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Die Astronomie-Seiten von Mario Weigand

Saturn - Hilfreiches für die Beobachtung

Saturn ist mit Sicherheit eines der interessantesten Objekte am Himmel. Sein Anblick fasziniert jeden: vom Laien, der noch nie zuvor durch ein Teleskop geschaut hat bis hin zum erfahrenen Beobachter. Viele Amateurastronomen erzählen, dass der erste Blick auf den Ringplaneten bei ihnen den "Virus" Hobbyastronomie ausgelöst habe. Obwohl es zusammen mit Jupiter, Uranus und Neptun insgesamt vier Planeten gibt, die ein Ringsystem aufweisen, ist das des Saturn das einzige mit einem Amateurteleskop sichtbare System.

Der Ringplanet umkreist die Sonne mit einer Entfernung von ca. 9 AE im Perihel bis hin zu 10 AE im Aphel und braucht dafür 29,457 Jahre. Aufgrund der Achsenneigung von 26.73° gibt es auf ihm Jahreszeiten. Das bedeutet die Nord- und Südhemisphären sind abwechselnd stark bzw. schwach von der Sonne beschienen. Wegen ihrer schnellen Eigenrotation ist die Planetenkugel stark abgeflacht: der Poldurchmesser beträgt 107812 km, der Äquatordurchmesser allerdings 120536 km! Am Äquator dauert ein Saturntag 10 Stunden und 14 Minuten. In höheren Breiten rotieren die Gasmassen langsamer – hier vergehen 10 Stunden und 38 Minuten zwischen zwei Zentralmeridian-Passagen. Er besteht wie Jupiter hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. Sein Ringsystem ist das größte und ausgeprägteste im Sonnensystem.

Ein wenig Historisches

Bis zum Jahr 1781 – dem Jahr der Uranusentdeckung – markierte Saturn für die Menschen den äußeren Rand des Sonnensystems. Die weiter außen kreisenden Planeten waren zu schwach um den damaligen Beobachtern mit bloßem Auge als Wandelsterne aufzufallen. Die erste Beobachtung mit einem Teleskop gelang Galileo Galilei im Jahr 1610. Sein selbst konstruiertes Linsenteleskop hatte für heutige Maßstäbe eine furchtbare Abbildungsleistung; selbst Kaufhausteleskope liefern vermutlich ein besseres Bild. Dennoch erkannte er damals bei 20-facher Vergrößerung, dass es sich nicht um eine gewöhnliche Scheibe handelt, sondern er erkannte es als ein elongiertes Objekt. Er interpretierte es allerdings als ein System aus drei Objekten. Die Begleiter verschwanden jedoch 2 Jahre später – die Ringe waren in Kantenstellung und für ihn deshalb nicht mehr sichtbar.

1616 erkannte Galileo, dass es sich nicht um runde Begleiter handelt, sondern um eine elliptische Struktur. 1655 schlug Christiaan Huygens vor, dass es sich hierbei um einen festen Ring handele. Er entdeckte nebenbei auch den ersten Saturnmond Titan. Ende des 19 Jahrhunderts wurde schließlich die Frage beantwortet, ob es sich um einen festen Ring, oder um eine Scheibe aus einzelnen Partikeln handelt. Der amerikanische Astronom James Edward Keeler konnte mit einem Spektrometer eine Geschwindigkeitsverteilung messen, die den Beweis für die Partikel-Theorie darstellte.

Die Teleskope der heutigen Amateurastronomen sind denen der Forscher im Mittelalter natürlich weit überlegen. Die optischen Elemente können heute mit höherer Genauigkeit gefertigt werden, was sehr detaillierte Beobachtungen ermöglicht.

