SATURNO
O movimento de rotação em volta do seu eixo demora cerca de
10,5 horas, e cada revolução ao redor do Sol leva 29 anos terrestres.
Saturno é o sexto planeta a partir do Sol e o segundo maior
do Sistema Solar atrás de Júpiter. Pertencente ao grupo dos gigantes gasosos
frios, possui cerca de 95 massas
terrestres e orbita a uma distância média de 9,5 unidades astronômicas.
Lembrando que uma unidade e de 150 milhões de Km.
Um dos mais bonitos objetos Celestes, desde a antiguidade
admirado, aparentemente um planeta de calmaria, mas que esconde sob suas nuvens
tempestades violentas.
Possui um pequeno núcleo rochoso, circundado por uma espessa
camada de hidrogênio metálico e hélio. A sua atmosfera, também composta
principalmente de hidrogênio, apresenta faixas com fortes ventos, cuja energia
provém tanto do calor recebido do Sol quanto da energia irradiada de seu
centro. Entretanto, estas bandas possuem aspecto pouco proeminente, com
coloração que varia do marrom ao amarelado, devido à espessa névoa que envolve
o planeta, além das camadas de nuvens. Sazonalmente surgem grandes sistemas de
tempestades, além de vórtices permanentes existentes nos polos.
Saturno é um esferoide oblato, ou seja, achatado nos polos,
seus diâmetros polares e equatoriais variam por quase 10% entre 108 728 km e
120 536 km. Este é o resultado de sua rápida rotação. Na linha do equador é
notável uma pequena saliência, devido à velocidade de rotação. Os outros
planetas gasosos também são oblatos, mas em um menor grau. Saturno é o único do
sistema solar que é menos denso que a água, com uma densidade média de 0,69
g/cm³.
Inclinação e rotação de Saturno
Saturno apesar do seu tamanho colossal próximo ao de Júpiter
possui bem menos densidade que este. É formado por um núcleo pequeno composto
por rochas e gelo imerso em um manto interno de hidrogênio metálico.
O clima de Saturno
A atmosfera externa tem uma aparência suave, embora a
velocidade do vento em Saturno possa chegar a 1.800 km/h, significativamente
tão rápido como os de Júpiter, mas não tão rápidos como os de Netuno. Saturno
tem um campo magnético planetário.
Troposfera
A troposfera é a camada onde se desenvolvem os principais fenômenos atmosféricos, inclusive a formação de camadas de nuvens com diferentes composições, de acordo com a pressão atmosférica. Não há um limite inferior definido onde começa a camada atmosférica pelo fato de que não há uma fronteira que determine quando o hidrogênio passa a se comportar como líquido ou como gás. Desta forma, Saturno não apresenta uma superfície definida. Na estratosfera, logo acima da troposfera, onde os gases são mais rarefeitos, um dos fenômenos característicos é a fotólise do metano, causada pela radiação ultravioleta emitida pelo Sol. Como resultado, formam-se vários hidrocarbonetos mais pesados que caem e se misturam aos componentes da troposfera. Acima encontra-se a ionosfera, formada por íons resultantes da interação das partículas do vento solar e o campo magnético do planeta.
Camadas de nuvens
As nuvens de Saturno formam cinturões e zonas semelhantes as
encontradas em Júpiter.
Frequentemente observamos fenômenos atmosféricos como
nebulosidades, redemoinhos e tempestades bem como manchas brancas ou vermelhas
de milhares de km de diâmetro. A atmosfera de Saturno tem um padrão de faixas
escuras e claras, similares as de Júpiter embora a distinção entre ambas esteja
muito menos nítida no caso de Saturno.
A atmosfera planetária tem ventos fortes, na direção dos
paralelos, alterando-se conforme a latitude e altamente simétricas em ambos os
hemisférios, apesar do efeito estacionário da inclinação do eixo do planeta. O
vento é dominado por uma corrente equatorial intensa e larga no nível da altura
das nuvens que chegaram a alcançar velocidades de até 450 m/s durante a
passagem da Voyager. Assim como os demais gigantes gasosos, todo o planeta é
envolvido por espessas camadas de nuvens.
Assim como Júpiter, ocasionalmente formam-se tempestades na
atmosfera de Saturno, algumas poderiam ter sido observadas da terra. Em 1933
foi observado um ponto branco situado na zona equatorial pelo astrônomo W.T.
