Saturnus

**Saturnus** (symboal: ) is fan de sinne ôf rekkene de seisde planeet yn ús sinnestelsel en op Jupiter nei de grutste. Beide gasreuzen binne saneamde 'bûtenplaneten'. Saturnus is ferneamd nei de Romeinske god fan de lânbou, Saturnus.
Saturnus is al sûnt de prehistoarje bekend .

## Karakteristiken
### Gearstalling
De gearstalling fan Saturnus liket in soad op dy fan Jupiter. Yn it sintrum sit in rotseftige kearn, dêromhinne in mantel fan floeiber metallysk wetterstof, folge troch in laach fan molekulêr wetterstof. De temperatuer yn de kearn bedraacht 12&nbsp;000 K. As gefolch fan it Kelvin-Helmholtz meganisme strielt Saturnus mear enerzjy út as't hy fan de sinne krijt. Dizze enerzjy útstrieling wurdt fersterke troch de wriuwingswaarmte dy't frijkomt as helium yn de mantel tsjin wetterstof botst.
Troch syn snelle rotaasje (10h 14m oan de evener, 10h 41m op hegere breedtegraden) is Saturnus nei de poalen ta frijwat ôfplatte en it ferskil tusken diameter tusken de poalen en de evener bedraacht hast 10% (120&nbsp;536&nbsp;km vs. 108&nbsp;728&nbsp;km). By oare (gasfoarmige) planeten docht dit ferskynsel him ek foar, mar nearne sa sterk as by Saturnus. In oar opmerklik feit oer Saturnus is dat de gemiddelde tichtheid mar 0,687 kg/l bedraacht: as ienige planeet in ús sinnestelsel is dit lytser as de tichtheid fan wetter. Ast in bak mei wetter hawwe soest dêr't Saturnus ynpasse soe, soe de planeet driuwen bliuwe.

### Atmosfear

De atmosfear fan Saturnus bestiet foar mear as 93% uit wetterstof en foar wat mear as 5% út helium. It restearjende diel wurdt ynnomd troch metaan, wetterdamp, ammoniak, etaan, propaan, asetyleen en wetterstoffosfide dy't sporadysk foarkomme.
Op Ierde bestiet in dúdlike skieding tusken lân, wetter en atmosfear. Saturnus hat dêrfoaroer allinnich mar wetterstoflagen dy't fan in floeibere foarm djip yn de planeet stadichoan oergeane yn de gasfoarmige fariant dy't yn de atmosfear foarkomt, sûnder in dúdlike grins. Dit is in net wenstige situaasje dy't fuortkomt út de enoarme druk en temperatuer op Saturnus, neamd in superkritike tastân. As gefolch fan de ôfgryslike druk wurde de gassen dusdanich gearparse dat se, op it punt dêr't gewoanwei de oergong ferwachte wurdt, in tichtheid hawwe dy't noch altiten oerienkomt mei dy fan in floeistof. Saturnus hat dêrom gjin dúdlik planeetoerflak, mar wittenskippers brûke as referinsjepunt it punt dêr't de druk gelyk is oan 1 bar. Dit is oan de top fan it wolketek. Ut de romte wei sjoen fertoant de atmosfear fan Saturnus in patroan fan streken of bannen dat oerienkomsten fertoant mei Jupiter. It ferskil is lykwols dat de bannen fan Saturnus dizeniger binne en om de evender folle breder. Troch de Voyager 1 waarden komplekse wolkestruktuerem waarnomd yn de atmosfear dy't fan de Ierde ôf net sichtber wiene. Op Saturnus waaie hurde stoarmen, tichtby de evender berikke se yn de boppelagen fan de atmosfear snelheden oant 500 m/s.

## Ringstruktuer om Saturnus
### Ringen
Alle gasplaneten út ús sinnestelsel fertoane in systeem fan ringen, mar dat is pas op de ein fan de 20e iuw ûntdekt. It ringensysteem fan Saturnus is fierwei it opfallendst en ek folle earder waarnomd. Yn 1610 seach Galileo Galilei nei Saturnus en seach trije objekten ynstee fan ien. Fol fernuvering hâlde Galilei it der op dat de planeet twa hantfetten (*ansae*) hie. Doe't hy twa jiewr letter nochris seach wienen dizze ferdwûn wêrnei't se twa jier letter wer ferskynden, no dúdliker as ea. In heale iuw letter koe Christiaan Huygens tanksij de ferbettere teleskooptechnyk yn 1655 as earste befêstigje dat dizze *ansae* eins in ring om de planeet wie. Huygens beskreau in tinne platte ring dy't de planeet nearne rekke. Dit waard yn it earstoan mei wat sepsis ûntfongen, mar waard troch Richard Hooke en Giovanni Cassini befêstige.

