Fachbereichsarbeit Physik

Gregor Pfeiffer

Fachprüfer:

Mag. Helmut Linhart

Diese Arbeit beschreibt die Erforschung der Planeten Jupiter und Saturn sowie ihrer Monde und faßt die gewonnen Ergebnisse zusammen. Die Geschichte dieser Erforschung reicht von Sichtungen in der Antike bis hin zur Raumsondenmission Galileo, durch die das Thema besondere Aktualität erhielt. Mit dem Sturz der Raumsonde Galileo am 7.Dezember 1995 in die äußersten Schichten Jupiters tauchte erstmals eine Sonde in die Atmosphäre eines fremden Planeten ein. Einige aus dem Internet bis Jänner 1996 erhältliche Informationen der NASA über dieses Projekt konnten noch berücksichtigt werden.

Die in der Arbeit verwendeten Beifügungen "Jupiter-Herr der Monde" und "Saturn- Herr der Ringe" sind charakteristisch für die Zeit der Fernrohrbeobachtung, in deren Anfängen man die größten Jupitermonde und die prachtvollen Saturnringe entdeckte.

Ein Grund für diese Arbeit war neben persönlichem Interesse für die Astronomie der Wunsch, die bis heute bekannten Forschungs-ergebnisse auf diesem Teilgebiet der Physik zusammenzufassen und zu veranschaulichen. Bei genauerem Studium von Fachliteratur stieß ich auf viele sehr interessante und teilweise bis heute nicht vollständig geklärte Phänomene.

An dieser Stelle möchte ich meinem Physikprofessor Mag. Helmut Linhart für seine stets rasche Durchsicht meiner Konzepte und für seine wertvollen Ratschläge herzlichen Dank aussprechen.

Februar 1996 Gregor Pfeiffer

1.1 Geschichte der Jupiter-Erforschung 1

1.2 Die erste Jupitermission: Pionier 10 und 11 2

1.3 Die Voyager-Mission: Voyager 1 und 2 3

1.4 Das Atmosphärenexperiment Galileo 4

2.1 Die Oberfläche des Jupiter

Jupiteroberfläche 6

2.1.6 Der Absturz des Komenten Shoemaker-Levy 10

2.2 Form und Aufbau des Jupiter

durch Rotation 12

3.1 Die Galileischen Monde

4.1 Erdgebundene Beobachtung 20

4.2 Die Raumsonden Pioneer-Saturn, Voyager 1 und 2 21

5.1 Die Oberfläche des Saturn

5.1.1 Die Zusammensetzung der Saturnatmosphäre 23

6.2 Weitere Ringe, Feinstrukturen 28

6.3 Bewegung, Beschaffenheit und Zusammenhalt der Ringe 29

6.4 Merkwürdige Speichen auf den Saturnringen 32

7.2 Die übrigen großen Monde 33

7.3 Kleinere Trabanten des Saturn 35

A1.1 Allgemeine Grundlagen A-1

A1.2 Gravitationsunterstützte Flugbahnen zu

Jupiter und Saturn A-2

A2. Daten - Tabellen A-6

Literaturverzeichnis A-11

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Die Anfänge der Jupiterbeobachtung:

Jupiter ist einer der fünf Planeten, die von der Erde aus ohne Einsatz von Fernrohren beobachtet werden können. Er ist der größte Planet unseres Sonnensystems und aufgrund seiner enormen Größe und Helligkeit manchmal die ganze Nacht über als winziges Scheibchen am Sternenhimmel zu sehen.

Im Unterschied zur Venus, die Jupiter beim Erreichen ihres Helligkeitsmaximums an Leuchtkraft überstrahlt, ändert sich Jupiters Helligkeit während eines Sonnenumlaufs nur gering-fügig.^,A

Die erste Beobachtung des Planeten Jupiter kann heute nicht mehr genau datiert werden, mit Sicherheit war er bereits in der Antike bekannt. Von den Römern erhielt er den Namen des höchsten Gottes ihrer Götterwelt.

Schon bald nach der Erfindung des Fernrohres (Lipperhey, 1608 und Galilei, 1609) wurden am Beginn des 17.Jahrhunderts auf Jupiters Oberfläche Streifen- und Fleckenstrukturen entdeckt, die bereits damals für Wirbelsysteme und Sturmfronten gehalten wurden. Im Jahre 1610 entdeckte Galilei mit seinem Fernrohr die vier heute nach ihm benannten Galileischen Monde.

Erst zu Beginn des 20.Jahrhunderts konnte durch Spektralanalyse die Zusammensetzung der Jupiteratmosphäre geklärt werden. Durch laufende Verbesserungen der Teleskope wurden genauere Beobachtungen möglich, der größte Teil unseres derzeitigen Wissens über Jupiter wurde jedoch erst durch Raumsonden bestätigt beziehungsweise erworben.

Bis zum heutigen Tag wurde Jupiter erst fünfmal von Raumsonden angeflogen: von den Raumsonden Pioneer 10+11 (USA) in den Jahren 1973/74, von Voyager 1+2 (ebenfalls USA) in den Jahren 1978/79 und von Galileo (USA/BRD) im Jahr 1995.

Die erste Jupitermission begann am 2.März 1972 mit dem Start der amerikanischen Sonde Pioneer 10. Nach 21-monatiger Flugzeit erreichte Pioneer 10 die Magnetosphäre des Jupiter und begann mit der Untersuchung der Wechselwirkung des Sonnenwindes mit dem Magnetfeld des Jupiter. Nach Durchquerung des Bereiches der Monde und des Strahlungsgürtels des Jupiter zog die Sonde am 4.Dezember 1973 in einer Entfernung von 131.400 km an der oberen Wolkengrenze des Planeten vorbei.

Nach diesem ersten Jupitervorbeiflug entfernte sich Pioneer 10 wieder von Jupiter in Richtung äußeres Sonnensystem und verließ es später ohne Annäherung an einen weiteren Planeten.

Etwa ein Jahr später kam Pioneer 11 zu Jupiter und näherte sich seiner Wolkenobergrenze bis auf 42.000 km, ein Wert, der erst 1995 durch die Atmosphärensonde Galileo unterboten werden sollte.

Im Unterschied zu Pioneer 10 war die Bahn so gewählt, daß Pioneer 11 vom Schwerefeld des Jupiter in Richtung Saturn abgelenkt wurde, den sie 5 Jahre später passierte.

Die für einen Jupiterflug aus Treibstoffgründen notwendige, günstige Konstellation von Erde und Jupiter, die nur im Abstand von mehreren Jahren auftritt, wurde wieder am 20.August 1977 erreicht. An diesem Tag startete eine vierstufige Titan-Centaur Rakete mit Voyager 2 an Bord. Voyager 1 startete erst am 5.September 1977, jedoch auf einer schnelleren Transferbahn. Sie überholte Voyager 2 einige Monate später beim Flug durch den Asteroidengürtel und erreichte als erste im Dezember 1978 die Jupiterregion, wodurch die nicht der Startreihenfolge ent-sprechende Numerierung erklärt ist.

Am 10. Dezember 1978 betrug die Entfernung von Voyager 1 zu Jupiter 85 Millionen km. Von diesem Tag an waren alle Jupiter-Aufnahmen der Sonde besser als die besten Teleskopaufnahmen von der Erde aus. Die meisten heute bekannten Bilder von Jupiter stammen von den Raumsonden Voyager 1 und 2. Voyager 1 hatte am 5.März 1979 die größte Annäherung an Jupiter mit 278.000 km über der Wolkenobergrenze, Voyager 2 am 9.Juli 1979 mit einer Entfernung von 645.000 km.

Die Forschungsergebnisse der Voyagersonden über Jupiter und seine Monde sind sehr zahlreich und finden sich in den ihnen zugeordneteten Kapiteln 2 und 3. Nach dem Vorbeiflug an Jupiter flogen die beiden Sonden in Richtung Saturnsystem weiter.

