Zusätzlich zu ihren Monden, haben alle vier Riesenplaneten Ringe, wobei jedes Ringsystem aus Milliarden von kleinen Teilchen oder „Monds“ besteht, die in der Nähe ihres Planeten kreisen. Jeder dieser Ringe weist eine komplizierte Struktur auf, die auf Wechselwirkungen zwischen den Ringteilchen und den größeren Monden zurückzuführen ist. Die vier Ringsysteme unterscheiden sich jedoch stark voneinander in Masse, Struktur und Zusammensetzung, wie in Tabelle 1 dargestellt.

Das große Ringsystem des Saturn besteht aus eisigen Partikeln, die in mehrere große, flache Ringe mit vielen feinen Strukturen verteilt sind. Die Ringsysteme von Uranus und Neptun sind dagegen fast das Gegenteil von Saturn: Sie bestehen aus dunklen Partikeln, die auf einige schmale Ringe mit breiten leeren Lücken dazwischen beschränkt sind. Jupiters Ring und zumindest einer der Saturnringe sind lediglich vergängliche Staubbänder, die ständig durch Staubkörner erneuert werden, die von kleinen Monden abgetragen werden. In diesem Abschnitt konzentrieren wir uns auf die beiden massivsten Ringsysteme, die des Saturn und des Uranus.

Wie entstehen Ringe?

Ein Ring ist eine Ansammlung einer großen Anzahl von Teilchen, von denen jedes wie ein winziger Mond den Keplerschen Gesetzen gehorcht, während es seine eigene Umlaufbahn um den Planeten verfolgt. So drehen sich die inneren Teilchen schneller als die weiter außen liegenden, und der Ring als Ganzes rotiert nicht als fester Körper. Tatsächlich ist es besser, sich einen Ring überhaupt nicht als rotierend vorzustellen, sondern eher die Umdrehung (oder die Bewegung in der Umlaufbahn) seiner einzelnen Mondsplitter zu betrachten.

Wären die Ringteilchen weit voneinander entfernt, würden sie sich unabhängig voneinander bewegen, wie einzelne Mondsplitter. In den Hauptringen von Saturn und Uranus sind die Teilchen jedoch nahe genug beieinander, um einen gegenseitigen Gravitationseinfluss auszuüben und gelegentlich sogar aneinander zu reiben oder bei Kollisionen mit geringer Geschwindigkeit aneinander abzuprallen. Aufgrund dieser Wechselwirkungen kommt es zu Phänomenen wie Wellen, die sich über die Ringe bewegen – so wie sich Wasserwellen über die Oberfläche des Ozeans bewegen.

Es gibt zwei grundlegende Ideen, wie solche Ringe entstehen können. Die erste ist die Auflösungshypothese, die besagt, dass die Ringe die Überreste eines zerbrochenen Mondes sind. Ein vorbeifliegender Komet oder Asteroid könnte mit dem Mond kollidiert sein und ihn in Stücke gerissen haben. Die Gezeitenkräfte zogen die Bruchstücke dann auseinander, und sie verteilten sich in einer Scheibe. Die zweite Hypothese, die den umgekehrten Weg einschlägt, besagt, dass die Ringe aus Partikeln bestehen, die sich nicht zu einem Mond zusammenfinden konnten.

Bei beiden Theorien spielt die Schwerkraft des Planeten eine wichtige Rolle. In der Nähe des Planeten (siehe Abbildung 1) können die Gezeitenkräfte Körper auseinanderreißen oder verhindern, dass sich lose Teilchen zusammenfinden. Wir wissen nicht, welche Erklärung für einen bestimmten Ring zutrifft, obwohl viele Wissenschaftler zu dem Schluss gekommen sind, dass zumindest einige der Ringe relativ jung sind und daher das Ergebnis eines Zerfalls sein müssen.

Abbildung 1: Vier Ringsysteme. Dieses Diagramm zeigt die Lage der Ringsysteme der vier Riesenplaneten. Die linke Achse stellt die Oberfläche des Planeten dar. Die gestrichelte vertikale Linie ist die Grenze, innerhalb derer die Gravitationskräfte Monde aufbrechen können (das System jedes Planeten ist in einem anderen Maßstab gezeichnet, so dass diese Stabilitätsgrenze für alle vier gilt). Die schwarzen Punkte sind die inneren Monde eines jeden Planeten im gleichen Maßstab wie seine Ringe. Beachten Sie, dass nur wirklich kleine Monde innerhalb der Stabilitätsgrenze überleben.

