Saturnus (planeet): ringen, 82 manen en kernfeiten

Saturnus is een afgeplatte sferoïde, wat betekent dat hij aan de polen afgeplat is en rond zijn evenaar opzwelt. De equatoriale diameter van de planeet is 120.536 km (74.898 mi), terwijl de polaire diameter (de afstand van de noordpool tot de zuidpool) 108.728 km (67.560 mi) bedraagt; een verschil van 9%. Saturnus heeft een afgeplatte vorm door zijn zeer snelle rotatie, eens in de 10,8 uur.

Saturnus is de enige planeet in het zonnestelsel die minder dicht is dan water. Hoewel de kern van de planeet zeer dicht is, heeft hij een gasvormige atmosfeer, zodat de gemiddelde specifieke dichtheid van de planeet 0,69 g/cm³ bedraagt. Dit betekent dat als Saturnus in een grote plas water zou worden geplaatst, hij zou blijven drijven.

Sfeer

Het buitenste deel van de atmosfeer van Saturnus bestaat uit ongeveer 96% waterstof, 3% helium, 0,4% methaan en 0,01% ammoniak. Er zijn ook zeer kleine hoeveelheden acetyleen, ethaan en fosfine.

De wolken van Saturnus vertonen een bandpatroon, zoals de wolkenbanden op Jupiter. De wolken van Saturnus zijn veel vager en de banden zijn breder bij de evenaar. De onderste wolkenlaag van Saturnus bestaat uit waterijs en is ongeveer 10 km dik. De temperatuur is hier vrij laag, namelijk 250 K (-10°F, -23°C). Wetenschappers zijn het hier echter niet over eens. De laag daarboven, ongeveer 77 km (48 mi) dik, bestaat uit ammoniumhydrosulfide-ijs, en daarboven bevindt zich een laag ammoniak-ijswolken van 80 km (50 mi) dik. De hoogste laag bestaat uit waterstof- en heliumgassen, die zich uitstrekt van 200 km tot 270 km boven de waterwolkentoppen. Ook in de mesosfeer van Saturnus worden aureolen gevormd. De temperatuur op de wolkentoppen van Saturnus is extreem laag, namelijk 98 K (-283 °F, -175 °C). De temperaturen in de binnenste lagen zijn veel hoger dan in de buitenste lagen door de warmte die door het binnenste van Saturnus wordt geproduceerd. De winden van Saturnus behoren tot de snelste in het zonnestelsel en bereiken 1.800 km/h, tien keer sneller dan de winden op aarde.

Stormen en vlekken

Het is ook bekend dat de atmosfeer van Saturnus ovaalvormige wolken vormt, vergelijkbaar met de heldere vlekken die bij Jupiter te zien zijn. Deze ovale vlekken zijn cyclonale stormen, hetzelfde als cyclonen op aarde. In 1990 vond de Hubble-ruimtetelescoop een zeer grote witte wolk bij de evenaar van Saturnus. Stormen zoals die van 1990 staan bekend als Great White Spots. Deze unieke stormen bestaan slechts korte tijd en komen slechts om de 30 jaar voor, ten tijde van de zomerzonnewende op het noordelijk halfrond. Great White Spots werden ook gevonden in 1876, 1903, 1933 en 1960. Als deze cyclus zich voortzet, zal zich rond 2020 opnieuw een storm vormen.

Het Voyager 1-ruimteschip vond een zeshoekig wolkenpatroon bij de noordpool van Saturnus op ongeveer 78°NB. De Cassini-Huygens sonde bevestigde dit later in 2006. In tegenstelling tot de noordpool vertoont de zuidpool geen zeshoekig wolkenpatroon. De sonde ontdekte ook een orkaanachtige storm die aan de zuidpool vastzat en duidelijk een oogwand vertoonde. Tot deze ontdekking waren oogwallen alleen op aarde waargenomen.