Hay. Era suficientemente grande para ser visível com um refrator de 7 cm, mas
não demorou para dissipar-se e desaparecer. Em 1962 começou a desenvolver uma
mancha, mas nunca chegou a se destacar. Em 1990 pôde ser observada uma
gigantesca nuvem branca no equador de Saturno que foi associada a formação de
uma grande tempestade. Foram observados pontos similares em fotografias feitas
no último século. Em 1994 pôde ser observada uma tempestade, com
aproximadamente a metade do tamanho que ocorreu em 1990.
Em Saturno, as nuvens se formam com diferentes composições em três níveis principais distintos, que dependem basicamente das temperaturas de condensação dos gases. Sendo assim, a partir da modelagem térmica e química da atmosfera, bem como a partir de dados de sondas espaciais, constatou-se que a camada mais alta de nuvens é formada por amônia (NH3), cujos cristais se formam a temperaturas da ordem de -250 °C. Logo abaixo, outra camada de nuvens é formada por hidrossulfeto de amônio (NH4SH), quando a temperatura chega ao redor de -70 °C e, por fim, uma camada de nuvens de água se forma logo abaixo, onde a temperatura é de 0 °C. A altitude de ocorrência destas nuvens é de difícil determinação, pois depende da abundância de diversas substâncias químicas, as quais não se conhece com exatidão.
Abaixo da camada de
nuvens de água, é difícil determinar a composição química e a temperatura da
atmosfera. No entanto, a pressão aumenta continuamente conforme se diminui a
altitude. Estima-se que na base da troposfera a temperatura possa chegar a mais
de 700 °C.
Fotografia de parte do planeta, em que aparecem faixas
paralelas de coloração branca, alaranjada e vermelha com algumas ondulações e
vórtices em suas bordas. Faixas de nuvens de diferentes tonalidades realçadas
na fotografia feita pela sonda Cassini.
Dinâmica atmosférica
Saturno, assim como Júpiter, possui diversas bandas de
circulação atmosférica com diferentes características. No entanto, a presença
de uma névoa acima das nuvens de amônia formada por partículas em aerossol que
envolve todo o planeta, faz com que, quando observado no espectro visível,
estas faixas apareçam com coloração dourada e amarelada, pouco proeminentes.
As faixas mais claras
estão associadas a nuvens formadas por correntes de gases quentes ascendentes,
enquanto que as faixas escuras adjacentes são formadas por gases descendentes,
que fazem com que as nuvens se desfaçam conforme a temperatura aumenta. No
entanto, tempestades convectivas são observadas em faixas escuras, indicando
que não há uma relação direta entre a coloração da faixa e o movimento
ascendente ou descendente dos gases.
Como nos demais planetas gigantes, a circulação atmosférica
de Saturno ocorre na forma de jatos turbulentos, e regiões onde ventos sopram
com mais força do que noutros lugares, agitam-se de Leste para Oeste de
Saturno.
Em sua zona equatorial, os ventos chegam a 1 800 km/h, e
suas zonas de circulação possuem sempre um correspondente no hemisfério norte e
outra no hemisfério sul. Esta simetria sugere que haja uma conexão com as
características do interior do planeta. De fato, boa parte da energia
responsável por manter estes ventos vem de seu interior, dando origem a correntes
de convecção, que geram correntes de circulação global, que se tornam bandas
paralelas devido ao efeito Coriolis criado pela rápida rotação. A força de
Coriolis é provocada pelo movimento de rotação do planeta. Ela altera o
movimento de um corpo para a direita, no hemisfério Norte, e para a esquerda,
no hemisfério Sul. Como isso ocorre? É
que o planeta gira com uma velocidade angular constante. Por isso, quando um
objeto que não esteja conectado à superfície, se move para o Norte ou para o
Sul, a velocidade de rotação do planeta vai interferir na posição final do
objeto.
As bandas escuras
estão normalmente associadas a ventos fortes na direção leste, mais estreitas e
com uma fina faixa clara em seu centro. Estas bandas são intercaladas por
bandas mais claras e largas, onde podem ocorrer correntes na direção oposta. A
velocidade dos ventos nestas bandas varia sensivelmente em intervalos curtos de
tempo, ao contrário de Júpiter.
A velocidade dos ventos da banda equatorial, caiu de 450 m/s
para 250 m/s entre as visitas das sondas Voyager e Cassini, respectivamente.
