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Schule > Physik > Astronomie > Der Saturn

Thema: Planeten

Dresden, Januar 2004
Inhaltsverzeichnis
Inhaltsverzeichnis
Unser Planetensystem
Der Aufbau unseres Planetensystems
Die Gesetzmäßigkeiten unseres Planetensystems
2.1 Die Kepler’schen Gesetze
2.1.1 Das erste Kepler’sche Gesetz
2.1.2 Das zweite Kepler’sche Gesetz
2.1.3 Das dritte Kepler’sche Gesetz
2.2 Das Gravitationsgesetz
Die Planeten
Was sind Planeten?
Die Entstehung der Planeten
Die Entstehung der ’Schleifenbahnen’ von Planeten
Der Saturn, der Adonis unter den Planeten
Allgemeines
Vergleich Erde und Saturn
Die Atmosphäre
Das Ringsystem des Saturn
Die Saturnmonde
Die Forschungsgeschichte des Saturns damals
Die Forschungsgeschichte des Saturns heute
Quellenverzeichnis
Anlagen

Unser Planetensystem
Das Planetensystem ist die Gesamtheit der Planeten, die einen Himmelskörper umkreisen. Das einzige bisher bekannte Planetensystem ist das Sonnensystem.
1. Der Aufbau unseres Planetensystems (Bild 1)
Die Sonne bildet das massereiche Zentrum unseres Sonnensystems. Sie beinhaltet mehr als 99% der Gesamtmasse dieses Systems.Um das Zentralgestirn herum bewegen sich zahlreiche mehr oder weniger große Objekte auf stark exzentrischen bis fast kreisrunden Bahnen. Die größten von ihnen sind die neun Planeten: Merkur, Venus, Erde (und Mond), Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto.Weniger große Objekte im Sonnensystem sind vor allem die zwischen der Mars- und Jupiterbahn befindlichen Planetoiden, die aus den Tiefen des Sonnensystems kommenden Kometen, die winzigen Meteoriden und die aus atomaren Partikeln bestehende interplanetare Materie.
Man unterscheidet zwischen Inneren und Äußeren Sonnensystem.
Zum Inneren Sonnensystem zählen die Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars, sowie der zwischen der Mars- und Jupiterbahn existierende Asteroidengürtel. (Bild 2)
Zum Äußeren Sonnensystem gehören die Planeten Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto. Weiter außerhalb existiert eine große Ansammlung von eisigen Kometenkernen. (Bild 3)
2. Die Gesetzmäßigkeiten unseres Planetensystems

2.1 Die Kepler’schen Gesetze
Gegen Ende des 16. Jahrhunderts beschäftigte sich Johannes Kepler (siehe Bild) mit der Planetenbewegung. Ihm war klar, dass man zur Lösung des Problems möglichst exakte Beobachtungsdaten brauchte. Der Astronom, der die genauesten Beobachtungsdaten seiner Zeit besaß, war der verfressene Tycho Brahe. Doch leider gewährte er Kepler nur zögernd und widerwillig Einblick in seine Beobachtungsdaten. Erst nachdem Tycho gestorben war bekam Kepler vollen Einblick in dessen Beobachtungsdaten. Daraus formulierte Kepler seine berühmten drei Gesetze der Planetenbewegung.
2.1.1 Das erste Kepler'sche Gesetz
Die Planeten bewegen sich auf Ellipsen, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht.
2.1.2 Das zweite Kepler'sche Gesetz
Der Radiusvektor (Verbindungslinie Sonne-Planet) überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen
Das 2. Keplersche Gesetz ist auch als Flächensatz bekannt.
2.1.3 Das dritte Kepler'sche Gesetz
Die Quadrate der Umlaufszeiten der Planeten verhalten sich wie die 3. Potenzen ihrer mittleren Entfernung von der Sonne.

