Objekt des Monats
Juni 2015
die Monde des Saturn

 
 

Am 23. Mai stand der Planet Saturn in Opposition zur Sonne. Das heißt er steht zu dieser Zeit um Mitternacht im Süden. Einen Monat später verschiebt sich seine höchste Stellung in die Abendstunden.
Er ist immer noch die ganze Nacht zu beobachten. Da die Opposition jedoch schon fast im Sommer stattfand, wenn die Ekliptik niedrig steht, sind die Sichtbedingungen nicht sehr gut. Der Ringplanet erreicht maximal eine Höhe von 19 Grad über dem Horizont. Saturn leuchtet allerdings noch mit einer Helligkeit von 0,0 mag.
Saturn ist zwischen den Sternbildern Waage und Skorpion zu finden. Die Auffindkarte zeigt die Position von Saturn Mitte Juni. Jetzt um 23 Uhr hat er seine höchste Stellung im Süden erreicht. Die Linie stellt die Ekliptik dar.

 
   
     
 

Um die Monde des Saturns zu beobachten ist allerdings ein Fernrohr erforderlich.

 
 

Insgesamt umkreisen Saturn 62 Monde. Davon wurden die ersten vierzehn von der Erde aus mit dem Fernrohr entdeckt. Die anderen Trabanten sind so klein, dass sie erst auf Aufnahmen der Raumsonden gefunden wurden.
Die Monde gestalten durch ihre Massen und Umlaufbahnen das Aussehen der Ringe des Saturns. Die Ringe weisen Lücken auf, die von den Monden durch einen Resonanzeffekt leergefegt wurden. So ist die Cassini-Teilung vom Mond Mimas verursacht. Die Teile in der Umlaufbahn der Cassini-Teilung stehen in einem ganzzahligen Verhältnis (z. B. 3:1) zu Mimas. Damit ist immer an derselben Stelle die Störung am größten, addiert sich auf und damit ist die Bahn instabil.   

 
 

Die Tabelle zeigt einen Vergleich dieser vierzehn Monde.   

 
 
Nr. Name

Durchmesser [km]

Abstand von Saturn [km] Umlaufdauer [Tage] entdeckt von
I Mimas 396 185 600 0,94 1789 Wilhelm Herschel
II Enceladus 504 238 100 1,37 1789 Wilhelm Herschel
III Tethys 1066 294 700 1,89 1684 Giovanni Cassini
IV Dione 1123 377 400 2,74 1684 Giovanni Cassini
V Rhea 1529 527 100 4,52 1672 Giovanni Cassini
VI Titan 5150 1 221 900 15,95 1655 Christiaan Huygens 
VII Hyperion 266 1 464 100 21,28 1848 Bond Lassel
VIII Iapetus 1436 3 560 800 79,33 1671 Giovanni Cassini
IX Phoebe 240 12 944 000 548,2 1899 W. H. Pickering
X Janus 178 151 500 0,70 1966 Audouin Dollfus
XI Epimetheus 119 151 400 0,69 1980 Walker Larson  Fountain
XII Helene 35 377 400 2,74 1980 Laques Lecacheux
XIII Telesto 25 294 700 1,89 1980 Smith Larson Fountain
XIV Calypso 21 294 700 1,89 1980 Pascu Seidelmann Baum Currie
 
 

Einige interessante Besonderheiten der Monde: Die Quelle aller Bilder der Monde: NASA/JPL

 

I

Mimas

Mimas

Mimas ist der kleinste unter den weitgehend runden Monden des Planeten. Er ist ein Eismond und könnte unter seinem Eispanzer einen Ozean aus Wasser besitzen.
Auf Grund seiner Masse hat Mimas einen erheblichen Einfluss auf seine Umgebung. Er verursacht die Cassinische Teilung zwischen A- und B-Ring.

Bild: Mimas, aufgenommen von Cassini-Huygens am 13. Februar 2010 aus 50.000 km Entfernung. Deutlich erkennbar ist der riesige Krater Herschel




II

Enceladus

Enceladus

Enceladus ist ebenfalls ein Eismond. Er zeigt kryovulkanische Aktivitäten. Diese sind nur bei Temperaturen unter -150°C möglich. Kryovulkane speien keine glutflüssige Lava, sondern leicht schmelzbare Substanzen wie Methan, Kohlenstoffdioxid, Wasser oder Ammoniak.
Enceladus Umlaufbahn liegt innerhalb des E-Rings. Die kryovulkanischen Aktivitäten des Mondes versorgen den Ring mit Material.
Messungen der Raumsonde Cassini haben einen Ozean unter Enceladus´ Eispanzer entdeckt. In den Partikeln, die die Kryovulkane ausstoßen, hat die Sonde mineralische Substanzen (SiO2) entdeckt. Das kann nur von Wasser aus dem Gestein von Enceladus gewaschen worden sein. Am Südpol des Mondes wird eine Blase aus Wasser vermutet, die mindestens die 250-fache Wassermenge des Bodensees enthält.  

