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Saturno



Saturno
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Histórico

Em Saturno terminam os planetas que são visíveis a olho nú e portanto os planetas conhecidos na antiguidade.

Com ele temos um conjunto de sete objetos de corpos errantes a noite e que nos tempos remotos não podiam ser tocados pelo Homem. Por coincidência, a nossa semana tem sete dias, um para cada um desses corpos que foram considerados divindades: Lua (segunda-feira), Marte (Terça-feira), Mercúrio (Quarta-feira), Júpiter (Quinta-feira), Vênus (Sexta-Feira), Saturno (Sábado) e Sol (Domingo) correspondentes a primeira hora planetária do dia. Porém a tradição de se colocar nomes de deuses nos demais planetas continua para os demais.

Apesar de ser o segundo maior planeta do sistema solar, só se obteve informacões de algum valor a seu respeito, do final da segunda metade da década de 70 em diante, através das sondas Pioneer 11 e Voyager 1 e 2.

Rotação

Através das observações de suas nuvens deduziu-se que seu período de rotação é de 10h 14min 13s, mas observando-se seu campo magnético, conclui-se que seja 10h 39min 26s. Essa rotação rápida faz de Saturno o planeta mais achatado do sistema solar.

Atmosfera

Sua composição é semelhante a do Sol e de aspecto semelhante a de Júpiter. Suas faixas possuem contrastes mais atenuados do que em relação a Júpiter. Isto devie-se as temperaturas mais baixas em sua atmosfera. Os movimentos atmosféricos são bem rápidos em Saturno, e os ventos atingem a velocidade de 1.800 km/h (70% da velocidade do som local). O tom esbranquiçado predominante em sua atmosfera é devido as nuvens de amônia congelada. As colorações marrons podem ser nuvens de hidrosulfeto de amônia (Nh2 HS) e os pouquíssimos locais azulados são cristais de gelo.

As regiões mais internas da atmosfera puderam ser obervadas nos locais de furacões, que provocam aberturas profundas na atmosfera. Com excessão do hélio, a composição atmosférica é semelhante e proporcional à do Sol havendo predominância do H2 . Em quantidades bem menores estão presentes os gases nobres neônio e argônio, mais a presença de metano amoníaco, ozônio e anidrido sulfuroso. Existem também os mesmos corantes presentes em Júpiter: fosfina e propano.

Provável Interior

Sua estrutura interna é bem próxima à de Júpiter. Porém supõem-se que seu núcleo seja composto de óxido de magnésio, óxido de silício, sulfeto e óxido de ferro, onde está 25% da massa total (que é de 95 vezes a terrestres), ocupando apenas 20% do raio planetário. A parte compreendida entre 20% e 50% desse raio supõem-se ser ocupada por hidrogênio líquido metálico a uma temperatura de 20.000 K a 30.000 K. Acima disso está o envólucro de hélio e hidrogênio molecular ainda em estado líquido, podendo chegar a supefície do planeta ainda nesse estado, dai por diante ao estado gasoso e formando a atmosfera. Assim como Júpiter, Saturno envia ao espaço duas ou três vezes mais energia do que recebe do Sol.

Campo Magnético

A magnetosfera de Saturno é das mais complicadas de todo o sistema solar. Isso por causa do grande número de partículas dos anéis e a influencia de seus grandes satélites. O eixo do dipolo magnético está inclinado 0,7 com o eixo de rotação e o campo mede 0,21 Gauss, sendo que nos pontos de maior intensidade não chega a metade do valor do campo terrestre. Apesar disso a magnetosfera (espaço ao redor do planeta, onde o campo é dominante), tem grandes dimensões. Na direção do Sol essa magnetosfera atinge 1,39 milhões de km e no lado oposto atinge 4,83 milhões de km.
Na presença desse campo ocorrem a captura de partículas carregadas, que formam uma camada de plasma ao redor do planeta. Essa camada tem baixíssima densidade, porém é muito espessa. As sondas Voyagers verificaram o que o campo faz uma rotação completa em 10h 39min 26s, que é o tempo mais provavel para a rotação do planeta, pois acredita-se que o campo seja solidário com o interior do planeta.

