Saturnus

De planeet Saturnus

Vanaf de zon is Saturnus de zesde planeet. Het is boven dien de verst verwijderde planeet die we gemakkelijk met het blote oog kunnen zien. De afstand tot de zon bedraagt gemiddeld 1.427.000.000 kilometer. Dat is bijna 10 keer zo ver van de zon als de aarde. De planeet heeft bijna 30 jaar nodig om éénmaal om de zon te bewegen. Dat is dan ook de reden waarom wij Saturnus soms jarenlang in hetzelfde sterrenbeeld kunnen zien staan.

Met Jupiter behoort Saturnus tot de grootste planeten. Waar schijnlijk lijkt Saturnus wel wat op Jupiter, al zal Saturnus in tegenstelling tot Jupiter, waarschijnlijk wel een redelijk grote vaste kern hebben. Ook Saturnus wentelt opvallend snel rond haar as. In 10 uur 14 minuten en 24 seconden. Dat is dus de duur van één dag voor een waarnemer op Saturnus.

Aangezien een jaar op de planeet bijna 30 aardse jaren duurt, gaan er bijna 25.000 Saturnusdagen in één Saturnusjaar.

Doordat Saturnus erg snel om zijn as draait, is de planeet evenals Jupiter behoorlijk afgeplat. Daarmee bedoelen we dat de middellijn aan de evenaar veel groter is dan de middellijn tussen de polen. Van alle planeten heeft Saturnus de grootste afplatting. Maar omdat Jupiter in een kijker veel groter is dan Saturnus, valt de afplatting bij Jupiter veel meer op.

Saturnus is de enige planeet in het zonnestelsel waarvan de dichtheid minder is dan één gram per kubieke centimeter.

Saturnus is gemiddeld dus lichter dan water! Saturnus is natuurlijk vooral bekend door zijn ringenstel sel, dat reeds in een kleine kijker prachtig te zien is.

Vanaf de aarde zien wij de ringen van Saturnus niet steeds onder dezelfde hoek. Soms kijken we er bovenop.

Andere keren kijken we er van onderen tegenaan. Tussen deze perioden zijn de ringen voor korte tijd vrijwel onzichtbaar. De aarde beweegt dan precies door het vlak van de ringen. Doordat het ringenstelsel slechts enkele kilometers dik is, kunnen we de ringen dan niet zien.

De Italiaanse sterrenkundige Cassini merkte in 1675 als eerste op dat de planeet door meer dan één ring is omgeven.

Hij merkte tussen de ringen een donkere scheiding op. Deze scheiding heeft zijn naam gekregen en heet de scheiding van Cassini of Cassini's verdeling. De buitenste ring die je op foto's ziet, wordt de A-ring genoemd en de andere ring de B-ring. De A-ring is ruim 15.000 kilometer breed en de B ring 25.000 kilometer. De breedte van de scheiding van Cassini is ongeveer 3700 kilometer.

In 1850 werd nog een derde ring ontdekt. Deze wordt de C-ring genoemd. Deze ring is veel lichtzwakker en daardoor ook moeilijk waar te nemen. Hij ligt tussen de B-ring en Saturnus en wordt ook wel de floersring genoemd.

In 1969 maakte de Franse sterrenkundige Guérin op de ster renwacht Pic-du-Midi in de Franse Pyreneeën een aantal zeer goede foto's van Saturnus. Op enkele van die foto's is tussen de C-ring en de planeet nóg een lichtzwakkere ring zichtbaar.

Voorlopig werd deze ring de D-ring genoemd. Veel sterren kundigen geloofden echter niet in het bestaan van deze ring.

Daarom werd in 1979 met spanning uitgekeken naar de opnamen van het Amerikaanse ruimtevoertuig Pioneer 11 van het ringenstelsel. Maar dit ruimtevoertuig slaagde er niet in de D-ring te vinden. Hierdoor gingen natuurlijk steeds meer mensen aan het bestaan van deze ring twijfelen.