Bild : Mosaik des Enceladus in Falschfarben aus Bildern der Raumsonde Cassini




III

Tethys

Tethys Bild : Saturnmond Tethys, aufgenommen von der Raumsonde Cassini-Huygens

Tethys zählt zu den Eismonden des Planeten Saturn.
In ihren Lagrange-Punkten umkreisen mit ihr andere Monde den Planeten. Telesto in L4 und Calypso in L5.  (Bild Größenvergleich von Tethys und seinen Trojaner-Monden Telesto (links) und Calypso (rechts))  
Tethys´ Umlaufbahn und die ihrer Trojaner Monde liegen innerhalb des E-Rings. Deswegen sind diese Monde einem ständigen Bombardement ausgesetzt.

Bild oben: Größenvergleich von Tethys und seinen Trojaner-Monden Telesto (links) und Calypso (rechts)




IV

Dione

Dione

Dione ist ebenfalls ein Eismond. Sie besitzt eine extrem dünne Atmosphäre aus molekularem, ionisiertem Sauerstoff und, ähnlich dem Erdmond, eine einfach gebundene Rotation.
In ihren Lagrange-Punkten kreisen der Mond Helene in L4 und Poldeuces in L5 mit Dione um Saturn.

Bild: Mosaikbild der Raumsonde Cassini, aufgenommen am 11. Oktober 2005 beim dichtesten Vorbeiflug der Sonde; Entfernung im Bereich von 27.180 bis 55.280 km




V

Rhea

Rhea

Rhea ist der zweitgrößte Mond des Planeten Saturn. Auch er ist ein Eismond. Der Mond bewegt sich innerhalb von Saturns Magnetosphäre. Sie besitzt eine gebundene Rotation. Ihre Oberfläche kann anhand der Verteilung und Größe der Krater in zwei unterschiedliche Terrains unterteilt werden. Die führende Hemisphäre ist stark verkratert und zeigt keine größeren Helligkeitsunterschiede.

Bild: Der Saturnmond Rhea, fotografiert von der Raumsonde Cassini




VI

Titan

Titan

Titan wurde als erster Mond entdeckt. 

Bild: Titan im sichtbaren Licht, aufgenommen aus einer Entfernung von 174.000 Kilometern von der Raumsonde Cassini, 2009

 



VII

Hyperion

Hyperion

Hyperion ist einer der mittelgroßen Monde. Hyperion ist für seine Größe einer der am stärksten unregelmäßig geformten Körper im Sonnensystem. Er besitzt eine Ausdehnung von 360×280×225 km.
Offenbar ist Hyperion ein Bruchstück eines größeren Ursprungskörpers, der bei einem Impaktereignis zerbrochen ist. Auf seiner Oberfläche ist ein riesiger, 10 km tiefer Krater mit einem Durchmesser von 120 km sichtbar.
Auf seiner Umlaufbahn tritt Hyperion immer wieder aus Saturns Magnetosphäre hinaus in den Einflussbereich des Sonnenwindes und danach wieder zurück. Durch die wechselnden Strahlungsverhältnisse lädt er sich elektrisch auf.

Bild: Aufnahme: Cassini, Februar 2007




VIII

Iapetus

Iapetus

Iapetus umkreist den Planeten mit einer gebundenen Rotation. Seine geringe Dichte von 1,27 g/cm3 weist darauf hin, dass er fast vollständig aus Wassereis mit geringen Anteilen an silikatischem Gestein aufgebaut ist.
Die Umlaufbahn ist 7,52° gegenüber der Laplaceebene des Saturns geneigt. Die Laplace-Ebene bezeichnet in der Himmelsmechanik die über lange Zeiten gemittelte Bahnebene eines Körpers (z. B. des Saturn), der sich auf einer Umlaufbahn um ein Zentralobjekt (die Sonne) bewegt.  

Bild aufgenommen von der Raumsonde Cassini-Huygens am 8. September 2007 aus 75.000 km Entfernung




IX

Phoebe

Phoebe

Phoebe weist keine gebundene Rotation auf. Auf ihrer Oberfläche herrschen, je nach Sonneneinstrahlung, Temperaturen von −198 °C bis −161 °C. Die Aufnahmen der Raumsonde Cassini-Huygens zeigen, dass Phoebes Oberfläche extrem stark verkratert ist, wobei Impaktkrater bis zu 80 km Durchmesser vorhanden sind. Einer der Krater hat einen Ringwall von 16 km Höhe.
Phoebe und Japetus sind die einzigen großen Monde im Saturnsystem, deren Bahnen nicht in der Äquatorebene des Planeten liegen. Phoebes Bahn ist 175,3° gegenüber der Ekliptik geneigt. Die ist Bahn retrograd, d. h. Phoebe läuft entgegen der Rotationsrichtung des Saturns um den Planeten.
Eine Auswertung der Bilddaten ergab, dass die Oberfläche von Phoebe die höchste bisher festgestellte Kraterdichte im Sonnensystem hat. Die Kraterdichte ist ein Gradmesser für das Alter der Oberfläche eines Himmelskörpers. Phoebe soll nach Angaben der NASA mit 4,5 Milliarden Jahren in etwa so alt sein wie das Sonnensystem selbst und gehört damit zu den Objekten, die sich seit dessen Entstehung kaum verändert haben.  