Anéis de Saturno

Histórico

As observações dos anéis feitas da Terra dependem da posição de Saturno relativo à Terra, pois devido ãs inclinações da órbita da Terra e de Saturno com o plano da eclíptica, ora os anéis podem ser vistos como um disco com o planeta no centro e ora podem ser vistos como dois braços de Saturno.

Observando esses anéis em 1675 Jean Dominique Cassini (1625-1712) descobriu que havia uma vazio no anel como um todo. Esse vazio ficou conhecido como divisão de Cassini, sendo a maior divisão dos anéis. Em 1837 Encke também descobriu uma outra divisão que levou seu nome. E com a melhoria dos instrumentos ópticos outras divisões foram descobertas. Até que os levantamentos feitos pelas Voyagers, mostrou o quanto era precário o conhecimento sobre esses anéis.

O que se tinha em mãos até o levantamento feito pelas sondas, eram previsões teóricas feitas por James C. Maxwell (1831-1879), que estudou a complexidade da formação desses anéis.

Com a pesquisa feita pelas sondas, as previsões de Maxwell foram confirmadas e houve um esforço para interpretação teórica de diversos outros fenômenos registrados lá.

Suas Dimensões

As principais regiões desses anéis são as seguintes:

Na região mais próxima de Saturno está o anel D, caracterizado por um brilho muito fraco, com largura que varia de alguns quilômetros a algumas dezenas de quilômetros. Apesar de serem anunciados antes da presença das sondas no local, a sua observação da Terra é duvidosa, pois sua reflexão está no limite resolutivo dos telescópios.

Em seguida a este aparece a borda interna do anel C, onde ocorre um significativo aumento de luminosidade, apesar de ser formado por muitas faixas e bem transparentes. As medições de luz difusa confirmaram a hipótese de que o anel C é formado por poucas partículas.

Baseando-se no aumento da luminosidade, há um limite bastante claro na divisão dos anéis C e B, onde se observa um grande aumento de brilho e na opacidade do material, o que revela um número muito maior de partículas.

Nos anéis B as partículas parecem orbitar ao redor de Saturno em pequenos grupos em forma de cunha, medindo 10.000 km de comprimento e 2.000 km de largura. Os anéis B terminam no limite interno da divisão de Cassini.

O anel A começa com brilho igual ao do anel B e decresce gradativamente até a divisão de Encke. Na parte externa a divisão de Encke há um aumento no brilho de 25% e na parte mais externa ainda a um aumento de 50% na luminosidade, porém é uma faixa muito estreita. Acredita-se que esse aumento de luminosidade é provocado pelo confinamento de matéria provida do pequeno satélite 1980 S2.

Cabe dizer que não são quatro anéis que existem em Saturno e sim quatro grandes grupos de anéis, onde se observa milhares de divisões entre eles. Não existe nenhuma diferenciação típica para as partículas que compõem os anéis, devido aos frequentes choques entre eles. Dessa maneira as partículas podem assumir muitas ordens de grandeza.

Composição e Origem dos Anéis

Uma análise espectróscopica dos anéis mostra que há uma abundância de gelo. Nesse gelo aparecem presentes outros compostos que não puderam ser determinados.

A origem desses anéis ainda é muito polêmica. A hipótese que goza de maior crédito entre os pesquisadores é a de que um satélite teria se formado muito próximo do planeta e que logo em seguida ultrapassou o limite de Roche e por efeito de maré fragmentou-se de maneira destrutiva (estilhaço). Cada fragmento com dimensões maiores do que os encontrados atualmente teriam adquirido velocidades diferentes e os frequentes choques entre eles ocasionou uma maior fragmentação de maneira a ocupar todo o espaço disponível ao redor. A relativa estabilidades das órbitas desses anéis deve-se aos satélites que estão próximos aos mesmos. Tais satélites são denominados de satélites pastores.

Satélites

Saturno também é o centro de um mini-sistema solar, só que com vinte e um satélites confirmados. Entre eles está Titã que por muito tempo foi tido como o maior satélite do sistema solar. Os demais são conhecidos como satélites gelados. Essa classificação é devido ãs suas densidades próxima a da água e o alto índice de reflexão que é característico do gelo.