Nach der Challanger-Katastrophe am 28.Jänner 1986, bei der eine Raumfähre kurz nach dem Start explodierte und sieben Astro-nauten ums Leben kamen, verbot die NASA den Einsatz der schub-starken Centaur-Raketen. Aus diesem Grund wurde im Jahr 1989 die fünfte und vorerst letzte Raumsonde Galileo auf einer höchst komplizierten, aber energiesparenden Bahn zuerst an der Venus und dann zweimal an der Erde vorbei zum Jupiter gesendet.

Die Meßdaten waren zur Muttersonde Galileo übermittelt worden, die in eine Umlaufbahn um Jupiter einschwenkte und ihn und seine Monde 23 Monate lang beobachten wird.

Aufgrund eines technischen Gebrechens der Hauptantenne konnte bzw. kann Galileo die in ihm gespeicherten Daten nur mit einer wesentlich geringeren als ursprünglich geplanten Übertragungs-rate zur Erde übermitteln. Ein erster Datenauszug wurde im Zeitraum 10.-13.Dezember 1995 gesendet, eine vollständige Übermittlung aller Absturzdaten erfolgt im Zeitraum 3.Jänner-13.März 1996.

Auch die Auswertung der Daten wird voraussichtlich aufgrund von Etat-Kürzungen der NASA nur wesentlich langsamer erfolgen als ursprünglich geplant. Bei Drucklegung dieser Fachbereichs-arbeit waren außer einigen Daten über den Abstieg noch keine Ergebnisse bekanntgegeben.

Abbildung 1: Der Fall der Sonde durch die Jupiteratmosphäre.

Das Diagramm zeigt Fallhöhe, Druck und Temperatur in Abhängigkeit von der Fallzeit.

Als Referenzpunkt (=Koordinaten-ursprung) wurde das 1-bar Druck-level verwendet, das etwa 9 Minuten nach dem Atmosphären-eintritt erreicht wurde.

2.1.1 Historische Ansichten über die Oberfläche des Jupiter

Bereits im 17.Jahrhundert wurden vom französischen Astronomen Jean Dominique Cassini sich verändernde Flecken auf Jupiter beobachtet. Bereits in jener Zeit vermuteten die Astronomen eine Wolkenhülle mit Sturmfronten oder Wirbelsysteme. Ebenso wurden parallel zum Jupiteräquator verlaufende farbige Streifen entdeckt, die möglicherweise von der Existenz regelmäßiger Winde zeugten. Das wahrscheinlich jedoch interessanteste Jupitermerkmal war der rote Fleck, der erstmals 1664 vom englischen Astronom Robert Hooke gesehen wurde und der noch heute das Interesse der Astronomen erweckt.

Aufgrund der Farbzusammenstellung vermutete man damals, Jupiter könnte viel heißer sein als die anderen Planeten, heiß genug, um beinahe rotglühend zu sein. Der rote Fleck paßte als besonders heiße Region hervorragend in die damalige Theorie. Diese Annahme wurde jedoch 1926 durch den amerikanischen Astronomen Donald H. Menzel widerlegt.

2.1.2 Die Zusammensetzung der Jupiteratmosphäre

Auffallend an dieser Zusammensetzung ist vor allem die Ähnlich-keit zu den äußeren Sonnenschichten. Im Gegensatz zu den terrestrischen Planeten dürfte Jupiter in seiner Zusammen-setzung also noch immer die Verhältnisse widerspiegeln, die vor ca. 4,6 Milliarden Jahren im Urnebel vorlagen.

Die in einem Fernrohr sichtbaren farbigen Flecken sind nahezu ausschließlich Sturmwolken. Die ebenfalls deutlich sichtbaren Streifen sind Wirbelstürme, die durch die schnelle Rotation Jupiters zu verschiedenartigen Wolkenbändern in die Länge gezogen werden. Die Zusammensetzung der Atmosphäre wurde von den Voyager-Sonden näher untersucht. Im Unterschied zur Erde, wo Sturmwolken nur in einem einzigen Höhenbereich entstehen, besitzt Jupiter möglicherweise drei Wolkenschichten.

2.1.3 Wolkenstrukturen auf Jupiter

Neben der Zusammensetzung der Atmosphäre untersuchten die Voyager-Sonden auch Bewegungsabläufe in der Atmosphäre. Bei den bereits von der Erde aus gesichteten Flecken handelt es sich generell um Wirbelstürme, die zwischen Ost-West-Strömungen hin- und hergeworfen werden. Wie Messungen der Sonden ergaben, treten dabei Jet-Strömungen von über 600 km/h auf.

Bereits seit langem ist bekannt, daß sich kleinere Wirbel innerhalb einiger Tage wieder auflösen. Größere Wirbelstürme hingegen bleiben oft jahrzehntelang bestehen und gewinnen durch Verschlucken von kleineren Wirbeln immer wieder an Energie.

Ein wichtiger Unterschied zu kurzlebigen Stürmen auf der Erde konnte mit Hilfe von Computersimulationen festgestellt werden: Der Planet Jupiter stabilisiert Wirbel durch große Coriolis-Kräfte.^A Aufgrund der raschen Rotation des Jupiter ist die Wirkung der Coriolis-Kraft wesentlich stärker bemerkbar als auf der Erde und ist sogar stark genug, um Wolken zu Bändern auseinanderzuziehen. Da diese Bänder ihre jovigraphische Breite im wesentlichen beibehalten, ist es heute möglich, eine ungefähre "Relief-Karte" der Jupiteratmosphäre zu erstellen, in der man die helleren Gebiete als hochgelegene Zonen und die dunkleren als tieferliegende Bänder darstellt.

Die von den Voyager-Sonden aufgenommenen Photos zeigen sehr deutlich die drei großen, langlebigen White Oval Spots (WOS) im südlich gemäßigten Band, die von der Erde aus schon längere Zeit beobachtet wurden. Daneben konnten aber auch einige weniger auffällige weiße Flecken in anderen jovigraphischen Breiten ausgemacht werden.

2.1.4 Der Große Rote Fleck (GRF)

Der ursprünglich für eine Art Vulkan gehaltene Große Rote Fleck (GRF) auf der Südhalbkugel ist ein riesiger Antizyklon, dessen Vorläufer vermutlich erstmals 1664 vom englischen Astronomen Robert Hooke beobachtet wurde. Seine jetzige Bezeichnung erhielt der GRF im Jahr 1878, nachdem der deutsche Astronom E.W. Tempel das damals ca. 45.000 km große Gebilde erstmals plastisch beschrieben hatte.

Seit seiner Entdeckung variiert die Länge des GRF zwischen etwa 20.000 und 45.000 km, seine derzeitige Längsausdehnung beträgt etwa 20.000 bis 25.000 km, seine Breite etwa 14.000 km.

Der GRF wandert innerhalb seines Wolkenbandes und umrundet hierbei den Planeten. Wie bei allen Flecken dürfte der Grund für die Entstehung des GRF die gegenläufige Bewegung der Randgebiete in den Zonen sein. Das lange Bestehen des GRF hängt mit seiner enormen Größe und dem dauernden Verschlucken von kleineren Wirbeln zusammen.

2.1.5 Leuchterscheinungen auf Jupiter

Im Zuge der Voyager-Mission konnten erstmals Fotos von der Nachtseite des Jupiter aufgenommen werden. Diese Aufnahmen zeigen unregelmäßige Lichtflecke, die als atmosphärische Entladungen (Blitze) gedeutet werden. Ebenso konnten Horizont-aufhellungen in den Polregionen beobachtet werden, die sich deutlich vom dunklen Hintergrund abhoben.

Die Erklärung dieses Phänomens könnte ähnlich wie bei den Polarlichtern auf der Erde sein.^,A Bei Jupiter vermutet man allerdings heute, daß die das Polarlicht erzeugenden Teilchen nicht wie auf der Erde aus dem Sonnenwind, sondern aus einem magnetischen Flußtunnel (flux tube) stammen, der, ausgehend vom Jupitermond Io, entlang der Feldlinien über beide Jupiterpole in die Ionosphäre des Planeten eindringt und dort das Leuchten erzeugt.

