(sterrenkunde), dikwijls aangeduid met het teken ♄, is van de met het blote oog zichtbare en daarom reeds in de Oudheid bekende planeten de verst verwijderde. In gem. 29½ jaar voltooit zij haar loop om de zon; na 378 dagen hebben de zon, de aarde en Saturnus weer dezelfde onderlinge stand.
Het vlak van de Saturnusbaan helt 2½° ten opzichte van het vlak der aardbaan. De baan van de planeet heeft een excentriciteit van 1/18. De halve grote as der baan is 9½ maal zo groot als de halve grote as der aardbaan. In de gunstigste oppositie nadert Saturnus de aarde tot op minder dan 1200 millioen km. De waarneming van Saturnus richt zich op drieërlei object:1. de eigenlijke planeet,
2. de ring,
3. de satellieten.
De eigenlijke planeet vertoont zich in de kijker als een sterk afgeplatte schijf, waarvan de grootste en kleinste middellijn 119.000 en 107.000 km zijn. Geen enkele andere planeet is zo sterk afgeplat. Van de andere planeten wordt Saturnus alleen door Jupiter in grootte overtroffen. De massa, bepaald uit de omloopstijd der satellieten zowel als uit de storingen die de planeet in de loop van Jupiter veroorzaakt, is even groot als 95 aardmassa’s, bedraagt echter niet meer dan 1/3500 deel der zonsmassa. De gemiddelde dichtheid is uitermate gering: iets groter dan 1/8 van de gemiddelde dichtheid der aarde. Men neemt aan, dat het grootste deel van de massa zich bevindt in een kern van betrekkelijk kleine afmetingen.
Behalve haar beweging om de zon heeft de planeet ook een wentelende beweging om haar kleinste middellijn. Uit waarneming van de beweging van witte vlekken, die een enkele maal plotseling op het oppervlak verschijnen, bepaalde men de duur der omwenteling. Deze schommelde tussen 10u 14m en 10u 38m, al naar de vlek dichter bij of verder van de aequator lag. Deze variatie in omwentelingstijd is bevestigd door spectrografische waarnemingen. De atmosfeer van Saturnus schijnt dus evenmin als de atmosfeer van de zon en van Jupiter „en bloc” te roteren.
Oppervlakkig vertoont Saturnus veel gelijkenis met Jupiter: ook op haar oppervlakte ziet men lichte en donkere gordels evenwijdig aan de aequator, echter minder scherp. De reeds genoemde witte vlekken verschijnen slechts zeer zelden. In 1876, 1903 en 1933 werd een dergelijke vlek waargenomen.
Sinds 1925 kan men met een gevoelige radiometer de temperatuur van de Saturnus-atmosfeer bepalen; zij bedraagt -150 gr. C. Hieruit volgt, dat die atmosfeer niet of nauwelijks van binnen uit verwarmd wordt. Er is dan ook geen reden meer om aan te nemen, dat Saturnus een lichaam van hoge temperatuur is, zoals men vroeger deed. Integendeel, hoewel de radiometrische peilingen slechts de atmosfeer betreffen en waarschijnlijk niet tot op het eigenlijke oppervlak reiken, mag men aannemen dat ook op het oppervlak een temperatuur heerst, die slechts weinig hoger dan −150 gr. C. is.
Bij zo lage temperatuur kunnen in de atmosfeer nog slechts de lichte elementen waterstof en helium en verbindingen als methaan en ammoniak verwacht worden. Waterdamp bijv. moet reeds lang uit de atmosfeer neergeregend zijn en de planeet misschien als een ijskorst omhullen. Waterstof en helium kunnen bij de bestaande temperatuur geen sporen in het zichtbare deel van het spectrum van het licht der planeet achterlaten. Methaan en ammoniak echter wel en zij zijn dan ook inderdaad waargenomen.
De ring van Saturnus is een hoogst merkwaardig en enig verschijnsel onder de hemellichamen. Het is een platte, zeer dunne, cirkelvormige ring, die zich, concentrisch met het planetenlichaam, in het aequatorvlak uitstrekt. De straal van de buitenste rand is 2,25, de straal van de binnenste rand 1,15 maal zo groot als de aequatorstraal van de planeet. Hij is slechts zichtbaar in het door hem weerkaatste zonlicht en dan alleen met het gewapende oog. Daarom werd hij eerst ontdekt na de uitvinding van de verrekijker.
