Der Saturn ist der sechste Planet des Sonnensystems und mit einem Äquator-durchmesser von etwa 120.500 Kilometern (9,5-facher Erddurchmesser) nach Jupiter der zweitgrößte. Mit 95 Erdmassen hat er jedoch nur 30 % der Masse Jupiters. Wegen seines schon im kleinen Fernrohr sichtbaren Ringes wird er oft auch der Ringplanet genannt.

Der Saturn hat eine durchschnittliche Entfernung zur Sonne von knapp 1,43 Milliarden Kilometern, seine Bahn verläuft zwischen der von Jupiter und der des sonnenferneren Uranus. Er ist der äußerste Planet, der mit bloßem Auge problemlos erkennbar ist, und war daher schon Jahrtausende vor der Erfindung des Fernrohrs bekannt.

In den Jahren 2016–2018 ist er am Frühlings- und Sommerhimmel am besten zu beobachten; seine Opposition fällt zu dieser Zeit in den Juni.

Er ist ein Gasplanet, dessen untersuchte obere Schichten zu etwa 96% Stoffanteil aus Wasserstoff bestehen, und der von allen Planeten des Sonnensystems die geringste mittlere Dichte (etwa 0,69 g/cm³) aufweist.[1] Von den anderen Planeten hebt sich der Saturn durch seine besonders ausgeprägten und schon lange bekannten Ringe ab, die zu großen Teilen aus Wassereis und Gesteinsbrocken bestehen.

Sein scheinbarer Winkeldurchmesser beträgt je nach Erdentfernung zwischen 15″ und 20″, jener der Ringe zwischen 37″ und 46″. Die sogenannten Äquatorstreifen
der Wolkenschichten des Saturn sind weniger deutlich als bei Jupiter, was wahrscheinlich mit einer hochlagernden Dunstschicht zusammenhängt.

Bis zum Jahresende 2009 wurden 62 Saturnmonde entdeckt, der größte davon ist Titan mit 5150 Kilometern Durchmesser.

Benannt ist der Planet nach dem römischen Gott des Reichtums und der Ernte, Saturn. Sein astronomisches Symbol ♄ repräsentiert die stilisierte Sichel des Gottes.

Der Saturn läuft auf einer annähernd kreisförmigen Umlaufbahn mit einer Exzentrizität von 0,054 um die Sonne. Sein sonnennächster Punkt, das Perihel, liegt bei 9,04 AE und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 10,12 AE. Seine Umlaufbahn ist mit 2,48° leicht gegen die Ekliptik geneigt. Weitere Bahndaten sind die Länge des aufsteigenden Knotens mit 113,72°, die Länge des Perihels mit 92,43° und die mittlere Anomalie mit 49,94° zur Epoche J2000.0. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt der Saturn ungefähr 29 Jahre und 166 Tage.[1]

Die Äquatorebene des Saturn ist 26,73° gegen die Bahnebene geneigt. Er rotiert nicht wie ein starrer Körper, sondern zeigt als Gasplanet eine differentielle Rotation: Die Äquatorregionen rotieren schneller (eine Rotation in 10 Stunden, 13 Minuten und 59 Sekunden) als die Polregionen (10 Stunden, 39 Minuten und 22 Sekunden). Die Äquatorregionen werden als „System I“, die Polregionen als „System II“ bezeichnet. Aus Messungen des Saturnmagnetfeldes durch Raumsonden wurde für das Saturninnere eine noch etwas langsamere Rotationsperiode von 10 Stunden, 47 Minuten und 6 Sekunden hergeleitet.