2.1.6 Der Absturz des Kometen Shoemaker-Levy

Im Juli 1994 stürzten mehrere Tage lang Bruchstücke des nach seinen Entdeckern benannten Kometen Shoemaker-Levy mit etwa 200.000 km/h in die Atmosphäre des Planeten Jupiter. Beim Verglühen in den oberen Atmosphärenschichten verursachten sie zur Freude aller Astronomen ein auf der Erde viel beobachtetes Feuerwerk. Obwohl dabei unvorstellbare Energien freigesetzt wurden, scheint dieses Ereignis keine dauerhaften Auswirkungen auf den Riesenplaneten gehabt zu haben.^,

2.2.1 Der Schichtaufbau des Jupiter

Trotz seiner enormen Dimensionen beträgt die Dichte Jupiters mit 1,33 g/cm³ nur etwa ein Viertel der mittleren Erddichte. Hieraus kann man schließen, daß Jupiter, ähnlich wie die Sonne, zu einem großen Prozentsatz aus Wasserstoff besteht, da kein anderes Element für eine so geringe Dichte verantwortlich sein kann.

Rechnungen zufolge muß der Druck im Mittelpunkt Jupiters ca. 80 Millionen bar betragen, dieser Wert ist etwa sieben mal höher als im Mittelpunkt der Erde. Da sich Wasserstoff unter hohem Druck in flüssigem Aggregatzustand befindet, ist Jupiter nur in den äußeren 1000 Kilometern (etwa 1,4% des Radius) gasförmig, anschließend flüssig. In etwa 17.000 Kilometern Tiefe (25% des Radius) wird der flüssige Wasserstoff unter einer Druckeinwirkung von 3 Millionen bar metallisch.^,A

Da Jupiter vermutlich ähnlich der Sonne aus Urmaterie besteht, vermutet man in seinem Inneren einen Kern mit einem Durchmesser zwischen 10.000 und 25.000 km, der aus Silizium und Eisen be-steht. Ein weiteres Indiz für das Vorhandensein eines festen oder flüssigen Kernes ist die Stärke der Abplattung Jupiters, da Planeten von bestimmter Größe und Rotationsgeschwindigkeit immer stärker abgeplattet sind, wenn sie einen dichten Kern besitzen.

2.2.2 Die Form des Jupiter - Abplattung durch Rotation

Schon Ende des 17.Jahrhunderts gelang es dem französischen Astronomen Cassini, durch Fernrohrbeobachtungen eine starke Abplattung Jupiters festzustellen. Die Erklärung dieses Phänomens gelang Cassini durch die damals noch neuen Theorien Newtons: Rotierende verformbare Kugeln werden durch die Zentrifugalkraft im Bereich ihres Äquators ausgebaucht,^A die Stärke der Deformation wächst mit der Rotationsgeschwindig-keit. Bei schnell rotierenden Planeten müßte der Äquator-durchmesser deutlich größer als der Poldurchmesser sein.

Dividiert man die Differenz aus Äquator- und Poldurchmesser (bei Jupiter ca. 7000 km) durch den Äquatordurchmesser, so erhält man die sogenannte Abplattung. Dieser Wert beträgt für Jupiter ca 1/16 (genauerer Wert 0,061), für die Erde beträgt er 0,0033. Weder die inneren Planeten unseres Sonnensystems noch die Sonne selbst weisen eine ähnlich starke Abplattung wie Jupiter auf, der aus diesem Grund eine sehr hohe Rotations-geschwindigkeit aufweisen muß, die bereits 1665 von Cassini durch Beobachtung markanter Punkte der Wolkenoberfläche auf knapp 10 Stunden geschätzt wurde.

Da der größte Teil Jupiters in flüssigem Aggregatzustand vor-liegt, kann seine Rotationszeit nicht wie bei einem starren Körper durch einen einzigen Wert angegeben werden. Für die höheren Wolkenschichten beträgt sie in der Umgebung des Äquators 9 Stunden 50 Minuten 30 Sekunden, in den höheren Breiten liegt sie bei 9 Stunden 55 Minuten 40 Sekunden.

Der Unterschied in den Rotationszeiten wird durch verschieden große, breitenabhängige Windgeschwindigkeiten hervorgerufen.

Erst durch radioastronomische Messungen konnte festgestellt werden, daß die tatsächliche, interne Rotationszeit des Jupiter der der Atmosphäre in höheren Breiten ähnlich ist.

2.2.3 Die Eigenwärme des Jupiter

Dennoch wurde von den Astronomen bei einer ersten Beobachtung von Jupiter im infraroten Spektralbereich eindeutig festge-stellt, daß Jupiter fast doppelt soviel Wärme abstrahlt, wie er von der Sonne empfängt. Im Vergleich zur Erde erhält Jupiter etwa 4% der Strahlungsintensität der Sonne, und doch sind seine tiefliegenden Wolken wärmer als zu erwarten. Die Erklärung dieses Phänomens dürfte in der Entstehung Jupiters liegen. Durch seine eigene Schwerkraft zog sich Jupiter zusammen und erwärmte sich. Aufgrund seiner enormen Größe wurde er zu einer effektiven Wärmefalle, aus der seine Entstehungswärme wesentlich langsamer entweichen kann als aus den kleineren Planeten.

Kapitel 3:

Die Umgebung des Jupiter

3.1.1 Allgemeines und Historisches

Im Jahre 1610 hatte der italienische Astronom Galileo Galilei mit dem von ihm selbst entwickelten Fernrohr die vier größten Jupitermonde entdeckt, die alle einen Durchmesser von mehr als 3000 km aufweisen und heute als "Galileische Monde" bezeichnet werden.

Der deutsche Astronom Simon Marius behauptete nachträglich, dieselben Monde bereits früher beobachtet zu haben. Von ihm stammen auch die heutigen Namen der vier Monde, nämlich Io, Europa, Ganymed und Kallisto, die auf die griechisch-römische Mythologie zurückgehen und alle in engem Zusammenhang mit Göttervater Zeus (=Jupiter) stehen.^,A

3.1.2 Vulkanismus auf Io

Der Mond Io, der innerste der vier Galileischen Monde, umkreist Jupiter in einer durchschnittlichen Entfernung von 421.600 km, das sind etwa 5,95 Jupiterradien.

Schon lange vor der Erforschung des Jupitersystems durch Raumsonden stellte Io die Astronomen vor Rätsel. Im Jahre 1974 entdeckte der amerikanische Astronom Robert Brown eine gelbe Nebelwolke, die sich vor und hinter dem Mond Io ausdehnt und aus Natriumatomen besteht. Man fand jedoch damals keine Erklärung für dieses Phänomen.

Die Größe und Dichte Ios ähneln der unseres Erdmondes, man hielt ihn daher für einen erkalteten, mit Einschlagskratern übersäten Himmelskörper. Zur Überraschung der Jupiterforscher zeigten die Voyageraufnahmen jedoch nicht die erwarteten Krater, sondern eine glatte, mit Schwefel bedeckte gelb-braune Oberfläche, aus der Vulkankegel ragen.

Die verblüffendste Entdeckung der Voyager-Sonden waren aber acht tätige Vulkane, aus denen das Material mit einer Geschwindigkeit von etwa einem Kilometer pro Sekunde mehrere hundert Kilometer in die Höhe schießt. Aufgrund der geringen Schwerkraft Ios dehnen sich die aus Gas und Staub bestehenden Fontänen weithin aus und bilden durch Ablagerung Ringe mit einem Durchmesser von bis zu 1400 Kilometern um die Vulkankegel herum. Man vermutet, daß Mantel und Kruste des Mondes Io durch Eruptionen bereits mehrfach erneuert wurden, durch Meteor-einschlag entstandene Krater wurden von dem ausgestoßenen Material immer wieder aufgefüllt.

Da die Entweichgeschwindigkeit von der Oberfläche Ios nur etwa 2,3 km/s beträgt, verläßt ein Teil des ausgeschleuderten Gases und Staubes den Mond und bildet die oben erwähnte Nebelwolke.

Aufgrund des beobachteten Vulkanismus muß Io immer noch eine innere Wärmequelle besitzen. Als Ursache kommen hier jedoch weder Entstehungswärme noch radioaktiver Zerfall in Frage.

