Bild 1: Anflug auf die Ringe, mit markierten Strukturen und Flugpfad (Animationsframe)

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1 SATURN In Kürze: Ein Flug über den äußeren A-Ring und in die Encke-Teilung hinein Der A-Ring ist nach Cassini -Beobachtungen nur m dick; die Teilchen ordnen sich zu Klumpen mit ca. 5x15x50m Größe an. Diese Beobachtungsergebnisse sind realistisch dargestellt Bild 1: Anflug auf die Ringe, mit markierten Strukturen und Flugpfad (Animationsframe) Die Ringe des Saturn zählen zu den faszinierendsten Objekten im Sonnensystem. Kaum ein anderer Anblick aus der Welt der Astronomie besitzt einen höheren Bekanntheitsgrad oder einen höheren Wiedererkennungswert im Publikum. Saturn ist ein häufiges Thema astronomischer Grafiken, von Gemälden bis hin zu zahlreichen Fulldome-Animationen. Sie zeigen oft einen Flug in die Ringe hinein. Problematisch ist der extreme Unterschied von Durchmesser und Dicke der Ringe. Während der Durchmesser seit langem recht genau bekannt ist, ist die Dicke erst

2 vor einigen Jahren aus den Daten von Cassini (NASA) genau bestimmt worden: Sie liegt im Bereich des A-Rings bei nur m! Dagegen finden sich in Lehrbüchern, Artikeln, auf Webseiten, usw. oft noch Angaben, die die Dicke mit mehreren hundert Metern, oder gar mehr als 1 km beziffern. Unsere Animation zeigt die Saturnringe (unseres wissens) zum ersten Mal in einer Fulldome-Animation so, wie sie den neuen Erkenntnissen nach tatsächlich beschaffen sind. Die Animation Die Animation zeigt eine halbe Saturn-Umkreisung, gefolgt von einer radialen Kamerafahrt über die Ringebene hinweg. Dabei wird der äußere A-Ring mit der darin liegenden Keeler-Lücke überquert, bis hin zur Encke-Teilung (Bild 1). Hier schwenkt die Fahrt wieder in eine tangentiale Richtung ein und senkt sich weiter auf die Ringebene hinab. Während die Fahrt über die Ringen anfangs mehrere 100 Kilometer hoch und mehr als 100 km/s schnell war, sinken Höhe und Geschwindigkeit nun auf wenige km und wenige km/s. Dabei wird das in die Encke- Teilung eingebettete schmale Ringlet überflogen, das den Orbit des Monds Pan in der Mitte der Encke-Teilung markiert (Bild 2; der Mond selbst ist nicht dargestellt). Nachfolgend schwenkt die Fahrt wieder radial nach Innen und führt nunmehr ganz in die Ringebene hinein. Bild 2: Über der Encke-Teilung (Animationsframe)

3 Von außen wird der innere Rand der Encke-Teilung angeflogen, die Partikel des A- Rings zeigen sich als schmales Band in der Ferne. Die Fahrt wird bei Eintritt in den A-Ring stark abgebremst; trotz der starken Bremsung ergibt sich aber immer noch der Eindruck eines sehr schnellen Flugs in das Band der Ringpartikel hinein. Die Verteilung der Partikel ist nicht homogen dargestellt, sondern folgt realistisch den Ergebnissen von Cassini sowie von Simulationen der Ringpartikel-Dynamik (s.u.). Der Ring erscheint als umgebendes Band, nicht als 3-dimensionale Anordnung; es gibt keine Partikel, die über oder unter dem Betrachter vorbei ziehen. Dies ist zwar völlig korrekt, verhindert aber eine Betrachtung der größeren Strukturen, die die Ringpartikel bilden. Daher steigt die Kamera wieder aus der Ringebene heraus und bewegt sich eine Zeit lang über bzw. unter der Ringebene entlang. Dabei werden die typischen länglichen Aggregate, zu denen sich die Partikel anordnen, gut erkennbar (Bild 3). Die Animation endet mit einem sanften Halten innerhalb des Rings, sodass die Aggregate aus der Nähe betrachtet werden können. Bild 3: Animationsframe ( unter dem A-Ring, Ringpartikel) mit Größenangaben

