Ringe des Saturn

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Saturn und seine Ringe, Voyager 2, 1981
Saturn und seine Ringe gegen die Sonne aufgenommen, Cassini, 2006
  ● D-Ring (bläulich, nahe Saturn)
  ● C-, B- und A-Ring (sehr gut sichtbar)
  ● F-Ring (schmaler, sehr heller Ring)
  ● Janus/Epimetheus-Ring (schmal, blass)
  ● G-Ring
  ● Pallene-Ring (blass, gut zu sehen ober- und unterhalb von Saturn)
  ● E-Ring

Die Ringe des Saturn (oder Saturnringe) sind eine große Anzahl von im Wesentlichen Eis- und Gesteinsbrocken, die den Saturn umkreisen. Die Partikelgröße variiert zwischen der von Staubteilchen und mehreren Metern. Aus der Ferne betrachtet bilden sie zusammen ein Ringsystem, das den Planeten Saturn umgibt. Das Ringsystem hat viele größere und kleinere Lücken. Es ist das auffälligste Merkmal des Planeten und durch ein Fernrohr ab etwa 40-facher Vergrößerung zu erkennen. Die zwei hellsten Ringe (A- und B-Ring) wurden daher mit dem Aufkommen von Teleskopen im Jahr 1610 entdeckt, der innen anschließende, fast durchsichtige C- oder Florring 1850. Die vier weiteren, sehr feinen Gebilde konnten erst durch drei Raumsonden zwischen 1979 und 1981 nachgewiesen werden.

Die Ringe sind mit einer Dicke zwischen 10 und 100 Meter[1] bei einem Durchmesser von fast einer Million Kilometern extrem dünn. Sie liegen genau in der Äquatorebene des Saturn und werfen einen sichtbaren Schatten auf ihn – wie auch umgekehrt der Saturn auf seine Ringe. Der Schattenwurf auf die Saturnoberfläche ist umso ausgeprägter, je mehr das dünne Ringsystem im Laufe eines Saturnjahres mit seiner schmalen „Kante“ gegenüber der Sonne geneigt ist.

Entdeckung und Benennung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Saturns Ringe: Die Hauptringe A bis D und F sind gekennzeichnet, Cassini-Huygens, 2004
Künstlerische Darstellung des Phoebe-Rings

Saturns Ringe sind entsprechend der Reihenfolge ihrer Entdeckung benannt und werden von innen nach außen als D-, C-, B-, A-, F-, G- und E-Ring bezeichnet. Auf astronomischen Übersichtsaufnahmen ist gewöhnlich nur der A- und der B-Ring und die sie trennende Cassini-Teilung, allenfalls noch die Encke-Teilung im A-Ring zu sehen. Letztere wurde erstmals am 7. Januar 1888 von James Edward Keeler am Lick-Observatorium beobachtet. Erst durch Raumsonden erkannte man, dass die Ringe wiederum Lücken aufweisen und sich in noch kleinere eng begrenzte Unterringe aufteilen.

Das Ringsystem an sich wurde im Juli 1610 von Galileo Galilei mit einem der ersten Teleskope entdeckt. Galilei erkannte die Ringe jedoch nicht als isolierte Objekte, sondern deutete sie als Henkel (ansae). Der holländische Astronom Christiaan Huygens beschrieb die Ringe 45 Jahre später korrekt:

„Der Saturn ist von einem dünnen, flachen Ring umgeben, der ihn nirgends berührt und der zur Ekliptik geneigt ist“.

Giovanni Domenico Cassini vermutete als erster, dass die Ringe aus einzelnen Partikeln bestehen, und entdeckte 1675 die markanteste Lücke im Ringsystem, die nach ihm benannte Cassinische Teilung, die den damalig bekannten Ring in einen helleren äußeren A-Ring und einen etwas dunkleren inneren B-Ring teilte.

Der nächst schwächere C-Ring wurde von George Phillips Bond am 15. November 1850 entdeckt.[2][3]

Der blaue und noch schwächere innere D-Ring wurde 1969 von Pierre Guérin entdeckt, ein erster Verdacht stammt allerdings schon aus dem Jahr 1933 von N. P. Barabashov und B. Semejkin.[4][5]

Der E-Ring (ursprünglich Exterior-Ring) wurde 1967 auf Aufnahmen aus dem Vorjahr durch Walter Feibelman entdeckt.

Der F-Ring wurde im September 1979 durch Pioneer 11 entdeckt.

Der G-Ring wurde im November 1980 durch Voyager 1 entdeckt.