Maar de D-ring bestaat wel degelijk. Foto's van het ruimte voertuig Voyager 1 laten deze ring duidelijk zien. Maar de ring is zó ijl, dat sommige sterrenkundigen nog steeds niet geloven dat hij vanaf de aarde waarneembaar is.

Dankzij het Voyager-onderzoek aan het ringenstelsel zijn nog enkele andere ringen ontdekt. Zo is er nog een E-ring, F-ring en G-ring ontdekt. De G-ring is het laatst ontdekt.

Deze ring vormt de lichtzwakke uiterste begrenzing van het ringsysteem. Binnen de G-ring liggen de eveneens dunne en vanaf de aarde onzichtbare E- en F-ringen.

De Voyagers hebben aangetoond dat alle afmetingen in de ringen zijn vertegenwoordigd. Van een fractie van een milli meter tot vele meters. Waar komen al die deeltjes vandaan? Zijn het de overblijfselen van een maantje dat door enorme getijdenkrachten uit elkaar getrokken is? We weten dat er rond elke planeet gebieden zijn waar een eventuele maan door de kracht van de moederplaneet uiteen getrokken zou worden. Dit wordt de limiet van Roche geval zullen de maantjes van de planeet nog steeds een belangrijke rol spelen bij het in stand houden van de ringen.

Er is trouwens nog een andere theorie over het ontstaan van het ringenstelsel. Deze theorie gaat er van uit dat het materiaal is dat bij de vorming van de planeet is overgebleven.

De passage van de Voyager-2 van Saturnus was een overwel digend succes. In totaal heeft dit ruimtevoertuig 17.000 foto's van Saturnus en zijn maantjes naar de aarde geseind.

Op foto's van de Voyager-2 is duidelijk te zien dat iedere ring eigenlijk uit vele afzonderlijke ringetjes bestaat. In totaal hebben we dus niet te maken met zeven ringen, maar met vele duizenden, ja misschien zelfs honderdduizenden ringetjes.

Hieronder geven we nog even kort de volgorde van de ver schillende ringen en scheidingen en de afstand ervan tot de hoogste wolkentoppen van de planeet: We hebben je al verteld dat het ringenstelsel van Saturnus al in een kleine kijker zichtbaar is. Maar dat is niet altijd het geval. Vanaf de aarde gezien kijken we meestal bovenop de ringen. Of er van onderen tegenaan. Dan zijn de ringen inderdaad goed te zien. Maar er zijn ook perioden dat we tegen de zijkant van de ringen aan kijken. Deze perioden komen tweemaal per omloop van Saturnus voor. Gemiddeld komt er daarom iedere vijftien jaar een periode voor dat we tegen de zijkant van de ringen aankijken. Dan zijn de ringen onzichtbaar. Ze zijn namelijk wel behoorlijk breed, maar slechts erg dun. Wellicht minder dan één kilometer! De laatste periode dat we tegen het vlak van de ringen keken was in 1995/96. De volgende keer zal pas in het jaar 2009 zijn. Ook dan zal het ringenstelsel vanaf de aarde enkele maanden niet zichtbaar zijn doordat we er precies van opzij tegenaan kijken.

Doorsnede van Saturnus

We weten al lang dat Saturnus, evenmin als Jupiter, een vast oppervlak heeft. De planeet bestaat uit gas en vloei stof en heeft misschien een vaste kern.
De manen van Saturnus
Van alle planeten in het zonnestelsel heeft Saturnus de meeste manen. Tot nu toe zijn er maar liefst 25 ontdekt.

Hiervan zijn er maar liefst 14 dankzij het ruimteonderzoek ontdekt. Van de andere 11 maantjes waren er 9 al voor deze eeuw ontdekt.

Hieronder zie je een overzicht van alle 25 maantjes. In de eerste kolom de aanduiding. Dan de naam (bij 7 een voorlopige) en vervolgens het jaar van ontdekking. In de vierde kolom zie je de afstand van de maan tot het middelpunt van Saturnus.

