Saturn

Der Ringplanet

Rotation und Bahn

Was ist zu sehen?

Der Ringplanet

Wie alle bisher beschriebenen Planeten können wir Saturn am Nachthimmel ebenfalls mit bloßem Auge erspähen. Er ist allerdings der letzte in dieser Reihe, bei dem das noch möglich ist. So kannten auch unsere Altvorderen bis zur Erfindung des Fernrohrs nur diese fünf Planeten. Der Erste, der Saturn durch ein Teleskop begutachtete, war 1610 wieder einmal Galileo Galilei. Zu seiner Überraschung sah er rechts und links vom Planeten Objekte, die er als "Henkel" beschrieb. 1659 sagte der niederländische Astronom Christiaan Huygens voraus, dass diese "Henkel" ein den Planeten umkreisender Ring sei. Schließlich entdeckte der in Italien geborene Astronom Giovanni Cassini 1675 eine Lücke zwischen den von uns heute mit A und B bezeichneten Ringen.

Kein Wunder, dass die NASA ihre aktuelle Saturn- Mission Cassini- Huygens benannt hat, die seit Jahresmitte 2004 Saturn und den Mond Titan f untersucht.

Mit einem Äquatordurchmesser von 119 300 [km] und einer Masse von 5,688 x 10²⁶ [kg] haben wir es jetzt mit dem zweitgrößten Planeten des Sonnensystems zu tun, den man aufgrund dieser Daten ebenfalls zu den Riesenplaneten zählt.

Am bekanntesten ist Saturn natürlich wegen seines ausgeprägten Ringsystems, welches im Sonnensystem seinesgleichen sucht. Dazu aber später mehr. Nicht nur von der Größe her können wir Saturn mit Jupiter vergleichen, auch dieser riesige Gasball strahlt 1,8- mal mehr an Wärme in den Weltraum ab als er von der Sonne empfängt. Weil der Planet diese Wärme wegen viel zu geringer Masse nicht durch Kernfusionen in seinem Innern erzeugen kann, muss die mögliche Ursache woanders liegen. Dazu mehr, wenn wir den Aufbau des Planeten besprechen.

Rotation und Bahn

Schon der bereits genannte Cassini entdeckte die Rotation des Saturn. Wie Jupiter auch, weist der große Gasball eine differentielle Rotation auf. Während er am Äquator für eine Umdrehung 10 Stunden 14 Minuten benötigt, steigt sie in mittleren Breiten bereits auf 10 Stunden und 40 Minuten an. Wie Jupiter kann auch Saturn auf ein ausgeprägtes Magnetfeld verweisen, von welchem Radiostrahlung ausgeht. Weil das Magnetfeld fest im Planeteninnern verankert ist, kann man aus periodischen Schwankungen der Strahlung auf die genaue Rotationsperiode schließen. Sie beträgt 10 Stunden, 39 Minuten und 25 Sekunden.

In dieser Infrarot- Aufnahme des Hubble Space Teleskops sehen wir neben der Ringteilung auch gleich 3 der Saturnmonde, Mimas, Enceladus und Tethys, wobei Tethys einen Schatten auf den Planeten wirft. Deutlich zu erkennen ist auch die starke Abplattung des Planeten, die selbst schon in kleinen Fernrohren gut zu erkennen ist. Es ist die größte Abplattung aller Planeten. Kein Wunder, rotiert doch ein Punkt auf der "Oberfläche" des Planeten mit 37 125 [km/h]! Aus diesem Grund ist der Äquatordurchmesser gleich um 12 300 [km] größer als der Poldurchmesser. Im Infraroten sieht man besonders gut die unterschiedlichen Höhen und Zusammensetzungen der Wolkenformationen- und natürlich den Ring!

Mit freundlicher Genehmigung von E. Karkoschka (University of Arizona), HST, NASA

So kurz wie der Saturntag ist, so lang ist das Saturnjahr: Der Planet benötigt für eine Umrundung der Sonne 29,42 Jahre. Diesen Umlauf vollzieht er auf einer elliptischen Bahn, deren große Halbachse 1427 Millionen [km] misst und die eine numerische Exzentrizität von 0,0526 aufweist. Die mittlere Bahngeschwindigkeit beträgt dabei 9,67 [km/s], wobei die Bahn gegen die Ekliptik um 2,48° geneigt ist. Der Abstand zur Sonne schwankt zwischen 1352 Millionen [km] (Perihel) und 1502 Millionen [km] im Aphel. Der Erde kann sich Saturn bis auf 1193 Millionen [km] nähern, jedoch auch bis zu 1658 Millionen [km] von ihr distanzieren.

