Referat Der Saturn - Erforschung des Saturnsystems

Der Saturn

Er ist der sechste Planet der Sonne und zweitgrößter im Sonnensystem. Das auffälligste Merkmal des Saturns ist sein Ringsystem, das erstmals 1610 von Galileo Galilei mit einem der ersten Teleskope beobachtet wurde. Galilei erkannte jedoch nicht, daß die Ringe vom eigentlichen Planeten getrennt waren. Deshalb deutete er sie als Griffe (ansae). Der holländische Astronom Christiaan Huygens beschrieb die Ringe richtig. 1655 erstellte Huygens eine Schrift, die ein Anagramm enthielt. Die Buchstaben in diesem Anagramm bildeten in der richtigen Anordnung einen lateinischen Satz. übersetzt lautet er: 'Er ist von einem dünnen, flachen Ring umgeben, der ihn nirgends berührt und der zur Ekliptik geneigt ist.' Die Ringe sind nach der Reihenfolge ihrer Entdeckung benannt worden. Sie werden von innen nach außen als D-, C-, B-, A-, F-, G- und E-Ring bezeichnet. Heute ist bekannt, daß sie mehr als 100 000 einzelne kleine Ringe umfassen.

Erforschung des Saturnsystems

Von der Erde aus betrachtet erscheint der Saturn als gelblicher Himmelskörper einer der hellsten am nächtlichen Himmel. Mit einem Teleskop kann man den A- und den B-Ring leicht sehen, D- und E-Ring hingegen lassen sich nur unter optimalen Bedingungen beobachten. Mit sehr empfindlichen Teleskopen hat man neun größere Monde ermittelt. Neuere Daten weisen allerdings auf mindestens 18, wenn nicht gar 23 Saturnmonde hin. In der Gashülle des Saturns sind helle Gürtel und Zonen, die parallel zum Aquator verlaufen.

Drei amerikanische Raumsonden brachten weitere Erkenntnisse über das Saturnsystem. Die Raumsonde Pioneer 11 flog im September 1979 am Saturn vorbei, es folgten Voyager 1 im November 1980 und Voyager 2 im August 1981. Diese Raumsonden hatten Kameras und Instrumente an Bord, die die Strahlungen im sichtbaren, ultravioletten, infraroten und Radiowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums registrierten. Außerdem waren die Sonden mit Instrumenten zur Untersuchung von Magnetfeldern und für das Aufspüren von geladenen Teilchen und interplanetaren Staubkörnern ausgerüstet.

In nächster Zeit soll die Cassini Sonde zum Saturn aufbrechen, um die Atmosphäre und die Zusammensetzung des Ringplaneten und auch dessen Ringe und Monde genauer zu untersuchen. Im Jahr 2005 soll die Sonde Huygens auf dem Mond Titan abgeworfen werden.

Das Innere des Saturns

Der Aufbau der äußeren Planeten unterscheidet sich grundlegend von dem der inneren.

Die mittlere Dichte des Saturns beträgt nur ein Achtel der Erddichte, denn der Planet besteht hauptsächlich aus Wasserstoff. Der Druck innerhalb der Saturnatmosphäre ist so groß, daß der Wasserstoff zu einer Flüssigkeit kondensiert. Weiter innen im Planeten wird der flüssige Wasserstoff zu 'metallischem' Wasserstoff verdichtet. Letzterer ist elektrisch leitfähig. Offensichtlich sind elektrische Ströme in diesem metallischen Wasserstoff verantwortlich für das Magnetfeld des Planeten. Nach der sogenannten Dynamotheorie diskutieren Astronomen, daß das Magnetfeld des Saturns durch die Dynamowirkung der Planetenrotation im Gebiet des metallischen Wasserstoffes erzeugt wird. Im Mittelpunkt des Saturns haben sich möglicherweise schwere Elemente angesammelt, die einen kleinen Gesteinskern bilden, der fast so groß wie die Erde ist. Im Kern herrschen schätzungsweise Temperaturen von knapp 15 000 °C. Sowohl Jupiter als auch Saturn ziehen sich noch weiter durch ihre Gravitation zusammen, nachdem sie sich aus den Gas- und Staubnebeln verdichtet haben, aus denen sich das Sonnensystem vor über vier Milliarden Jahren bildete. Diese sogenannte Kontraktion erzeugt Wärme. Deshalb strahlt der Saturn dreimal so viel Wärme in den Weltraum ab, wie er von der Sonne erhält.