Saturn beobachten

Saturn gehört zu den großen Gasplaneten und ist der zweitgrößte im Sonnensystem. Allerdings erreicht die Planetenscheibe bei einem Oppositions-Abstand von ca. 8 AE einen scheinbaren Durchmesser von nur 21" und eine scheinbare Helligkeit von etwa 0 mag. Selbst das Ringsystem mit ca. 42" Durchmesser erscheint kleiner als Jupiter. Für das Beobachten feinster Details sind hohe Vergrößerungen nötig – sie liegen im Bereich von 350 bis 450-fach. Vieles kann bereits in kleinen Teleskopen gesehen werden, je größer jedoch die Optik – gute Qualität und Justage vorausgesetzt – desto mehr Details können gesehen werden, da die Auflösung mit dem Durchmesser der Optik steigt.

Neben der Optik sind natürlich noch andere Faktoren von entscheidender Bedeutung. Vor allem spielt hier das Seeing eine Rolle – natürlich muss die Luft möglichst ruhig sein. Der Planet sollte dazu hoch über dem Horizont stehen, damit der Lichtweg durch die Luftschichten so kurz wie möglich ist. Was sonst passiert, konnte man bei der Marsopposition 2003 beobachten. Trotz des größeren Durchmessers der Marsscheibe in 2003, sind die Amateurfotos der Opposition 2005 im Schnitt deutlich besser.

Bei einem Gasplaneten gibt es natürlich keine starren Oberflächendetails. Das Bild des Planeten ändert sich ständig. Typischerweise umfassen einen Gasplaneten – so auch Jupiter, Uranus und Neptun – Wolkenbänder (belts) und Zonen (zones), die jeweils einen bestimmten Breitenbereich einnehmen. Dies liegt an den hohen Windgeschwindigkeiten in ihren Atmosphären. Hier zunächst eine grobe Beschreibung anhand eines Fotos:


Aus der Beobachtung dieser Bänder ist die heutige Nomenklatur entstanden, die für alle Gasplaneten im Sonnensystem verwendet wird. Für die einzelnen Planeten unterscheiden sich die jeweiligen Nomenklaturen lediglich durch Anzahl der verschiedenen Bänder und Zonen. Im übernächsten Abschnitt folgt eine Beschreibung der Nomenklatur für Saturn. Neben den bereits erwähnten Wolkenbändern ist natürlich auch einiges bei den Ringen zu entdecken – auch hierzu gibt es weiter unten einige Informationen.

Filter für die visuelle Beobachtung

Hier noch ein kleiner Hinweis, denn bei der visuellen Beobachtung ist es sinnvoll mit Farbfiltern zur Kontraststeigerung zu arbeiten. Die folgenden Filter haben sich als nützlich erwiesen, wenn der Planet oder seine Ringe trotz guter Bedingungen detailarm oder flau erscheinen:

Die Saturn-Atmosphäre

Das SEB auf Saturn.
Bereits bei geringerer Vergrößerung lassen sich einige Charakteristika des Planeten erkennen. Beispielsweise ist leicht zu sehen, dass es sich nicht um eine einfache Planetenscheibe handelt, sondern es gibt eine deutliche Randverdunklung. Sie trägt nicht unerheblich zu dem starken 3D-Effekt bei, den der Planet vermittelt. Abgesehen vom Mond-Terminator gibt es sonst keine anderen Objekte, die einen so starken 3D-Eindruck bewirken wie Saturn.

Auch erkennt man leicht, dass sich die Planetenkugel farblich mit einem Beige-Ton von den eher gräulichen Ringen abhebt. Als erste Details in der Atmosphäre stechen in der Regel die Polregion und das SEB oder NEB hervor, auffällige Bänderstrukturen, die deutlich dunkler sind als die äquatoriale Zone.
Die Polregion des Saturn in zwei verschiedenen Jahren.

Solche Strukturen sind praktisch immer zu beobachten, allerdings variieren deren Helligkeiten und auch die Farben verändern sich über längere Zeit hinweg. Zum Beispiel ließ sich in den Jahren 2004 bis 2005 eine deutliche Farbveränderung der SPC (South Polar Cap) und auch SPR (South Polar Region) beobachten.
Wie man in der Abbildung rechts erkennen kann, wirkt die SPC und auch die SPR in der Aufnahme vom 15. März 2004 (untere Bildhälfte) relativ farblos. Im Gegensatz dazu ist die SPC auf dem Bild vom 4. Februar 2005 (oben) grünlich gefärbt, während die SPR eher rötlich braun ist – ähnlich dem SEB in der Abbildung weiter oben.