Interieur

Het inwendige van Saturnus is vergelijkbaar met dat van Jupiter. Het heeft een kleine rotsachtige kern, ongeveer zo groot als de aarde, in het centrum. Hij is zeer heet; de temperatuur bedraagt 15.000 K (26.540 °F (14.727 °C)). Saturnus is zo heet dat hij meer warmte-energie aan de ruimte afgeeft dan hij van de zon ontvangt. Daarboven bevindt zich een dikkere laag metalen waterstof, ongeveer 30.000 km diep. Daarboven bevindt zich een gebied met vloeibare waterstof en helium. De kern is zwaar, met ongeveer 9 tot 22 keer meer massa dan de aardkern.

Magnetisch veld

Saturnus heeft een natuurlijk magnetisch veld dat zwakker is dan dat van Jupiter. Net als dat van de aarde is het veld van Saturnus een magnetische dipool. Het veld van Saturnus is uniek omdat het perfect symmetrisch is, in tegenstelling tot alle andere bekende planeten. Dit betekent dat het veld precies in lijn ligt met de as van de planeet. Saturnus genereert radiogolven, maar die zijn te zwak om vanaf de aarde te worden waargenomen. De maan Titan draait in het buitenste deel van Saturnus' magnetisch veld en geeft plasma af aan het veld uit de geïoniseerde deeltjes in Titans atmosfeer.

De gemiddelde afstand van Saturnus tot de zon is meer dan 1.400.000.000 km, ongeveer negen keer de afstand van de aarde tot de zon. Saturnus doet er 10.759 dagen of ongeveer 29,8 jaar over om rond de zon te draaien. Dit wordt de omlooptijd van Saturnus genoemd.

De Voyager 1 heeft gemeten dat de rotatie van Saturnus 10 uur en 14 minuten duurt aan de evenaar, 10 uur en 40 minuten dichter bij de polen en 10 uur en 39 minuten en 24 seconden in het binnenste van de planeet. Dit staat bekend als de rotatieperiode.

Cassini heeft de rotatie van Saturnus gemeten op 10 uur 45 minuten 45 seconden ± 36 seconden. Dat is ongeveer zes minuten, of één procent, langer dan de rotatieperiode die werd gemeten door de Voyager 1- en Voyager 2-ruimtevaartuigen, die in 1980 en 1981 langs Saturnus vlogen.

De rotatieperiode van Saturnus wordt berekend aan de hand van de rotatiesnelheid van de radiogolven die door de planeet worden uitgezonden. Het Cassini-Huygens ruimtevaartuig ontdekte dat de radiogolven vertraagden, wat suggereert dat de rotatieperiode toenam. Aangezien de wetenschappers niet denken dat de rotatie van Saturnus daadwerkelijk vertraagt, kan de verklaring liggen in het magnetische veld dat de radiogolven veroorzaakt.

Saturnus is vooral bekend om zijn planetaire ringen, die gemakkelijk met een telescoop te zien zijn. Er zijn zeven ringen: de A-, B-, C-, D-, E-, F- en G-ringen. Ze werden genoemd in de volgorde waarin ze werden ontdekt, wat anders is dan hun volgorde vanaf de planeet. Vanaf de planeet zijn de ringen: D, C, B, A, F, G en E.

Wetenschappers denken dat de ringen materiaal zijn dat is achtergebleven nadat een maan uit elkaar is gevallen. Een nieuw idee zegt dat het een zeer grote maan was, die grotendeels op de planeet is neergestort. Dit liet een grote hoeveelheid ijs achter om de ringen te vormen, en ook sommige manen, zoals Enceladus, die vermoedelijk uit ijs bestaan.

Geschiedenis

De ringen werden voor het eerst ontdekt door Galileo Galilei in 1610, met behulp van zijn telescoop. Voor Galileo leken ze niet op ringen, dus noemde hij ze "handvatten". Hij dacht dat Saturnus drie afzonderlijke planeten waren die elkaar bijna raakten. In 1612, toen de ringen recht tegenover de aarde stonden, verdwenen de ringen, maar in 1613 verschenen ze weer, waardoor Galileo verder in verwarring werd gebracht. In 1655 was Christiaan Huygens de eerste die erkende dat Saturnus door ringen was omgeven. Met een veel krachtigere telescoop dan die van Galilei merkte hij op dat Saturnus "omgeven is door een dunne, platte ring die elkaar nergens raakt...". In 1675 ontdekte Giovanni Domenico Cassini dat de ringen van de planeet in feite bestonden uit kleinere ringen met openingen. De grootste ringopening werd later de Cassini-scheiding genoemd. In 1859 toonde James Clerk Maxwell aan dat de ringen niet vast kunnen zijn, maar bestaan uit kleine deeltjes die elk op hun eigen manier rond Saturnus draaien, omdat ze anders instabiel zouden worden of uit elkaar zouden vallen. James Keeler bestudeerde de ringen in 1895 met een spectroscoop, wat de theorie van Maxwell bewees.