Durch neuere, kombinierte Auswertung von Messdaten, welche die Raumsonden Pioneer 11, Voyager 1 und 2 sowie Cassini-Huygens von der Schwerkraft, den Windgeschwindigkeiten und mittels Radio-Okkultationen geliefert haben,
sind zwei US-amerikanische Wissenschaftler 2007 zu dem Ergebnis gekommen, dass der Saturnkern eine Umdrehung in 10 Stunden, 32 Minuten und 35 Sekunden absolviert und somit um sieben Minuten schneller ist, als bislang gedacht.[3] Demnach müsste der Kern kleiner sein, als vermutet. In Hinsicht auf die Entstehung des Gasplaneten könnte das für die Scheiben-Instabilitäts-Hypothese sprechen. Nach dieser Hypothese ist der Saturn aus einer kollabierenden Verdichtung der protoplanetaren Scheibe entstanden. Früher wurde zumeist die Kern-Aggregations-Hypothese als Entstehungsmodell angenommen, nach der Saturn aus einem Kern von über zehn Erdmassen entstanden ist. In letzterem Modell hätte sich der Kern als Erstes aus festen Bestandteilen der Gas- und Staubscheibe gesammelt und erst danach das Gas aus seiner Umgebung ausreichend angezogen.[4]

Die Präzessionsperiode der Saturnachse liegt nach einer Modellrechnung und Beobachtungen von Durchquerungen der Ringebene in einer Größenordnung von zwei Millionen Jahren.[5]

Der Saturn gehört zu den sogenannten Gasriesen. Mit einem Durchmesser von gut 120.000 km ist er nach Jupiter der zweitgrößte Planet des Sonnensystems. Obwohl sein Volumen 58 % des Volumens des Jupiters entspricht, beträgt seine Masse weniger als ein Drittel der Jupitermasse (etwa 95 Erdmassen). Der Saturn hat daher eine sehr geringe mittlere Dichte von nur 0,687 g/cm³. Im Durchschnitt ist sein Material also leichter als Wasser unter Normalbedingungen, was für keinen anderen Planeten des Sonnensystems zutrifft.

Die Temperatur beträgt bei 1 bar Atmosphärendruck (dies wird bei Gasplaneten allgemein als „Oberfläche“ definiert) 134 K (−139 °C) und bei 0,1 bar Druck 84 K (−189 °C).

Seine Atmosphäre enthält wie die des Jupiters überwiegend Wasserstoff und
Helium, jedoch in einer anderen Zusammensetzung. Der Wasserstoffanteil ist mit etwa 93 % der Masse deutlich höher, der Heliumanteil mit nur knapp 7 % entsprechend geringer. Des Weiteren kommen Spuren von Methan, Ammoniak
und anderen Gasen vor.[6][7]

Während die Atmosphäre des Jupiters die Elemente Wasserstoff und Helium im gleichen Verhältnis wie die Sonne enthält, ist der Heliumanteil beim Saturn wesentlich geringer. Die eher detailarme, gelblich-braune Wolkendecke enthält überwiegend gefrorene Ammoniakkristalle.

Die Atmosphäre, die wie bei Jupiter hauptsächlich aus Wasserstoff besteht, geht mit zunehmender Tiefe aufgrund des hohen Druckes allmählich vom gasförmigen in den flüssigen Zustand über. Es existiert jedoch keine definierte Oberfläche, da der Druck in den Tiefen der Atmosphäre jenseits des kritischen Punkts ansteigt und unter diesen Bedingungen eine Unterscheidung zwischen Gas und Flüssigkeit nicht mehr möglich ist. Weiter in der Tiefe geht der Wasserstoff schließlich in seine metallische Form über. Diese Schichten haben jedoch im Gegensatz zum Jupiter aufgrund der kleineren Masse andere Mächtigkeitsverhältnisse. So beginnt im Saturn die metallische Schicht erst bei 0,47 Saturnradien (Jupiter: 0,77 Jupiterradien). Unterhalb dieser Schicht liegt ein Gesteinskern (genauer: Eis-Silikat-Kern), für den Modellrechnungen eine Masse von circa 16 Erdmassen ergeben. Damit besitzt der Saturnkern einen Masseanteil von 25 %, der des Jupiter lediglich 4 %. Das Innere des Gesteinskerns ist sehr heiß, es herrscht eine Temperatur von 12.000 Kelvin. Als Grund dafür wird unter anderem der Kelvin-Helmholtz-Mechanismus angenommen, eine langsame gravitationsbedingte Kompression.[7][8] Dadurch strahlt der Saturn 2,3-mal so viel Energie ab, wie er von der Sonne empfängt.[9]

Die Wolken, die in der Atmosphäre des Saturn zu sehen sind, bestehen vor allem aus auskristallisiertem Ammoniak. Saturn besitzt mindestens zwei Wolkenschichten. Die obere verdeckt die untere, wobei letztere nur im
infraroten Bereich sichtbar ist, da Saturn Wärme aus seinem Inneren abstrahlt.[10] Die obere Wolkenschicht des Saturn reflektiert das Licht der Sonne, wodurch sie gut beobachtet werden kann, außerdem weist sie gröbere Strukturen auf als die untere Schicht.