Eventualmente, surgem instabilidades que geram formatos ondulatórias das
correntes de ventos, possivelmente associadas às mudanças sazonais de
iluminação do Sol e o efeito da sombra causada pelos anéis. Cassini revelou que
as faixas espirais de nuvens penetram muito mais profundamente no planeta do
que os cinturões de nuvens de Júpiter, que atingem cerca de 3.000 quilômetros
abaixo do topo da atmosfera. As nuvens de Saturno atingem mais de 6.000
quilômetros abaixo da atmosfera planeta.
Os Vórtices
No polo sul do planeta, existe uma tempestade ciclônica com
um olho definido, conhecida como Vórtice Polar Sul, com oito mil quilômetros de
diâmetro. Ao redor do olho, paredes de nuvens se elevam a dezenas de
quilômetros de altitude, além de nuvens pontuais que surgem ao redor da zona
polar sul. Os ventos em direção leste chegam a 160 m/s. no polo norte, outra
tempestade ciclônica, que exibe um formato de nuvens hexagonal, motivo pelo
qual é conhecida como Hexágono de Saturno, permanece por vários anos, cujo
diâmetro ultrapassa 25 000 km. Não se sabe o motivo pelo qual este formato se
mantém por tanto tempo. As duas tempestades são caracterizadas por serem pontos
quentes, ou seja, a temperatura no seu centro é maior que em seus arredores. De
fato, a temperatura aumenta gradualmente quando se aproxima dos polos, sendo
que o polo sul é 10 °C mais quente que o polo norte.
Foto da tempestade hexagonal do polo norte e do vórtice do
polo sul de Saturno, fonte NASA.
Tempestade de raios de saturno.
Ilustração por dentro de uma tempestade de raios nas camadas
troposféricas de Saturno.
A ocorrência de eventos atmosféricos de pequena escala, como
vórtices e manchas brancas, marrons e vermelhas é comum, durando por curtos
intervalos de tempo. Especialmente no hemisfério sul, entre as latitudes de 30°
e 35°, o surgimento de vórtices com diâmetro de até mil quilômetros é
recorrente, durando até no máximo um mês. Nestas tempestades observou-se a
ocorrência de raios mil vezes mais intensos que as descargas elétricas na
Terra.
A saturação excessiva de agua contribui para as tempestades
de raios, que curiosamente ocorrem em locais com ventos mais calmos que a
região circundante.
Os anéis e as nuvens de amônia escondem a aproximadamente
100km de profundidade um fenômeno de tempestades de raios violentas.
Detectadas pela Sonda espacial Cassini através de ruído
estático causado pelos relâmpagos ocultos.
Mosaicos de cores falsas do relâmpago captado pela sonda
Cassini no meio das nuvens da gigantesca tempestade que rodeava o hemisfério
norte de Saturno.
As nuvens superiores são formadas provavelmente por cristais de amônia. Neles uma névoa uniforme parece estender sobre todo o planeta ja comentado, na forma de um aerosol. Esse é produzido por fenômenos fotoquímicos na atmosfera superior. Em níveis mais profundos (perto de 10 bar de pressão) a água da atmosfera condensa-se provavelmente em uma camada da nuvem de água que não poderia ter sido observada.
Oriundas da fricção de cristais de gelo e gotículas de água
como o ocorre na Terra, mas com uma intensidade 100 vezes maior na ordem de
centenas de bilhões de volts.
Estas duas imagens de Saturno mostram a totalidade da região
polar Sul de Saturno, não apenas a pequena área em torno do núcleo do vórtice
tipo-furacão.
A Grande Mancha Branca De Saturno
Assim como Júpiter, saturno nos agracia com uma grande
mancha em sua atmosfera. Ao contrário do outro gigante esta e branca e
demonstrou ser bem mais efêmera que a sua homônima. Se constitui de um sistema
ciclônico de tempestade que se move pelas camadas de nuvens entre 100 e 300km
abaixo da superfície de Saturno.
Entre bandas cujos ventos circulam em direção oposta, surgem
tempestades em forma de turbilhões permanentes. Entretanto, sistemas de
tempestades notáveis com milhares de quilômetros de extensão eventualmente
surgem. Em períodos de aproximadamente trinta anos, forma-se uma estrutura
proeminente no planeta, apelidada de Grande Mancha Branca, que se expande ao
longo da banda onde está situado e desaparece em questão de poucos meses. A
coincidência com o período de translação do planeta sugere que este fenômeno
seja sazonal e esteja associado com a variação da incidência de luz solar.