Die Atmosphäre des Saturns

Die Atmosphäre des Saturns besteht überwiegend aus Wasserstoff (88 Prozent) und Helium (elf Prozent). Der Rest setzt sich aus Methan, Ammoniak, Wasserdampf und anderen Gasen wie Ethan, Acetylen und Phosphin zusammen. Die Bilder der Voyagersonden zeigten Wolkenwirbel und -strudel in den Tiefen eines Gasnebels, der aufgrund der niedrigeren Temperaturen des Saturns viel dichter ist als der des Jupiters. Die Temperaturen an der Wolkenobergrenze des Saturns liegen bei etwa -176 °C. Das sind etwa 27 °C weniger als die entsprechenden Regionen auf dem Jupiter aufweisen.

Gemäß der Beobachtung der Wolkenschichten beträgt die Rotationsperiode der Atmosphäre in Aquatornähe etwa zehn Stunden und elf Minuten. Radiostrahlung, die aus dem Inneren des Planeten kommt, läßt darauf schließen, daß der innere Teil des Saturns und seine Magnetosphäre eine Rotationsperiode von zehn Stunden, 39 Minuten und 25 Sekunden hat. Der Unterschied von ungefähr 28,5 Minuten zwischen diesen beiden Zeiten weist darauf hin, daß die Saturnwinde am Aquator Geschwindigkeiten von knapp 1 700 Kilometern pro Stunde haben.

1988 entdeckten Forscher bei der Analyse der Voyager-Fotos eine ungewöhnliche atmosphärische Erscheinung um den Nordpol des Saturns. Möglicherweise handelt es sich bei dieser Erscheinung um ein stehendes Wellenmuster, das sich sechsmal um den Planeten wiederholt und das Wolkenbänder in einiger Entfernung des Pols als riesiges dauerhaftes Sechseck erscheinen läßt.

Die Magnetosphäre

Das Magnetfeld des Saturns ist deutlich schwächer als das des Jupiters, seine Stärke beträgt nur etwa ein Drittel. Die Magnetosphäre des Saturns besteht aus einer Reihe von scheibenförmigen Strahlungsgürteln, in denen Elektronen und Atomkerne eingefangen werden. Die Strahlungsgürtel dehnen sich vom Mittelpunkt des Saturns über zwei Millionen Kilometer aus. Auf der sonnenabgewandten Seite sind es sogar noch mehr. Dabei schwankt die Größe der Magnetosphäre in Abhängigkeit von der Stärke des Sonnenwindes, also dem Strom der geladenen Teilchen, der von der Sonne kommt. Insgesamt stammen die Teilchen, die in den Strahlungsgürteln eingefangen werden, vom Sonnenwind und von den Saturnringen sowie den Saturnmonden. Aus einem Zusammenwirken der Magnetosphäre und der Ionosphäre, der obersten Schicht der Saturnatmosphäre, entsteht eine auroraartige Ultraviolettstrahlung.

Zwischen den Umlaufbahnen des größten Mondes, Titan, und der Umlaufbahn von Rhea befindet sich eine riesige ringförmige Wolke aus ungeladenen Wasserstoffatomen. Eine Plasmascheibe, möglicherweise bestehend aus Wasserstoff- und auch Sauerstoffionen, reicht von der Umlaufbahn von Tethys bis fast an die Umlaufbahn von Titan. Diese Scheibe rotiert fast synchron mit dem Magnetfeld des Saturns.

Das Ringsystem

Die sichtbaren Ringe dehnen sich bis zu einer Entfernung von 136 200 Kilometern vom Mittelpunkt des Saturns aus. In vielen Bereichen sind sie möglicherweise nur fünf Meter dick. Man nimmt an, daß sie aus Ansammlungen von Gestein, gefrorenen Gasen und Eis bestehen. Die Größe der Teilchen soll schätzungsweise von weniger als 0,005 Millimetern bis etwa zehn Metern reichen also ist vom Staubkorn bis zum Felsblock alles vertreten. Ein Instrument an Bord von Voyager 2 zählte mehr als 100 000 Ringe im Saturnsystem.

Die Ringe sind deutlich voneinander abgegrenzt, da die Anziehungskräfte der Monde Teilchen aus bestimmten Bereichen der Ringe entfernt haben. Dadurch entstand die charakteristische Teilung der Saturnringe.

Die sichtbare Trennung zwischen dem A-Ring und dem B-Ring wird nach ihrem Entdecker, dem französischen Astronomen Giovanni Cassini, als Cassinische Teilung bezeichnet. Die Fernsehbilder von Voyager zeigten fünf neue schwache Ringe in der Cassinischen Teilung. Die breiten Ringe B und C bestehen aus Hunderten von kleinen Ringen, von denen einige leicht elliptisch und unterschiedlich dicht sind. Die gegenseitigen Gravitationseinflüsse zwischen Ringen und Monden, die diese unterschiedlichen Dichten bewirken, sind noch nicht vollständig geklärt. Der B-Ring erscheint hell, wenn er von der sonnenbeschienenen Seite her betrachtet wird. Wenn er allerdings von der anderen Seite her betrachtet wird, erscheint er dunkel. Der B-Ring ist dicht genug, um den größten Teil des Sonnenlichtes am Durchgang zu hindern. Auf den Bildern von Voyager lassen sich außerdem radiale, speichenartig rotierende Muster im B-Ring erkennen.

