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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

Saturn ist der sechste Planet von der Sonne aus und mit seinem äquatorialen Durchmesser von 119.300 Kilometern der zweitgrößte im Sonnensystem. Vieles vom heute Bekannten verdanken wir den Voyager-Missionen 1980-81. Saturn ist sichtlich an den Polen abgeplattet, Resultat der sehr schnellen Rotation des Planeten um seine Achse. Sein Tag dauert 10 Stunden und 39 Minuten, und er benötigt 29,5 Erdenjahre für einen Umlauf um die Sonne. Die Atmosphäre besteht hauptsächlich aus Wasserstoff mit Spuren von Helium und Methan. Saturn ist der einzige Planet, dessen Dichte unter der von Wasser liegt (ungefähr 30 Prozent darunter). Im unwahrscheinlichen Fall, daß ein Ozean zu finden wäre, der groß genug dazu ist, würde Saturn darin schwimmen. Saturns diesige gelbliche Färbung geht auf eine atmosphärische Bandbildung zurück, die zwar ähnlich, aber wesentlich feiner ist als die auf Jupiter.

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

• Saturn Rundflug.
• Saturns Speichen in den Ringen.
• 60-HST Enthüllungen zeigen einen Sturm in der Atmosphäre des Saturn.

Ansichten des Saturn

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.

• Sequenz aus drei Bildern zur Ringebenendurchquerung.
• Sequenz aus drei Bilder zur Ringebenendurchquerung mit Beschriftung.
• Ringebenendurchquerung im August 1995.

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

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

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

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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