Gibt man die Umlaufzeit eines Planeten in Jahren und die Entfernung in Astronomischen Einheiten an, so gilt:
a ³ = T ² mit a = mittlere Entfernung des Planeten von der Sonne in AE
T = Umlaufzeit des Planeten in Jahren

Newton zeigte später, dass das 3. Keplersche Gesetz nur ein Spezialfall des Zweikörperproblems ist, bei dem man die Masse des einen Körpers gegenüber der Masse des anderen Körpers vernachlässigt. Die exakte Form des 3. Keplerschen Gesetzes lautet:
T... Umlaufszeit des Planeten in Sekundena... mittlere Entfernung des Planeten in Meterm1, m2... Masse der Sonne bzw. des Planeten in kgG... Gravitationskonstante
Mit dem 3. Keplerschen Gesetz kann man die relativen Entfernungen der Planeten allein aus ihren Umlaufszeiten bestimmen. Bestimmt man nun den Abstand Erde-Venus während eines Venus-Durchgangs vor der Sonne (dann stehen Sonne, Venus und Erde in einer Reihe), so kann man auch die Astronomische Einheit und damit die mittleren Entfernungen der Planeten in km bestimmen.Die Venus z.B. hat eine Umlaufzeit von 0.61521 Jahren. Nach der einfachen Form des 3. Keplerschen Gesetzes erhält man eine mittlere Sonnenentfernung von 0.72335AE. Bei einem Venus-Durchgang ist die Venus dementsprechend 0.27665AE von der Erde entfernt. Bestimmt man nun diesen Abstand z.b. zu 41.4Mill km, so erhält man für die Astronomische Einheit: 149.65Mill km und damit 108.25Mill km für den mittleren Abstand der Venus von der Sonne. Der Literaturwert für die Astronomische Einheit lautet: 1.49597870 x 108 km.

Zusammenfassung:

Die Keplerschen Gesetze lauten:
Planeten bewegen sich auf Ellipsen, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht.
Der Radiusvektor überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen.
Die Quadrate der Umlaufszeiten der Planeten verhalten sich wie die dritten Potenzen ihrer mittleren Entfernung von der Sonne.

2.2 Das Gravitationsgesetz
Planeten sind Körper und haben Trägheit. Sie "wollen" sich daher immer geradlinig und gleichförmig bewegen. Die krummen Bahnen können nur durch das Vorhandensein einer Zentripetalkraft erklärt werden. Newton nahm daher eine Anziehungskraft zwischen Sonne und Planeten an. Angeblich kam er durch die Beobachtung eines fallenden Apfels auf die Idee einer allgemeinen Massenanziehungskraft. So wie die Erde den Apfel anzieht, zieht der Apfel auch die Erde an. Er übertrug diesen Gedanken auch auf Sonne und Erde und alle anderen Himmelskörper. Auf jeden Körper wirkt in jedem Punkt im Raum um die Erde eine Anziehungs- oder Gravitationskraft. Es besteht daher um die Erde und auch um jeden anderen Körper ein Gravitationsfeld. Frei fallende Körper (z. b. Regentropfen) zeigen an, dass wir uns Feldlinien denken können, die genau in Richtung Erdmittelpunkt verlaufen.
Zwischen Sonne und Planeten herrscht eine allgemeine Massenanziehungskraft oder Gravitationskraft. Sie ist die Zentripetalkraft, welche die Planeten in ihre ellipsenförmigen Bahnen zwingt.

Man hat die Anziehungskraft zwischen Körpern mit empfindlichsten Geräten gemessen. Es ergab sich:
Die Gravitationskraft wächst mit der Masse der einander anziehenden Körper und nimmt mit dem Quadrat der Entfernung ab.
Das von Newton, im 16 Jahrhundert formulierte Gravitationsgesetz hat grundlegende Bedeutung, weil damit Bewegungsvorgänge im Universum erklärt werden können.
Die Gravitation hält z.b. die Masse in einem Stern, aber auch die Himmelskörper in einem Sternsystem zusammen. Sie ist Ursache für die Bahnbewegung der Planeten um die Sonne sowie für die Bewegung der Doppelsterne um ihren gemeinsamen Schwerpunkt.
F... Gravitationskraft G...Gravitationskonstante
m1; m2...Massen 1 und 2 r... Abstand der Massenmittelpunkte
Die Planeten