Estes podem ser classificados em dois grupos: Os regulares e os irregulares. Os regulares tem órbitas quase circulares, no sentido de rotação do planeta e pouco inclinadas em relação ao plano do esquador. São eles: Mimas, Encelado, Tébis, Pleione, Réia e Titã. Os irregulares têm maior excentricidades e inclinação orbital, que são: Hipérion e Jápeto , além de Febe , a lua retrógrada.

Depois desses nove satélites, as sondas registraram mais oito luas pequenas e não esféricas. Predominantemente constituidas de gelo, refletem de 60% a 90% da luz solar.

Titã: com diâmetro médio de 5.400 km se considerarmos sua densa atmosfera. Nesses termos é o maior satélite do sistema. Porém o diâmento efetivo do satélite é 5.140 km, fazendo de Titã o segundo maior satélite do sistema. Sua fama de maior satélite só perdeu a veracidade com o reconhecimento feito pelas sondas. Ocorreu que era conhecida a presença de atmosfera em Titã, sendo esta, quase tão transparente como a nossa. As medidas do satélite, se referiam ao disco opaco do mesmo, que se encontrava no interior da atmosfera. Posteriormente foi constatado que além da atmosfera havia uma espessa camada (opaca) de nuvens. Essa camada foi estimada em 200 km, mas com a possibilidade de pesquisar mais de perto as sondas obtiveram com precisão a medida de 5.140 km para o diâmetro médio do satélite.

Sua densidade média é de 1,9 g/cm3, que sugere um núcleo rochoso recoberto de gelo. Seu período de translação é de 15,94 dias, sendo que sua órbita está sobre o plano equatorial de Saturno. Devido a densidade da atmosfera de Titã (4,6 vezes a terretre), sua superfície é tão misteriosa quanto a de Vênus. A constituição da atmosfera ainda é motivo de várias discussões. Acredita-se que seja 80% de nitrogênio (N2 ) podendo chegar a 99% na alta atmosfera. É provavel que o argônio seja a segunda porcentagem dessa atmosfera, com cerca de 12%. Mas os gases nobre são de difícil detecção, portanto essa porcentagem tem seu maior respaldo na teoria. Além desse foi detectado a presença de metano, hidrogênio, etano, propano, acetileno, etileno, cianureto diacetileno e metacetileno, todos em ordem decrescente de porcentagem na atmosfera.

Essa grande variedade de moléculas orgânicas tem a tendência de se agruparem de várias maneiras. Por isso acredita-se que o agrupamento dessas moléculas formem partículas sólidas que se preciptam no solo formando um grossa camada sobre a superfície do satélite, podendo chegar a algumas centenas de metros.

Titã tem uma grande excentricidade e isso faz com que ele entre e saia da magnetosfera de Saturno. Essa passagem periódica pela magnetosfera provoca várias transformações nos componentes atmosféricos do satélite e também vários fenômenos atmosféricos. Ambos ainda não explicados satisfatóriamente.

Fonte: www.cdcc.usp.br

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Saturno é o sexto planeta a partir do Sol e o segundo maior no sistema solar com um diâmetro equatorial de 119,300 quilómetros (74,130 milhas). Muito do que se sabe sobre o planeta é devido às explorações da Voyager em 1980-81. Saturno é visivelmente achatado nos pólos, como resultado da rotação muito rápida do planeta no seu eixo. O seu dia dura 10 horas e 39 minutos, e demora cerca de 29.5 dias terrestres para dar a volta ao Sol. A atmosfera é principalmente composta por hidrogénio com pequenas quantidades de hélio e metano. Saturno é o único planeta menos denso do que a água (cerca de 30 porcento menos). No hipotético caso de se encontrar um oceano suficientemente grande, Saturno flutuaria nele. A coloração amarela enevoada de Saturno é marcada por largas faixas atmosféricas semelhantes, mas mais fracas, às de Júpiter.

O vento sopra em altas velocidades, em Saturno. Perto do equador, atinge uma velocidade de 500 metros por segundo (1,100 milhas por hora). O vento sopra principalmente na direcção leste. Encontram-se os ventos mais fortes perto do equador e a velocidade decresce uniformemente a maiores latitudes. A latitudes superiores a 35 graus, os ventos alternam entre leste e oeste conforme a latitude aumenta.