Die inneren Ringe rotieren außerdem rascher als die äußeren.

Die Saturnmonde

Mehr als 20 Saturnmonde wurden entdeckt (die meisten durch die Voyager - Missionen). Ihre Bahnradien reichen von 100000 km bis 13 Mio. km Ihre Durchmesser reichen von 20 bis 5 150 Kilometern. Sie bestehen größtenteils aus leichten gefrorenen Substanzen. Die fünf größeren inneren Monde ' Mimas, Enceladus, Tethys, Dione und Rhea ' sind ungefähr kugelförmig und bestehen größtenteils aus Eis. Gesteine könnten bis zu 40 Prozent der Masse von Dione ausmachen. Die Oberflächen der fünf Monde weisen viele Krater auf, die durch Meteoriteneinschläge verursacht wurden. Enceladus besitzt eine glattere Oberfläche als die anderen. Bemerkenswert ist der Teil der Oberfläche, der am wenigsten Krater aufweist. Er ist offensichtlich nur wenige hundert Millionen Jahre alt. Möglicherweise laufen auf Enceladus noch tektonische Vorgänge ab. Es wird vermutet, daß Enceladus Teilchen an den E-Ring abgibt, der sich neben der Mondumlaufbahn befindet. Mimas weist eine sehr rauhe Oberfläche auf. Der Durchmesser seines größten Einschlagskraters beträgt 130 Kilometer und damit ein Drittel des Monddurchmessers (392 Kilometer). Tethys besitzt ebenfalls einen großen Krater mit einem Durchmesser von 400 Kilometern. Außerdem existiert auf Tethys ein 100 Kilometer breites Tal, das mehr als 2 000 Kilometer lang ist. Sowohl Dione als auch Rhea haben helle, strähnenartige Streifen auf ihren bereits stark reflektierenden Oberflächen. Einige Wissenschaftler vermuten, daß diese entweder durch Eis entstanden, das bei Meteoriteneinschlägen aus den Kratern herausgeschleudert wurde, oder aus frischem Eis, das aus dem Inneren an die Oberfläche geschoben wurde.

Mehrere kleine Monde sind außerhalb des A-Ringes und in der Nähe des F-Ringes und des G-Ringes entdeckt worden. Noch nicht ganz gesichert ist die Entdeckung von vier sogenannten trojanischen Monden von Tethys und eines trojanischen Mondes von Dione. Der Begriff trojanisch wird für Himmelskörper wie Monde oder Asteroiden verwendet, die in stabilen Bereichen vorkommen und die dem Himmelskörper auf seiner Bahn um einen Planeten oder die Sonne vorauseilen oder folgen.

Die äußeren Monde Hyperion und Japetus bestehen ebenfalls größtenteils aus Wasser. Japetus besitzt eine sehr dunkle Region, die einen Kontrast zum größten Teil seiner sehr hellen Oberfläche bildet. Dieser dunkle Bereich und die Rotation des Mondes scheinen offensichtlich die Ursachen für die Helligkeitsschwankungen zu sein, die Cassini 1671 beobachtete. Der äußerste Mond, Phöbus, bewegt sich auf einer rückläufigen Umlaufbahn, die stark zum Aquator des Saturns geneigt ist. Phöbus ist möglicherweise ein Satellit, der durch das Gravitationsfeld des Saturns eingefangen wurde.

Zwischen den inneren und den äußeren Satelliten kreist Titan, der größte Mond des Saturns. Sein Durchmesser beträgt 5 150 Kilometer, er ist also größer als der Planet Merkur. Ein dichter oranger Nebel verhüllt seine Oberfläche. Die Atmosphäre des Titans ist schätzungsweise 300 Kilometer dick. Sie besteht zu 99 Prozent aus Stickstoff mit Spuren von Methan, Ethan, Acetylen, Cyanwasserstoff, Kohlenmonoxid und Kohlendioxid. Auf der Oberfläche beträgt die Temperatur ungefähr -182 °C. Das Innere des Titans besteht möglicherweise je zur Hälfte aus Gestein und Eis. Man hat keine Magnetfelder feststellen können. Die südliche Halbkugel ist etwas heller, und die einzige sichtbare Struktur ist ein dunkler Ring in der Nordpolregion.