Planetenweg: Saturn

Text: Franz Bolduan, Jürgen Volpp, Starkenburg-Sternwarte e.V.

Geschichte

Erste Aufzeichnungen über den Saturn stammen aus dem 8. Jahrhundert v. Chr. von den Assyrern. Saturn ist der äußerste Planet, der mit bloßem Auge noch gut zu erkennen ist. In der römischen Mythologie ist er der Gott des Ackerbaus, sein Vater ist Jupiter. Saturn ist der Ursprung des englischen Wortes „‚Saturday“.

Das astronomische Symbol für Saturn ist: ♄

Abb. 1a: Saturn, Aufnahme vom Cassini-Orbiter im Okt. 2004

Abb. 1b: Größenvergleich: Fotomontage zwischen Erde (links oben) und Saturn (Quelle: Wikipedia)

Orbit und Himmelsmechanik

Saturn ist der sechste Planet von der Sonne aus gesehen. Sein mittlerer Abstand zu ihr beträgt ca. 1,4 Milliarden km (= 9,58 AE*). Das ist ungefähr das Zehnfache der Entfernung Erde-Sonne. Das Licht benötigt dafür ca. 1,5 Std. Ein Saturnumlauf um die Sonne dauert 29,4 Jahre. Der Winkel zwischen seiner Bahnebene und der Ekliptik ist 2,5 Grad. Seine Rotationsachse ist ähnlich stark wie die der Erde gegen seine Bahnebene geneigt: 26,7 Grad (bei der Erde sind es 23 Grad). Auf dem Saturn gibt es also auch vier Jahreszeiten.

(*)1 AE= Astronomische Einheit = mittlere Entfernung Erde-Sonne= 149,6 Mio. km)

Rotation

Saturn rotiert um seine Achse in ca.10,5 Std ähnlich schnell wie Jupiter. Dabei ist die Rotation am Äquator um 20 Minuten kürzer als an den Polen. Diese differentielle Rotation beobachtet man bei vielen Gasplaneten und Sternen (Sonne). Die Abplattung zu den Polen hin ist mit 10% signifikant, ein weiteres Merkmal für schnell rotierende Gaskörper.

Größe, Aufbau und Form

Saturn gehört zu den vier Gasplaneten und ist nach Jupiter der zweitgrößte Planet des Sonnensystems. Er hat 95 Erdmassen. Mit 120.000 km Äquatordurchmesser ist er fast 10-mal größer als die Erde. Daraus ergibt sich die geringste mittlere Dichte für einen Planeten des Sonnensystems: knapp 0,7 g/cm³. Saturn würde auf Wasser schwimmen! Das Planeteninnere besteht neben einem relativ kleinen, festen Gesteins- und Eiskern hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. Die Wasserstoffschichten werden nach innen immer dichter. Auf Grund des extrem hohen Drucks liegt der Wasserstoff dort metallisch vor. Es herrschen im Inneren Temperaturen bis zu 11000 °C. Als Gasplanet hat er keine erkennbare Oberfläche. Bei Gasplaneten definiert man üblicherweise den Bereich mit 1 bar Druck als Oberfläche. Die Temperatur beträgt in dieser Schicht ca. -140°C.

Atmosphäre

Der Übergang zur Atmosphäre ist fließend. Ihr Wasserstoffanteil ist mit etwa 96 % etwas höher als beim Jupiter, der Heliumanteil mit nur knapp 3 % entsprechend geringer. Spuren von Methan (0,45%) und Ammoniak färben die Wolkenbänder gelblich-braun. Die Wolken bestehen vor allem aus auskristallisiertem Ammoniak. Saturn besitzt mindestens zwei Wolkenschichten. Die untere ist nur im infraroten Bereich sichtbar. Sie strahlt Wärme aus seinem Inneren ab. Die obere Wolkenschicht weist gröbere Strukturen auf. Sie reflektiert das Licht der Sonne und ist dadurch gut zu beobachten. In der oberen Schicht der Atmosphäre gibt es Windgeschwindigkeiten bis zu 1.800 km/h.

Magnetfeld

Der Saturn hat ein symmetrisches magnetisches Dipolfeld, dessen Achse fast exakt parallel zu Rotationsachse des Planeten orientiert ist. (Auf der Erde beträgt die Neigung beider Achsen gegeneinander ca. 10°). Die Magnetfeldstärke ist etwas kleiner als die der Erde, aber 20-mal schwächer als die des Jupiters.

Ringe

Die Ringe sind Saturns „Markenzeichen“. Er wird wegen seines großen, umfangreichen Ringsystems auch „Ringplanet“ genannt. Sie liegen alle ziemlich genau in der Äquatorebene. Unter den Ringen gibt es sieben große Klassifikationen: A, B, C, D, E, F, G, die ihren Namen in der Reihenfolge erhalten haben, in der sie entdeckt wurden. Die Hauptringe, die von der Erde aus am besten sichtbaren, sind A, B und C. Der innerste Ring (C) beginnt schon 7.000 km über der Oberfläche. Jeder Ring ist eigentlich nur eine Sammlung von Tausenden kleinerer Ringe, mit sehr schmalen Lücken dazwischen. Zwischen Ring B und dem äußeren Ring A ist die größte Lücke, die sogenannte Cassinische Teilung, ist 4.700 km breit. Der Durchmesser des A-Rings beträgt 272.000 km. Weiter außen gibt es die dünnen F- und G-Ringe, entdeckt von Raumsonden. Der diffuse E-Ring ist gar bis zu einer Entfernung von 550.000 km nachweisbar. Zum Vergleich: der Abstand Erde – Mond ist „nur“ knapp 400.000 km!