O sistema de anéis de Saturno faz do planeta um dos mais belos objectos no sistema solar. Os anéis estão divididos em diferentes partes, que incluem os anéis brilhantes A e B e um anel C mais fraco. O sistema de anéis tem diversos espaçamentos. O espaçamento mais notável é a Divisão Cassini, que separa os anéis A e B. Giovanni Cassini descobriu esta divisão em 1675. A Divisão Encke, que divide o anel A, teve o seu nome baseado em Johann Encke, que a descobriu em 1837. As sondas espaciais mostraram que os anéis principais são na realidade formados por um grande número de anéis pequenos e estreitos. A origem dos anéis é obscura. Pensa-se que os anéis podem ter sido formados a partir das grandes luas que foram desfeitas pelo impacto de cometas e meteoróides. A composição exacta dos anéis não é conhecida, mas mostram que contêm uma grande quantidade de água. Podem ser compostos por icebergs e/ou bolas de gelo desde poucos centímetros até alguns metros de diâmetro. Muita da estrutura elaborada de alguns dos anéis é devida aos efeitos gravitacionais dos satélites vizinhos. Este fenómeno é demonstrado pela relação entre o anel F e duas pequenas luas que pastoreiam a matéria do anel.

Também foram encontradas formações radiais no grande anel B pelas sondas Voyager. Pensa-se que as formações são compostas por partículas finas, do tamanho de grãos de pó. Entre as imagens obtidas pelas sondas Voyager observou-se a formação e a dissipação dos raios. Apesar das cargas electrostáticas poderem criar raios pela levitação das partículas de pó acima do anel, a causa exacta da formação destes raios não está bem compreendida.

Saturno tem 18 luas confirmadas, o maior número de satélites de qualquer planeta do sistema solar. Em 1995, os cientistas, usando o Telescópio Espacial Hubble, descobriram quatro objectos que podem também ser luas.

Fonte: www.if.ufrgs.br

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Saturno é o sexto planeta a contar do Sol e o segundo maior.

Na mitologia Romana, Saturno é o deus da agricultura. O deus Grego associado, Cronus, era filho de Urano e Gaia, e o pai de Zeus (Júpiter). Saturno é a raiz da palavra inglesa "Saturday" (Sábado).

Saturno é conhecido desde tempos pré-históricos. Galileu foi o primeiro a observá-lo com um telescópio em 1610; ele notou a sua estranha aparência mas ficou confundido com ela. As primeiras observações de Saturno eram complicadas devido ao facto da Terra passar pelo plano dos anéis de Saturno em intervalos de alguns anos, à medida que Saturno se move na sua órbita. Uma imagem de baixa-resolução de Saturno muda por isso drasticamente. Foi só em 1659 que Christiaan Huygens inferiu a geometria dos anéis. Os anéis de Saturno permaneceram únicos no sistema solar conhecido até 1977, quando anéis muito ténues foram descobertos à volta de Urano (e pouco tempo depois à volta de Júpiter e Neptuno).

Saturno foi visitado pela Pioneer 11 em 1979 e mais tarde pela Voyager 1 e 2. A sonda Cassini, agora a caminho, deverá lá chegar em 2004.

Saturno é visivelmente achatado quando visto por um pequeno telescópio; os seus diâmetros equatorial e polar variam quase 10% (120,536 km vs. 108,728 km). Isto é o resultado da sua rápida rotação e do estado fluído. Os outros planetas gasosos são também achatados, mas não tanto.

Saturno é o menos denso dos planetas; a sua gravidade específica (0.7) é menos do que a da água.

Tal como Júpiter, Saturno contém cerca de 75% de hidrogénio e 25% de hélio com traços de água, metano, amónia e "rocha", semelhante à composição da Nebulosa Solar primordial da qual o sistema solar foi formado.