Cassini toande yn 1675 oan dat de ring yn werklikheid út twa ringen bestie, wêrtusken in skieding siet dy't letter de namme Cassiniskieding krige. Yn 1858 bewiisde James Clerk Maxwell dat de ringen grús en stikjes rots befetsje moasten.

De lêste ynsichten binne dat it in stelsel is fan talleaze minime, ôfsûnderlike ringen mei smelle, lege ôfskiedingen tusken dizze ringen. De ringen binne gemiddeld mar sa'n 20 meter dik en besteane út iis en meteorytstofdieltsjes. It heule stelsel is konsintrysk, wat feroarsake wurdt troch de soad moantsjes fan Saturnus, dy't swiertekrêften ûndergeane en feroarsaakje.

Meidat Saturnus' ekwatoriale flak 2 kear per saturnusjier (30 ierdse jierren) dy fan ús krúst, ferdwine elke 15 jier de ringen foar inkele wiken út it sicht. Dit wurdt feroarsake meidat wy de ring dan fan de sydkant ôf sjogge en troch de minime dikte fan mar 20 meter. Op 11 augustus 2009 krúste it flak opnij en ferdwûn it werkenbere oansjen fan de planeet.

Allinnich de A-, B- en C-ring binne mei de amateur-teleskopen fan de ierde ôf te sjen. De D- en E-ring waarden respektyflik yn 1969 en 1967 fan de ierde ôf ûntdekt. De F- en G- ringen waarden op foto's fan de Voyager ekspedysjes waarnomd.

De F-ring hat in flochten struktuer en wurdt yn stân hâlden troch de hardermoantsjes Prometeus en Pandora.

R/2004 S1 is in hiele lytse ring tusken de A- en F-ring, yn de buert fan de baan fan Atlas, dy't yn septimber 2004 troch it Cassini-Huygens team ûntdekt waard. Der moat lykwols noch neigien wurde oft dizze ring folslein en permanint is eardat hy in definitive oantsjutting krijt.

Op 7 oktober 2009 publisearren wittenskippers de ûntdekking fan in mânske bûtenring mei in radius fan 13 miljoen kilometer, ofwol 200 kear de diameter fan de planeet sels. De ring is ûntdekt mei help fan de Spitzer romteteleskoop. Mei de ûntdekking is der no ek in reële teory oer de kleuring fan de moanne Iapetus, dy't oan ien side donkerkleurich is. Men giet der no fan út dat dizze ring dêrfoar ferantwurdlik is.

### Skiedingen tusken de ringen

De dúdlik waarnimbere romte tusken de A- en B-ring is bekend as de Cassiniskieding (4650 km breed) en wurdt feroarsake troch de moanne Mimas.

Der bestiet noch in lytsere romte binnen de A-ring (de Enckeskieding). Dizze is folle minder goed te sjen. Se is mar 325 km breed en waard mooglik waarnomd yn 1837 troch Johann Encke mar pas mei sekerheid befêstige yn 1888 troch James Keeler. It moantsje Pan (20 km grut) hat syn baan yn dizze skieding.

De Voyagers ûntdekten fierder noch lytsere skiedingen: de Maxwellskieding op 87.500 km ôfstân (270 km breed) en de Keelerskieding op 136.500 km ôfstân (35 km breed); dizze lêste wurdt iepenhâlden troch it moantsje Dafnis.

De stân fan de ringen sa't wy dy fan de ierde ôf observearje kinne makket in syklus troch fan 29,5 jier. De jierren dat wy op ierde yn it flak fan de ringen sieten (1612, 1671-1672, 1685, 1789-1790, 1848-1849, 1966, 1979-1980), hawwe yn it ferline fan belang west omdat op dat stuit it ljocht fan de ringen minimaal is en de kâns dêrtroch fergrutte dat men lytse, ljochtswakke moantsjes ûntdekke koe. In foarbyld hjirfan is de ûntdekking fan Janus yn 1966 troch Audouin Dolfus fan it Observatoarium fan de Pic du Midi ôf.

## Moannen fan Saturnus
It falt net ta om in arbitrêre skieding te meitsjen tusken in lytse moanne en in grutte brok fan de ringen. Begjin 2007 wienen der 56 natuerlike moannnen en moantsjes bekend. 

## Fierder lêze
* O'D. Alexander, A. F., *The planet Saturn*, Faber and Faber, London 1962 ISBN 0-486-23927-6
* Gehrels, T. en Shapley Matthews, M. (red.) *Saturn*, University of Arizona Press, Tucson, 1984
* Karttunen, H., Kröger, P., e.a. *Fundamental Astronomy*, New York: Springer, 5th edition, 2007, ISBN 3-540-34143-9.
* Lovett, L., Horvath, J., Cuzzi, J. *Saturn: A New View*, New York: Harry N. Abrams, Inc., 2006 ISBN 0-8109-3090-0.