 |
Prometheus | XVI | 72,5x42,5x32,5 | 2,7·1017 | 139.350 | S. Collins | 1980 |
Pandora | XVII | 57x42x31 | 2,2·1017 | 141.700 | S. Collins | 1980 |
Epimetheus | XI | 72x54x49 | 5,6·1017 | 151.422 | R. Walker | 1966 |
Janus | X | 98x96x75 | 2,01·1018 | 151.472 | A. Dollfus | 1966 |
Mimas | I | 196 | 3,80·1019 | 185.520 | W. Herschel | 1789 |
Enceladus | II | 250 | 8,40·1019 | 238.020 | W. Herschel | 1789 |
Tethys | III | 530 | 7,55·1020 | 294.660 | G. Cassini | 1684 |
Telesto | XIII | 17x14x13 | ? | 294.660 | B. Smith | 1980 |
Calypso | XIV | 17x11x11 | ? | 294.660 | B. Smith | 1980 |
Dione | IV | 560 | 1,05·1021 | 377.400 | G. Cassini | 1684 |
Helene | XII | 18x16x15 | ? | 377.400 | Laques-Lecacheux | 1980 |
Rhea | V | 765 | 2,49·1021 | 527.040 | G. Cassini | 1672 |
Titan | VI | 2.575 | 1,35·1023 | 1.221.850 | C. Huygens | 1655 |
Hyperion | VII | 205x130x110 | 1,77·1019 | 1.481.000 | W. Bond | 1848 |
Iapetus | VIII | 730 | 1,88·1021 | 3.561.300 | G. Cassini | 1671 |
Phoebe | IX | 110 | 4,0·1018 | 12.952.000 | W. Pickering | 1898 |
Mögliche Neue Monde des Saturn |
Referenzen |
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Thomas, P., J. Veverka, D. Morrison, M. Davies. and T. V. Johnson. "Saturn's Small Satellites: Voyager Imaging Results." Journal of Geophysical Research, November 1, 1983, 8743-8754.
Soderblom, Laurence A. and Torrence V. Johnson. "The Moons of Saturn." Scientific American, January 1982.
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