Fysieke kenmerken

De ringen variëren van 6.630 km tot 120.700 km boven de evenaar van de planeet. Terwijl de equatoriale omtrek van Saturnus 378.675 km bedraagt. Zoals Maxwell heeft aangetoond, zijn de ringen, hoewel ze van bovenaf gezien solide en ononderbroken lijken, gemaakt van kleine deeltjes rots en ijs. Ze zijn slechts ongeveer 10 m dik; gemaakt van silicasteen, ijzeroxide en ijsdeeltjes. De kleinste deeltjes zijn slechts stofdeeltjes, terwijl de grootste de grootte van een huis hebben. De C- en D-ringen lijken ook een "golf" te hebben, zoals golven in water. Deze grote golven zijn 500 m hoog, maar bewegen slechts langzaam met ongeveer 250 m per dag. Sommige wetenschappers denken dat de golf wordt veroorzaakt door de manen van Saturnus. Een ander idee is dat de golven zijn veroorzaakt door een komeet die in 1983 of 1984 op Saturnus insloeg.

De grootste gaten in de ringen zijn de Cassini-afdeling en de Encke-afdeling, die beide zichtbaar zijn vanaf de aarde. De Cassini-afdeling is de grootste, met een breedte van 4.800 km. Toen de Voyager-ruimteschepen in 1980 Saturnus bezochten, ontdekten zij echter dat de ringen een complexe structuur hebben, bestaande uit duizenden dunne spleten en ringen. Wetenschappers denken dat dit wordt veroorzaakt door de zwaartekracht van sommige manen van Saturnus. De kleine maan Pan draait binnen de ringen van Saturnus, waardoor een gat in de ringen ontstaat. Andere ringen behouden hun structuur door de zwaartekracht van herdersatellieten, zoals Prometheus en Pandora. Andere kloven ontstaan door de zwaartekracht van een grote maan die verder weg staat. De maan Mimas is verantwoordelijk voor het opruimen van de Cassini-kloof.

Recente gegevens van het Cassini-ruimtevaartuig hebben aangetoond dat de ringen een eigen atmosfeer hebben, los van de atmosfeer van de planeet. De atmosfeer van de ringen bestaat uit zuurstofgas, dat ontstaat wanneer het ultraviolette licht van de zon het waterijs in de ringen openbreekt. Er vindt ook een chemische reactie plaats tussen het ultraviolette licht en de watermoleculen, waardoor waterstofgas ontstaat. De zuurstof- en waterstofatmosferen rond de ringen liggen zeer ver uit elkaar. Naast zuurstof- en waterstofgas hebben de ringen een dunne atmosfeer van hydroxide. Dit anion werd ontdekt door de Hubble-ruimtetelescoop.

Spaken

De Voyager-ruimtesonde ontdekte kenmerken in de vorm van stralen, spaken genaamd. Deze werden later ook gezien door de Hubble-telescoop. De Cassini-sonde fotografeerde de spaken in 2005. Ze zijn donker als ze onder zonlicht staan, en lijken licht tegen de onverlichte kant. Aanvankelijk dacht men dat de spaken bestonden uit microscopische stofdeeltjes, maar nieuw bewijs toont aan dat ze uit ijs bestaan. Ze draaien gelijktijdig met de magnetosfeer van de planeet en daarom wordt aangenomen dat ze verband houden met elektromagnetisme. Het is echter nog onbekend waardoor de spaken worden gevormd. Ze lijken seizoensgebonden te zijn: ze verdwijnen tijdens de zonnewende en verschijnen weer tijdens de nachtevening.

