Wikijunior:Zonnestelsel/Saturnus
_large_rotated.jpg) | |||
|
Saturnus is van de zon af gerekend de zesde planeet in ons zonnestelsel en op Jupiter na de grootste. Beide gasreuzen zijn zogenaamde 'buitenplaneten'. Saturnus is vernoemd naar de Romeinse god Saturnus.
Eigenschappen
bewerken
Deze planeet heeft een diameter van 120.536 km. Hij staat ruim 1,5 miljard kilometer van de zon verwijderd en heeft 61 manen.
Samenstelling
bewerkenDe samenstelling van Saturnus lijkt veel op die van Jupiter. In het centrum bevindt zich een rotsachtige kern, daaromheen een mantel van vloeibaar metallisch waterstof, gevolgd door een laag van moleculair waterstof. De temperatuur in de kern bedraagt 12.000 K. Als gevolg van het Kelvin-Helmholtz mechanisme straalt Saturnus meer energie uit dan dat het van de zon ontvangt. Deze energie-uitstraling wordt versterkt door de wrijvingswarmte die vrijkomt wanneer helium in de mantel tegen waterstof botst.
Als gevolg van zijn snelle rotatie (10h 14m aan de evenaar, 10h 41m op hogere breedtegraden) is Saturnus naar de polen toe behoorlijk afgeplat en het verschil tussen diameter tussen de polen en de evenaar bedraagt bijna 10% (120.536 km vs. 108.728 km). Bij andere (gasvormige) planeten doet dit verschijnsel zich ook voor, maar nergens zo sterk als bij Saturnus. Een ander opmerkelijk feit over Saturnus is dat de gemiddelde dichtheid slechts 0,69 kg/dl bedraagt: als enige planeet in ons zonnestelsel is dit kleiner dan de dichtheid van water. Als je een bak met water zou hebben waar Saturnus in zou passen, zou de planeet blijven drijven als een strandbal.
De atmosfeer van Saturnus bestaat voor ongeveer 96% uit waterstof en voor ongeveer 3% uit helium. Het resterende deel wordt ingenomen door methaan, waterdamp, ammoniak, ethaan, propaan, acetyleen en waterstoffosfide welke sporadisch voorkomen. Op aarde bestaat een duidelijke scheiding tussen land, water en atmosfeer. Saturnus heeft daarentegen alleen maar waterstoflagen welke van een vloeibare vorm diep in de planeet langzaam overgaan in de gasvormige variant die in de atmosfeer voorkomt, zonder een duidelijke grens. Dit is een niet gebruikelijke situatie die voortkomt uit de enorme druk en temperatuur op Saturnus, genoemd een superkritieke toestand. Als gevolg van de extreme druk worden de gassen dusdanig samengeperst dat ze, op het punt waar normaal de overgang verwacht wordt, een dichtheid hebben die nog steeds overeenkomt met die van een vloeistof. Saturnus heeft daarom geen duidelijk planeetoppervlak, maar wetenschappers gebruiken als referentiepunt het punt waar de druk gelijk is aan 1 bar. Dit is aan de top van het wolkendek. Vanuit de ruimte gezien vertoont de atmosfeer van Saturnus een patroon van strepen of banden dat overeenkomsten vertoont met Jupiter. Het verschil is echter dat de banden van Saturnus vager zijn en rond de evenaar veel breder. Door de Voyager 1 werden complexe wolkenstructuren waargenomen in de atmosfeer die vanaf de aarde niet zichtbaar waren. Op Saturnus waaien harde stormen, nabij de evenaar bereiken ze in de bovenlagen van de atmosfeer snelheden tot 500 m/s.
Ringstructuur rond Saturnus
bewerken
Ringen
bewerkenAlle gasplaneten uit ons zonnestelsel vertonen een systeem van ringen, maar het ringensysteem van Saturnus is veruit het opvallendste. In 1610 keek Galileo Galilei naar Saturnus en zag drie objecten in plaats van een. Toen hij twee jaar later nog eens keek waren deze verdwenen, waarna ze twee jaar later weer verschenen, duidelijker dan eerst. Vol verbazing hield Galilei het er op dat de planeet twee handvatten (ansae) had. Een halve eeuw later kon Christiaan Huygens dankzij de verbeterde telescooptechniek in 1655 als eerste bevestigen dat deze ansae eigenlijk een ring rond de planeet was. Huygens beschreef een dunne platte ring die de planeet nergens raakte. Dit werd aanvankelijk met enige scepsis ontvangen, maar later door Richard Hooke en Giovanni Cassini bevestigd.
Cassini toonde in 1675 aan dat de ring in werkelijkheid uit twee ringen bestaat, waartussen zich een scheiding bevindt die later de naam Cassinischeiding kreeg. In 1858 toonde James Clerk Maxwell aan dat de ringen gruis en stukjes rots bevatten.