Der Saturn-Orbiter Cassini hat am 17. September 2006 einen weiteren, schwachen Staubring entdeckt. Dieser Ring befindet sich außerhalb der hellen Hauptringe, zwischen den schwachen Ringen F und G, im Bereich der Umlaufbahnen der kleinen Monde Janus und Epimetheus. Er besteht vermutlich aus Teilchen, die von diesen Satelliten aus bei Einschlägen von Meteoriten ins All geschleudert wurden.[6]

Mit dem Spitzer-Weltraumteleskop wurde im Jahre 2009 ein wesentlich weiter außen liegender, vom Hauptringsystem unabhängiger Ring (besser Staubwolke) anhand seiner Infrarotstrahlung entdeckt. Visuell ist der Ring auf Grund seiner sehr geringen Materiedichte und der schwachen Reflexion des Sonnenlichts nicht zu erkennen. Der Ring erstreckt sich über einen Saturnabstand von 6 bis 12 Millionen Kilometer und ist etwa 2,5 Millionen Kilometer dick.[7] Nach Angaben des JPL, das im Auftrag der NASA die Raumsonde Spitzer betreut, fände die Erde etwa eine Milliarde Mal Platz in dem Ring. Wäre er von der Erde aus sichtbar, würde er doppelt so groß wie der Vollmond erscheinen. Gegen das innere Ringsystem ist er um 27° geneigt. Es wird angenommen, dass der Ring aus Material des Mondes Phoebe stammt. Dieser dreht sich mit dem neu entdeckten Ringsystem, im Vergleich zu den bisher bekannten Ringen, in die entgegengesetzte Richtung um den Saturn.[8]

Mit dem Weltraumteleskop WISE wurde 2015 festgestellt, dass der Ring sogar von 6 Mio. bis 16 Mio. km Saturnabstand reicht. Er besteht überraschend hauptsächlich aus sehr kleinem, dunklem Staub, der extrem weiträumig verteilt ist[9].

Struktur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Speichenartige Strukturen, Voyager 2, 1981
Verschiedene Perspektiven der Ringe von der Erde aus

Lange Zeit wurde über die Konsistenz und den Aggregatzustand der Ringe spekuliert. Im Jahre 1856 zeigte James Clerk Maxwell, dass stabile Ringe nur existieren können, wenn sie aus einer Vielzahl nicht zusammenhängender kleiner fester Körper bestehen.[10]

Heute ist bekannt, dass das Hauptringsystem mehr als 100.000 einzelne Ringe mit unterschiedlichen Zusammensetzungen und Farbtönen beinhaltet, welche durch scharf umrissene Lücken voneinander abgegrenzt sind. Der innerste beginnt bereits etwa 7000 km über der Oberfläche des Saturn und hat einen Durchmesser von 134.000 km, der äußerste hat einen Durchmesser von 960.000 km.

Die Ringteilchen umkreisen den Saturn rechtläufig in dessen Äquatorebene; somit ist das Ringsystem ebenso wie die Äquatorebene um 27° gegen Saturns Bahnebene geneigt. Alle 14,8 Jahre, also ungefähr jedes halbe Saturnjahr, passiert die Erde die Ringebene, so dass das Ringsystem nahezu unsichtbar wird. Im September 2009 hat die Erde von der südlichen in die nördliche Hemisphäre des Saturn gewechselt.

Ein weiteres Phänomen sind radiale, speichenartige Strukturen, die sich von innen nach außen über die Ringe des Saturn erstrecken und hierbei enorme Ausmaße annehmen: bei einer Breite von rund 100 Kilometern können sie bis zu 20.000 Kilometer lang werden.[11] Diese Speichen wurden erstmals von der Sonde Voyager 2 bei ihrer Passage im Jahr 1981 entdeckt, später konnte die Beobachtung u. a. vom Weltraumteleskop Hubble bestätigt werden. Rätselhafterweise verschwanden diese Strukturen aber ab 1998 allmählich und konnten dann erst wieder ab September 2005 auf Aufnahmen der Raumsonde Cassini nachgewiesen werden. Als Ursache für die Streifenbildung wurde zunächst eine kurzlebige Wechselwirkung mit dem Magnetfeld des Saturn vermutet.