Ringe des Saturn

Die Ringe des Saturn sind einer der schönsten Anblicke im Sonnensystem (Abbildung 2). Die drei hellsten Ringe, von außen nach innen, tragen die äußerst unromantischen Namen A-, B- und C-Ringe. In Tabelle 2 sind die Abmessungen der Ringe sowohl in Kilometern als auch in Einheiten des Saturnradius, RSaturn, angegeben. Der B-Ring ist der hellste und hat die dichtesten Teilchen, während der A- und der C-Ring durchscheinend sind.

Die Gesamtmasse des B-Rings, die wahrscheinlich der Masse des gesamten Ringsystems entspricht, ist etwa so groß wie die eines Eismondes von 250 Kilometern Durchmesser (was darauf hindeutet, dass der Ring durch den Zerfall eines solchen Mondes entstanden sein könnte). Zwischen dem A- und dem B-Ring befindet sich ein breiter Spalt, der nach Gian Domenico Cassini benannt ist, der ihn 1675 zum ersten Mal durch ein Teleskop erblickte und dessen Namen die Planetenforscher auch der Cassini-Raumsonde gegeben haben, die das Saturnsystem erforscht.

Abbildung 2: Die Saturnringe von oben und unten gesehen. (a) Der Blick von oben wird von direktem Sonnenlicht beleuchtet. (b) Die Beleuchtung, die man von unten sieht, ist Sonnenlicht, das durch Lücken in den Ringen gestreut wurde. (credit a, b: Modifikation einer Arbeit von NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute)

Saturns Ringe sind sehr breit und sehr dünn. Die Breite der Hauptringe beträgt 70.000 Kilometer, aber ihre durchschnittliche Dicke beträgt nur 20 Meter. Wenn wir ein maßstabsgetreues Modell der Ringe aus Papier anfertigen würden, müssten wir sie 1 Kilometer breit machen. In diesem Maßstab wäre der Saturn selbst so hoch wie ein 80-stöckiges Gebäude. Die Ringpartikel bestehen hauptsächlich aus Wassereis und reichen von sandkorngroßen Körnern bis hin zu hausgroßen Felsbrocken. Aus der Sicht eines Insiders würden die Ringe wahrscheinlich einer hellen Wolke aus schwebenden Schneeflocken und Hagelkörnern ähneln, mit ein paar Schneebällen und größeren Objekten, von denen viele lose Ansammlungen kleinerer Partikel sind (Abbildung 3).

Abbildung 3: Idealisierte Darstellung der Saturnringe von innen gesehen. Man beachte, dass die Ringe hauptsächlich aus Wassereisstücken unterschiedlicher Größe bestehen. Am Ende ihrer Mission plant die Raumsonde Cassini, eine der Lücken in den Saturnringen zu durchdringen, aber so nah wird sie nicht herankommen. (credit: modification of work by NASA/JPL/University of Colorado)

Neben den breiten A-, B- und C-Ringen hat der Saturn eine Handvoll sehr schmaler Ringe, die nicht breiter als 100 Kilometer sind. Der bedeutendste dieser Ringe, der direkt außerhalb des A-Rings liegt, wird als F-Ring bezeichnet; sein überraschendes Aussehen wird weiter unten beschrieben. Im Allgemeinen ähneln die schmalen Ringe des Saturn den Ringen von Uranus und Neptun.

Es gibt auch einen sehr schwachen, dünnen Ring, den so genannten E-Ring, der zu Saturns kleinem Eismond Enceladus gehört. Die Partikel im E-Ring sind sehr klein und bestehen aus Wassereis. Da eine solche dünne Wolke aus Eiskristallen dazu neigt, sich aufzulösen, deutet die fortwährende Existenz des E-Rings stark darauf hin, dass er kontinuierlich durch eine Quelle auf Enceladus aufgefüllt wird. Dieser Eismond ist sehr klein – er hat nur einen Durchmesser von 500 Kilometern -, aber die Voyager-Bilder zeigen, dass die Krater auf etwa der Hälfte seiner Oberfläche verschwunden sind, was auf geologische Aktivitäten in den letzten paar Millionen Jahren hindeutet. Mit großer Erwartung manövrierten die Cassini-Wissenschaftler die Umlaufbahn der Sonde so, dass ab 2005 mehrere nahe Vorbeiflüge an Enceladus möglich waren.