Als eerste nam Galilei hem waar in 1610, maar hield hem voor twee manen, ter weerszijden van de planeet. Eerst in 1655 herkende Christiaan Huygens de ware aard van het verschijnsel. In 1675 zag Domenico Cassini, dat de ring uit twee delen bestond, die gescheiden zijn door een donkere, concentrische streep, de zgn. Cassini’se scheiding met een breedte van ca 5000 km. In 1838 bleek het, dat ook het binnenste van deze twee delen gesplitst was. Afgezien van verschillende andere, zeer nauwe scheidingen onderscheidt men nu van buiten naar binnen de drie ringen A, B en C.
De binnenste ring, de zgn. floersring, is veel minder helder dan de beide andere. Daar het aequatorvlak een hoek van 27° maakt met het vlak der aardbaan wordt de ring op verschillende tijden onder zeer verschillende hoek gezien. Ten tijde van zijn grootste opening draagt hij voor ongeveer de helft tot de helderheid van Saturnus bij. Bij de beweging van Saturnus om de zon verplaatst het aequatorvlak en dus ook de snijlijn van ringvlak en vlak der aardbaan zich evenwijdig aan zichzelf. Gedurende perioden die een halve omloopstijd, dus ca 15 jaar, uiteenliggen en ongeveer een jaar duren, snijdt genoemde lijn de aardbaan. In zulk een periode kan de aarde één-, twee- of driemaal zich in het ringvlak bevinden.
De ring is dan, zelfs in de machtigste kijker, volkomen onzichtbaar. Men ziet tegen de rand aan en deze heeft de buitengewoon geringe dikte van ten hoogste 15 à 20 km. Kort vóór of na zulk een verdwijning bevinden de zon en de aarde zich aan verschillende zijde van het ringvlak. De waarnemer ziet dan de van de zon afgekeerde zijde van de ring onder zéér kleine opening, in een zwak licht. Hieruit volgt, dat de ring, vooral de binnenste, enigszins doorzichtig is.
In het midden der 19de eeuw heeft James Clerk Maxwell aangetoond, dat de ring noch uit een vaste, noch uit een vloeibare samenhangende massa opgebouwd kan zijn. Een dergelijke samenhangende massa is niet stabiel; de geringste storing (waaraan de ring voortdurend onderhevig is) zou hem doen breken in vele kleine stukken. Men moet zich daarom de ring denken als een zwerm van grotere of kleinere brokstukken, die elk voor zich vrij om de planeet bewegen. Spectrometrische bepalingen van de snelheid in verschillende punten van de ring hebben later deze uitkomst bevestigd: de lineaire snelheid is omgekeerd evenredig met de vierkantswortel van de afstand tot de planeet en in elk punt juist zo groot als die van een satelliet die zich ter plaatse zou bevinden. Roche heeft in 1844 aangetoond dat binnen een afstand van ongeveer 2½ maal de straal der planeet (dus in het gebied waar de ring zich bevindt) de storende krachten van Saturnus de vorming van een satelliet verhinderen, zodat in deze zone aanwezige materie zich slechts in kleine deeltjes zou kunnen condenseren.
De satellieten bewegen zich alle bijna geheel in het aequatorvlak der planeet. Tot nu toe zijn negen satellieten ontdekt. Een tiende satelliet, in 1905 fotografisch door Pickering ontdekt, is niet teruggevonden; zijn bestaan is dus twijfelachtig.
De satellieten van Saturnus zijn belangwekkend uit een oogpunt van studie der hemelmechanica. Verschillende paren hebben omloopstijden die zich verhouden als eenvoudige, gehele getallen. Hierdoor veroorzaken zij in elkaars beweging merkwaardige seculaire storingen. Ook de sterke afplatting der planeet is oorzaak van ongewone storingen. De volgende tabel bevat de namen der satellieten, hun afstanden, uitgedrukt in de straal van Saturnus als eenheid, en hun omloopstijden in dagen:
Afstand Omloopstijd
in dagen
Mimas 3,1 0,94
Enceladus 4,0 1,4
Tethys 4,9 1,9
Dione 6,3 2,7
Rhea 8,8 4,5
Titan 20,5 16
Hyperion 24,8 21
Japetus 59,7 79
Phoebe 216,8 550
In 1655 ontdekte Huygens de grootste en helderste satelliet Titan. Zijn massa is even groot als 1,9 maal de massa van onze maan, zijn middellijn 4200 km of 1,2 maal de middellijn der maan. De afmetingen en massa’s der andere satellieten zijn belangrijk kleiner dan die van Titan, echter nog vele malen groter dan die der meeste asteroïden of Kleine Planeten. De buitenste satelliet Phoebe heeft een teruglopende beweging, evenals de buitenste wachters van Jupiter. Misschien behoort hij oorspronkelijk niet tot het Saturnus-systeem, maar werd later in haar zwaartekrachtveld gevangen.
D. VELDT