US-amerikanische Astronomen fanden 2006 jedoch eine andere Erklärung für das Rätsel um die Speichenstrukturen: Demnach bestehen die Speichen aus winzigen (wenige µm) geladenen Staubpartikeln, deren Flugbahn vom UV-Licht der Sonne so beeinflusst wird, dass die Partikel durch entstehende elektrostatische Kräfte in einen Schwebezustand (Levitation) gebracht und angehoben werden[12]. Je nach Position des Saturn auf seiner Umlaufbahn ändert sich der Winkel zwischen den Saturnringen und der Sonne und somit auch der Einfallswinkel des ultravioletten Lichts. Die dunklen Streifen entstehen in periodischen Abständen immer dann, wenn die Sonne in der Ringebene des Saturn steht und bestehen dann für etwa acht Jahre. Eine streifenlose Phase hält dagegen sechs bis sieben Jahre lang an. Der Grund für die elektrostatische Aufladung der Ringe wird kontrovers diskutiert. Eine Erklärung ist, dass Blitze in der oberen Atmosphäre des Saturn auftreten, welche durch komplexe Vorgänge Elektronenstrahlen erzeugen, die die Ringe treffen[13].

Hirtenmond Prometheus stabilisiert den F-Ring, Cassini, 29. Oktober 2004

Dynamik[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Lücken zwischen den Ringen beruhen auf der gravitativen Wechselwirkung mit den zahlreichen Monden des Saturn sowie der Ringe untereinander. Dabei spielen auch Resonanzphänomene eine Rolle, die auftreten, wenn die Umlaufszeiten im Verhältnis kleiner ganzer Zahlen stehen. So wird die Cassinische Teilung durch den Mond Mimas verursacht. Einige kleinere Monde, so genannte Hirten- oder auch Schäfermonde, kreisen direkt in den Lücken und an den Rändern des Ringsystems und stabilisieren dessen Struktur. Neue Messungen und Aufnahmen der Raumsonde Cassini haben ergeben, dass die Ringkanten und damit die Abtrennung der Ringe noch schärfer sind als bisher angenommen. So hatte man vermutet, dass sich in den Lücken ebenfalls einige Eisbrocken befinden, was aber nicht der Fall ist.

Die extrem geringe Dicke des Ringsystems geht auf Stöße der Partikel zurück. Jeder Brocken kreist einzeln um den Mittelpunkt des Saturn und nicht die Ringe als starres Gebilde. Daher pendelt jeder Brocken, der sich irgendwann an der Oberfläche des Ringsystems befindet, während eines Umlaufs einmal vertikal durch das Ringsystem hindurch und wieder zurück. Durch inelastische Stöße mit anderen Brocken reduziert sich diese vertikale Geschwindigkeitskomponente und damit auch die Dicke des Ringsystems.

Entstehung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Zur Entstehung der Saturnringe gibt es verschiedene Theorien. Nach der von Édouard Albert Roche bereits im 19. Jahrhundert vorgeschlagenen Theorie entstanden die Ringe durch einen Mond, der sich dem Saturn so weit genähert hat, dass er durch Gezeitenkräfte auseinandergebrochen ist. Der kritische Abstand wird als Roche-Grenze bezeichnet. Die räumliche Variation der Anziehungskräfte durch den Saturn übersteigt in diesem Fall die mondinternen Gravitationskräfte, so dass der Mond nur noch durch seine materielle Struktur zusammengehalten wird. Nach einer Abwandlung dieser Theorie zerbrach der Mond durch eine Kollision mit einem Kometen oder Asteroiden. Nach einer anderen Theorie sind die Ringe gemeinsam mit dem Saturn selbst aus derselben Materiewolke entstanden. Diese Theorie wurde bis kürzlich kaum mehr vertreten, denn man vermutete, dass die Ringe ein nach astronomischen Maßstäben eher kurzlebiges Phänomen von höchstens einigen hundert Millionen Jahren darstellen. Neuere Daten der Raumsonde Cassini führten jedoch im Dezember 2007 zu einer neuen Altersbestimmung, nach der die Saturnringe bereits vor 4,5 Milliarden Jahren entstanden sind. Demnach stammen die Ringe aus der Entstehungszeit des Sonnensystems.