Wer die Ergebnisse des Cassini-Vorbeiflugs erwartete, wurde nicht enttäuscht. Hochauflösende Bilder zeigten lange, dunkle Streifen mit glattem Boden in der Nähe des Südpols, die bald den Spitznamen „Tigerstreifen“ erhielten (Abbildung 4). Infrarotmessungen ergaben, dass diese Tigerstreifen wärmer sind als ihre Umgebung. Und das Beste daran: Dutzende von kryovulkanischen Schloten auf den Tigerstreifen erwiesen sich als Geysire aus salzigem Wasser und Eis (Abbildung 5). Schätzungen zufolge wurden pro Sekunde 200 Kilogramm Material ins All geschossen – nicht viel, aber genug für die Raumsonde, um Proben zu nehmen.

Abbildung 4: Enceladus. (a) Dieses Bild zeigt sowohl glattes als auch zerkratztes Terrain auf dem Saturnmond und auch „Tigerstreifen“ in der südlichen Polarregion (unterer Teil des Bildes). Diese dunklen Streifen (hier in übertriebener Farbe dargestellt) weisen erhöhte Temperaturen auf und sind die Quelle der vielen Geysire, die auf Enceladus entdeckt wurden. Sie sind etwa 130 Kilometer lang und 40 Kilometer voneinander entfernt. (b) Hier ist Enceladus maßstabsgetreu mit Großbritannien und der Küste Westeuropas dargestellt, um zu verdeutlichen, dass es sich um einen kleinen Mond mit einem Durchmesser von nur etwa 500 km handelt. (credit a, b: Modifikation einer Arbeit von NASA/JPL/Space Science Institute)

Als Cassini angewiesen wurde, in die Abgasfahnen zu fliegen, maß es deren Zusammensetzung und stellte fest, dass sie dem Material ähneln, das wir von Kometen freigesetzt sehen (siehe Kometen und Asteroiden: Trümmer des Sonnensystems). Die Dampf- und Eisfahnen bestanden hauptsächlich aus Wasser, aber auch aus Spuren von Stickstoff, Ammoniak, Methan und anderen Kohlenwasserstoffen. Zu den Mineralien, die in den Geysiren in Spuren gefunden wurden, gehörte auch gewöhnliches Salz, was bedeutet, dass es sich bei den Geysirfahnen um Hochdruckspritzer von Salzwasser handelte.

Auf der Grundlage der fortlaufenden Untersuchung der Eigenschaften von Enceladus und der laufenden Geysire identifizierten die Wissenschaftler der Cassini-Mission im Jahr 2015 vorläufig einen unterirdischen Ozean aus Wasser, der die Geysire speist. Diese Entdeckungen legen nahe, dass Enceladus trotz seiner geringen Größe auf die Liste der Welten gesetzt werden sollte, die wir auf mögliches Leben hin erforschen möchten. Da sein unterirdischer Ozean bequem ins All entweicht, könnte er viel einfacher zu beproben sein als der Ozean von Europa, der tief unter seiner dicken Eiskruste vergraben ist.

Abbildung 5: Geysire auf Enceladus. Diese Cassini-Aufnahme zeigt eine Reihe von Wassergeysiren auf dem kleinen Saturnmond Enceladus, bei denen es sich offenbar um salziges Wasser aus einer unterirdischen Quelle handelt, das durch Risse in der Oberfläche austritt. Man kann die gebogenen Linien der Geysire entlang der vier „Tigerstreifen“ auf der Oberfläche erkennen. (credit: Modifikation einer Arbeit von NASA/JPL/Space Science Institute)

Ringe von Uranus und Neptun

Abbildung 6: Ringe des Uranus. Das Voyager-Team musste dieses Bild lange belichten, um einen Blick auf die schmalen dunklen Ringe des Uranus zu erhaschen. Im Bildhintergrund ist die körnige Struktur des „Rauschens“ in der Elektronik der Kamera zu erkennen. (credit: Modifikation einer Arbeit von NASA/JPL)

Die Ringe des Uranus sind schmal und schwarz, was sie von der Erde aus fast unsichtbar macht. Die neun Hauptringe wurden 1977 durch Beobachtungen eines Sterns entdeckt, an dem Uranus vorbeizog. Ein solcher Durchgang eines astronomischen Objekts vor einem anderen wird als Bedeckung bezeichnet. Bei der Bedeckung von 1977 erwarteten die Astronomen, dass das Licht des Sterns verschwinden würde, wenn der Planet an ihm vorbeizieht. Doch der Stern verdunkelte sich mehrmals kurz, bevor Uranus ihn erreichte, da jeder schmale Ring zwischen dem Stern und dem Teleskop vorbeizog. Auf diese Weise konnten die Ringe detailliert kartiert werden, auch wenn sie nicht direkt zu sehen oder zu fotografieren waren, so wie man nachts die Anzahl der Waggons in einem Zug zählt, indem man das Blinken einer Lampe beobachtet, wenn die Waggons nacheinander vor ihr vorbeifahren. Als sich Voyager 1986 dem Uranus näherte, konnte sie die Ringe aus nächster Nähe studieren; die Raumsonde fotografierte auch zwei neue Ringe (Abbildung 6).