Io wird laufend von den Gravitationskräften Jupiters und denen der Galileischen Monde, allen voran Europa, hin und her ge-zerrt, sodaß sich seine Oberfläche bei jedem Umlauf um 100 m verformt. Dadurch erwärmt sich das Innere des Mondes und das Gestein dort schmilzt.

Es konnte jedoch bis heute noch keine eindeutige Erklärung für den Mechanismus der Vulkanausbrüche geliefert werden, da es auf Io keinen Wasserdampf gibt, der die Eruptionen antreiben könnte. Möglicherweise kommt in geringer Tiefe flüssiges Schwefeldioxid mit geschmolzenen Schwefel in Kontakt und reagiert. Als Folge schießt eine Mischung aus Flüssigkeit und Gas in einer Röhre nach oben. Einer anderen Theorie zufolge wird Schwefel in der Kruste des Mondes durch heiße Silikate verdampft und treibt die Vulkanausbrüche an. Der Mond Io ist außerdem noch maßgeblich an der nichtthermischen Radiowellen-emission des Planeten Jupiter beteiligt, die die exakte Bestimmung der Rotationsperiode des Jupiter ermöglicht und in Kapitel 3.3 näher beschrieben wird.

3.1.3 Die Eiswelt Europa

Europa ist mit einem Durchmesser von 3066 km der kleinste der vier Galileischen Monde. Er umkreist Jupiter in einem Abstand von 671.400 km (= 9,47 Planetenradien), und ist der nach Io zweitnächste Trabant Jupiters. Europa benötigt für einen Umlauf ungefähr drei Tage und dreizehn Stunden, genausolange wie für eine Drehung um sich selbst; er wendet daher dem Planeten immer die selbe Seite zu. Die glatte Oberfläche Europas ist generell sehr hell, jedoch von einem Netz dunkler Linien durchzogen. Der ganze Mond ist mit einem Eispanzer bedeckt, der aufgrund von starken Gezeitenkräften von Rissen durchsetzt ist. In diesen quoll darunterliegendes verunreinigtes Wasser nach oben und ge-fror in langen dunklen Streifen aus, die uns als dunkle Linien erscheinen.

3.1.4 Der Riesenmond Ganymed

Ganymed ist mit einem Durchmesser von 5270 km der größte Mond unseres Sonnensystems und umkreist Jupiter im Abstand von 1.071.000 km (= 15,1 Planetenradien). Die Oberfläche dieses Riesenmondes zeigt Gebirgsbildung und Anzeichen von Krusten-bewegung. Aufgrund seiner geringen Dichte vermutet man, daß Ganymed an der Oberfläche aus Wassereis besteht, das im Mond-inneren in flüssigen Zustand übergeht, der Kernbereich wird wahrscheinlich von Gesteinen gebildet.

3.1.5 Dunkle Krater auf Kallisto

Der äußerste Galileische Mond Kallisto bewegt sich in einer Entfernung von 1.884.000 km (= 26,6 Planetenradien) um Jupiter. Mit einem Durchmesser von 4890 km ist er der nach Ganymed zweitgrößte der vier Monde. Im Unterschied zu Io und Europa ist Kallisto jedoch mit Kratern übersät. Der dunkelste der Galileischen Monde zeigt kaum Anzeichen für innere Aktivität, es gibt weder Vulkanebenen noch Gebirgszüge. Die Eiskrater sind sehr flach und könnten durch gletscherartige Eisbewegungen geformt worden sein.

3.2.1 Die kleinen Jupitermonde

Außer den vier Galileischen Monden sind heute 12 weitere Jupitertrabanten bekannt, die alle einen Durchmesser von weniger als 200 km haben. Man kann sie in drei Gruppen zu je vier Monden einteilen.

Die erste Vierergruppe umläuft Jupiter in geringerer Entfernung als Io, der innerste der Galileischen Monde. Amalthea, der bekannteste dieser vier Monde, wurde 1892 vom amerikanischen Astronomen Barnard entdeckt und war der letzte Mond, dessen Entdeckung durch klassische Fernrohrbeobachtung ohne Einsatz von Fotographien gelang. Seine kraterbedeckte Oberfläche strahlt nur zehn Prozent des auftreffenden Sonnenlichtes zurück und ist damit noch dunkler als die Oberfläche von Kallisto. Erst von den Voyagersonden entdeckt wurden die drei weiteren Monde dieser ersten Gruppe: Adrastea, Thebe und Metis. Die restlichen acht Monde umlaufen Jupiter in Bahnen außerhalb der Galileischen Monde und werden nach ihren Bahnformen in zwei Gruppen eingeteilt. Vier Monde umlaufen Jupiter prograd, d.h. von Westen nach Osten, wogegen die letzten vier Monde retrograde Bahnen aufweisen, sich also von Osten nach Westen bewegen. Da ein Vergleich der Gravitationskräfte ergibt, daß diese äußeren Monde von Jupiter nur minimal stärker angezogen werden als von der Sonne, vermuten die Astronomen, daß es sich bei diesen Monden um eingefangene Asteroiden handelt.

Namen und Bahndaten aller Jupitertrabanten finden sich im Anhang A2, Tabelle 4.

3.2.2 Jupiters dünner Ring

Das prächtige Ringsystem des Saturn konnte bereits im 17.Jahrhundert durch Fernrohre beobachtet werden. Nachdem Pioneer 11 bei Annäherung an den Planeten einen unerwarteten Rückgang der Anzahl auftreffender Teilchen registriert hatte, hielt man auch bei Jupiter einen schwachen, von der Erde aus nicht beobachtbaren Ring für möglich, der aber erst 1979 von Voyager 1 tatsächlich nachgewiesen werden konnte. Bestehend aus feinsten Staubteilchen, liegt er noch innerhalb der innersten Jupitermonde und kann auch heute von der Erde aus nur durch Untersuchungen im infraroten Spektralbereich nachgewiesen werden.

Im Frühjahr 1955 beobachteten die beiden Radioastronomen Bernard Burke und Ken L. Franklin mehrere radiostrahlende Objekte. Durch Zufall entdeckten sie hierbei, daß auch Jupiter auf ihrer eingestellten Empfangswellenlänge von 13,5 Meter Radiosignale aussendete. Drei Jahre später untersuchten der Amerikaner Frank Drake und der Schwede Hein Hvatum das Spektrum der von Jupiter ausgesendeten Radiowellen und wiesen Radio-strahlung in drei verschiedenen Wellenlängenbereichen nach.

Die thermische Strahlung mit einer Wellenlänge im Zentimeter-bereich nahm erwartungsgemäß mit größer werdender Wellenlänge an Intensität ab. Etwas verwundert registrierten die Astronomen auch Strahlung im Dezimeterbereich, deren Intensität mit der Wellenlänge zunahm. Bei diesen Wellen konnte es sich nicht um Wärmestrahlung handeln, aber folgende Erklärung war denkbar: Falls Jupiter ein extrem starkes Magnetfeld hätte, würden schnelle Elektronen aus dem Sonnenwind in diesem Magnetfeld abgelenkt und dabei die beobachteten Radiowellen im Dezimeter-bereich aussenden. 1973/74 konnten dann die beiden Pioneer-Sonden tatsächlich bei Jupiter ein Magnetfeld messen, das rund 20.000mal stärker ist als das der Erde.

Ein viel rätselhafteres Phänomen waren jedoch die von Jupiter ebenfalls emittierten Wellen im Dekameterbereich. Diese Strahlung zeigt unregelmäßige Ausbrüche und steht in Zusammen-hang mit dem Jupitermond Io. So wird immer dann ein Radioburst ausgelöst, wenn Io von der Erde aus gesehen westlich oder östlich von Jupiter steht. Jupiter und damit auch dessen Magnetfeld haben eine Rotationsperiode von ca. 10 Stunden, während Io etwa 42 Stunden für eine Jupiterumkreisung benötigt. Überstreicht das Magnetfeld des Planeten den Mond Io, so kommt es zu einem Fluß elektrisch geladener Teilchen (flux tube) zwischen Io und Jupiter. Die Ladungen werden entlang der Feldlinien des Jupitermagnetfeldes beschleunigt und senden dabei elektromagnetische Wellen im Dekameterbereich aus. Diese Theorie wurde später durch Messungen der Voyagersonden im Kilometerwellenlängenbereich bestätigt.