1. Was sind Planeten?
Planeten sind Wandelsterne, kugelförmige oder Ellipsoide Himmelskörper, die in kreisförmigen Ellipsenbahnen, nach den Kepler’schen Gesetzen, um den Stern Sonne laufen.
Sie werden von ihr bestrahlt und leuchten in dem Licht der reflektierten Sonnenstrahlen, da sie nicht die Energie besitzen um selbst zu leuchten
Bisher sind 9 Große Planeten bekannt (einschließlich Erde), davon wurden 3 erst in neuerer Zeit entdeckt (Uranus 1781, Neptun 1846, Pluto 1930); außerdem rund 1700 Kleine Planeten. Der 1977 entdeckte Chiron (mit einer Bahn zwischen Saturn und Uranus) gehört vermutlich zu den Kleinen Planeten.
2. Die Entstehung der Planeten
Was geschah in der damals gerade erst entstandenen Sonne (auch Protosonne genannt)?
Nach allmählicher Abkühlung der solaren Scheibe kondensierten viele der umherwirbelnden Stoffe zu Gas, Eis und radioaktiven Staubteilchen und bildeten weitere Himmelskörper (Planetoide oder Protoplaneten), die die Sonne umkreisten. Immer wieder stießen die gebildeten Körper durch Gravitation bedingt aufeinander und verschmolzen zu größeren Himmelskörpern.
Durch die zunehmende Größe verstärkte sich auch die Gravitation immer mehr.
Immer mehr Teile wurden angezogen und ließen unsere Planeten als Begleiter der Sonne wachsen, bis sie ihre Kugelform angenommen hatten.
Die Sonne strahlte jetzt durch thermonukleare Prozesse Energie aus.
Dieser Prozess dauerte jedoch eine sehr lange Zeit. Bis zur entgültigen Kontraktion der Sonne und Entstehung der Protoplaneten sollen 10 Milliarden Jahre vergangen sein.
Vor etwa 5 Milliarden Jahren muss der Prozess der Sonnenbildung im Zentrum und der Bildung der umgebenden Planeten mit ihren Monden, wie wir das System heute kennen, abgeschlossen gewesen sein.

Es entstanden um die Sonne herum vier innere Planeten:
Merkur, Venus, Erde und Mars.
Sie bestehen alle aus einem Kern, einem Mantel und einer Kruste.
Weiter entfernt entwickelten sich die äußeren Planeten: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto mit ihren Monden.
Ihre Bestandteile sind hauptsächlich Gase und Eis.
Zwischen inneren und äußeren Planeten liegen Asteroide, sogenannte Kleinplaneten, die hauptsächlich aus Felsbrocken bestehen und Kometen, auch Schweifsterne genannt, mit einer Zusammensetzung aus Eis, Staub und Gestein.
Alle Planeten haben ihre eigene Bahn, auf der sie die Sonne umlaufen.
In sieben kurzen Stichpunkten die Entstehung der Planeten
Die kollabierende Gaswolke wird in ihrem Inneren immer heißer.
Während der Stern entsteht, sammelt sich Materie in einer Scheibe um ihn herum an.
Die Materie in der Scheibe verdichtet sich und bildet Klumpen.
Gesteinsbrocken bilden sich rund um den Stern.
Die Schwerkraft gewinnt an Bedeutung, da die Brocken immer größer werden.
Die Gravitation zieht die großen Brocken zu kugelförmigen Gebilden zusammen.
Aus dem felsartigen Material entstehen Planeten wie unsere Erde.
3. Die Entstehung der ’Schleifenbahnen’ von Planeten
Die Bahnschleife eines Planeten entsteht durch die Überlagerung der wahren Bewegung des Planeten mit der jährlichen Bewegung der Erde um die Sonne.
Die rückläufige Bewegung kommt durch die unterschiedliche Winkelgeschwindigkeit von Erde und anderen Planeten um die Sonne zustande. Dadurch verändert sich die Lage eines Planeten gegenüber dem Fixsternhimmel. Er kann sich rechtsläufig oder linksläufig bewegen. Eine Schleife bildet sich, weil die Bahnebenen der Planeten zueinander geneigt sind.
Der Saturn, der Adonis unter den Planeten
1. Allgemeines
Saturnus, römischer Saatgott mit der Sichel, wurde früher mit dem Kronos gleichgesetzt.
Der Saturn erhielt seinen Namen nach dem römischen Bauerngott. Lange war er der äußerste Planet des Sonnensystems. Wegen seiner langsamen Bewegung und seinem schwachen Licht wurde er zum Symbol der Melancholie.
Er besticht durch sein helles Ringsystem, was ihn zum schönsten aller Planeten im Sonnensystem erscheinen lässt.
Saturn ist von der Sonne aus gesehen der 6. Planet unseres Sonnensystems und der zweit-größte nach Jupiter. Das Markenzeichen dieses Planeten, der schon seit der Antike bekannt ist, sind seine gut sichtbaren Ringe. (Bild 4)
Vergleich Erde und Saturn (Bild 5)
Erde Saturn Entfernung in Mio.km 149,6 1427 Umlaufzeit in Jahren 1 29,63 Bahnneigung in Grad - 2°29' Durchmesser in km 12756 120000 Entdeckung / Jahr - Antike Dichte, Wasser = 1 5,52 0,7 Rotationsdauer d/h/m 23h56 10h14 Äquatorneigung Grad 23°27' 26°44' Mittlere Temperatur +22°C -180°C