O interior de Saturno é parecido com o de Júpiter, consistindo de um núcleo rochoso, uma camada de hidrogénio metálico líquido e uma camada de hidrogénio molecular. Também estão presentes traços de vários gelos. O interior de Saturno é quente (12000 K no núcleo) e Saturno radia mais energia para o espaço do que recebe do Sol. A maioria da energia extra é gerada pelo mecanismo Kelvin-Helmholtz, tal como Júpiter. Mas isto poderá não ser suficiente para explicar a luminosidade de Saturno; outro mecanismo adicional poderá estar a actuar, talvez uma "chuva" de hélio no interior de Saturno.

As bandas tão proeminentes em Júpiter são muito mais ténues em Saturno. São também muito mais extensas perto do equador. Detalhes do topo das nuvens são invisíveis da Terra, por isso só a partir dos encontros das Voyager que alguns detalhes da circulação atmosférica de Saturno puderam ser estudados. Saturno também exibe manchas de grande duração e outras características comuns a Júpiter. Em 1990, o Hubble observou uma enorme nuvem branca perto do equador de Saturno que não estava presente durante os encontros com as Voyager; em 1994, outra tempestade mais pequena foi observada.

Dois proeminentes anéis (A e B) e um outro ténue (C) podem ser vistos da Terra. O intervalo entre A e B é conhecido como divisão de Cassini. O outro intervalo mais ténue na parte exterior do anel A é conhecido como divisão de Encke (mas o nome é um pouco impróprio, pois é provável que Encke nunca o tenha observado). As imagens das Voyager mostram outros quatro ténues anéis. Os anéis de Saturno, ao contrário dos anéis de outros planetas, são muito brilhantes (albedo 0.2-0.6).
Embora pareçam contínuos da Terra, os anéis são na verdade compostos de inúmeras partículas pequenas, cada uma com uma órbita independente. Elas têm tamanhos entre um centímetro até alguns metros. Também é provável haver objectos com alguns quilómetros.
Os anéis de saturno são extraordinariamente finos: emboram tenham 250,000 km ou mais em diâmetro, têm menos de um quilómetro de espessura. Apesar da sua impressionante aparência, há na realidade muito pouco material nos seus anéis -- se fossem comprimidos num único corpo, não teria mais que 100 km de diâmetro.

As partículas dos anéis parecem ser compostas na sua maioria por água gelada, mas parecem também incluir partículas rochosas com revestimentos gelados.
As Voyager comfirmaram a existência de complicadas inhomogeneidades radiais nos anéis chamadas "raios", que foram pela primeira vez observadas por astrónomos amadores. A sua natureza permanece um mistério, mas pode ter algo a ver com o campo magnético de Saturno.

O anel mais exterior de Saturno, o anel F, é uma estrutura complexa constituída por outros anéis mais pequenos em que são visíveis "nós". Os cientistas especulam que os nós podem ser amontoados de material, ou mini-luas. Esta estranha aparência entrançada visível em imagens da Voyager 1 não é visível nas fotos da Voyager 2 talvez porque a sonda fotografou regiões onde os nós são basicamente paralelos.

Existem complexas ressonâncias das marés entre algumas das luas de Saturno e o sistema de anéis: alguns dos satélites, os chamados "satélites pastores" (por exemplo, Atlas, Prometeu e Pandora), são claramente importantes em manter os anéis no seu lugar; Mimas parece ser responsável pela escassez de material na divisão de Cassini, semelhante ao intervalo de Kirkwood na cintura de asteróides; Pan está localizado na divisão de Encke. O todo do sistema é muito complexo e ainda pouco conhecido.

A origem dos anéis de Saturno (e dos outros planetas jovianos) é desconhecida. Embora possam ter tido anéis desde a sua formação, os sistemas são instáveis e têm que ser regenerados por processos comportamentais, provavelmente pela fractura de satélites maiores.

Tal como os outros planetas jovianos, Saturno tem um campo magnético significativo.

Saturno tem 33 satélites. Um foi descoberto em 2003 e 2 em 2004 ainda sem nome..

Quanto está no céu nocturno, Saturno é facilmente visível a olho nu. Embora não seja tão brilhante quanto Júpiter, é fácil de identificar como planeta porque não "pisca" como as estrelas. Os anéis e os maiores satélites são observáveis com um pequeno telescópio. Existem vários websites que mostram a posição actual de Saturno (e dos outros planetas) no céu.

Fonte: www.ualg.pt

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