Radien und Umlaufzeiten der Saturnringe und beteiligter Monde[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Struktur des D-Ringes und des beginnenden C-Ringes (unterer Bildbereich), in den unteren Ecken ist die Colombo-Teilung zu sehen, Cassini, 2015, stark aufgehellt
Saturn und Ringe mit gegenseitigem Schattenwurf, Cassini, 2004
      Objekt       Bahnradius
 (Größe)    (km) 
Umlaufzeit      Bild     
Saturnoberfläche 060.250 010,55 h
Saturn-Oberfläche
D-Ring und beginnender C-Ring (rechtes Viertel) des Saturn  (100 km ~ 16,5 Pixel)
Vorlage:Panorama/Wartung/Para4
D-Ring (innen) 066.900 004,90 h
Innerer Teil des D-Ringes
D-Ring (außen) 074.510 005,76 h
Äußerer Teil des D-Ringes
C-Ring des Saturn  (100 km ~ 16,5 Pixel)
Vorlage:Panorama/Wartung/Para4
C-Ring (innen) 074.658 005,78 h
Innerer Teil des C-Ringes
Colombo-Teilung 077.870 0(150) 006,16 h
Colombo-Teilung und Titan-Ringbogen
Titan-Ringbogen 077.870 00(25) 006,16 h
Maxwell-Teilung 087.491 0(270) 007,33 h
Maxwell-Teilung und -Ringbogen
Maxwell-Ringbogen 087.491 00(64) 007,33 h
Bond-Teilung 088.700 00(30) 007,49 h
Bond-Teilung und 1.470RS-Ringbogen
1.470RS-Ringbogen 088.716 00(16) 007,49 h
1.495RS-Ringbogen 090.171 00(62) 007,67 h
1.495RS-Ringbogen und Dawes-Teilung
Dawes-Teilung 090.210 00(20) 007,68 h
C-Ring (außen) 092.000 007,91 h
Äußerer Teil des C-Ringes
B-Ring des Saturn  (100 km ~ 16 Pixel)
Vorlage:Panorama/Wartung/Para4
B-Ring (innen) 092.000 007,91 h
Innerer Teil des B-Ringes
  🌑 S/2009 S 1 (0,3) 117.100 011,36 h
S/2009 S 1
B-Ring (außen) 117.580 011,43 h
Äußerer Teil des B-Ringes
Cassinische Teilung des Saturn  (100 km ~ 16 Pixel)
Vorlage:Panorama/Wartung/Para4
Cassinische Teilung (innen) 117.580 011,43 h
Innerer Teil der Cassinische Teilung/Huygens-Teilung/Huygens-Ringbogen
Huygens-Teilung 117.680 0(285-400) 011,44 h
Huygens-Ringbogen 117.848 00(17) 011,47 h
Herschel-Teilung 118.234 0(102) 011,52 h
Herschel-Teilung
Russell-Teilung 118.614 00(33) 011,58 h
Russell-Teilung
Jeffreys-Teilung 118.950 00(38) 011,63 h
Jeffreys-Teilung
Kuiper-Teilung 119.405 000(3) 011,69 h
Kuiper-Teilung
Laplace-Teilung 119.967 0(238) 011,78 h
Laplace-Teilung
Bessel-Teilung 120.241 00(10) 011,82 h
Bessel- und Bernard-Teilung
Barnard-Teilung 120.312 00(13) 011,83 h
Cassinische Teilung (außen) 122.170 012,10 h
Äußerer Teil der Cassinischen Teilung
A-Ring des Saturn  (100 km ~ 15 Pixel)
Vorlage:Panorama/Wartung/Para4
A-Ring (innen) 122.170 012,10 h
Innerer Teil des A-Ringes
Encke-Teilung 133.589 0(325) 013,84 h
Encke-Teilung
  🌑 Pan (28) 133.584 013,84 h
Pan
  🌑 Daphnis (8) 136.500 014,29 h
Daphnis
Keeler-Teilung 136.505 00(35) 014,29 h
Keeler-Teilung und äußerer Teil des A-Ringes
A-Ring (außen) 136.775 014,34 h
Roche-Teilung des Saturn  (100 km ~ 16 Pixel)
Vorlage:Panorama/Wartung/Para4
Roche-Teilung (innen) 136.775 014,34 h
Innerer Teil der Roche-Teilung
  🌑 Atlas (31) 137.700 014,48 h
Atlas
Roche-Teilung (außen) 139.380 014,75 h
Äußerer Teil der Roche-Teilung
Vorlage:Panorama/Wartung/Para4
  🌑 Prometheus (86) 139.400 014,75 h
Prometheus
F-Ring (innen) 140.180 014,87 h
F-Ring
F-Ring (außen) 140.180 014,87 h
  🌑 Pandora (81) 141.700 015,12 h
Pandora
Innere Hälfte des Janus/Ephimetheus-Ring  (100 km ~ 17 Pixel)
Vorlage:Panorama/Wartung/Para4
Janus/Epimetheus-Ring (innen) 149.000 016,30 h
???
  🌑 Epimetheus (113) 151.410 016,6640 h
Epimetheus
  🌑 Janus (178)
Janus
Janus/Epimetheus-Ring (außen) 154.000 017,13 h
???
???
G-Ring (innen) 166.000 019,17 h
???
  🌑 Aegaeon (0,6) 167.500 019,43 h
Aigaion
G-Ring (außen) 175.000 020,75 h
???
???
E-Ring (innen) 180.000 021,64 h
E-Ring
  🌑 Mimas (397) 185.600 022,66 h
Mimas
  🌑 Methone (3) 194.000 024,22 h
Methone
Methone-Ringbogen 194.230 024,26 h
Methone-Ringbogen
Anthe-Ringbogen 197.665 024,91 h
Anthe-Ringbogen
  🌑 Anthe (2) 197.700 024,91 h
Anthe
Pallene-Ring (innen) 211.000 027,5 h
???
  🌑 Pallene (5) 212.280 027,7193 h
Pallene
Pallene-Ring (außen) 213.500 028,0 h
???
  🌑 Enceladus (504) 238.040 032,8852 h
Enceladus
  🌑 Tethys (1062) 294.619 045,3072 h
Tethys
  🌑 Telesto (25)
Telesto
  🌑 Calypso (21)
Calypso
  🌑 Dione (1123) 377.420 065,688 h
Dione
  🌑 Helene (35)
Helene
  🌑 Polydeuces (2,5)
Polydeuces
E-Ring (außen) 480.000 094 h
E-Ring
  🌑 Rhea (1529) 527.040 108,4386 h
Rhea
Phoebe-Ring  (1 Mio. km ~ 20 Pixel)
Vorlage:Panorama/Wartung/Para4
  🌑 Iapetus (1436) 03,5608 Mio. 079,33 d
Iapetus
Phoebe-Ring (innen) 04 Mio. 095 d
Phoebe-Ring
  🌑 Phoebe (213) 12,952 Mio. 550,479 d
Phoebe
Phoebe-Ring (außen) 13 Mio. 550 d
Phoebe-Ring