Treffen die elektrisch geladenen Teilchen in der Polarregion auf die Jupiteratmosphäre, so werden die bereits besprochenen Polarlichter sichtbar.

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Die Anfänge:

Saturn ist der in unserem Sonnensystem nach Jupiter zweitgrößte und zugleich der am weitesten entfernte Planet, der ohne den Einsatz von Fernrohren von der Erde aus wahrgenommen werden kann. Trotz seiner großen Entfernung zur Sonne weist er durch seine Größe eine beachtliche Helligkeit auf und konnte bereits in der Antike am nächtlichen Himmel beobachtet werden. Saturn bewegte sich von allen damals beobachtbaren Planeten am langsamsten.

Die Griechen meinten, er habe es nicht eilig, und gaben ihm nach ihrem Gott der Zeit, dem Vater Jupiters, den Namen Kronos. Seinen heutigen Namen erhielt Saturn von den Römern nach ihrem Gott des Landbaus, vermutlich weil sie seine langsame Bewegung mit der behäbig anmutenden Pflügearbeit auf dem Feld verglichen.

Beobachtung mit Hilfe des Fernrohres:

Schon bald nach der Entdeckung der "Galileischen" Jupitermonde untersuchte Galilei im Jahr 1610 mit seinem Fernrohr auch den Planeten Saturn. Hierbei "entdeckte" er zwei zum Saturn symmetrisch liegende Monde, die jedoch den Planeten nicht zu umkreisen schienen und zwei Jahre später wieder verschwanden. Nach einer Periode der Unsichtbarkeit erschienen sie erneut, und die zeitgenössischen Astronomen standen vor einem Rätsel. Erst 1656 erkannte der holländische Optiker Christiaan Huygens den wahren Sachverhalt: Saturn hat einen sehr dünnen, flachen, gegen die Ekliptik geneigten Ring, der in Kantenstellung von der Erde aus nicht sichtbar ist.

Abbildung 2: Die verschiedenen Anblicke des Saturn (von der Erde aus gesehen) sowie deren Entstehung

Die Neigung der Ringebene gegen die Ekliptik bleibt während des ganzen Sonnenumlaufs gleich. Die Ansicht des Ringes ändert sich durch die unterschiedliche Blickrichtung von der Erde aus.

Die Fernrohrbeobachtung des Planeten Saturn konzentrierte sich bald auf den nur zeitweise sichtbaren, prächtigen Ring, die Oberfläche des Planeten selbst erschien ziemlich konturlos. Der Großteil unseres heutigen Wissens über Saturn stammt aus der Raumfahrt.

Nach extrem knappem Vorbeiflug an der Polregion des Planeten Jupiter wurde die Raumsonde Pioneer 11 in hohem Bogen über die Ekliptik geschleudert. Die Ablenkung war so stark, daß die Sonde sich nun wieder der Sonne näherte, sie oberhalb der Ekliptik überquerte und sich "von oben" dem Saturn näherte, der auf der anderen Seite der Sonne stand. Für diesen Teil ihrer Mission erhielt die Sonde den Namen Pioneer-Saturn. Sie erreichte den Planeten als erste Sonde am 1.Dezember 1979.

Abbildung 3:

Die Bahn der Sonde Pioneer-Saturn auf ihrem Weg von Jupiter zu Saturn.

Etwa ein Jahr später kam Voyager 1 nach Vorbeiflug am Planeten Jupiter auf einer in der Ekliptik liegenden Bahn zu Saturn. Nach ihrer größten Annäherung am 12. November 1980 und dem folgenden Überflug der Polregion wurde sie durch die Gravi-tation von Saturn über die Ekliptik geschleudert und verließ das Sonnensystem. Am 25.August 1981, also fast ein weiteres Jahr später, passierte Voyager 2 den Planeten.

Die Bahn dieser Sonde war jedoch so gewählt, daß sie auf ihrem Weiterflug den Planeten Uranus passieren konnte und ihn 1986 als bisher einzige Raumsonde erreichen sollte. Den größten Teil unseres heutigen Wisses über Saturn verdanken wir den Daten, die die beiden Voyagersonden zur Erde gesendet haben.

Abbildung 4: Die Bahnen der Voyager-Raumsonden

5.1.1 Die Zusammensetzung der Saturnatmosphäre

Saturns Atmosphäre ähnelt in ihrer chemischen Zusammensetzung der des Jupiter. Sie besteht ebenso wie dessen Atmosphäre nahezu ausschließlich aus den leichten Gasen Wasserstoff und Helium. Alle weiteren Elemente, hauptsächlich Ammoniak und Methan, machen gemeinsam weniger als 1% aus.

5.1.2 Atmosphärische Strukturen auf Saturn

Ähnlich wie auf Jupiter existieren auch auf Saturn von hellen Zonen durchsetzte Wolkengürtel, die durch die schnelle Rotation des Planeten zu Bändern auseinandergezogen werden, die zum Äquator parallel verlaufen. Da aber in den höheren Atmosphären-schichten des Saturn immer ein dünner Dunstschleier liegt, können die Wolkenformationen nicht so deutlich wahrgenommen werden wie bei Jupiter, auch sind die Wolkenbänder und -zonen auf Saturn nicht so stark ineinander verschlungen. Die Saturn-wolken bestehen aus Ammoniakkristallen, die dem Planeten auch seine dezente gelb-braune Farbe verleihen.

Die Gleichmäßigkeit von Farbe und Breite der einzelnen Wolkenstreifen läßt sich durch die hohen Windgeschwindigkeiten erklären. Die äquatornahen Stürme erreichen Geschwindigkeiten von 1.800 Kilometern pro Stunde. Mit diesem Wert, der etwa dem Eineinhalbfachen der Schallgeschwindigkeit in der Erdatmosphäre entspricht, übertreffen sie die schnellsten Stürme auf Jupiter um das Dreifache. Die Winde auf Saturn wehen im wesentlichen in Rotationsrichtung des Planeten, wogegen sie auf Jupiter verschiedene Richtungen haben. Gegenläufige Winde wie auf Jupiter findet man auf Saturn nur in den Polregionen, in denen bisweilen auch polarlichtartige Erscheinungen auftreten. Die Windgeschwindigkeit auf Saturn nimmt auf beiden Halbkugeln symmetrisch ab, 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. In den Ruhezonen entstehen bevorzugt Wolkenringe und -ovale.

Abbildung 5: Windgeschwindigkeiten auf Saturn

5.2.1 Form und Schichtaufbau des Saturn

Saturn ähnelt in vieler Hinsicht dem Jupiter. Auch er ist ein "Gasriese", dessen Materie zum größten Teil in flüssigem Aggregatzustand vorliegt. Aufgrund seiner sehr hohen Rotations-geschwindigkeit (siehe unten) ist er mit einem Äquatordurch-messer von 120.600 km und einem Poldurchmesser von 108.200 km der am stärksten abgeplattete Planet unseres Sonnensystems. Ebenso wie Jupiter rotiert auch Saturn nicht wie ein starrer Körper, sondern weist unterschiedliche Rotationszeiten auf.

In den äquatornahen Regionen beträgt die Rotationsdauer der Atmosphärenschichten 10 Stunden 14,4 Minuten, für die höheren Breiten 10 Stunden 38,9 Minuten. Die radiometrisch bestimmte Rotationszeit der tieferliegenden Schichten beträgt 10 Stunden 39,4 Minuten.

Auch in seiner inneren Beschaffenheit ist Saturn dem Jupiter sehr ähnlich. Unterhalb der oberen Atmosphärenschichten besteht Saturn bis etwa zur Hälfte seines Radius aus flüssigem, molekularem Wasserstoff. Dieser wird in größeren Tiefen aufgrund des ansteigenden Druckes metallisch. Im Inneren des Saturn vermutet man aufgrund seiner starken Abplattung einen aus Gesteinen und Metallen bestehenden Kern, der mit einem Durchmesser von etwa 13.000 km Erdgröße aufweist. Die Masse dieses Kernes beträgt ungefähr das Dreifache der Erdmasse, während der gesamte Planet etwa das 900fache Volumen und die 95fache Masse der Erde aufweist.