Was ist zu sehen?

Werfen wir einen Blick auf die Saturnoberfläche, sehen wir deutliche Parallelen zu Jupiter. Was man schwachgelb bis leicht orange gefärbt sieht, sind die äußeren Wolkenschichten, auf welche schon die sehr hohe Albedo von 0,74 hinweist. Ähnlich seinem Bruderplaneten ist eine Gliederung in Gürtel und Zonen zu erkennen, die aber wesentlich verwaschener und nicht so ausgeprägt erscheint.

Natürlich lenkt der imposante Ring vom Blick auf die wenig detailreiche Oberfläche des Planeten ab. Wir sehen aber die streifenförmigen Strukturen der Wolkenoberfläche, die durch extreme Winde von bis zu 500 [m/s] (das sind 1800 [km/h]!) auf diesem gigantischen Gasball verursacht werden. Die unterschiedlichen Färbungen entstehen durch eine Art "Smog", hervorgerufen durch die Einwirkung ultravioletter Sonnenstrahlung auf das in der Atmosphäre enthaltene Methan. Je tiefer man in diese Wolken eindringen würde, um so heißer und dichter wird das umgebende Gasgemisch.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA und Hubble Heritage Team

Im Prinzip ist Saturn ein "Leichtgewicht". Seine mittlere Dichte beträgt nur 0,70 [g/cm³], womit er leichter als Wasser ist. Würde man einen genügend großen See finden, könnte Saturn darin schwimmen!

Kann Jupiter mit einem "Großen Roten Fleck" glänzen, kontert Saturn mit seinem Großen Weißen Fleck. Dieser ist allerdings längst nicht so langlebig, sondern existiert höchstens ein Jahr. Wir haben es hier mit einem Wolkenkomplex zu tun, der durch das Aufsteigen relativ warmer Luft wie bei irdischen Gewittern entsteht. Die Windgeschwindigkeiten erreichen, wie schon gesagt, in Äquatornähe unvorstellbare 1800 [km/h], das ist doppelt so schnell wie ein modernes Verkehrsflugzeug. Der Weiße Fleck bildet sich vornehmlich im Saturnsommer der nördlichen Äquatorzone aus, wenn feine Ammoniakkristalle aus tieferen Schichten durch die aufsteigenden Winde nach oben gewirbelt werden. Diese Hubble- Aufnahme zeigt uns den Weißen Fleck mit einem Durchmesser von 12700 [km].

Mit freundlicher Genehmigung der NASA und STScI

Atmosphäre

Bereits seit den Untersuchungen der Voyager- Raumsonden wissen wir, wie Saturns Atmosphäre chemisch beschaffen ist. Den Hauptanteil von 96,3% nimmt wie bei Jupiter Wasserstoff in Anspruch. 3,25% Helium ergänzen das Gasgemisch, in dem allerdings noch Ammoniak (125 ppm; ppm = "parts per million", Teile pro Million Teile) und Methan (4500 ppm) enthalten sind. In ganz geringen Spuren entstehen durch fotochemische Synthesen Verbindungen wie Ethan (7 ppm), Phosphin, Ammoniumhydrogensulfid oder Acetylen.

Ist die Saturnatmosphäre schon von der chemischen Zusammensetzung und den extremen Stürmen her kein gemütlicher Aufenthaltsort, laden die erfrischenden Temperaturen der Atmosphäre erst recht nicht zu einem Besuch ein. Weil der Planet keine feste Oberfläche hat, bezieht man sich bei Höhenangaben auf die Tropopause, die das Temperaturminimum darstellt. Der untere blaue Teil der Kurve weist Schätzwerte aus.