Der Nordpol ist der Mittelpunkt eines Polarwirbels und einer stabilen Struktur in der Form eines nahezu regelmäßigen Sechsecks mit einem Durchmesser von fast 25.000 Kilometern. Das anscheinend mehrere 100 Kilometer tiefe Hexagon wurde bereits 1980 und 1981 von den Voyager-Sonden aufgenommen; es ist auch auf den von der Saturnsonde Cassini übermittelten Bildern von 2006 wieder zu sehen. Das Hexagon rotiert alle 10 Stunden 39 Minuten und 24 Sekunden einmal um sich selbst. Das ist die gleiche Zeitspanne, die auch die Radioemissionen von Saturn für eine Umdrehung benötigen. Die Entstehung dieses Effekts ist noch nicht geklärt.[11]

Am Südpol befindet sich ein ortsfester, hurrikanähnlicher Sturm mit einem Durchmesser von etwa 8000 Kilometern.

Auf Saturn wurden weitere Stürme beobachtet, wie zum Beispiel der „Große Weiße Fleck“, ein Effekt, der alle 29 Jahre auf der nördlichen Hemisphäre beobachtet werden kann und mit dem „Großen Roten Fleck“ auf dem Jupiter vergleichbar ist.[12]

Wissenschaftler entdeckten 2005 durch Beobachtungen mit dem Keck-Teleskop
auf Hawaii einen „Hot Spot“ (eine im Vergleich zur Umgebung warme Stelle) am Südpol des Saturn. Damit unterscheidet sich Saturn von allen anderen Planeten, bei denen die kältesten Orte in den Polargebieten liegen. Mithilfe des Orbiters
Cassini spürten im Januar 2008 Astronomen am Nordpol gleichfalls einen „Hot Spot“ auf, obwohl es dort schon jahrelang dunkel ist. Diese „Hot Spots“ entstehen durch Atmosphärengas, das sich in Richtung der Pole bewegt. Dabei wird es komprimiert und aufgeheizt; schließlich sinkt es am Pol in Form eines Wirbels in die Tiefen der Saturnatmosphäre ab. Es scheint sich bei beiden Wirbeln um langlebige Strukturen zu handeln, deren Existenz nicht von der Sonneneinstrahlung abhängt.[13]

Der Saturn besitzt ein eigenes Magnetfeld, dessen Form der einfachen, symmetrischen Form eines magnetischen Dipols entspricht. Die Feldstärke am Äquator beträgt etwa 20 µT und ist damit etwa 20-mal schwächer als das äquatoriale Feld Jupiters (420 µT) und etwas schwächer als das äquatoriale
Erdfeld (30 µT). Das magnetische Dipolmoment, das ein Maß für die Stärke des Magnetfeldes bei vorgegebenem Abstand vom Zentrum des Planeten ist, ist mit 4,6 · 1018 T·m3 580-mal stärker als das Magnetfeld der Erde (7,9 · 1015 T·m3). Das Dipolmoment Jupiters ist allerdings mit 1,55 · 1020 T·m3
trotz des ähnlich großen Planetendurchmessers etwa 34-mal so groß.[14][15] Daher ist die Magnetosphäre des Saturn deutlich kleiner als die des Jupiters und erstreckt sich nur zeitweise knapp über die Umlaufbahn des Mondes Titan hinaus.[16] Einzigartig im Sonnensystem ist die fast exakt parallele Ausrichtung der Magnetfeldachse und der Rotationsachse. Während z. B. bei Erde und Jupiter diese Achsen etwa 10° gegeneinander geneigt sind, beträgt die Abweichung der beiden Achsen beim Saturn weniger als 1°.[17] Sehr wahrscheinlich wird das Magnetfeld durch einen Mechanismus erzeugt, der dem Dynamo im Inneren Jupiters entspricht und eventuell von Strömen im metallischen Wasserstoff angetrieben wird.[16] Es gibt aber auch konkurrierende Theorien, die die Ursache des Magnetismus in anderen Materialien und Schichten des Gasplaneten suchen.[18]