Abbildung 6: Vergleich des Schichtaufbaus von Jupiter und Saturn

Durch die geringere Masse erfolgt bei Saturn der Übergang zum metallischen Wasserstoff erst in größerer Tiefe.

5.2.2 Die Wärmestrahlung des Saturn

Saturn strahlt ebenso wie Jupiter etwa doppelt soviel Energie ab, wie er von der Sonne erhält. Bei Jupiter ist die über-schüssige Wärme fast zur Gänze durch den Gravitationskollaps bei der Entstehung des Planeten erklärbar, doch bei Saturn können diese Restwärme und die immer noch andauernde gravitative Kontraktion nur ein Drittel der abgestrahlten Energie liefern.

Der größere Anteil stammt von einem Sedimentationsvorgang im Innern des Planeten, bei dem sich Helium von Wasserstoff trennt. Unter genügend hohem Druck und entsprechend hohen Temperaturen sind metallischer Wasserstoff und Helium vollständig ineinander gelöst. Wenn die Temperatur fällt, kondensiert das Helium zu kleinen Tropfen und regnet in Richtung zum Mittelpunkt nieder, da diese Tröpfchen eine höhere Dichte als Wasserstoff aufweisen. Hierbei durchmischen sie den flüssigen Wasserstoff und wandeln einen Teil ihrer kinetischen Energie in Wärme um.

Im Vergleich zu Jupiter besteht die obere Atmosphäre des Saturn zu einem geringeren Prozentsatz aus Helium, was sich durch das Ausregnen des Heliums erklären läßt. Da Saturn kleiner ist als Jupiter, kühlte er auch schneller ab, und ein größerer Anteil an Helium konnte auskondensieren.

Nachdem der niederländische Astronom Christiaan Huygens im Jahre 1656 entdeckte hatte, daß die von Galilei beschriebenen, sich so merkwürdig verhaltenden rätselhaften "Monde" einen Ring darstellten, konzentrierte sich das Interesse der Saturn-forscher vor allem auf die Struktur dieses Ringes. Die erste bedeutende Entdeckung in der Ringforschung gelang 1675 dem italienischen Astronomen Jean Dominique Cassini, der erstmals auf eine Trennung innerhalb des Ringsystems aufmerksam wurde, die den Ring in zwei Ringzonen teilt. Heute bezeichnet man die äußere, etwa 14.700 km breite Ringzone als A-Ring, die innere Zone, deren Breite etwa 25.500 km beträgt, als B-Ring und die dazwischenliegende Trennungszone, deren Breite mit ca. 3500 km etwa dem Durchmesser unseres Erdmondes entspricht, als Cassini-Teilung.

Erst eineinhalb Jahrhunderte später beschrieb der deutsche Astronom Johann Franz Encke im Jahr 1837 eine weitere Trenn-linie, die innerhalb des A-Ringes liegt und heute als Encke-teilung bezeichnet wird. Wie sich später herausstellte, dürfte Encke jedoch gar nicht der wahre Entdecker der Encketeilung gewesen sein. Für viel wahrscheinlicher hält man heute, daß er lediglich eine breite Schattierung in der Mitte des A-Ringes beobachtet hatte, in der die um einiges dünnere Encketeilung eingelagert ist. Der Grund für diese Vermutung ist vor allem die Tatsache, daß Encke ein Fernrohr von nur 22 cm Objektiv-durchmesser für seine Beobachtungen heranzog, das wohl kaum für eine Sichtung der sehr schwachen Teilung ausreichen konnte.

Als wahrer Entdecker der Encketeilung ist der amerikanische Astronom James Edward Keeler anzusehen, der 1888 unter Verwendung eines Objektivs mit 90 cm Durchmesser als erster genaue Positionsangaben für die schmale Teilung machte. Dennoch kam man überein, den ursprünglichen Namen der Teilung beizubehalten. Ein weiterer, noch innerhalb des B-Ringes liegender Ring wurde im Jahre 1850 vom amerikanischen Astro-nomen George Philipp Bond entdeckt und wegen seines filigranen Erscheinungsbildes Flor- oder Kreppring genannt. Im Zuge der Systematisierung wurde er als Ring C in das System eingereiht und über 100 Jahre lang für die innere Grenze des Ringsystems gehalten, ehe Raumsonden noch weitere Ringe entdeckten.

Abbildung 7: Querschnitt durch das System der Ringe und inneren Monde

Ebenso konnte in der Encketeilung mit Hilfe der Voyager-Aufnahmen eine schmale Zone von kleinen Gesteinsbrocken ausgemacht werden. Die Gesamtzahl der Jupiterringe wird heute mit einige 1000, vielleicht sogar einige 100.000 angegeben.

Daß der Ring ein aus Einzelteilen bestehendes Ringsystem sei, vermutete bereits Cassini im ausgehenden 17.Jahrhundert. James Clerk Maxwell lieferte 1857 ein Modell eines aus Materiebrocken aufgebauten Ringes, dessen Teile getrennt voneinander schweben. Im Jahr 1895 gelang James Edward Keeler mit Hilfe des optischen Dopplereffekts der Nachweis der Richtigkeit dieses Modells.^A

Er untersuchte das Spektrum des von den Ringen reflektierten Sonnenlichts und berechnete aus der beobachteten Linien-verschiebung der Spektrallinien, daß sich die Ringbereiche entsprechend dem 3.Keplerschen Gesetz verhielten, d.h. innen schneller rotierten als außen. Da Maxwell bereits früher gezeigt hatte, daß schmale, solide Ringe sich in ihrer Massen-verteilung gänzlich von der tatsächlich beobachteten unter-scheiden würden, war die wahre Natur des Ringsystems erwiesen: Viele Einzelringe, die ihrerseits aus einzelnen Teilen bestehen.

Abbildung 8: Rotations-geschwindig-keit der verschiedenen Planeten- und Ringbereiche

des Saturn, ermittelt nach Keeler mit Hilfe des Dopplereffekts

Wie aus der Analyse des von den Ringen reflektierten Sonnen-lichts ebenfalls folgt, bestehen die Ringteilchen entweder vollständig aus Eis oder sind zumindest damit bedeckt. Wir wissen heute, daß ihr typischer Durchmesser in den Hauptringen zwischen einigen Zentimetern und etwa 30 Metern beträgt. Die größeren Brocken sind hierbei zwar weitaus seltener, doch beinhalten sie die meiste Materie. Die zart erscheinenden Nebenringe bestehen hauptsächlich aus winzigen Staub-partikeln.

Die Frage nach der Ursache für die scharfen Abgrenzungen der Einzelringe nach innen und außen konnte bis heute nicht voll-ständig geklärt werden.

Ein Erklärungsversuch lautet, daß sogenannte Schäferhund-Monde mit "passender" Umlaufzeit das Aufweiten eines Ringes ver-hindern können, indem sie aus dem Ring ausbrechende Teilchen durch gravitativen Einfluß beschleunigen bzw. verzögern, bis sie wieder in der ursprünglichen Ringzone kreisen.

Als Beispiel für diese Theorie wird die Geschwindigkeit der am äußeren Rand des B-Ringes verlaufenden Teilchen angegeben, die in einem ganzzahligen Verhältnis zur Umlaufgeschwindigkeit des Mondes Mimas steht. Eine ähnliche Koinzidenz ist zwischen den Teilchen im äußeren Bereich des A-Ringes und dem Mond Janus zu bemerken. Doch selbst wenn man zur Erklärung der feinsten Einzelringe, aus denen vor allem der B- und der C-Ring bestehen, kleine, bisher noch unentdeckte Monde heranzieht, kann man mit dieser Resonanztheorie nicht alle Phänomene erklären.