Nuvens Hexagonais de Saturno
No centro da imagem um vórtice de coloração vermelho escuro.
Ao seu redor, nuvens bege-escuro pontuadas por pequenas manchas laranjas.
Estas, por sua vez, são contornadas por nuvens bege-claro
que formam um hexágono ao seu redor.
Na parte externa, nuvens bege uniforme e no topo faixas
azuladas que são a sombra dos anéis.
As regiões polares apresentam correntes a 78ºN e a 78ºS. As
sondas Voyager detectaram nos anos 1980 um padrão hexagonal na região polar
norte que foi observado também pelo telescópio espacial Hubble durante os anos
1990. As imagens mais recentes obtidas pela sonda Cassini mostraram o vértice
polar com detalhe. Saturno é o único planeta conhecido que tem um vértice polar
destas características embora os vértices polares sejam comuns nas atmosferas
da Terra ou de Vénus.
No caso do hexágono de Saturno, os lados têm aproximadamente
13.800 km no comprimento (maior que o diâmetro da terra) e na estrutura, com um
período idêntico a sua rotação planetária, é uma onda reta que não muda de
comprimento e nem estrutura, diferentemente das demais nuvens da atmosfera. Estes
formatos em polígono, entre dois e seis lados, podem ser simulados em
laboratório por meio dos modelos do líquido na rotação da escala.
Ao contrário do polo norte, a imagem do polo sul mostra uma
forte corrente, sem a presença de vértices ou formas sextavadas persistentes.
No entanto, a NASA informou em novembro do 2006 que a sonda Cassini tem
observado um ciclone no polo sul, com um centro bem definido. Os únicos centros
de furacões definidos tinham sido observados na terra (nem mesmo foi observado
dentro da grande mancha vermelha de Júpiter pela sonda Galileu). Esse vértice
de aproximadamente 8000 km de diâmetro, poderia ter sido fotografado e estudado
com detalhe pela sonda Cassini, sendo ventos moderados de mais de 500
quilômetros por hora. A atmosfera superior nas regiões polares desenvolve
fenômenos de auroras pela interação do campo magnético planetário com o vento
solar.
Campo magnético de Saturno
Como Júpiter e a Terra, Saturno também dispõe de auroras
boreais criadas pelo seu campo magnético. Embora como as tempestades de raios
oculto pela atmosfera em imagens infravermelho se descortina o fenômeno.
Uma das origens de seu campo magnético é a rápida rotação do
planeta (menos de onze horas), que faz ainda que Saturno seja o planeta mais
achatado do Sistema Solar. Seu campo magnético é muito mais fraco que o de
Júpiter, cerca de um terço da de Júpiter. A magnetosfera de Saturno consiste em
um conjunto de cinturões de radiação que se estendem por aproximadamente 02
milhões de quilômetros do centro planetário, principalmente, no sentido oposto
do Sol.
Embora o tamanho da magnetosfera varie dependendo da
intensidade do vento sola, este associado aos satélites e aos sistemas de anéis
fornecem as partículas elétricas para o cinturão de partículas. O período de
rotação em 10 horas, 39 minutos e 25 segundos do interior de Saturno foi medido
pela Voyager 1 quando esta cruzou a sua magnetosfera. Esta gira em forma
assíncrona com o interior de Saturno. A magnetosfera interage com a ionosfera,
a camada superior da atmosfera de Saturno, causando emissões de auroras de
radiação ultravioleta.
Nas proximidades da órbita de Titã e estendendo até a órbita
de Reia, se encontra uma grande nuvem de átomos do hidrogênio neutro. Como um
disco plasma, composto do hidrogênio e possivelmente de íons de oxigênio,
estendendo da órbita de Tétis até as proximidades da órbita de Titã. O plasma
gira em quase perfeitamente assíncrona com o campo magnético de Saturno.
Geologia de Saturno
Em volta do manto interno Saturno possui um manto externo
formado por um oceano de hidrogênio liquido que imerge na atmosfera gasosa do
planeta.
Saturno tem um interior muito quente, alcançando 11,700 °C
no núcleo, e o planeta irradia 2.5 vezes mais energia no espaço do que recebe
do Sol. A maior parte desta energia extra é gerada pelo mecanismo de
Kelvin-Helmholtz de compressão gravitacional lenta, mas este sozinho pode não
ser suficiente para explicar a produção de calor saturniana. Um mecanismo
adicional pode ser empregado no qual Saturno gera parte de seu calor através da
"chuva" de gostas de hélio em seu interior. Conforme as gotas descem
através da densidade do hidrogênio menor, o processo libera calor por fricção e
deixa as camadas anteriores esgotadas de hélio e se acumulam em uma concha ao
redor do núcleo.