Genau wie bei anderen Planeten mit ausgeprägtem Magnetfeld wirkt die Magnetosphäre des Saturn als effizienter Schutzschild gegen das Weltraumwetter. Da der Sonnenwind mit Überschallgeschwindigkeit auf die Magnetosphäre trifft, bildet sich auf der sonnenzugewandten Seite eine Stoßwelle aus, die zur Bildung einer Magnetopause führt. Auf der sonnenabgewandten Seite bildet sich, wie bei Erde und Jupiter, ein langer Magnetschweif.

Der große Mond Titan, dessen Umlaufbahn noch im Inneren der Magnetosphäre liegt, trägt durch seine ionisierten oberen Atmosphärenschichten (Ionosphäre) zum Plasma der Magnetosphäre bei.[14] Die genaue Struktur der Magnetosphäre ist äußerst komplex, da sowohl die Ringe des Saturn als auch die großen inneren Monde mit dem Plasma wechselwirken.

Den Saturn umgibt in seiner Äquatorebene ein auffälliges Ringsystem, das bereits in einem kleinen Teleskop problemlos zu sehen ist. Das Ringsystem wurde 1610 von Galileo Galilei entdeckt, der es aber als „Henkel“ deutete. Christiaan Huygens beschrieb die Ringe 45 Jahre später korrekt als Ringsystem. Giovanni Domenico Cassini vermutete als erster, dass die Ringe aus kleinen Partikeln bestehen und entdeckte 1675 die Cassinische Teilung.[19]

Die Ringe werfen einen sichtbaren Schatten auf den Saturn – wie auch umgekehrt der Saturn auf seine Ringe. Der Schattenwurf auf die Saturnoberfläche ist umso ausgeprägter, je mehr die recht dünne Hauptebene des Ringsystems im Laufe eines Saturnjahres gegenüber der Sonne geneigt ist.

Es gibt mehr als 100.000 einzelne Ringe mit unterschiedlichen Zusammensetzungen und Farbtönen, welche durch scharf umrissene Lücken voneinander abgegrenzt sind. Der innerste beginnt bereits etwa 7.000 km über der Oberfläche des Saturn und hat einen Durchmesser von 134.000 km, der äußerste hat einen Durchmesser von 960.000 km. Die größten Ringe werden nach der Reihenfolge ihrer Entdeckung von innen nach außen als D-, C-, B-, A-, F-, G- und E-Ring bezeichnet.

Die Umlaufzeit der inneren Ringe beträgt sechs bis acht Stunden, die der äußeren Ringe zwölf bis vierzehn Stunden.

Die Lücken zwischen den Ringen beruhen auf der gravitativen Wechselwirkung mit den zahlreichen Monden des Saturn sowie der Ringe untereinander. Dabei spielen auch Resonanzphänomene eine Rolle, die auftreten, wenn die Umlaufszeiten im Verhältnis kleiner ganzer Zahlen stehen. So wird die Cassinische Teilung durch den Mond Mimas verursacht. Einige kleinere Monde, sogenannte Hirten- oder auch Schäfermonde, kreisen direkt in den Lücken und an den Rändern des Ringsystems und stabilisieren dessen Struktur. Neue Messungen und Aufnahmen der Raumsonde Cassini haben ergeben, dass die Ringkanten und damit die Abtrennung der Ringe noch schärfer sind als bisher angenommen. So hatte man vermutet, dass sich in den Lücken ebenfalls einige Eisbrocken befinden, was aber nicht der Fall ist.