Die Frage, warum die Ringteilchen sich nicht zu einem Mond zusammengeballt haben, konnte 1848 von Edouard Albert Roche geklärt werden. Ausgehend von der Tatsache, daß es im Bereich der Ringe keine großen Monde gibt, begründete er eine Theorie, derzufolge die Anziehungskraft eines Planeten die Entstehung größerer Monde innerhalb eines gewissen Mindestabstands vom Planeten verhindert. Dieser kritische Distanz hängt von der Masse des Planeten ab und wird heute Roche-Grenze genannt.^,A

Die Saturnringe A,B,C,D und F liegen alle innerhalb der Roche-Grenze des Saturn.

Eine der merkwürdigsten Entdeckungen der Voyagersonden waren auf den Ringen erscheinende radiale dunkle Streifen, die sich wie starre Gebilde ähnlich den Speichen eines Wagenrades innerhalb weniger Stunden über die Ringe hinwegdrehten. Diese Streifen sind sehr kurzlebig, entstehen völlig unvermittelt und verschwinden innerhalb weniger Stunden wieder. Es kann sich hierbei nicht einfach um eine Sammlung dunkler Ringteilchen handeln. In diesem Fall würde nach dem dritten Keplerschen Gesetz ihre Geschwindigkeit mit zunehmender Entfernung vom Planeten abnehmen, die Speichen müßten sich schnell aufweiten und verschwinden.

Einen Hinweis zur Klärung des Phänomens lieferte eine der Voyageraufnahmen. In der Aufsicht erscheinen die Speichen dunkel, im Gegenlicht jedoch hell. Dies bedeutet, daß das Licht in erster Linie nicht reflektiert, sondern vorwärts gestreut wird, die Teilchendurchmesser daher in derselben Größenordnung wie die Wellenlänge des Lichtes sein müssen, also etwa einen tausendstel Millimeter groß. Außerdem fiel auf, daß die Speichen nur im mittleren Drittel des B-Ringes auftauchen, in dem die Umlaufzeit etwa so groß ist wie die Rotationsdauer des Saturn und damit auch des mitgeführten Magnetfeldes. In größerer Entfernung laufen die Feldlinien den Ringteilchen voraus, während sie in geringerer Entfernung hinter diesen zurückbleiben.

Bei den Speichen könnte es sich um metallische Staubteilchen handeln, die außerhalb der Ringebene den Planeten umkreisen. Die Speichenbereiche sind aktive Magnetfeldbereiche, die man mit Polarlichtern und Radioausbrüchen in Verbindung bringt, doch ist der genaue Zusammenhang zwischen diesen Phänomenen bis heute unbekannt. Man nimmt an, daß Ringteilchen in diesen aktiven Bereichen mit hochenergetischen Elektronen zusammen-stoßen und sich dabei elektrisch aufladen. In der Folge heben elektromagnetische Kräfte die geladenen Teilchen aus der Ringebene heraus, und das Magnetfeld des Saturn zieht sie mit sich um den Planeten herum.

Der Saturnmond Titan ist mit einem Durchmesser von 5150 km der zweitgrößte Mond unseres Sonnensystems und nur geringfügig kleiner als der größte Jupitermond Ganymed (5270 km). Bereits 1655 vom holländischen Astronomen Christiaan Huygens entdeckt, benötigt er für einen Saturnumlauf etwa ein halbes Monat, sein Bahnradius beträgt rund 1,2 Millionen km, seine mittlere Dichte von 1,89 g/cm³ läßt darauf schließen, daß er halb aus Eis und halb aus Gestein besteht.

Im Jahre 1944 konnte der amerikanische Astronom Gerard Kuiper mittels Spektralanalyse die Existenz einer Titanatmosphäre nachweisen, die Methan enthält. Jedoch erst die UV-Detektoren auf Voyager 1 entdeckten, daß Stickstoff den Hauptanteil der Titanatmosphäre ausmacht. Ein dichter orangefarbener Dunst-schleier, eine Art Smog, der durch photochemische Reaktionen erzeugt wird, umgibt den Mond und verwehrt den Blick auf die Oberfläche.^A Durch Analyse der Radiowellen, die Voyager 1 durch die Titanatmosphäre zur Erde sendete, konnte die Temperatur- und Druckverteilung in Titans Atmosphäre ermittelt werden. Die Oberflächentemperatur liegt bei 93 Kelvin, der Atmosphärendruck bei 1,5 bar. Vermutlich gibt es auf Titan einen Ozean, der vorwiegend aus Methan und Ethan besteht.

Außer dem riesigen Titan umkreisen noch sechs größere Trabanten mit Radien zwischen 190 km und 770 km den Planeten Saturn.

Obwohl sie alle Dichten zwischen 1,1 g/cm³ und 1,4 g/cm³ aufweisen und im wesentlichen aus Eis bestehen dürften, sind diese Monde in ihrem Erscheinungsbild sehr unterschiedlich. Sie werden im folgenden nach abnehmender Entfernung von Saturn besprochen. In Anhang A2, Tabelle 3 findet sich eine Zusammen-stellung ihrer Daten.

Japetus:

Der mit einem Radius von 730 km drittgrößte Saturnmond Japetus umläuft den Planeten in einer Entfernung von rund 3,5 Millionen km. Merkwürdigerweise konnten die Astronomen früher den Mond Japetus nur auf einer Seite des Saturn beobachten, während er auf der anderen zu verschwinden schien. Der Grund dafür ist, daß Japetus zwei völlig unterschiedliche Hemisphären besitzt: Die eine hell wie Eis und die andere dunkel wie Kohle. Der Mond wendet dem Planeten immer dieselbe Seite zu, man sieht bei seinem Umlauf abwechselnd die beiden Hemisphären, deren dunklere fast nicht wahrzunehmen ist. Die Ursache hierfür ist bis heute nicht vollständig geklärt. Möglicherweise hat sich dunkle Materie, die vom extrem dunklen Saturnmond Phoebe stammt, in der Bahn vor Japetus angesammelt und eine Staub-schicht auf dessen Vorderseite gebildet.

Rhea:

Rhea ist mit einem Radius von 765 km der zweitgrößte Trabant des Saturn und wurde bereits 1672 von italienischen Astronomen Jean Dominique Cassini entdeckt. Die Oberfläche ist von einem Netz weißer Streifen überzogen und von Kratern übersät, deren größter einen Durchmesser von mehr als 200 km aufweist.

Dione ist ähnlich wie Rhea von einem Netz heller Strahlen überzogen, die sich in einem Dunkelgebiet konzentrieren.

Aus dem Inneren Diones scheint Flüssigkeit ausgetreten zu sein, die dann an der Oberfläche in langen Bahnen gefror.

Auf Thetys befindet sich ein riesiger Krater, dessen Durch-messer beinahe so groß ist wie der Radius dieses Mondes. Über Dreiviertel der Oberfläche zieht sich ein riesiger Riß, die sogenannte Ithaka-Spalte. Man vermutet, daß sie gemeinsam mit dem Krater bei einem Meteoriteneinschlag entstanden ist.

Enceladus weist eine mit Kratern und Brüchen bedeckte Eisland-schaft auf. Dies deutet auf ehemalige Vulkanaktivitäten hin, deren Ursache jedoch nicht vollständig geklärt ist. Ähnlich wie beim Jupitermond Io tritt bei Enceladus Verformung durch Anziehungskräfte von Saturn und dem Mond Dione auf. Dadurch wird das Mondinnere erwärmt, nach Computerberechnungen jedoch nicht zum Schmelzen gebracht. Möglicherweise entstanden einige der Krater auch durch Meteoriteneinschläge. Dabei austretendes Wasser könnte gefroren sein, während andere Teilchen dem Mond entwichen und den E-Ring des Saturn auffüllten.

Mimas ist der innerste der großen Saturnmonde und hat einen Radius von 196 km. Das auffälligste Merkmal seiner Oberfläche ist ein Krater mit 135 km Durchmesser, der von einem Meteoriteneinschlag stammen dürfte.

Außer den bereits besprochenen großen Monden umkreisen zahl-reiche kleinere Monde den Planeten Saturn. Ihre Anzahl wird in verschiedenen Büchern unterschiedlich angegeben. Dies ist vor allem darauf zurückzuführen, daß manche größere Gesteinsbrocken nicht von allen Autoren als Monde gezählt werden, z.B. werden von Retyi (1985) 23 Monde, dagegen von Lang-Whitney (1993) nur 17 Monde angegeben.