1.2 Die Atmosphäre
Bei den Riesenplaneten aus Gas, zu denen der Saturn zählt, ist es schwer zu sagen, wo die eigentliche Oberfläche liegt und die Atmosphäre beginnt. Man nimmt deshalb als Null jenes Niveau an, wo der Verlauf der Temperatur sich umkehrt. Während die Temperatur normalerweise mit zunehmender Höhe abnimmt, absorbieren die Gase der Atmosphäre in einer bestimmten Höhe so viel Sonnenstrahlung, dass die Temperatur wieder ansteigt. Im Falle des Saturns wird dieser Temperaturanstieg vor allem durch Methan bewirkt
Die Windgeschwindigkeit ist auf diesem Planeten noch höher als auf Jupiter; am Äquator wurden Geschwindigkeiten von bis zu 1800 km/h gemessen. Die Winde sind auf den beiden Halbkugeln recht gleichmäßig verteilt.

1.3 Das Ringsystem des Saturn
Bei einem Durchmesser von über 250.000 km ist das Ringsystem nur bis zu 1 km dick. Die Teilchendichte ist jedoch nicht sehr hoch; würde das Material einen einzigen Körper bilden, so hätte dieser nicht einmal einen Durchmesser von 100 km. Durch die Bilder, die uns von den Sonden erreichten, wissen wir, dass die Ringe in Wirklichkeit aus Tausenden schmalen Ringen bestehen, zwischen die immer wieder Spalten eingeschoben sind. Darunter die auch von der Erde aus sichtbare Cassini-Teilung. Der Großteil der Partikel in den Ringen liegt in einer Größenordnung von wenigen Zentimetern bis zu einigen Metern Durchmesser; in seltenen Fällen können sie auch 1 bis 2 km erreichen.
Die Ringe entstanden vermutlich, als natürliche Satelliten den Planeten zu nahe kamen und durch Gezeitenkräfte zerrissen wurden. Nahaufnahmen zeigten, dass sich diese Ringe wiederum aus Tausenden schmaler Ringe zusammensetzen, die aus kleinen Eis- und Gesteinsbrocken, von mikroskopisch kleinen Teilchen bis zur Größe von einigen Metern, bestehen. (Bild 6)