Hier sehen wir eine Aufnahme von Voyager 2 aus einer Distanz von 7,1 Millionen [km]. Es handelt sich um ein Falschfarbenbild, wodurch Details der Atmosphäre besser zu erkennen sind. Blaue Farben sind in Wirklichkeit braun, das kleinste zu sehende Detail misst 130 [km]. Unter dem Oval in der Bildmitte bewegen sich die Wolken mit 70 [km/h] in westlicher Richtung, während die wellenartigen Strukturen oberhalb mit 540 [km/h] nach Osten driften.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA und Voyager 2

Aufbau

Da wir Saturn auch nur aus der Ferne beobachten können und einige Messungen durch Raumsonden weitere Daten lieferten, ist nur eine vorsichtige Abschätzung des inneren Aufbaus möglich. Aufgrund der sehr geringen Dichte macht Wasserstoff als leichtestes Element den Hauptanteil der Planetenmasse aus. Schneiden wir den Planeten nun einfach auf:

Die äußere Schale des Saturn besteht überwiegend aus molekularem Wasserstoff (H₂). Tauchen wir tiefer ein, so nimmt das Gas ab einem Druck von etwa 100 000 [bar] einen merkwürdigen Zustand ein, der eher einer heißen Flüssigkeit ähnelt. Man kann nicht mehr exakt zwischen flüssigem und gasförmigem Zustand unterscheiden. Steigt der Druck noch weiter nach innen auf 1 Million [bar], wird der Wasserstoff jedoch gänzlich flüssig und metallisch: Er verliert seine Elektronen und wird dadurch elektrisch leitfähig. Dieser metallische Wasserstoff ist letzten Endes auch für das Magnetfeld des Saturn verantwortlich.

In der äußeren Schale ist die Heliumhäufigkeit mit 3,25% deutlich geringer als in der Sonne. Im metallischen Wasserstoff ist das Helium nicht gänzlich gelöst, sondern ballt sich zu Tropfen zusammen, die unter dem Schwerkrafteinfluss langsam nach innen sinken. Wir erhalten somit im Außenbereich eine heliumverarmte Atmosphäre, während die Konzentration nach innen zunimmt. Zusätzlich wird bei diesem Vorgang potentielle Energie freigesetzt, die Saturn mehr Wärme abstrahlen lässt, als er von der Sonne aufnimmt. Unterstützt wird dieses Geschehen wahrscheinlich durch den so genannten Kelvin- Helmholtz- Mechanismus. Darunter versteht man eine langsam voranschreitende Kontraktion des Planeten, wobei Gravitationsenergie in Wärme umgewandelt wird (wie dies auch bei Jupiter der Fall ist).

Unterhalb des metallischen Wasserstoffs stoßen wir auf eine weitere Schale, die noch exotischer anmutet, denn sie besteht aus "Eis". Allerdings ist dieses unter extrem hohen Drucken und Temperaturen stehende Eis eher eine suppenähnliche Mischung aus Wasser, Ammoniak und Methan. Tief im Innern des Saturn befindet sich ein vielleicht 12 000 [K] heißer Kern aus Gestein oder einer Gesteins- Eis- Mischung.

Magnetfeld

Saturn weist ebenfalls, wie bereits erwähnt, ein Magnetfeld auf. Es erreicht allerdings nicht die Stärke desjenigen von Jupiter, an der Wolkenobergrenze misst man mit 2,1 x 10^-5 Tesla in etwa die Stärke des Erdmagnetfeldes. Weil aber Saturn deutlich größer als die Erde ist, muss das magnetische Feld 550- mal kräftiger sein.

Angenähert ist das Saturnmagnetfeld ein Dipol, wie wir ihn von einem Stabmagneten kennen. Wenn der Sonnenwind auf das Magnetfeld des Saturn trifft, bildet sich eine Magnetosphäre aus. Das ist ein Raum, gefüllt mit heißem, dünnen Plasma. Der Sonnenwind prallt mit Überschallgeschwindigkeit auf das Magnetfeld , wodurch er thermalisiert wird, Strömungsenergie geht über in thermische Energie. An dieser Front bildet sich eine Bugstoßwelle aus. Sie liegt in einem Abstand von 20 bis 35 Saturnradien, abhängig von der Stärke des solaren Windes und sie hat eine Stärke von rund 2000 [km].