Weitere Ring- und Scheibenphänomene in der Astronomie[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Deutlich schwächere Ringe finden sich auch bei Jupiter, Uranus und Neptun, den anderen großen Gasplaneten des Sonnensystems. Darüber hinaus sind kreisende Scheiben in der Astronomie ein häufiges Phänomen, das in sehr verschiedenen Größenordnungen auftritt. Neben Planetenringen zählen dazu Akkretionsscheiben bei Röntgendoppelsternen und solche, die sich in der Entstehungsphase von Sternen ausbilden, wie beispielsweise der Asteroidengürtel, aber auch die Spiralgalaxien. Auch hier gilt, dass die Dicke dieser Scheiben durch die Häufigkeit inelastischer Stöße ihrer Komponenten bestimmt wird.

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

 Commons: Ringe des Saturn – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. Ring-a-Round the Saturn auf nasa.gov, abgerufen am 27. Mai 2017
  2. Discovery of inner dark ring of Saturn, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 11, S. 20, bibcode:1850MNRAS..11...20B.
  3. Ron Baalke: Historical Background of Saturn's Rings, auf solarviews.com, abgerufen am 27. Mai 2017
  4. International Astronomical Union, Symposium No. 65, Exploration of the Planetary System, herausgegeben von A. Woszczyk, C. Iwaniszewska
  5. M. S. Bobrov: A study of the outermost ring of Saturn auf cambridge.org, abgerufen am 27. Mai 2017
  6. Cassini entdeckt neuen Saturnring (Memento vom 30. September 2007 im Internet Archive) – Meldung bei astronomie.de (Quelle: JPL/NASA (Memento vom 10. Dezember 2007 im Internet Archive))
  7. The King of Rings. NASA, 7. Oktober 2009, abgerufen am 7. Oktober 2009 (englisch).
  8. Nasa-Teleskop entdeckt riesigen Saturnring. Der Spiegel, 7. Oktober 2009, abgerufen am 7. Oktober 2009.
  9. Saturn Riesenring ist noch größer, in scinexx.de, Abgerufen: 15. Juni 2016, als Quelle gibt der Artikel an: P. Hamilton, Michael F. Skrutskie, Anne J. Verbiscer, Frank J. Masci: Small particles dominate Saturn’s Phoebe ring to surprisingly large distances, in Nature 522, 185–187 (11 June 2015)
  10. James Clerk Maxwell: On the stability of the motions of Saturn’s rings. Cambridge 1859 online.
  11. Ilka Lehnen-Beyel: Blitzartig gestreift, Bild der Wissenschaft zu den rätselhaften Speichen im Ringsystem auf wissenschaft.de, 28. November 2006, abgerufen am 27. Mai 2017
  12. C. J. Mitchell u. a.: Saturn's Spokes: Lost and Found. Science, 17. März 2006, Vol. 311. Nr. 5767, S. 1587–1589
  13. Rätselhafte Schlieren: Blitze sollen Saturnringe stören. In: Spiegel Online. 27. November 2006, abgerufen am 27. Februar 2015.