Abb. 2: Ringstruktur mit vielen Lücken (Voyager-2,Nasa)

Trotz der riesigen Ausdehnung sind die Ringe nur 10 bis 100 Meter (!) dick. Sie bestehen hauptsächlich aus Eis und Gestein in Form von Eiskristallen, Staubpartikeln und Gesteinsbrocken, die bis zu einigen Metern groß sind. Diese Zusammensetzung erklärt auch, warum die Ringe für erdgestützte Teleskope sichtbar sind: Eis reflektiert das Sonnenlicht sehr stark. Die Raumsonde Cassini beobachtete, dass der E-Ring von Wassereiskristallen gespeist wird (siehe nächstes Kapitel).

Die gebräuchlichste Theorie zur Erklärung der Bildung der Ringe ist, dass ein mittelgroßer Mond, der den Saturn, aufgrund von Gezeitenkräften auseinanderbrach.

Monde

Saturn hat 82 Monde (Stand 2020), die größten und interessantesten hiervon sind Titan, Rhea und Enceladus. Alle diese Monde haben gefrorene Oberflächen. Der Mond Rhea hat ca. 1.500 km Durchmesser und besteht zu 2/3 aus Wassereis und einem Kern aus Silikatgestein. Sein Abstand zum Saturnmittelpunkt beträgt ca. 520.000 km. Die Eiskruste hat über die Jahre die Ringwälle der Krater eingeebnet.

Abb. 3a: Oberfläche des Mondes Rhea (Cassini/NASA/JPL)

Abb. 3b: Krater auf Rhea im Detail (Cassini/NASA/JPL/Caltec)

Der Eismond Titan ist mit 5150 km Durchmesser nach Jupiters Mond Ganymed der zweitgrößte Mond im Sonnensystem. Er umrundet Saturn außerhalb des E-Rings in 1.200.000 km Entfernung. Er besteht aus Gestein, Wassereis, gefrorenem Stickstoff und Methanhydrat. Radarmessungen der Cassini-Sonde (siehe unten) deuten darauf hin, dass sich unter einer 60 km dicken Eisschicht ein Ozean mit flüssigem Wasser befindet.

Von Titans Atmosphäre und Oberfläche kennt man viele Details, da die ESA Sonde Huygens auf ihm landete (s. unten). Titans Atmosphäre besteht aus Stickstoff und ist wegen der niedrigen Temperatur 5-mal dichter als die Erdatmosphäre. Die Oberflächentemperatur beträgt nur -179°C. Es regnet Methan, flüssige Methanseen bedecken die Landschaft aus gefrorenem Stickstoff.

Abb. 4a: Titanoberfläche aus 5 km Höhe (Huygens, ESA/NASA)

Abb. 4b: Titanoberfläche, Aufnahme der Huygens Sonde (ESA/NASA/JPL

Auch auf dem Eismond Enceladus scheint ein Ozean unter seiner gefrorenen Oberfläche verborgen zu sein. Kryovulkanische Aktivitäten schleudern Fontänen aus Wassereispartikeln ins All. Diese Fontänen speisen wahrscheinlich den E-Ring. Im Bereich der vulkanischen Aktivität wurden auch Hinweise auf flüssiges Wasser gefunden. Enceladus gilt als einer der möglichen Orte im Sonnensystem mit günstigen Bedingungen für die Entstehung von Leben.

Abb. 5: Ein Kryovulkan auf Enceladus in Aktion (Cassini/Nasa)

Erforschung durch Raumsonden

Saturn wurde bisher von vier Raumsonden besucht. Auf dem Weg zum Randbereich des Sonnensystems flogen Pioneer 11, Voyager 1 und 2 an Saturn vorbei. Die gemeinsame Mission von NASA und ESA Cassini-Huygens hatte Saturn als Ziel. Das Mutterschiff Cassini war von 2004 an in der Umlaufbahn um den Saturn, bis sie 2017 beim kontrollierten Eintritt in die Saturnatmosphäre verglühte. Die ESA Sonde Huygens setzte im Januar 2005 nach einem 2,5-stündigen Abstieg an einem Fallschirm auf der Titanoberfläche auf. Während des Flugs drehte sich die Sonde langsam und filmte die Oberfläche. Nach der Landung war sie noch über eine Stunde aktiv. Sie übermittelte Bilder von Felsbrocken unter einem gelb-orange gefärbten Himmel. Es war die erste weiche Landung auf einem anderen Mond als dem der Erde.

Beobachtungen von der Erde

Die Achse des Saturn und sein Ringsystem sind um 27 Grad gegen seine Bahnebene geneigt.
Je nach dem, wo Saturn sich auf seiner Bahn befindet, sieht man von der Erde die Ringe aus einem anderen Blickwinkel (Abb. 5).