Insgesamt erscheinen die Strukturen in der Atmosphäre deutlich weicher als bei Jupiter. Da Saturn wesentlich weiter von der Sonne entfernt ist, sind die Temperaturen in der oberen Atmosphäre niedriger. Dadurch kann sich Dunst in den oberen Schichten halten, der den Kontrast verringert.

Die Jupiteratmosphäre ist zwar deutlich turbulenter, aber auch auf Saturn kann es in bestimmten Bereichen zu großen Wirbelstürmen kommen. Sie sind als helle, fast weiße ovale Flecken zu beobachten, die sich in der Regel nördlich des NEB bzw. südlich SEB bilden. Denn im Bereich der 40. Breitengrade nördlicher und südlicher Breite kommen die Strömungen gänzlich zum Stillstand, ebenso im Bereich der 55. und 70. Breitengrade. Dazwischen liegen Zonen mäßiger Windgeschwindigkeit, während im Aquatorbereich bis zu 1800 km pro Stunde (parallel zur Rotationsrichtung des Planeten) erreicht werden. In den Ruhezonen entstehen bevorzugt die Wolkenringe und -ovale.

In den Stürmen quillt warmes Gas in die hohen Atmosphärenschichten. Ähnlich wie bei einer Gewitterwolke auf der Erde bildet sich darüber eine vereiste Haube. Allerdings bestehen diese Hauben auf dem Saturn aus Ammoniakkristallen und nicht aus Wassereis. Beobachtungen haben ergeben, dass es ca. alle 30 Jahre zu einem verstärkten Auftreten solcher Wirbelstürme kommt – also einmal in einem Saturnjahr.

Hier nun die Nomenklatur für Wolkenbänder und Zonen in der Saturn-Atmosphäre. Im Grunde ist sie mit der von Jupiter identisch, allerdings sind die Einzelheiten auf Saturn feiner und daher schwieriger zu erkennen.


Bedeutung der einzelnen Benennungen:

Dunkle BänderHelle Zonen
SPCSouth Polar Cap
SPRSouth Polar Region
SPBSouth Polar Belt
SSTeBSouth South Temperate BeltSSTeZSouth South Temperate Zone
STeBSouth Temperate BeltSTeZSouth Temperate Zone
STrZSouth Tropical Zone
SEBsSouth Equatorial Belt south
SEBZSouth Equatorial Belt Zone
SEBnSouth Equatorial Belt north
EZsEquatorial Zone south
EBEquatorial Belt
EZnEquatorial Zone north
NEBsNorth Equatorial Belt south
NEBZNorth Equatorial Belt Zone
NEBnNorth Equatorial Belt north
NTrZNorth Tropical Zone
NTeBNorth Temperate BeltNTeZNorth Temperate Zone
NNTeBNorth North Temperate BeltNNTeZNorth North Temperate Zone
NPBNorth Polar Belt
NPRNorth Polar Region
NPCNorth Polar Cap

Das Ringsystem

Saturn bei niedriger Vergrößerung.
Ohne sein Ringsystem wäre Saturn natürlich bei weitem nicht so interessant, denn es sorgt für einen unvergleichlichen 3D-Eindruck. In einem Fernglas ist Saturn bereits als ein elongiertes Objekt zu erkennen, während man in den kleinsten Teleskopen bereits bei ca. 25-facher Vergrößerung deutlich die ovale Form sehen kann.