Mit freundlicher Genehmigung der NASA

Auf der sonnenabgewandten Seite ist die Magnetosphäre noch in über 50 Saturnradien nachweisbar, sie wird sicherlich aber bedeutend weiter als Schweif in die Länge gezogen. Wie bei Jupiter ist das Magnetfeld im Planeten fest verankert und muss damit zwangsweise der schnellen Rotation folgen. Die ganze Dynamik einer Magnetosphäre wird übrigens beschrieben durch ein spezielles Teilgebiet der Physik, der so genannten Magnetohydrodynamik, die auch bei Schwarzen Löchern eine gewichtige Rolle spielt. Seltsamerweise stimmt die Ausrichtung des Magnetfeldes fast mit der Rotationsachse des Saturn überein, was man von anderen Planeten her nicht kennt. Innerhalb der Magnetosphäre befinden sich verschiedene Strahlungsgürtel, in denen die Teilchendichte von Elektronen und Protonen deutlich erhöht ist. Sie werden insbesondere durch die Satelliten Mimas und Rhea sowie durch das Ringsystem beeinflusst. Der größte Saturnmond Titan, dessen Bahn überwiegend innerhalb der Magnetosphäre verläuft, erzeugt durch seine Atmosphäre einen Torus aus Wasserstoff- und Stickstoffionen. Ein Teil des Wasserstoffs stammt von Saturn selbst. Dieses Plasma hat eine Teilchendichte von 0,01 bis 0,5 Ionen pro [cm³] und ist auf eine Temperatur von 100 000 [K] erhitzt. Um den Saturn befindet sich ein äquatorialer magnetosphärischer Ring von 5 Saturnradien Stärke, der in einem Abstand zwischen 8 und 16 Radien liegt. In ihm fließen Ströme von 10 Millionen Ampere! Wie bei Jupiter auch, geht von der Magnetosphäre eine intensive Radioemission aus.

Das Hubble- Teleskop hat durch Beobachtung im ultravioletten Licht bei 110- 160 Nanometern Auroren an Nord- und Südpol des Saturn entdeckt. Eine Aurora entsteht, wenn eingefangene, geladene Partikel aus der Magnetosphäre auf die oberen Atmosphärenschichten treffen und das Gas im UV- Licht erglühen lässt. Wir sehen eine Aurora am Nordpol, ein leuchtendes kreisrundes Band, das sich bis 2000 [km] über die Wolkenobergrenze erstreckt.

Mit freundlicher Genehmigung von STScI/NASA

Ringsystem

Seit der Entdeckung des Ringsystems um Saturn 1610 durch Galilei rätselten Generationen von Astronomen, was dieses merkwürdige und imposante Gebilde zu bedeuten hat. Vor allem durch die beiden Voyager- Missionen wissen wir heute aber sehr genau, womit wir es hier zu tun haben.

So wie in dieser künstlerischen Darstellung gezeigt könnte es aussehen, bewegte man sich im Ringsystem. So beeindruckend es auch erscheinen mag, ist seine Masse jedoch überraschend gering. Die Myriaden von Klein- und Kleinstkörpern, aus denen die Ringe bestehen, würden, auf einen Haufen getürmt, einen Körper von nur 100 [km] Durchmesser ergeben. So aber verteilen sich die Bruchstücke auf mehr als 250 000 [km] Durchmesser, wobei das Ringsystem nur etwa 1 [km] dick ist. Die Durchmesser der Partikel beginnen bei wenigen [µm] (1 [µm] = 1/1000 [mm]), viele messen nur Zentimeter bis hin zu einigen Metern. Vermutlich gibt es auch einige Körper mit einer Größe von Kilometern. Jedes einzelne Teilchen umkreist Saturn auf einer eigenen Bahn.