Saturnus heeft 53 benoemde manen, en nog eens 29 die nog worden bestudeerd. Veel van de manen zijn erg klein: 33 hebben een diameter van minder dan 10 km en 13 zijn kleiner dan 50 km. Zeven manen zijn groot genoeg om door hun eigen zwaartekracht een bijna perfecte bol te vormen. Deze manen zijn Titan, Rhea, Iapetus, Dione, Tethys, Enceladus en Mimas. Titan is de grootste maan, groter dan de planeet Mercurius, en de enige maan in het zonnestelsel met een dikke, dichte atmosfeer. Hyperion en Phoebe zijn de volgende grootste manen, met een diameter van meer dan 200 km (124 mi).

In december 2004 en januari 2005 heeft een door de mens gemaakte satelliet, de Cassini-Huygens sonde, veel foto's van Titan gemaakt. Een deel van deze satelliet, bekend als de Huygens-sonde, landde vervolgens op Titan, op het land. Vernoemd naar de Nederlandse astronoom Christiaan Huygens, was dit het eerste ruimtevaartuig dat in het buitenste zonnestelsel landde. De sonde was ontworpen om te drijven voor het geval hij in vloeistof zou landen. De batterijen gingen ongeveer 3 uur mee voordat ze leeg waren. Enceladus, de zesde grootste maan, heeft een diameter van ongeveer 500 km. Het is een van de weinige objecten buiten het zonnestelsel die vulkanische activiteit vertonen. In 2011 ontdekten wetenschappers een elektrische verbinding tussen Saturnus en Enceladus. Dit wordt veroorzaakt door geïoniseerde deeltjes van vulkanen op de kleine maan die in wisselwerking staan met de magnetische velden van Saturnus. Soortgelijke interacties veroorzaken het noorderlicht op aarde.

Saturnus werd in september 1979 voor het eerst verkend door het Pioneer 11-ruimtevaartuig. Het vloog tot 20.000 km boven de wolkentoppen van de planeet. Het nam foto's van de planeet en enkele manen, maar met een lage resolutie. Hij ontdekte een nieuwe, dunne ring, de F-ring genaamd. Hij ontdekte ook dat de donkere ringgaten helder lijken wanneer men naar de zon kijkt, wat aantoont dat de gaten niet leeg zijn. Het ruimtevaartuig heeft de temperatuur van de maan Titan gemeten.

In november 1980 bezocht Voyager 1 Saturnus en nam foto's met een hogere resolutie van de planeet, de ringen en de manen. Op deze foto's waren de oppervlaktekenmerken van de manen te zien. Voyager 1 kwam dicht bij Titan en kreeg veel informatie over zijn atmosfeer. In augustus 1981 ging Voyager 2 verder met het bestuderen van de planeet. Uit foto's van de ruimtesonde bleek dat de ringen en de atmosfeer aan het veranderen waren. Het Voyager-ruimteschip ontdekte een aantal manen die dicht bij de ringen van Saturnus draaiden, en ontdekte nieuwe ringopeningen.

Op 1 juli 2004 kwam de Cassini-Huygens sonde in een baan om Saturnus. Daarvoor vloog hij dicht bij Phoebe, waar hij foto's met zeer hoge resolutie van het oppervlak maakte en gegevens verzamelde. Op 25 december 2004 scheidde de Huygens-sonde zich af van de Cassini-sonde en daalde af naar het oppervlak van Titan, waar hij op 14 januari 2005 landde. Hij landde op een droog oppervlak, maar ontdekte dat er grote hoeveelheden vloeistof op de maan aanwezig zijn. De Cassini-sonde bleef gegevens verzamelen van Titan en een aantal ijzige manen. Hij vond bewijs dat op de maan Enceladus water uit zijn geisers komt. Cassini toonde in juli 2006 ook aan dat Titan koolwaterstofmeren had, die zich nabij zijn noordpool bevonden. In maart 2007 werd een groot koolwaterstofmeer ter grootte van de Kaspische Zee bij de noordpool ontdekt.

Cassini heeft sinds begin 2005 bliksem waargenomen op Saturnus. De kracht van de bliksem werd gemeten op 1000 keer krachtiger dan de bliksem op aarde. Astronomen geloven dat de op Saturnus waargenomen bliksem de sterkste is die ooit is waargenomen.

• Lijst van planeten