Der äußerste und massivste Ring des Uranus wird Epsilon-Ring genannt. Er ist nur etwa 100 Kilometer breit und wahrscheinlich nicht mehr als 100 Meter dick (ähnlich wie der F-Ring des Saturns). Der Epsilon-Ring umkreist den Uranus in einem Abstand von 51.000 Kilometern, was etwa dem doppelten Radius des Uranus entspricht. Dieser Ring enthält wahrscheinlich so viel Masse wie alle anderen zehn Ringe des Uranus zusammen; die meisten von ihnen sind schmale Bänder von weniger als 10 Kilometern Breite, genau das Gegenteil der breiten Ringe des Saturn.

Abbildung 7: Ringe des Neptun. Diese Langzeitbelichtung der Ringe des Neptun wurde von Voyager 2 fotografiert. Man beachte die beiden dichteren Regionen des äußeren Rings. (credit: modification of work by NASA/JPL)

Die einzelnen Partikel in den uranischen Ringen sind fast so schwarz wie Kohlenbrocken. Obwohl die Astronomen die Zusammensetzung dieses Materials nicht im Detail kennen, scheint es zu einem großen Teil aus Kohlenstoff- und Kohlenwasserstoffverbindungen zu bestehen. Organisches Material dieser Art ist im äußeren Sonnensystem recht häufig.

Viele der Asteroiden und Kometen bestehen ebenfalls aus dunklem, teerartigem Material. Im Falle des Uranus haben seine zehn kleinen inneren Monde eine ähnliche Zusammensetzung, was darauf hindeutet, dass einer oder mehrere Monde zerbrochen sein könnten, um die Ringe zu bilden.

Neptuns Ringe sind im Allgemeinen denen des Uranus ähnlich, aber noch dünner (Abbildung 7). Es gibt nur vier von ihnen, und die Teilchen sind nicht gleichmäßig über ihre Länge verteilt.

Da diese Ringe von der Erde aus so schwer zu untersuchen sind, wird es wahrscheinlich noch lange dauern, bis wir sie sehr gut verstehen.

Wechselwirkungen zwischen Ringen und Monden

Ein Großteil unserer Faszination für Planetenringe ist auf ihre komplizierten Strukturen zurückzuführen, von denen die meisten ihre Existenz der Gravitationswirkung der Monde verdanken, ohne die die Ringe flach und strukturlos wären. In der Tat wird immer deutlicher, dass es ohne Monde wahrscheinlich überhaupt keine Ringe gäbe, denn sich selbst überlassen, breiten sich die dünnen Scheiben aus kleinen Teilchen allmählich aus und lösen sich auf.

Die meisten Lücken in den Saturnringen und auch die Lage des äußeren Rands des A-Rings sind auf Gravitationsresonanzen mit kleinen inneren Monden zurückzuführen. Eine Resonanz findet statt, wenn zwei Objekte Umlaufperioden haben, die in einem exakten Verhältnis zueinander stehen, etwa 1:2 oder 2:3. Ein Teilchen in der Lücke an der Innenseite der Cassini-Teilung der Saturnringe hätte zum Beispiel eine Periode, die der Hälfte der Periode des Saturnmondes Mimas entspricht. Ein solches Teilchen käme Mimas bei jeder zweiten Umdrehung im gleichen Teil seiner Umlaufbahn am nächsten. Die wiederholten Anziehungskräfte von Mimas, die immer in dieselbe Richtung wirken, würden das Teilchen stören und es auf eine neue Umlaufbahn außerhalb der Lücke zwingen. Auf diese Weise wurde die Cassini-Division über lange Zeiträume hinweg von Ringmaterial entleert.

Die Cassini-Mission enthüllte eine große Menge feiner Strukturen in den Saturnringen. Im Gegensatz zu den früheren Voyager-Vorbeiflügen konnte Cassini die Ringe mehr als ein Jahrzehnt lang beobachten und dabei eine bemerkenswerte Bandbreite von Veränderungen auf Zeitskalen von wenigen Minuten bis zu mehreren Jahren aufdecken. Viele der in den Cassini-Daten neu entdeckten Merkmale deuten auf das Vorhandensein von Verdichtungen oder kleinen, nur wenige Dutzend Meter großen Monden hin, die in die Ringe eingebettet sind. Wenn sich ein kleiner Mond bewegt, erzeugt er Wellen im umgebenden Ringmaterial, ähnlich dem Kielwasser eines fahrenden Schiffes. Selbst wenn der Mond zu klein ist, um aufgelöst zu werden, konnten seine charakteristischen Wellen von Cassini fotografiert werden.