Deze afstand is gegeven in duizenden kilometers. In de laatste kolom vind je de middellijn waarbij opgemerkt moet worden dat sommige kleine maantjes geen bolvorm hebben.
Zie je dat het maantje Phoebe zich op bijna 13 miljoen km van Saturnus bevindt? Dit is bovendien het enige maantje dat tegen de wijzers van de klok in ( retrograad noemen we dat) om Saturnus beweegt.

Titan is met zijn diameter van 5150 km de grootste maan van Saturnus. Bovendien behoort Titan tot de grootste manen van ons zonnestelsel! Dankzij het ruimteonderzoek zijn we veel meer over Saturnus en zijn maantjes te weten gekomen. Vooral de beide Voyager ruimtevoertuigen hebben een schat aan gegevens naar de aarde geseind.

Op foto's die de Voyagers van het maantje Mimas hebben ge maakt valt direct een hele groter krater op. Vanaf Saturnus gezien ligt deze krater aan de zijkant van het maantje. De bodem van de krater ligt zo'n tien kilometer onder de op staande rand. De krater heeft ook een centrale berg. Deze centrale berg heeft een hoogte van maar liefst 16 kilometer.

Bedenk dat de middellijn van het maantje slechts 398 km bedraagt.

Het oppervlak van Mimas is bezaaid met kraters. Veel van die kraters hebben middellijnen van 15 tot 45 kilometer.

Vaak zijn ze vierhoekig van vorm.

Het oppervlak van Enceladus is betrekkelijk glad. De groot ste kraters hebben een doorsnede van zo'n twaalf kilometer.

Er moeten op deze maan enorme getijdenkrachten werkzaam zijn. Deze getijdenkrachten ontstaan door de nabijheid van enkele andere maantjes. Het inwendige van Enceladus wordt door de getijdenkrachten behoorlijk verhit. Er kan water aan het oppervlak komen dat daar snel bevriest. Hierdoor ontstaat een nieuw jong ijslaagje.

Op het oppervlak van Tethys zijn talrijke kraters te zien.

Opvallend op deze maan is echter een enorme vallei. Deze vallei is zo'n tweeduizend kilometer lang en zestig kilo meter breed. En dat terwijl de middellijn van deze maan nog geen 1050 kilometer bedraagt.

Op het oppervlak van Dione zien we op foto's van de Voyagers slierten die van een groot, helder bassin lijken uit te gaan. Deze slierten bedekken een deel van de bekraterde achtergrond. Het kan zijn dat de slierten bestaan uit verspreide lagen van vers waterijs of sneeuw.

Maar hoe ze ontstaan is nog niet bekend. Misschien zijn enkele slierten ontstaan door meteoriet-inslagen, maar dit is nog lang niet zeker.

Veel kraters op Dione hebben een centrale piek. De grootste kraters hebben een doorsnede van ongeveer honderd kilometer.

Opvallend is dat de grote kraters gevuld zijn met hetzelfde materiaal als hun omgeving. Dit zou het gevolg kunnen zijn van inwendige aktiviteit van Dione.

Ook op Rhea zijn witte slierten gefotografeerd waarvoor we geen verklaring hebben. Het oppervlak van Rhea is erg ruw en er zijn veel kraters gevonden. De grootste krater heeft zelfs een middellijn van 300 kilometer. Op foto's van Rhea zijn vele valleien en kraterketens te zien.

Waarschijnlijk hebben we te maken met een erg oud opper vlak.

De maan Titan is de enige Saturnusmaan die we vanaf de aarde met een kleine kijker kunnen waarnemen. Hij is het beste te zien wanneer Titan zijn grootste oostelijke of westelijke elongatie bereikt. Het maantje bevindt zich dan zo ver mogelijk ten oosten of ten westen van de planeet. De sterrenkundigen waren erg benieuwd naar het oppervlak van Titan. Deze maan behoort tot de grootste manen van ons zonnestelsel. Bekend was ook dat Titan een dampkring heeft. En juist door deze damp kring konden de beide Voyager-ruimteschepen het oppervlak niet fotograferen. Titan blijkt namelijk geheel omhuld door een dikke, oranje mist. Die mistsluier is niet overal even helder. Het noordelijk halfrond is iets donkerder dan het zuidelijk halfrond. De scheiding is ook vrij scherp.