Ein 3" Gerät zeigt bei 50-facher Vergrößerung schon den Ring von der Planetenscheibe abgehoben und ab 5" ist der 3D-Effekt bereits deutlich. Am stärksten kommt der Effekt zur Geltung, wenn der Schatten der Planetenkugel auf den hinteren Teil der Ringe fällt. Während der Opposition jedoch wird er vom Planeten selbst verdeckt, daher sollte man einige Wochen vor- bzw. nachher nach ihm Ausschau halten. Bei sehr gutem Seeing lassen sich mit Geräten im 5 bis 6 Zoll-Bereich Einzelheiten in den Ringen erkennen (verschiedene Helligkeiten / dunklere Bereiche / Speichen).

Das Ringsystem hat zwar einen Durchmesser von rund 272.000 km, ist aber nur etwa 400 Meter dick – es verläuft über dem Äquator des Planeten. Seit Ende des 19. Jahrhunderts weiß man, dass es aus kleinen Eis- und Gesteinspartikeln besteht. Wie die Pioneer und Voyager-Sonden zeigten, setzt sich das Ringsystem aus einer großen Zahl einzelner, dünner Ringe zusammen. Zwischen ihnen findet man Lücken verschiedener Größe. Die Einzelringe sind von der Erde aus nicht sichtbar, jedoch ist das Hubble-Teleskop in der Lage, sehr viele davon aufzulösen. Im Amateurfernrohr sind die feinen Unterteilungen gar nicht sichtbar, auflösbar ist die Grobstruktur aus den Ringen A, B und C.

Die Cassiniteilung.
Als erstes fällt der Helligkeitsunterschied zwischen den Ringen A und B auf, getrennt sind sie durch die 4200 km breite Cassini-Teilung. Der A-Ring ist etwas dunkler als der B-Ring. Giovanni Cassini entdeckte die Lücke 1675 mit einem 2,4"-Teleskop bei 90-facher Vergrößerung. Eigentlich ist diese Lücke mit nur 0,6" scheinbarem Durchmesser für das Auflösungsvermögen solch kleiner Geräte zu schmal. Der harte Kontrast ermöglicht es allerdings zu erkennen, dass dort eine Lücke existiert. Aufgelöst sieht man sie aber erst mit einem ausreichend großen Teleskop. Die Cassini-Lücke ist nicht wirklich leer, tatsächlich gibt es eine dünne Konzentration an Partikeln in ihr. Man hat entdeckt, dass es eine 2:1-Resonanz zwischen den Umlaufzeiten der Partikeln und dem kleinen Mond Mimas gibt, der zwar außerhalb, aber sehr nah um das Ringsystem kreist. Daraus schließt man, dass die Gravitation des Mondes für die Lücke verantwortlich ist. Es wurden auch Resonanzen mit anderen Monden entdeckt.

Der C-Ring.
Deutlich schwieriger zu beobachten ist der dunkle C-Ring, der auch Kreppring genannt wird. Er setzt am Innenrand des B-Rings an und endet auf halber Strecke zur Saturn-Atmosphäre. Der Ring ist äußertst dünn und halbtransparent. Daher hebt er sich nur schwach vom schwarzen Himmelshintergrund ab – für die Beobachtung ist ein größeres Amateurteleskop nötig. Daher wurde er erst 1850 von William und George Bond beobachtet. Am leichtesten ist er vor dem Planet zu erkennen, dort erscheint er als Abdunklung innerhalb des B-Rings.

Die wahrscheinlich größte Herausforderung bietet die Encke-Teilung. Sie ist nur 325 km breit, bzw. 0,35". Die beste Chance auf Sichtung hat man bei maximaler Ringöffnung.


Anmerkungen: Es existieren noch mehr Ringe (D, E, F & G, sowie die neu entdeckten R/2004 S1, R/2004 S2 und R/2006 S1) im Saturnsystem, jedoch beschränkt sich die Abbildung auf die von Amateurastronomen beobachtbaren Komponenten. Die Ringteilungen werden von innen nach außen durchnummeriert, als Präfix wird der Buchstabe des Rings angegeben. Die Cassini-Teilung wird zum Beispiel als B10 bzw. A0 bezeichnet und die Encke-Teilung als A5.