Die Ringteilchen umkreisen den Saturn rechtläufig in dessen Äquatorebene; somit ist das Ringsystem ebenso wie die Äquatorebene um 27° gegen die Bahnebene
geneigt. Alle 14,8 Jahre befindet sich das Ringsystem in der sogenannten „Kantenstellung“, in der der dünne Rand der Ringe genau der Erde zugewandt ist, so dass das Ringsystem nahezu unsichtbar wird. Das war zuletzt im Jahre 2009 der Fall.

Mit dem Spitzer-Weltraumteleskop wurde am 6. Oktober 2009 ein wesentlich weiter außen liegender, vom Hauptringsystem unabhängiger Ring anhand seiner Infrarotstrahlung entdeckt, der mit dem Mond Phoebe den Saturn rückläufig umkreist. Visuell ist er auf Grund seiner sehr geringen Materiedichte nicht sichtbar. Der Ring befindet sich im Radius von 6 bis 12 Millionen Kilometern um den Saturn und seine Ringebene ist gegenüber den schon länger bekannten Ringen um 27° geneigt. Er verrät sich nur durch seine Wärmestrahlung mit ca. 80 Kelvin. Sein Material soll vom Saturnmond Phoebe stammen.[20][21] Inzwischen (2015) wurde mit dem Weltraumteleskop WISE festgestellt, dass der Ring sogar von 6 Mio - 16 Mio. km Saturnabstand reicht. Er besteht überraschend hauptsächlich aus sehr kleinem, dunklem Staub, der extrem dünn verteilt ist[22].

Ein weiteres Phänomen sind radiale, speichenartige Strukturen, die sich von innen nach außen über die Ringe erstrecken und hierbei enorme Ausmaße annehmen: bei einer Breite von rund 100 Kilometern können sie bis zu 20.000 Kilometer lang werden.[23] Diese „Speichen“ wurden erstmals von der Sonde Voyager 2 bei ihrer Passage im Jahr 1981 entdeckt, später konnte die Beobachtung unter anderem vom Weltraumteleskop Hubble bestätigt werden. Rätselhafterweise verschwanden diese Strukturen ab 1998 allmählich und konnten dann erst wieder ab September 2005 auf Aufnahmen der Raumsonde Cassini nachgewiesen werden. Als Ursache für die Streifenbildung wurde zunächst eine kurzlebige Wechselwirkung mit dem Magnetfeld des Saturn vermutet.

US-amerikanische Astronomen fanden 2006 jedoch eine andere Erklärung für das Rätsel um die Speichenstrukturen: demnach bestehen die Speichen aus winzigen (wenige µm) geladenen Staubpartikeln, deren Flugbahn vom UV-Licht der Sonne so beeinflusst wird, dass sie durch entstehende elektrostatische Kräfte in einen Schwebezustand (Levitation) gebracht und angehoben werden.[24] Je nach Position des Saturn auf seiner Umlaufbahn ändert sich der Winkel zwischen den Saturnringen und der Sonne und somit auch der Einfallswinkel des ultravioletten Lichts. Die dunklen Streifen entstehen in periodischen Abständen immer, wenn die Sonne in der Ringebene des Saturn steht und bestehen dann für etwa acht Jahre. Eine streifenlose Phase hält dagegen sechs bis sieben Jahre lang an.[25] Der Grund für die elektrostatische Aufladung der Ringe wird kontrovers diskutiert. Eine Erklärung ist, dass Blitze in der oberen Atmosphäre des Saturn auftreten, welche durch komplexe Vorgänge Elektronenstrahlen erzeugen, die die Ringe treffen.[26]

