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Saturnringe



Die Saturnringe stellen das Ringsystem dar, das den Planeten Saturn umkreist. Sie sind das auffälligste Merkmal des Saturn und bereits durch ein Fernrohr mit etwa 30-facher Vergrößerung zu erkennen. Die Ringe bestehen im Wesentlichen aus Eisbrocken aber auch aus Gestein und gefrorenen Gasklumpen. Die Partikelgröße variiert zwischen der von Staubkörnern und mehreren Metern. Das Ringsystem hat viele größere und kleinere Lücken und ist bei einem Durchmesser von fast einer Millionen Kilometern in weiten Bereichen nur wenige hundert Meter dick, und damit relativ betrachtet extrem dünn.

Table of contents
1 Entdeckung und Benennung
2 Struktur
3 Entstehung
4 Dynamik
5 Weitere Ring- und Scheibenphänomene in der Astronomie
6 Radien und Umlaufzeiten der Saturnringe

Entdeckung und Benennung

Das Ringsystem wurde 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 Ringe des Saturns sind in 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 zu sehen.

Struktur

Heute ist bekannt, dass es mehr als 100.000 einzelne Ringe mit unterschiedlicher Zusammensetzung und Farbton gibt. Der innerste beginnt bereits etwa 7.000 km über der Oberfläche des Saturn, der äußerste hat einen Durchmesser von fast 1.000.000 km.

Die Ringe umkreisen den Saturn parallel zu dessen Äquator und sind um 27° gegen seine Bahnebene geneigt. Alle 14,8 Jahre ist der dünne Rand der Ringe genau der Erde zugewandt, so dass das Ringsystem nahezu unsichtbar wird. Das wird das nächste mal im Jahre 2009 wieder der Fall sein.

Entstehung

Zur Entstehung der Saturnringe gibt es verschiedene Theorien. Nach der von Edouard 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 der selben Materialwolke entstanden. Diese Theorie wird jedoch heute kaum noch vertreten, denn man vermutet, dass die Ringe ein nach astronomischen Maßstäben eher kurzlebiges Phänomen von höchstens einigen hundert Millionen Jahren darstellen.

Dynamik

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. Darüber hinaus hat die Sonde Voyager 2 bei ihrer Passage im Jahr 1981 auch radiale, speichenartige Strukturen in den Ringen beobachtet, die aufgrund unterschiedlichen Umlaufszeiten jedoch sehr kurzlebig sein müssen. Als Ursache wird eine Wechselwirkung mit dem Magnetfeld des Saturn vermutet. Neue Messungen und Aufnahmen der Raumsonde Cassini-Huygens 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.

Weitere Ring- und Scheibenphänomene in der Astronomie

Entsprechende, aber deutlich schwächere Ringe, finden sich auch bei den anderen großen Gasplaneten des Sonnensystems, bei Jupiter, Uranus und Neptun. 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, aber auch die Spiralgalaxien. Auch hier gilt, dass die Dicke dieser Scheiben durch die Häufigkeit inelastischer Stöße ihrer Komponenten bestimmt wird.

Radien und Umlaufzeiten der Saturnringe


 Objekt   Radius (km)   Umlaufzeit 
Innere Kante Ring D 67.000 4.91 h
Innere Kante Ring C 73.200 5.61 h
Innere Kante Ring B 92.200 7.93 h
Äußere Kante Ring B 117.500 11.41 h
Mitte der Cassini-Teilung 119.000 11.75 h
Innere Kante Ring A 121.000 11.92 h
Encke-Teilung 133.500 13.82 h
Äußere Kante Ring A 135.200 14.14 h
Ring F 140.600 14.94 h
Innere Kante von Ring G 165.800 18 h
Äußere Kante von Ring G 173.800 21 h
Innere Kante von Ring E 180.000 22 h
 Äußere Kante von Ring E  480.000 4 Tage




     
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