Die Monde

Das Saturnsystem enthält eine große Anzahl an Monden – über 60 sind bereits bekannt! Der Größte von ihnen ist Titan mit rund 5150 km – damit ist er nach Ganymed sogar der zweitgrößte im Sonnensystem. Seine Helligkeit beträgt 8 mag, er kann somit schon in einem 2"-Teleskop gesehen werden. Der 1655 von Christiaan Huygens entdeckte Trabant umrundet den Saturn in ungefähr 16 Tagen. Der größtmögliche Abstand von Saturn beträgt etwa 5 Ringdurchmesser. Seine dichte Atmosphäre macht ihn einzigartig, denn kein anderer Mond im Sonnensystem hat so etwas vorzuweisen. Der Blick auf seine Oberfläche wird von einer dichten Wolkendecke versperrt. Die äußere Schicht ist ein orangefarbener Dunst, weswegen er auch im Teleskop leicht rötlich erscheint.


In einem 10"-Teleskop sind 7 weitere Monde sichtbar: Rhea, Tethys, Dione, Enceladus, Hyperion, Mimas & Japetus. Im Gegensatz zu Titan erscheinen sie aber eher wie schwache Hintergrundsternchen. Enceladus und Mimas sind eine kleine Herausforderung, da beide sehr nah an den Saturnringen ihre Bahnen ziehen. Sie sind mit 11,8 mag (Enceladus) bzw. 12,9 mag (Mimas) nur schwer neben dem hellen Planeten zu erkennen. Auch Hyperion ist ein schwieriges Objekt und liegt mit nur 14 mag Helligkeit an der Grenze des Machbaren mit einem 10"-Gerät.

Japetus ist ein besonderer Fall, denn seine Helligkeit schwankt. Der Grund dafür sind völlig verschiedene Albedos seiner beiden Hemisphären. Während eine Seite so hell wie Wassereis ist, hat die andere das Reflexionsvermögen von Pech! Die Albedo variiert während eines Orbits zwischen 0,03 und 0,05 und damit schwankt die scheinbare Helligkeit zwischen 10,1 und 11,9 mag. Aufgrund der gebundenen Rotation erscheint er immer bei einer westlichen Elongation heller. Japetus ist mit 1436 km der drittgrößte Mond des Saturn und umkreist letzteren einmal in 79 Tagen und 8 Stunden. Der maximale Abstand zwischen dem Mond und Saturn beträgt etwa 12 Ringdurchmesser.

Helligkeiten der sichtbaren Saturn-Monde:

Mond Magnitude Radius Albedo Umlaufzeit Bahnradius in Saturnradien*
Titan8.42625 km21%15,95 Tage20,3
Rhea9.7765 km60%4,518 Tage8,73
Tethys10.3530 km80%1,888 Tage4,88
Dione10.4560 km60%2,737 Tage6,26
Enceladus11.8255 km~100%1,370 Tage3,95
Iapetus10.1-11.9717 km12%79,33 Tage59,0
Mimas 12.9196 km70%0,942 Tage3,08
Hyperion 14.2~290 km25%21,28 Tage24,6

*Anmerkung: Der angegebene Abstand von Saturn in Saturnradien wird aufgrund der Perspektive natürlich nur bei einer größten östlichen oder westlichen Elongation erreicht.

Zu den sichtbaren Monden gesellen sich noch jede Menge kleinere Körper – oft werden neue entdeckt. Einige ziehen ihre Bahnen sogar innerhalb der Ring-Lücken. Der aktuelle Stand ist zum Beispiel auf den The Nine Planets-Seiten von Bill Arnett einsehbar.

Zusammenfassung

Saturn1 ist wirklich ein spannendes Objekt, das jede Menge interessante Beobachtungen ermöglicht. Zum Schluss all die interessanten Punkte noch einmal zusammengefasst:

Atmosphäre
Ringsystem
Monde


[Artikel vom 14.12.2006]