Zur Entstehung der Saturnringe gibt es verschiedene Theorien. Nach der von Édouard Albert Roche bereits im 19. Jahrhundert vorgeschlagenen Theorie entstanden die Ringe durch einen Mond, der sich dem Saturn so weit genähert hat, dass er durch Gezeitenkräfte auseinandergebrochen ist. Der kritische Abstand wird als Roche-Grenze bezeichnet. Der Unterschied der Anziehungskräfte durch den Saturn auf beiden Seiten des Mondes überstieg in diesem Fall die mondinternen Gravitationskräfte, so dass der Mond nur noch durch seine materielle Struktur zusammengehalten worden wäre. Nach einer Abwandlung dieser Theorie zerbrach der Mond durch eine Kollision mit einem Kometen
oder Asteroiden. Nach einer anderen Theorie sind die Ringe gemeinsam mit dem Saturn selbst aus derselben Materialwolke entstanden. Diese Theorie spielte lange Zeit keine große Rolle, denn es wurde vermutet, dass die Ringe ein nach astronomischen Maßstäben eher kurzlebiges Phänomen von höchstens einigen 100 Millionen Jahren darstellen. Dies hat sich jedoch im September 2008 relativiert. Larry Esposito, der US-Astronom, der Anfang der 1980er-Jahre Alter und Gewicht der Saturnringe vermessen hatte, korrigiert seine Schätzungen von damals. Neuen Forschungsergebnissen nach könnte das Alter des Ringsystems mehrere Milliarden Jahre betragen, womit von einem kurzlebigen Phänomen keine Rede mehr sein könnte. Die bisherigen Erkenntnisse über das Alter des Ringsystems wurden aus der Menge an Sternenlicht gewonnen, das durch die Ringe hindurchtritt. Esposito und seine Kollegen haben aber nun das Verhalten von mehr als 100.000 Teilchen in den Saturnringen simuliert. Dies war aufgrund neuer Daten der Raumsonde Cassini, die 2004 den Saturn erreichte, möglich. Diese Daten waren genauer als die jener Sonden, die den Saturn in den 1970er- und 1980er-Jahren besuchten. Die anhand der neuen Messdaten vorgenommenen Kalkulationen haben gezeigt, dass innerhalb der Ringe dynamische Prozesse ablaufen, die eine Kalkulation der Masse anhand des einfallenden Sternenlichts viel schwieriger gestalten als bislang gedacht. Den neu errechneten Daten zufolge könnten die Ringe mehr als dreimal so schwer sein.

Von den heute 62 bekannten Monden ist Titan der größte mit einem Durchmesser von 5150 km. Die vier Monde Rhea, Dione, Tethys und Iapetus besitzen Durchmesser zwischen 1050 km und 1530 km. Telesto, Tethys und Calypso bewegen sich mit jeweils 60 Grad Versatz auf derselben Bahn um den Saturn. Ein zweites Gespann von „Trojaner-Monden“ sind Helene (Saturn XII – S/1980 S 6) und Polydeuces, die sich unter je 60 Grad Versatz eine Bahn mit Dione teilen.[27][28]

Eine weitere Besonderheit stellen die Monde Janus und Epimetheus dar, welche auf zwei fast gleichen Umlaufbahnen den Saturn umlaufen. Alle vier Jahre kommen sie einander sehr nahe und tauschen durch die gegenseitige
Anziehungskraft ihre Umlaufbahnen um den Saturn.

1905 gab William Henry Pickering bekannt, einen weiteren Mond entdeckt zu haben. Pickering schätzte den Durchmesser auf 61 km. Der Mond wurde Themis genannt, da er aber nie wieder gesichtet wurde, gilt er als nicht existent.

Anfang Mai 2005 wurde ein weiterer Mond entdeckt, provisorisch S/2005 S 1 genannt, der mittlerweile den offiziellen Namen Daphnis trägt. Er ist der zweite Mond neben Pan, der innerhalb der Hauptringe des Saturn kreist.[29]

Im Juni 2006 wurden mit dem Teleskop auf dem Mauna Kea, auf Hawaii, neun weitere Monde entdeckt, die auf stark elliptischen Bahnen zwischen 17,5 und 23 Millionen Kilometern den Saturn entgegen dessen Rotationsrichtung umkreisen. Daraus lässt sich schließen, dass es sich um eingefangene Überreste von Kometen oder Kleinplaneten handeln muss. Der 2009 vom Cassini Imaging Science Team entdeckte Mond S/2009 S 1 ist mit einem Durchmesser von ungefähr 300 Metern der bislang kleinste entdeckte Mond des Saturn.