4 Datenquellen und Grundlagen der Darstellung Zur Darstellung des Saturn und des Rings von weitem, mit korrekten Größenverhältnissen und Beleuchtungen, dienten Texturen, die aus NASA-Daten (Cassini/Voyager) kompiliert und freundlicherweise von Dr. B. Jonsson ( zur Verfügung gestellt wurden. Im Falle der Ringe wurden diese Daten auch genutzt, um die Reflektion der Sonne auf den Ringen korrekt darzustellen. Messungen des Helligkeitsverlaufs von Sterndurchgängen hinter den Ringen weisen auf eine klumpige Struktur des Rings hin, also auf dichte Aggregate aus Ringpartikeln mit relativ partikelfreien Zwischenräumen (Colwell et al. 2006, Geophysical Research Letters Vol. 33, L07201; Cassini News Release hierzu: Die Form und Größe dieser Aggregate konnte aus den Messungen abgeleitet werden; das Erscheinungsbild leitet sich auch aus physikalischen Simulationen des Verhaltens der Ringpartikel ab (Porco et al. 2008, Astronomical Journal 136, 2172). Simulationen und Beobachtungen ergeben, dass die Aggregate : flach in der Ringebene liegen, mit ca. 5 m Höhe < 15 m Breite < 50m Länge in ihrem Kern aus wenigen großen Partikeln (Durchmesser ca. 3-5 m) und zu den Enden hin aus zahlreichen kleineren Partikel bestehen sich ca. 30 gegen die Umkreisungsrichtung um den Saturn geneigt anordnen einen zur Mitte des A-Rings hin ansteigenden Füllfaktor (Verhältnis von Aggregatfläche und dazwischen liegender Leerfläche) aufweisen. Im hier dargestellten äußeren A-Ring sind die Zwischenräume zwischen den Aggregaten etwa dreimal so breit wie die Aggregate selbst. Für einige Umläufe stabil sind, und sich über längere Zeit auflösen und neu formieren. Dabei liegt der größte Teil der Masse immer in den Aggregaten. Bild 4: Ringpartikel-Simulation (NASJA/JPL Planetary Photojournal: PIA03556)

5 Bild 5: Visualisierung der Cassini/UVIS-Sternbedeckungs-Meßdaten (NASA/JPL Planetary Photojournal: PIA08036). Links (undurchsichtig, hellblau) der B-Ring, rechts (durchsichtig, dunkelblau) der A-Ring; ganz links die Encke-Teilung; grün/gelb: Vom Ring bedeckter Stern. Die Relativgeschwindigkeiten der Partikel zwischen den Aggregaten sind sehr gering, < 5 mm/s, sodass sich im Rahmen der Darstellung in unserer Animation keine sichtbare Bewegung ergibt sichtbar würden diese Bewegungen nur in einer Zeitraffer-Darstellung der Ringpartikel. Andere Beobachtungen von Cassini zeigen, dass auch die Rotation der Partikel sehr langsam ist. Dies ergibt sich aus thermischen Messungen, die auf der sonnenzugewandten Seite der Ringe eine viel höhere Temperatur ergeben als auf der sonnenabgewandten Seite. Würden die Partikel mehrmals je Umlauf rotieren dann würde sich ein geringerer Temperatur- Unterschied als der gemessene zeigen. Demnach sind die Rotationsgeschwindigkeiten so gering, dass auch sie nur in einem Zeitraffer sichtbar würden. Der dargestellten Partikelform liegt die plausible Annahme zugrunde, dass die Partikel in zahlreichen Kollisionen über Millionen Jahre hinweg eine gewisse Abrundung erfahren haben müssen und nicht besonders schroff erscheinen sollten. Die Aggregate im A-Ring sind nicht zu verwechseln mit anderen, ähnlichen Strukturen der Saturnringe, die der Einfachheit halber in unserer Animation nicht dargestellt sind: Die viel größeren sogenannten Propeller -Strukturen Die großräumigen Dichtewellen, die im A-Ring durch Pan angeregt werden Die großräumigen Klumpen -Strukturen (>100 m), die von Cassini am äußersten Rand des A-Rings direkt fotografiert wurden. Auch vernachlässigt wurde in unserer Animation, dass die Ringe insbesondere an ihren Rändern oft stark vertikal verbogen sind, also bei konstant geringer Dicke von nur m eine vertikale Verbiegung mit einer Auslenkung von mehreren Kilometern aus der nominellen Ringebene hinaus aufweisen können.