Zwei dieser Trabanten zeigen ein äußerst interessantes Kuriosum: Die Monde Janus und Epimetheus umlaufen Saturn auf fast identischen Bahnen, die nur etwa 50 km auseinanderliegen. Der sich weiter innen befindliche Mond ist gemäß dem 3.Kepler-gesetz etwas schneller und sollte den anderen alle vier Jahre überholen. Da der Radius der beiden Monde größer ist als ihr Bahnabstand, könnte ein solches Überholmanöver nicht ohne Folgen bleiben. Sie entgehen jedoch im letzten Moment einem Zusammenstoß, indem sie Gravitationsenergie austauschen und die Bahnen wechseln. Der schnellere, sich von hinten auf der inneren Bahn nähernde Mond wird von seinem Partner nach außen gezogen und dadurch langsamer, wogegen der vordere äußere Mond nach innen gezogen wird und auf dieser schnelleren Bahn wieder davoneilt. Vier Jahre später vollzieht sich dieses Wechselspiel von neuem.

Erwähnenswert ist noch der Mond Phoebe, der Saturn mit einem Bahnradius von 10,6 Millionen km extrem weit außen umkreist. Nur etwa 80 km groß, ist Phöbe vermutlich ein eingefangener Asteroid. Mit einem Rückstrahlvermögen von nur etwa 5% gehört er zu den dunkelsten Körpern im Sonnensystem.

Namen und Daten einiger weiterer Kleinstmonde finden sich im Anhang A2, Tabelle 5.

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A1.1 Allgemeine Grundlagen

Alle Satelliten werden nach folgendem Grundprinzip in eine Raumbahn gebracht: Eine Trägerrakete hebt langsam vom Boden ab, durchstößt mit noch relativ geringer Geschwindigkeit die dichten Luftschichten der Erde und wird wenige Minuten später durch ein Lenksystem fast bis in die Horizontale geneigt. Nun wird die Rakete in waagrechter Richtung in mehreren Etappen bis zu einer Endgeschwindigkeit v_o beschleunigt. Zwischen den Beschleunigungsetappen werden die einzelnen Stufen der mehr-stufigen Trägerrakete abgesprengt. Am Ende bewegt sich nur mehr die Raumkapsel, deren Steuertriebwerk nur für spätere Flug-korrekturen dient, mit ihrer derzeitigen Geschwindigkeit v_o gemäß der Newtonschen Himmelsmechanik weiter.

Je nach Betrag von v_o ergeben sich folgende Möglichkeiten: Entspricht v_o exakt der 1. kosmischen Geschwindigkeit v₁,^A so bewegt sich die Raumkapsel auf einer Kreisbahn um die Erde. Liegt v_o zwischen v₁ und der 2. kosmischen Geschwindigkeit v₂,^A so ergibt sich als Bahnform eine mit wachsender Geschwindigkeit immer längergezogene Ellipse. Ist v_o größer als v₂, so verläßt die Kapsel auf einer Hyperbelbahn den Anziehungsbereich der Erde.^,B

Bereits im Jahre 1925 berechnete Walter Hohmann die energetisch günstigste Bahn für den Transferorbit einer Raumsonde von der Erde zu einem anderen Planeten in dem von der Sonne dominierten Zentralkräftefeld. Es ist dies eine kotangentiale Ellipse zwischen der Erdumlaufbahn und der Orbitalbahn beim Ziel-planeten.

Ein weiterer entscheidender Schritt gelang M.A.Minovitch am Jet Propulsion Laboratory (Los Angeles) im Jahre 1962. Er entdeckte durch Studien über Raumsonden-Trajektorien unter Berücksichtigung von Schwerkrafteinflüssen von Himmelskörpern, daß ein Flugkörper durch die Planetenbewegung einen Geschwindigkeitszuwachs erfährt, wenn er einen Planeten in der der Orbitalbewegungsrichtung abgewandten Hemisphäre passiert, die Planetenbahn also erst nach Vorbeigang des Planeten kreuzt und an der sonnenabgewendeten Hemisphäre des Planeten vorbei-fliegt. Die Anwendung dieser auch "gravity-assist flyby" genannten Methode kann bei Ausnützung von günstigen Planeten-konstellationen zu stark verkürzten Reisezeiten bzw. großer Treibstoffersparnis führen.^,A

A1.2 Gravitationsunterstütze Flugbahnen zu Jupiter und Saturn

Bei der Erforschung von Jupiter und Saturn wurden immer wieder gravitationsunterstützte Flugbahnen angewendet.

Bereits der Flug der Pioneer-Saturn von Jupiter zu Saturn verlief auf einer Bahn, die extrem stark durch die Gravitation Jupiters beeinflußt wurde. Hier wurde allerdings nicht ein wesentlicher Geschwindigkeitszuwachs erzielt, sondern durch einen extrem knappen Vorbeiflug an der Polregion Jupiters eine fast totale Umkehr der Flugrichtung aus der Ekliptik hinaus und über die Sonne hinweg zum auf der anderen Seite der Sonne stehenden Saturn bewirkt.

Gravitationsunterstützte Flugbahnen im engeren Sinn wurden bei beiden Voyager-Sonden angewendet:

Abb. 9: Die Flugbahnen von Voyager 1 und 2

Sowohl Voyager 1 als auch Voyager 2 wurden mit "gravity-assist" vorbei an Jupiter weiter zu Saturn gesendet, wobei Voyager 2 in zwei weiteren "swing-by"-Manövern von Saturn zu Uranus und von dort weiter zu Neptun flog.

Bei Vorbeiflug an der Polregion eines Planeten wird nur die Geschwindigkeitskomponente in Vertikalrichtung geändert, aus diesem Grund verließ Voyager 1 nach Vorbeiflug an Saturn die Ekliptik.

Richtig exzessiv ausgenützt wurde die "gravity-assist"-Methode jedoch beim Flug der Raumsonde Galileo, bei dem die für den Jupiterflug notwendige Schubkraft nicht aufgebracht werden konnte.

Abbildung 10: Die Bahn der Raumsonde Galileo

Am 14.7.1995 trennten sich die Muttersonde Galileo und die Atmosphärensonde, um auf geringfügig unterschiedlichen Bahnen Jupiter anzufliegen: Die Atmosphärensonde tauchte am 7.Dezember 1995 in die Atmosphäre des Jupiter ein, die Muttersonde schwenkte in eine Umlaufbahn um Jupiter. Hierbei wurde abermals ein swing-by-Manöver angewendet: Ein beachtlicher Anteil der notwendigen Geschwindigkeitsreduktion wurde durch Vorbeiflug am Mond Io erzielt.

Abb.11: Flugplan der Raumsonde Galileo um Jupiter

Das kleine Inset-Bild zeigt die Bahn der Atmosphärensonde (Probe) bis zum Absturz in die Atmosphäre Jupiters und die Bahn der Muttersonde Galileo (Space Craft) beim Einschuß in den Jupiterorbit. Bei den bis November 1997 folgenden geplanten 11 Umkreisungen des Planeten Jupiter soll die Flugbahn mehrmals wieder durch Gravitationseinflüsse der Monde verändert werden.

E = Erde

Erdradius R_E = 6378 km (äquatorial)

Erdmasse M_E = 5974,2.10²¹ kg

Erdbahnradius (1 AE) = 1 Astronomische Einheit = 149,6 Mill.km

r_b ...... große Halbachse der elliptischen Umlaufbahnbahn

Exz. .... Exzentrizität der Umlaufbahn

Jupiterradius = 71.492 km

r_b ...... große Halbachse der elliptischen Umlaufbahnbahn

Exz. .... Exzentrizität der Umlaufbahn

Saturnradius = 60.268 km

Saturnradius hier definiert mit 60.339 km (0,1 bar-Level)

Galileo Highlights of Jupiter Orbital Tour

Galileo Mission Status (Update 1.Dec.1995)

Galileo Mission Status (Update 15.Dec.1995)

Galileo's Jupiter Orbit Insertion Timeline

The Galileo Probe Mission Events Timeline