Zum Zeitpunkt des Eintritts der Raumsonde Cassini in den Saturnorbit wurden kleinere Körper mit nur etwa 100 m Durchmesser gefunden, vermutlich Überreste eines ehemals größeren Körpers, die kleine „Möndchen“ beziehungsweise die Saturnringe bilden. Die Forscher schätzen etwa eine Zahl von 10 Millionen solcher kleinen Gebilde in den Saturnringen. Sie erhoffen sich nun, mithilfe dieser Überreste eine eindeutige Erklärung für die Entstehung der Saturnringe zu finden.

Wie alle oberen Planeten ist der Saturn am besten in den Wochen um seine Opposition zu beobachten, wenn er der Erde am nächsten sowie der Sonne gegenüber steht und um Mitternacht kulminiert. In den Jahren 2016–2018 ist dies im Juni der Fall.

Die Größe seiner im Fernrohr ab 20-facher Vergrößerung gut sichtbaren „Scheibe“ schwankt allerdings übers Jahr nur um ±10 Prozent, nicht wie bei Jupiter um fast 20 Prozent. Den Saturnring und den größten Mond Titan erkennt man bereits im Feldstecher, die Äquatorstreifen ab etwa 40-facher Vergrößerung, und alle nächstkleineren 4–5 Monde im Achtzöller (Standardfernrohr mit 20-cm-Objektiv).

Einen Monat nach der Opposition kulminiert der Saturn bereits gegen 22 Uhr (bzw. 23 h MESZ) und ist dann am südwestlichen Abendhimmel als Stern 1. Größe zu sehen, bis er nach weiteren 3–4 Monaten für das freie Auge im Licht der untergehenden Sonne verschwindet.

Im Unterschied zu den vier sonnennäheren Planeten sind Tagbeobachtungen des Saturn im Fernrohr kaum möglich, da er sich vom Himmelsblau nur knapp abhebt. Soweit dies dennoch gelingt, ist auch der Ring tagsüber bei geringer Vergrößerung erkennbar.

Literatur

·       Ute Kehse: Polarlichter sind einzigartig – Cassini und Hubble werfen 25 Jahre alte Theorien über den Haufen (Bericht über einen Artikel in der Zeitschrift Nature): 19. Februar 2005, Onlineportal der Zeitschrift Bild der Wissenschaft: Artikel online abrufbar unter http://www.wissenschaft.de/wissen/news/249343.html

·       Thorsten Dambeck: Saturnmond in Fetzen: Die Saturnringe könnten die Trümmer eines zerborstenen Mondes sein. Bild der Wissenschaft, 9/2006, S. 60–63, ISSN 0006-2375

·       Ronald Weinberger: Präzise Bestimmung der Rotation des Saturn. Naturwissenschaftliche Rundschau 59 (12), S. 664–665 (2006), ISSN 0028-1050

·       Reinhard Oberschelp: Giuseppe Campani und der Ring des Planeten Saturn. Ein Dokument in der Gottfried Wilhelm Leibniz Bibliothek. Reihe Lesesaal, 35. C. W. Niemeyer, Hameln 2011, ISBN 3-8271-8835-0 (u.a. mit Abb. von 1666)

Weblinks

·       RPIF-Bestandsverzeichnis: Saturn

·       Der Planet Saturn: Wissenswertes und Flash-Film

·       NASA-Seite zum Saturn (englisch)

·       Liste der Saturnmonde (englisch)

·       Hochaufgelöste Aufnahme mit einem semiprofessionellen Amateurteleskop (englisch)

·       A View of Earth from Saturn NASA Earth Observatory, Image of the Day, 16. Januar 2007

Videos

·       Warum hat der Saturn Ringe? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 30. Juli 2000.

1.    NASA Saturn Fact Sheet.

2.    Ravit Helled, Eli Galanti, Yohai Kaspi: Saturn's fast spin determined from its gravitational field and oblateness. In: Nature. 2015, doi:10.1038/nature14278.

3.    John D. Anderson, Gerald Schubert: Saturn's Gravitational Field, Internal Rotation, and Interior Structure. In: Science. 7. Sept. 2007, Band 317, Nr. 5843, S. 1384-1387, DOI:10.1126/science.1144835.

4.    Astronomie-heute.de: Der Saturnkern rotiert schneller als gedacht. Auf: astronomie-heute.de vom 10. September 2007.