De laatste inzichten zijn dat het een stelsel is van talloze minieme, afzonderlijke ringen met smalle, lege afscheidingen tussen deze ringen. De ringen zijn maximaal 1 km dik en bestaan uit ijs en meteorietstofdeeltjes. Het hele stelsel is concentrisch, wat veroorzaakt wordt door de vele maantjes van Saturnus, die zwaartekrachtschommelingen ondergaan en veroorzaken.
Scheidingen tussen de ringen
bewerkenDe duidelijk waarneembare ruimte tussen de A- en B-ring is bekend als de Cassinischeiding (4650 km breed) en wordt veroorzaakt door de maan Mimas.
Er bestaat nog een kleinere ruimte binnen de A-ring (de Enckescheiding). Deze is heel wat minder goed te zien. Ze is slechts 325 km breed en werd mogelijk waargenomen in 1837 door Johann Encke maar pas met zekerheid bevestigd in 1888 door James Keeler. Het kleine maantje Pan (20 km groot) heeft zijn baan in deze scheiding.
De Voyagers ontdekten verder nog kleinere scheidingen : de Maxwellscheiding op 87 500 km afstand (270 km breed) en de Keelerscheiding op 136 500 km afstand (35 km breed); deze laatste wordt opengehouden door het maantje Daphnis.
De stand van de ringen zoals we die vanaf aarde kunnen observeren maakt een cyclus door van 29,5 jaar. De jaren waarin wij ons op aarde in het vlak van de ringen bevonden (1612, 1671-1672, 1685, 1789-1790, 1848-1849, 1966, 1979-1980), zijn in het verleden van belang geweest omdat op dat ogenblik het licht van de ringen minimaal is en de kans daardoor vergroot dat men kleine, lichtzwakke maantjes kon ontdekken. Een voorbeeld hiervan is de ontdekking van Janus in 1966 door Audouin Dolfus vanaf het Observatorium van de Pic du Midi.
Manen van Saturnus
bewerkenHet exacte aantal manen van Saturnus zal nooit kunnen vastgesteld worden, aangezien elk brokstuk van de ringen zich in een baan rond de planeet beweegt en technisch gezien ook als een maan kan beschouwd worden. Het is moeilijk om een arbitraire scheiding te maken tussen een kleine maan en een grote brok van de ringen. In 2006 waren er 56 natuurlijke manen en maantjes bekend.
Verkenning
bewerkenEind jaren '70 en begin jaren '80 zijn er drie onbemande NASA ruimtesondes in de buurt van Saturnus geweest. In 1997 werd de ESA/NASA ruimtesonde Cassini-Huygens gelanceerd om Saturnus en de manen verder te onderzoeken.
Pioneer 11
bewerkenPioneer 11 werd op 6 april 1973 gelanceerd en naderde Saturnus op 1 september 1979 tot op 21.000 km. Naast gegevens over magnetische velden en straling leverde Pioneer 11 de eerste gedetailleerde foto's van Saturnus en enkele manen.
Voyager 1
bewerkenNa een bezoek aan Jupiter naderde de Voyager 1 Saturnus op 12 november 1980 tot op 124.000 km. Deze missie leverde gegevens op over de ringen en de samenstelling van de atmosfeer van Saturnus en zijn maan Titan.
Voyager 2
bewerkenRuim een half jaar na Voyager 1 benaderde Voyager 2 op 25 augustus 1981 Saturnus het dichtst om vervolgens door te reizen naar Uranus en Neptunus.
Cassini-Huygens
bewerkenOp 15 oktober 1997 werd door de ESA en NASA gezamenlijk de Cassini-Huygens ruimtesonde naar Saturnus gestuurd. Op 11 juni 2004 passeerde dit ruimtevaartuig de maan Phoebe en op 1 juli 2004 doorkruiste Cassini-Huygens de ringen van Saturnus om vervolgens op slechts 18.000 km langs de planeet zelf te razen. De eerste gedetailleerde foto's van de maan Titan werden op 27 oktober 2004 ontvangen.
Waarnemen
bewerkenSaturnus is met het blote oog zichtbaar als een heldere heldergele "ster" die niet flikkert. De ringen zijn niet met het blote oog te zien, met een verrekijker is wel te zien dat Saturnus niet cirkelvormig is. Een kleine telescoop laat de ringen al goed zien. De scheidingen tussen de ringen worden wel gebruikt om de kwaliteit van telescopen te testen.
Externe links
bewerken- Gedeelten uit dit artikel zijn afkomstig uit de perskit van de Cassini-Huygens ruimtesonde van oktober 1997: http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-kits/cassini.pdf