Mit freundlicher Genehmigung der NASA, W. K. Hartmann

Wir sehen die Saturnringe aus einer Distanz von 8 Millionen km, aufgenommen 1980 von Voyager 1. Die von der Erde aus sichtbaren Ringe hat man im 19. Jahrhundert mit Buchstaben bezeichnet. So war der A- Ring der Außenring, B- Ring der mittlere und der innere wurde mit C bezeichnet. Zwischen den Ringen bestehen materiefreie Lücken, die nach ihren Entdeckern benannt werden: Encke- Teilung, Keeler- Lücke und Cassini- Teilung. Heute sehen wir durch die Raumsonden ein viel komplizierteres System. Die neu entdeckten Ringe wurden auch mit Buchstaben bezeichnet (später kamen noch Ziffern hinzu), was aber die Reihenfolge durcheinander würfelte. Insgesamt sind auf dem Originalbild 95 konzentrische Details auszumachen. Auf dem Bild sehen wir oben links ganz schwach den F- Ring, in dem man gerade noch einen von Voyager 1 entdeckten Mond erkennt. Der Ring ist nur 150 [km] breit. Daneben schließt sich der hellere A- Ring an, in dem die dunkle Encke- Teilung sichtbar ist. Zwischen A- und B- Ring liegt als dunkles Band die Cassini- Teilung, die in Wirklichkeit aus mehreren dunklen, schwachen Ringen besteht. Den C- Ring kann man vor der Scheibe Saturns nicht erkennen.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA und Jet Propulsion Laboratory

Durch die Beobachtungen der Raumsonden konnte man mehr als 1000 Ringstrukturen differenzieren, die manchmal nicht mehr als 10 [km] Ausdehnung haben. Die Dicke der Ringe kann sogar auf etwa 100 [m] heruntergehen. Begründet ist diese geringe vertikale Ausrichtung durch die Stöße der einzelnen Ringteilchen untereinander. Indem sie immer wieder miteinander zusammenstoßen, werden die Geschwindigkeitsunterschiede der einzelnen Teilchen mehr und mehr ausgeglichen, die Umlaufbahnen gleichen einander an. Je mehr Teilchen sich pro Raumeinheit befinden, umso stärker ist der Effekt.

Der F- Ring, einer der äußeren Ringe des Saturn in einer Aufnahme von Voyager 1. Es ist eine komplexe Struktur von zwei miteinander verflochtenen, schmalen Ringen, in welcher "Knoten" zu sehen sind, deren Ursache noch unbekannt ist. Der Ring hat eine Ausdehnung von nur 50 [km] und wird von zwei Minimonden "behütet". Innen umläuft Prometheus, außen die Pandora. Es sind so genannte Schäferhundmonde, auch Hirtenmonde genannt. Aufgrund ihres gravitativen Einflusses halten sie die Ringpartikel zusammen und erzwingen dadurch die Ausdehnung des Rings. Der innere, schneller laufende Mond beschleunigt die Teilchen etwas, wodurch sie sich nach außen bewegen. Der äußere Satellit ist langsamer und bremst benachbarte Teilchen ein, die dadurch etwas nach innen gedrückt werden.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA/JPL

Der innerste Ring, D- Ring, reicht fast bis zur Wolkenoberfläche des Saturn herunter. Er ist derart schwach, dass man ihn von der Erde aus nicht sehen kann. Ihm folgt fast nahtlos der C- Ring, der ebenfalls lichtschwach ist, jedoch von der Erde aus sichtbar und in dem sich die Maxwell- Lücke befindet. Daran schließt sich der dichteste und gleichzeitig hellste B- Ring an. Er ist stark strukturiert und hat nur eine Dicke von etwa 100 [m]. Seine sehr scharfe Außenkante ist nicht exakt kreisförmig. Ihre Ausbildung ist abhängig vom Saturnmond Mimas, denn die Umlaufzeiten der Partikel im Ring stehen mit der Umlaufzeit des Mondes in einer Resonanz von 1:2. Weil die Ringpartikel schneller als Mimas laufen, werden sie durch ihn etwas abgebremst und daher näher an Saturn herangeführt, woraus die scharfe Kantenabgrenzung resultiert.

Hier eine kleine Grafik zur Verdeutlichung der Lage der einzelnen Ringstrukturen. In kleinen Ziffern der Abstand in Saturnradien:

An den B- Ring schließt sich die kleinere Huygens- Lücke an (nicht eingezeichnet) gefolgt von der Cassini- Teilung. Daran anschließend finden wir den zweithellsten A- Ring, der ebenfalls stark strukturiert ist. In ihm befindet sich die Encke- Teilung und die extrem schmale Keeler- Lücke. In der Encke- Teilung umläuft der Mond Pan, nahe dem scharfen Außenrand des A- Rings der Atlas, der mit den Ringteilchen in einer 6:7 Resonanz steht. Es folgt der schwache F- Ring. Weiter außen stoßen wir auf den noch schwächeren G- Ring, von dem man am wenigsten weiß. Das Ringsystem wird geschlossen vom äußeren E- Ring, der sich über 300 000 [km] erstreckt. Seine Außenkante ist nicht genau definiert, am inneren Rand hat er eine Stärke von rund 6000 [km], zum Außenrand dehnt sie sich bis auf über 40 000 [km] aus.