Aan de noordpool is de sluierlaag dichter en dikker dan op lagere breedten. Van dichtbij gezien bestaat hij uit drie verschillende lagen. De Voyagers hebben in de atmosfeer hoofdzakelijk verbindingen van stikstof gevonden.

Hoe dik de sluierlagen rondom Titan zijn is nog niet bekend. Wel is zeker dat het oppervlak minstens 280 kilo meter onder de «zichtbare rand» ligt. Daarom weten we nu dat Titan wat kleiner is dan we voorheen dachten. Toen meenden we dat het de grootste maan van het zonnestelsel was.

Op foto's gemaakt van Hyperion valt vooral de vreemde vorm van het maantje op. Het is niet bolvormig of eivormig, maar plat en onregelmatig zoals een tartaartje. De lange as is ongeveer 360 kilometer en de korte as 280 kilometer.

De dikte is zo'n 226 kilometer.

Het is al lang bekend dat het maantje Japetus veel helderder is als het zich ten westen van Saturnus bevindt (westelijke elongatie), dan wanneer het zich aan de oostkant (oostelijke elongatie) bevindt. Het verschil in helderheid is opvallend.

Het wordt veroorzaakt doordat Japetus steeds dezelfde kant naar Saturnus toekeert (gebonden rotatie noemen we dat) en bovendien doordat de ene kant veel helderder is dan de andere kant. Het heldere halfrond kaatst ongeveer 50% van het opvallende zonlicht terug. Het donkere halfrond slechts 10%.

Phoebe is de buitenste maan van Saturnus. De afstand tot de planeet bedraagt maar liefst 12,95 miljoen kilometer. Op vallend is eigenlijk dat Phoebe wel bolvormig is. Aan het oppervlak zijn door de Voyagers enkele onregelmatigheden waargenomen. Bijzonder aan het maantje is ook de snelle aswenteling: in slechts 9 uur draait het maantje om zijn as.

Phoebe is erg donker. Het kaatst slechts 6% van het op vallend zonlicht terug. Sommige sterrenkundigen denken dat Phoebe vroeger een planeto‹de is geweest, die door de planeet is «ingevangen».

Tenslotte vind je hieronder nog enkele numerieke gegevens over de planeet Saturnus.

gemiddelde afstand tot de zon: 9,5697 AE (1431,607 miljoen km) kleinste afstand tot de zon: 9,0626 AE (1355,746 miljoen km) grootste afstand tot de zon: 10,0768 AE (1507,468 miljoen km) siderische omlooptijd: 29,45779 jaar synodische periode: 378,092 dagen baansnelheid: 9,661 km/sec equatoriale middellijn: 120.536 kilometer afplatting: 1/10,2 siderische rotatieduur: 10u 39m 22,4s massa: 95,16112 (aarde = 1) gemiddelde dichtheid: 0,687 gram per kubieke cm zwaartekracht aan het oppervlak: 0,931 (aarde = 1) gemiddelde temperatuur: 134K (-139°C) albedo: 34% absolute magnitude: -8,88 De siderische omlooptijd is de tijd waarin de planeet de gehele dierenriem doorloopt en op dezelfde plaats terugkomt ten opzichte van dezelfde ster, gezien vanaf de zon.

De synodische periode is de tijdsduur die een planeet nodig heeft om, gezien vanaf de aarde, weer dezelfde positie ten opzichte van de zon in te nemen.

De siderische rotatieduur van de planeet is de tijd waarin de planeet éénmaal om haar as draait ten opzichte van de sterren.

De absolute magnitude van een planeet is de helderheid van de planeet als zij op één astronomische eenheid (AE) van de zon Šn tegelijk op één astronomische eenheid van de waar nemer staat.