1.4 Die Saturnmonde
Saturn hat 17 bekannte Monde. Der größte von ihnen, "Titan", hat eine dichte Atmosphäre aus Stickstoff, Methan und Ethan, dichter als die Erde. Die Stickstoffschicht ist ca. 200 km stark.
Methan bildet in Verbindung mit dem Sonnenlicht einen orangefarbenen Nebel. Er verhindert die Sicht auf die - 180 Grad Celsius kalte Titanoberfläche, über der feiner Ethannebel schwebt.
Wahrscheinlich verbergen sich darunter Seen aus flüssigem Methan.
"Japetus" ist ein weiterer auffälliger Trabant. Er hat eine helle und eine dunkle Hälfte.
Einige Forscher vermuten, dass Japetus auf seiner Umlaufbahn dunkles Material anzieht. Vielleicht ist es auch aus seinem Inneren aufgestiegen.
Ein weiterer Saturnmond ist "Phoebe", ein weit außenliegender 220 km großer mit Staubpartikeln durchzogener Eiskörper. Seine exzentrische Bahn zeigt, dass er von Saturn eingefangen wurde.
"Dione" und "Tethys" gleichfalls Saturnmonde sind von Kratern durchsetzt.
"Mimas" und "Rhea" zeigen ebenfalls ein Bild von vielen mit Schuttmassen überzogenen Aufschlagkratern. (Bild 7; Bild 8)
2 Die Forschungsgeschichte des Saturns damals
Der Saturn ist der am weitesten von uns entfernte Planet, der noch mit freiem Auge sichtbar ist, dennoch ist er bereits seit prähistorischen Zeiten bekannt. Galileo war 1610 der Erste, der ihn durch ein Teleskop beobachtete. Er stellte dabei zwei "Ausbeulungen" an den Rändern fest. Erst 1656 fand Huygens die Erklärung für dieses Phänomen, als er zur Ansicht kam, dass es sich dabei um Ringe handeln müsse. Aber erst 1659 fand er die korrekte Geometrie der Ringe heraus. 1675 entdeckte Cassini eine 4000 km breite Lücke im Ringsystem, die seither als Cassinische Teilung bekannt ist. Cassini beobachtete außerdem die Wolkenbänder, die an jene von Jupiter erinnern, wenngleich sie nicht ganz so ausgeprägt sind.
Frühe Beobachtungen des Saturn waren kompliziert, weil die Erde die Ebene der Saturnringe alle paar Jahre schneidet. Die Saturnringe blieben einmalig im bekannten Sonnensystem, bis 1977 sehr feine Ringe um Uranus entdeckt wurden und kurz darauf auch um Jupiter und Neptun.
3 Die Forschungsgeschichte des Saturns heute
Zur Erforschung unseres Sonnensystems werden Sonden benutzt. Es waren bisher drei Sonden, die den Saturn erreichten. Die erste war Pioneer 11, die nach ihrem Besuch bei Jupiter im September 1979 in die Nähe des Saturns gelangte. Die zur Erde geschickten Fotos zeigten einige Saturnringe, die von der Erde aus nicht sichtbar waren, sowie einen kleinen Mond. Voyager 1, die zweite Saturnsonde, flog im November 1980 in einer Entfernung von 64.000 km am Planeten vorüber und erkundete dabei auch seine größten Monde.
Voyager 2 wiederum gelangte im August 1981 in die Nähe des Planeten, um gleich danach in Richtung Uranus und Neptun weiterzufliegen. Nach Aufnahmen der Sonde Voyager 2 fand man auch die Erklärungen für die Ringbildung. Aus der Nähe betrachtet erkennt man, dass 6 Hauptregionen aus Tausenden von schmalen Ringen bestehen. Die wiederum werden aus Milliarden von Eis- und Gesteinspartikeln verschiedener Größe gebildet (mikroskopisch klein bis zu mehreren Metern). Vermutlich handelt es sich um Überreste von Trabanten, die den Planeten zu nahe kamen und zerrissen wurden.
Zusammen mit der Europäischen Weltraumorganisation ESA startete die NASA 1997 die Sonde Cassini, die zur Zeit zum Saturn unterwegs ist. Wenn alles nach Plan verläuft, sollte Cassini im Juli 2004 den Saturn erreichen, nachdem sie die Venus passiert hat.

Anhang
Cassini, Giovanni Domenico, * 1625, † 1712, französischer Astronom und Mathematiker; entdeckte u. a. 4 Saturnmonde, eine Teilung des Saturnrings und die Abplattung des Jupiter. Nach ihm wurde auch eine Sonde benannt.
Huygens, Christian, * 1629, † 1695, niederländischer Physiker, Mathematiker und Astronom; vertrat die Vorstellung von der Wellennatur des Lichts und stellte das Huygenssche Prinzip auf, nach dem jeder Punkt einer Welle als Ausgangspunkt einer Kugelwelle aufgefasst werden kann; stellte ferner das Gesetz des elastischen Stoßes auf, erfand die Pendeluhr, begründete die Wahrscheinlichkeitsrechnung, stellte die Abplattung des Jupiter fest, erkannte (1656) die wahre Gestalt der Saturnringe und entdeckte den Saturnmond Titan.
Quellenverzeichnis
Bertelsmann Lexikon (Bild 1,Bild 2, Bild 3)
Lehrbuch: Astronomie Sekundarstufe II
Gianluca Ranzini : Atlas des Universums
John Gribbin: Der Weltraum
Wissensspeicher Astronomie (Volk und Wissen)
www.astronomie.de
www.dassonnensystem.de (Bild 4, Bild 6, Bild 8)
www.wappswelt.de
http://photojournal.dlr.de (Bild 5, Bild 7)
V. Anlagen
Bild 1
Größenvergleich der Planeten
Bild 2 Bild3
inneres Planetensystem äußeres Planetensystem

Bild 4
Ein klassisches Bild des Saturn: Der Planet und seine Ringe. Dieses hier wurde allerdings nicht von der Erde aus aufgenommen, sondern vom Hubble-Weltraumteleskop.
Bild 5
Vergleich Erde – Saturn
Bildquelle: NASA
Bild 6
Das Ringsystem des Saturn im Detail
Aufnahme Voyager 1
Bild 7 Bild 8
Größenvergleich einiger Saturn-Monde Saturn mit seinen Monden

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