Im B- Ring werden hin und wieder seltsame, radial verlaufende Erscheinungen beobachtet, die man als Speichen (spokes) bezeichnet. Sie bestehen nur für etwa 30 [min] bis zu 4 Stunden. Die Speichen entstehen vermutlich durch die Bewegung kleinster, statisch aufgeladener Staubteilchen. Sie erhalten ihre Ladung durch den Zusammenstoß mit geladenen Gaspartikeln aus dem Strahlungsgürtel. Nach einer gewissen Zeit stoßen die Staubteilchen mit anderen Ringpartikeln zusammen, sie verlieren dabei ihre Ladung und die Erscheinung verschwindet.

Durch das Spitzer- Teleskop der NASA würde im Oktober 2009 völlig überraschend ein weiterer Ring um den Saturn entdeckt, mit dem bis dahin niemand rechnete:

Der neue Ring hat wahrhaft gigantische Ausmaße. Er beginnt erst in 6 Millionen [km] über der Saturnoberfläche und dehnt sich bis zu einer Distanz von 12 Millionen [km] aus. Die Erde würde glatt 1 Milliarde mal in diesen Ring passen, der um 27° gegen die anderen Saturnringe geneigt ist. Wenn man sich mitten in diesem Halo aufhalten würde, könnte man kaum bemerken im Ring zu sein. Die sehr kalten und deshalb nur im Infrarotbereich strahlenden, kleinen Eis- und Staubpartikel sind viel zu weit voneinander entfernt. Das Licht der Sonne ist hier bereits sehr spärlich, so dass es zu keinen Reflexionen im sichtbaren Licht an den kleinen Partikeln kommt. Deshalb auch die so späte Entdeckung durch das Spitzer- IR- Teleskop. Die Umlaufbahn des Saturnmondes Phoebe liegt mitten im Ring und beide rotieren zusammen in umgekehrter Richtung wie die übrigen Ringe.

Phoebe ist sicherlich auch der Verursacher des Ringes. Durch viele Zusammenstöße mit Kometen oder anderen kleineren Körpern könnte Material im Laufe der Zeit abgesprengt und in den Raum geschleudert worden sein, so dass der Mond heute von dieser Staubscheibe umgeben ist. Durch die Entdeckung des Rings könnte nun auch ein weiteres Rätsel gelöst werden: Die dunkle Cassini- Region des Mondes Japetus (andere Schreibweise: Iapetus) könnte daher stammen, dass der Mond über viele Jahre Material aus dem Ring einfing und auf seiner Oberfläche ablagerte. Während ja Phoebe und "sein" Ring gleichsinnig rotieren, durchläuft Japetus die Staubscheibe entgegengesetzt. So könnte er die Staubteilchen eingesammelt haben wie eine Windschutzscheibe Insekten.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA/JPL-Caltech

Planetendaten

Abschließend die wichtigsten Planetendaten in tabellarischer Form:

Planetendaten Saturn
Planetenmasse	5,688·10²⁶ [kg]
Mittl. Planetendurchmesser	119 300 [km]
Mittl. Dichte	0,70 [g cm^-3]
Entweichgeschwindigkeit	35,5 [km s^-1]
Rotationsperiode	10h 14min Äquator 10 [h] 40 [min] Pole
Umlaufzeit	29,42 Jahre
Bahngeschwindigkeit	9,67 [km s^-1]
Neigung Saturnachse zur Ekliptik	2° 48'
Abstand zur Sonne	Perihel: 1352 Mio. [km] Aphel: 1502 Mio. [km]
Exzentrizität	0,0526
Oberflächentemperatur	-125 [°C] (Mittel)
Atmosphärendruck	1,4 [bar]
Albedo	0,74
Magnetfeldstärke	ca. 0,18 Tesla

Weitere Informationen:
http://ringmaster.arc.nasa.gov/saturn/saturn.html
http://www.solarviews.com/germ/saturn.htm
http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/saturn.html