5.    William R. Ward, Douglas P. Hamilton: Tilting Saturn. I. Analytic Model. In: The Astronomical Journal. Nr. 128, November 2004, S. 2501–2509 (Volltext als PDF-Datei; 506 kB).

6.    Courtin, R.; Gautier, D.; Marten, A.; Bezard, B.: The Composition of Saturn's Atmosphere at Temperate Northern Latitudes from Voyager IRIS spectra. In: Bulletin of the American Astronomical Society. 15, 1983, S. 831. bibcode:1983BAAS...15..831C.

7.    The Solar System – Saturn

8.    NASA Saturn Worldbook

9.    Radiation on Saturn

10. Saturn als „Martinslaterne“

11. Cassini Images Bizarre Hexagon on Saturn, Pressemitteilung 2007-034 des Jet Propulsion Laboratory, 27. März 2007. Ein neueres Bild des Hexagons findet sich auf der Homepage der NASA.

12. Great White Spot

13. Astronews Überraschung am Nordpol des Ringplaneten

14. T. Russell, J. G. Luhmann: Saturn: Magnetic Field and Magnetosphere. UCLA – IGPP Space Physics Center, 1997, abgerufen am 13. September 2007 (englisch).

15.  C. T. Russell, J. G. Luhmann: Jupiter: Magnetic Field and Magnetosphere. UCLA – IGPP Space Physics Center, 1997, abgerufen am 13. September 2007 (englisch).

16. Matthew McDermott: Saturn: Atmosphere and Magnetosphere. Thinkquest Internet Challenge, 2000, abgerufen am 15. Juli 2007 (englisch).

17. Cassini-Huygens Website zur Magnetosphäre

18. NASA Special Publication Passage to a Ringed World Chapter 6 (PDF; 256 kB)

19. Historical Background of Saturn’s Rings

20. The King of Rings. NASA, 7. Oktober 2009, abgerufen am 7. Oktober 2009 (englisch).

21. http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,653680,00.html

22. Saturns Riesenring ist noch größer, in scinexx.de, Abgerufen: 15. Juni 2016, als Quelle gibt der Artikel an: P. Hamilton, Michael F. Skrutskie, Anne J. Verbiscer, Frank J. Masci: Small particles dominate Saturn’s Phoebe ring to surprisingly large distances, in Nature 522, 185–187 (11 June 2015)

23. Blitzartig gestreift: zu den rätselhaften Speichen im Ringsystem auf www.wissenschaft.de

24. C. J. Mitchell et al.: Saturn's Spokes: Lost and Found. Science, 17. März 2006, Vol. 311. Nr. 5767, S. 1587–1589

25. Cassini entdeckt Speichen

26. Blitze sollen Saturnringe stören

27. Saturns bekannte Satelliten

28. Aktuelle Cassini-Aufnahmen der Monde

29. NASA – Wavemaker Moon

30. R. Wolf: Handbuch der Astronomie, ihrer Geschichte und Litteratur. Schulthess, Zürich 1892, Nachdruck Olms 1973, Par. 553

31. R. Wolf, a.a.O., Par. 554

32. R. Wolf, a.a.O., Par. 555

33. K. Schaifers, H.H. Voigt (Hrsg.): Landolt-Börnstein. Gruppe VI, Bd. 2a, Springer, Berlin 1981, S. 137

34. K. Schaifers, H.H. Voigt, a.a.O., S. 139

35. Pioneer Mission Description (Memento vom 30. Januar 2006 im Internet Archive)

36. Pioneer 10+11

37. Voyager-Sonden

38. Missions to Saturn

39. Astronomers Find Giant Lightning Storm At Saturn. ScienceDaily LLC, 2007, abgerufen am 27. Juli 2007.

40. David Shiga: Faint new ring discovered around Saturn. NewScientist.com, 20. September 2007, abgerufen am 8. Juli 2007.

41. Paul Rincon: Huge 'hurricane' rages on Saturn. BBC, 10. November 2006, abgerufen am 12. Juni 2007.

42. Probe reveals seas on Saturn moon

43. Cassini Discovers Potential Liquid Water on Enceladus

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Stand: 2017

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