Bild aufgenommen von Cassini-Huygens am 11. Juni 2004




X

Janus

Janus

Janus ist der neuntgrößte der 62 bekannten Monde des Planeten Saturn. Seine mittlere Dichte ist mit 0,64 g/cm³ weitaus geringer als die der Erde und sie ist so niedrig, dass Janus auf Wasser schwimmen würde. Dies weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Die Oberfläche von Janus ist stark verkratert und weist mehrere größere Einschlagskrater mit Durchmessern von 30 km auf. Seine Oberfläche erscheint älter als die des benachbarten Mondes Prometheus.
Janus ist koorbital mit dem Mond Epimetheus, das heißt, die beiden Monde laufen auf fast gleichen Bahnen um den Saturn. Ihre mittleren Bahnradien unterscheiden sich nur um 50 km, was weniger als die Durchmesser beider Monde ist.

 
 

Etwa alle vier Jahre kommt es zu einer engen Begegnung der beiden Monde, die sich dann durch ihre Schwerkraft gegenseitig beeinflussen. Gemäß den Keplerschen Gesetzen wird der innere Mond, dessen Umlaufbahn um insgesamt 28,1 Sekunden (täglich 1/4 Grad) schneller ist, gewinnt dabei Energie und wandert auf eine höhere Umlaufbahn. Der äußere wird abgebremst, verliert Energie, fällt auf eine niedrigere Umlaufbahn mit einer kürzeren Umlaufzeit. Auf diese Weise tauschen Janus und Epimetheus während dieses etwa 100 Tage dauernden Prozesses ihre Umlaufbahnen.

Bild aufgenommen von Cassini-Huygens am 7. April 2010 aus einer Entfernung von ca. 75.000km

 



XI

Epimetheus

Epimetheus

Epimetheus Der koorbitale Mond teilt sich seinen Orbit mit Janus.
Die Oberfläche von Epimetheus ist stark verkratert; auf seiner Oberfläche befinden sich mehrere größere Einschlagskrater mit Durchmessern von bis zu 30 km sowie kleine und größere Höhenzüge und Vertiefungen. Die Südpolregion zeigt die Überreste eines großen Einschlags, der den Großteil dieser Gegend bedeckt. Dies könnte verantwortlich für die auffällige Abflachung der Südhemisphäre sein.

Bild : Epimetheus' Südpolregion, aufgenommen von der NASA-Raumsonde Cassini am 3. Dezember 2007 aus 37.400 km Entfernung




XII

Helene

Helene

Helene umkreist Saturn im Lagrange-Punkt L4 des Mondes Dione.
Ihre geringe Dichte von 0,5 g/cm3 weist darauf hin, dass sie überwiegend aus Wassereis sowie geringen Anteilen an silikatischem Gestein zusammengesetzt ist. Helene hat eine gebundene Rotation.

Bild aufgenommen von der Raumsonde Cassini-Huygens




XIII

Telesto

Telesto Bild aufgenommen von der Raumsonde Cassini im Oktober 2005

Telesto ist einer von zwei Monden in Lagrange-Punkten (L4) von Tethys. Sie weist die hellste aller bekannten Oberflächen im Sonnensystem auf, die sogar die Reflektivität von frisch gefallenem Schnee übertrifft.
Die Umlaufbahn von Telesto ist koorbital mit den Umlaufbahnen der weitaus größeren, dominierenden Tethys sowie der etwas kleineren Calypso. Diese so genannten Tethys Trojaner-Monde Telesto und Calypso, laufen in Tethys' Lagrange-Punkten L4 und L5, jeweils in einem Winkelabstand von 60° vor und hinter diesem Mond, auf der gleichen Umlaufbahn um den Planeten (1:1-Bahnresonanz). Telesto läuft dabei durch den führenden Lagrangepunkt L4, und führt daher die Umlaufbahn an. 60° dahinter folgt Tethys, weitere 60° dahinter umläuft Calypso Saturn im folgenden Lagrangepunkt L5.

 




XIV

Calypso

Calypso Bild aufgenommen am 13. Februar 2010 von der NASA-Raumsonde Cassini

Calypso rotiert gebunden und umkreist Saturn in Tethys´ Lagrange-Punkt L5.
Der Trabant besitzt eine sehr helle Oberfläche mit einer Albedo von 0,70, d. h., 70 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Deutlich sichtbar sind einige Einschlagkrater von Meteoriten. Allgemein ist die Oberfläche jedoch sehr sanft und weist wenige Spuren älterer Krater auf, was auf eine dicke Schicht von feinkörnigem Eis-Regolith hinweist, die möglicherweise vom dauernden Bombardement durch die Partikel des E-Rings herrührt.