Einer der interessantesten Ringe des Saturns ist der schmale F-Ring, der innerhalb seiner 90 Kilometer Breite mehrere scheinbare Ringlets enthält. An manchen Stellen zerfällt der F-Ring in zwei oder drei parallele Stränge, die manchmal Biegungen oder Knicke aufweisen. Die meisten Ringe von Uranus und Neptun sind ebenfalls schmale Bänder wie der F-Ring des Saturns. Offensichtlich muss die Schwerkraft einiger Objekte die Teilchen in diesen dünnen Ringen daran hindern, sich auszubreiten.

Wie wir gesehen haben, werden die größten Merkmale in den Ringen des Saturns durch Gravitationsresonanzen mit den inneren Monden erzeugt, während ein Großteil der Feinstruktur durch kleinere eingebettete Monde verursacht wird. Im Fall des F-Rings des Saturns zeigten Nahaufnahmen, dass er von den Bahnen zweier Monde, Pandora und Prometheus, begrenzt wird (Abbildung 8). Diese beiden kleinen Monde (jeder mit einem Durchmesser von etwa 100 Kilometern) werden als Hirtenmonde bezeichnet, da ihre Gravitation dazu dient, die Ringteilchen zu „hüten“ und sie auf ein schmales Band zu beschränken. Ähnlich verhält es sich mit dem Epsilon-Ring des Uranus, der von den Monden Cordelia und Ophelia gehütet wird. Diese beiden Hirtenmonde mit einem Durchmesser von jeweils etwa 50 Kilometern kreisen etwa 2000 Kilometer innerhalb und außerhalb des Rings.

Abbildung 8: Saturns F-Ring und seine Hirtenmonde. (a) Diese Cassini-Aufnahme zeigt den schmalen, komplexen F-Ring des Saturns mit den beiden kleinen Hirtenmonden Pandora (links) und Prometheus (rechts). (b) In dieser Nahaufnahme ist der Hirtenmond Pandora (84 Kilometer Durchmesser) neben dem F-Ring zu sehen, wobei der Mond beim Vorbeiflug den (hellsten) Hauptstrang der Ringteilchen stört. Auf diesem Bild ist die dunkle Seite von Pandora zu sehen, da sie durch das vom Saturn reflektierte Licht beleuchtet wird. (credit a, b: Modifikation einer Arbeit von NASA/JPL/Space Science Institute)

Theoretische Berechnungen legen nahe, dass die anderen schmalen Ringe im Uranus- und Neptunsystem ebenfalls von Hirtenmonden kontrolliert werden sollten, aber keiner wurde bisher gefunden. Der berechnete Durchmesser für solche Hirtenmonde (etwa 10 Kilometer) lag gerade an der Grenze der Erkennbarkeit für die Voyager-Kameras, so dass es unmöglich ist, zu sagen, ob sie vorhanden sind oder nicht. (Angesichts all der schmalen Ringe, die wir sehen, hoffen einige Wissenschaftler immer noch, einen anderen, befriedigenderen Mechanismus zu finden, um sie einzuschließen.)

Eines der offenen Probleme beim Verständnis der Ringe ist die Bestimmung ihres Alters. Hatten die Riesenplaneten schon immer die Ringsysteme, die wir heute sehen, oder handelt es sich dabei vielleicht um eine neue oder vorübergehende Ergänzung des Sonnensystems? Die Masse der Hauptringe des Saturn entspricht in etwa der des inneren Mondes Mimas. Sie könnten also durch den Zerfall eines Mondes von der Größe von Mimas entstanden sein, vielleicht schon sehr früh in der Geschichte des Sonnensystems, als noch viele interplanetare Geschosse von der Planetenbildung übrig waren. Schwerer zu verstehen ist, wie ein solch katastrophales Ereignis in jüngerer Zeit stattgefunden haben kann, als das Sonnensystem stabiler geworden war.

Glossar

Resonanz: ein orbitaler Zustand, bei dem ein Objekt periodischen gravitativen Störungen durch ein anderes unterworfen ist, die am häufigsten auftreten, wenn zwei Objekte, die ein drittes umkreisen, Umlaufperioden haben, die einfache Vielfache oder Bruchteile voneinander sind