Saturn

Saturn ist der äußere der alten bekannten Planeten. Er trägt den Namen des altitalienischen Gottes der Saaten und der Fruchtbarkeit (Saturn ist der Vater des Jupiter). Er ist zehnmal so weit wie die Erde und doppelt so weit wie der Jupiter von der Sonne entfernt. Saturn ist relativ stark abgeplattet (11:10). Die Abplattungan den Polenist auf die hoheRotationsgeschwindigkeit zurückzuführen (etwa 10h). Er strahlt mehr Wärme aus,als er von der Sonne empfängt (etwa 3mal soviel). Man nimmt an, daß nur ein kleiner fester Kern existiert, darüber eine Schichtaus metallischem Wasserstoff und darüber eine Schicht aus molekularem Wasserstoff. Der feste Kern hat die Größe der Erde, ist jedoch 3mal so massereich und dürfte eine Temperatur von etwa 12.000° C besitzen. Die äußeren Schichten bestehen mit ziemlicher Sicherheit aus gasförmigem Helium und Wasserstoff. Beide Gase werden durch die Schwerkraft komprimiert. Saturn besitzt ein Magnetfeld, das 500mal stärker ist, als das der Erde. Der Planet sendet elektrische Impulse aus, die sich nach jedem Umlauf wiederholen (Gewitterzone; 4° nördlich des Äquators; etwa 55.000 km lang).

Foto: © 2017 Michael Dütting

Die Oberfläche des Saturn ist nicht so spektakulär wie die des Jupiter. Campani, einem italienischen Astronom, dürfte 1664 die erste Beobachtung eines Wolkenbandes gelungen sein. Die Wolkenbänder sind weniger ausgeprägt, als die des Jupiter (auch die Zonen). Dunst verschleiert die Wolkenformationen; Saturn erscheint daher im Fernrohr weicher als Jupiter. Erst die Raumsonde Voyager I sah ein Panorama von Wirbeln und Stürmen auf der Oberfläche. Auch Streifen und Bänder waren deutlich zu sehen und das Krachen starker elektrischer La-dungen war mit Empfangsgeräten zu hören. Die durchschnittliche globale Temperatur beträgt -180°C

Die Atmosphäre des Planeten enthält vorwiegend Wasserstoff und Helium sowie Spuren von Ammoniak, Methan, Phosphin, Acetylen und Propan. Infrarot-Beobachtungen der Voyager-Sonden ergaben, daß der atmosphärische Heliumvorrat des Saturn im Vergleich zu dem des Jupiter sehr gering ist. Die äußere Wolkenhülle verhält sich ähnlich wie ein terrestrischer Ozean. Sie erhält einen Großteil ihrer Energie durch Konvektionsströmungen aus dem Innern des Planeten. Diese aufsteigenden heißen Gase bilden Sturmovale und Wirbel; sie bewirken offenbar auch die Ost-West-Jetstreams, die mit einer Geschwindigkeitvon etwa 1.800 km/h dahinrasen. Voyager II hat die großen Sturmsysteme der Saturn-Atmosphäre genauer untersucht; für Aufnahmen mußte man im voraus deren Lage genau kennen.

Die Magnetosphäre ist überraschend kompakt, besonders in Anbetracht ihrer Intensität. Diese beträgt zwar nur 1/35 der Feldstärke des Jupiter, ist aber immerhin 500mal höher als die der Erde. Die Magnetachse und die Rotationsachse stimmen nahezu perfekt überein. Es scheint eine Wechselwirkungzwischen dem Ringsystem und der Magnetosphäre zu geben.

Seine Ringe machen Saturn vom beobachtenden Standpunkt her zum interessantesten Objekt in unserem Sonnensystem. Sie wurden erst mit dem Einsatzvon Fernrohren entdeckt. Das Ringsystem wurde bereits von Galileo Galilei imJahre 1610 gesehen, jedoch nicht als solches erkannt. "Saturn ist eine große Kugel, an der rechts und links je ein Henkel klebt." Galileo Galilei

Ch. Huygens schließlich erkannte 1665, daß es sich um Ringe handelte. "Der Planet ist von einem dünnen, flachen Ring umgeben, der nirgends (den Planeten) berührt und gegen die Ekliptik geneigt ist. "Zehn Jahre später entdeckte G. D. Cassini eine dunkle Linie im Saturn-Ring. Diese sogenannte Cassinische Teilung wurde nicht sofort akzeptiert. Erst sein Sohn J. J. Cassini sprach sich eindeutig für dieses Phänomen aus. Ab 1705 galtes als bewiesen, daß es zumindest zwei Ringe gab. 1850 entdeckte W. C. Bond den Ring C. G. D. Cassini nahm an, daß es sich bei den Ringen jeweils um viele kleine Körper handelt. 1857 bestätigte J. C. Maxwell diese Theorie. Er schloß richtig, daß nur ein Schwarm kleiner Teilchen stabil ist. Aufgrund ihrer Dichte und Entfernung erscheinen sie dem Beobachter auf der Erde als feste Ringe. J. E. Keeler wies 1895 nach, daß die inneren Teile des Ringsystems den Saturn schneller umrunden, als die äußeren. Die Raumsonde Voyager I entdeckte 1 980 hunderte von Materialringen. Auswertungen ergaben etwa zwei bis drei Dutzend Einzelbänder. Ring F z. Bsp. besteht aus zwei miteinander verflochtenen Strängen. Die einzelnen Ringe unterscheiden sich deutlich in ihrer Helligkeit. Die Materie des Ringes F wirddurch zwei Schäferhund-Monde auf einer streng geordneten Bahn gehalten. Die Partikel aller Ringe ergeben zusammengenommen gerade die Masse eines Mondes von etwa 300 km Durchmesser. Die einzelnen Umlaufzeiten der Partikel der Ringe betragen zwischen 6 und 14 Stunden. Auch andere Planeten haben Ringe, jedoch nur bei Saturn lassen sie sich mit dem Fernrohr beobachten.

So wie auch Jupiter ist der Saturn mehrere Monate im Jahr am Nachthimmel sichtbar. Als äußerer Planet kann Saturn während der Opposition die vganze Nacht hindurch beobachtet werden. Der Beobachter sieht rund 15 Jahre von oben (d.h. von Norden) auf das Ringsystem und die folgenden 15 Jahre von unten (d.h. von Süden). Seine Helligkeit hängt von der Neigung des Ringsystems ab. Das Ringsystem reflektiert das Sonnenlicht stärker, als der Planet selbst. Die scheinbare Helligkeit hängt von der sich ständig verändernden Entfernung von der Erde und von der wechselnden Stellung der Ringe ab. Zeigt die Kante des Ringsystems zur Erde, und steht Saturn in Opposition, erreicht er eine Helligkeit von höchstens 0.8 Größenklassen. Seine Ringe sind schon mit kleinen Fernrohren, die Cassinische Teilung mit einem Gerät ab 3" Öffnung zu beobachten. Die Ringe können Schatten auf dem Planeten werfen und umgekehrt. Mit einem guten Fernrohr lassen sich die Vorübergänge des größten Mondes Titan mit seinem Schatten beobachten (ab 8" Öffnung). Auch die Beobachtung der Veränderlichkeit der Monde ist nicht ausgeschlossen (rund zwei Größenklassen beim Mond Iapetus).

Michael Pörschke