Uma das últimas imagens da Sonda Cassini registrada.
Anéis de Saturno
Foto, NASA
Há quatro bilhões de anos, quando nosso Sistema Solar ainda
não tinha a configuração que possui hoje, uma forte chuva de meteoros e invasão
de planetas aconteceu por aqui. O período, denominado de Bombardeio Intenso
Tardio, foi um dos principais responsáveis pela criação dos anéis de Saturno. É
o que afirmam os astrônomos da Universidade de Kobe, no Japão. Saturno deve ter
se formado mais próximo do Sol e nesta época já estava se deslocando quase na
atual posição. Júpiter e Urano ficaram
presos um ao outro em um efeito que leva o nome de ressonância orbital. O que
acontece é que ambos os planetas possuem grande massa e, portanto, um campo
gravitacional imenso. Como se um empurrasse o outro em um grande balanço, os
planetas impulsionavam-se de forma compassada.
Uma das consequências deste “duelo de titãs” foi a
destruição das órbitas de muitos objetos na Cintura de Kuiper.
Como resultado, os objetos presentes no cinturão de Kuiper
foram atraídos para os planetas em torno do Sol. O cinturão de Kuiper é onde se
acumularam restos da formação do Sistema Solar. A maior parte deles formada por
rochas no interior e uma camada de gelo no exterior. Os cientistas acreditam
que milhares destes resíduos tinham o tamanho parecido com o de Plutão.
Ao sofrerem o puxão exercido pelos dois grandes planetas, os
objetos ali presentes bombardearam o interior do sistema e, ao passarem perto
de planetas como Saturno, Urano e Netuno, acabavam sendo apanhados por suas
órbitas e destruídos por sua força gravitacional. Quando isso acontecia, uma
pequena quantidade da massa desses objetos sobrevivia (em torno de 0,1% a 10%)
e permanecia orbitando os planetas.
Pode não parecer, mas cada um desses fragmentos está
viajando em sua órbita ao redor de Saturno numa velocidade alucinante, da ordem
de dezenas de milhares de Km/h.
Enquanto Netuno e Urano são muito mais densos, Saturno é bem
mais leve. Por causa disso, os objetos atraídos para os dois primeiros acabavam
sendo puxados em sua totalidade de rocha e gelo para suas órbitas. Já aqueles
que atravessavam o caminho de Saturno a uma distância longe o suficiente para
não caírem, tinham apenas sua camada de gelo arrancada, que acabava ficando
presa na órbita do planeta, dando a seus anéis a curiosa semelhança com enormes
arenas de patinação de gelo, como mostram as imagens captadas pela sonda
Cassini.
Sistema de anéis internos de Saturno
Alguns cientistas acreditam que os anéis menores se formaram
a partir de uma colisão que ocorreu perto do planeta ou com o planeta. Pensa-se que os anéis
de Saturno desaparecerão um dia, em cerca de 100 a 500 milhões de anos, pois vão sendo
lentamente puxados para o planeta.
Os anéis D, E e G são os mais tênues.
Os anéis podem mudar de cor. Tem um número elevado de
satélites, 61 descobertos até então, e está cercado por um complexo de anéis
concêntricos, composto por dezenas de anéis individuais separados por
intervalos, estando o mais exterior destes situado a 138 000 km do centro do
planeta geralmente compostos por restos de meteoros e cristais de gelo. Alguns
deles têm o tamanho de uma casa.
Anel F
A sonda Cassini da NASA tem revelado detalhes em um nível
nunca antes observados do Anel F de Saturno, incluindo evidência para o efeito
de perturbação de um satélite nos detritos.
O anel F é o mais brilhante.
Saturno possui o mais belo exemplar de sistema de anéis do
sistema solar. São extremamente finos mais amplos, com menos de 01km de
espessura, eles se estendem por 420 000 km além da superfície do
planeta. Os anéis A,B e C são suficientemente brilhantes para serem visto da
Terra por meio de um binóculo.
Anéis a 100 000 km de distância.
Os anéis principais são compostos de compostos gelo sujo,
formados por milhares de anéis menores, que variam de partículas de poeira a
blocos de vários metros de diâmetro.
Anéis a 1000 Km de distância.
