Saturno

Saturno é conhecido desde a mais remota antiguidade: era o Cronos dos gregos (pai de Zeus – Júpiter). Mas só depois de Galileu, incrédulo, ter observado pela primeira vez os seus anéis em 1610, ficou conhecido como a “jóia do Sistema Solar”. Contudo, só Christiaan Huygens, em 1659, identificou correctamente a geometria dos anéis (Galileu chegou a referir-se a Saturno, numa carta em código, como “planeta com orelhas”...).

Só em 1977 foi descoberto outro sistema de anéis, em torno de Urano. Hoje sabe-se que todos os planetas gigantes possuem tais sistemas, embora não se saiba por que motivo os anéis de Saturno são tão notáveis, em comparação com os dos outros planetas, nomeadamente pela sua complexidade. Essa complexidade começou a ser notada por outro astrónomo que deixou o seu nome ligado a Saturno, Giovanni Cassini, o primeiro a notar que o planeta não possuía só um anel, havendo uma divisão nítida, aparentemente vazia – hoje chamada divisão de Cassini. A estrutura dos anéis de Saturno é fractal pelo que, à medida que temos imagens com maior resolução dos anéis, vamos encontrando novas divisões e novos anéis.

Figura 1 – Saturno com os satélites Reia e Dione (vd. capítulo seguinte). Imagem Voyager 2.

Em todo o caso, a divisão principal que hoje se aceita é a da tabela 1, parcialmente visível nas Figuras 1 e 2:

Tabela 1 - Os anéis de Saturno

Nome

Raio Interior(km)

Largura(km)

Massa(kg)

Anel D

67 000

7500

?

Divisão de Guérin

?

?

 

Anel C

74 500

17 500

1.10´1018

Divisão de Maxwell

87 500

500

 

Anel B

92 000

25 500

2.80´1019

Divisão de Cassini

115 800

4800

 

Anel A

122 200

14 600

6.20´1018

Divisão de Encke

133 580

325

 

Anel F

140 210

30-500

?

Anel G

165 800

8 000

1´107?

Anel E

180 000

300 000

?

Os anéis de Saturno são tão visíveis pelo seu albedo muito alto, ao contrário dos dos outros planetas gasosos, e isto apesar da sua espessura ser, em média, inferior a 1 km. Este alto albedo deve se à sua composição, essencialmente de partículas de gelos.

Uma característica ainda não esclarecida são os raios nos anéis, primeiro observados por astrónomos amadores e mais tarde confirmados pela Voyager (Figura 2).

Figura 2 – Os anéis de Saturno em cores falsas, observando-se os misteriosos “raios”. Imagem Voyager.

Figura 3 – O anel F, o mais exterior, é composto por vários anéis entrelaçados, com granulações de material – possíveis proto-luas. Imagem HST.

Para além dos anéis, Saturno tem outras características que o tornam especial. Por exemplo, a sua densidade: é o único planeta com densidade inferior à da água (0.69), por ser predominantemente gasoso. Esse facto, associado à sua alta velocidade de rotação (um dia de Saturno dura 10 horas terrestres) faz com que seja o planeta com maior achatamento polar (quase 10%).

A composição de Saturno não é muito diferente da de Júpiter, sendo muito semelhante à da nebulosa solar primordial: cerca de 97% de hidrogénio e 3% de hélio, com vestígios de gelo, metano, amónia, e materiais líticos.

Figura 4 – Modelo do interior de Saturno. C. Hamilton.

A estrutura interna de Saturno também é análoga à de Júpiter (Figura 4). A um núcleo interno lítico, muito pequeno (menos de 10% do raio) a cerca de 12000 K, seguir-se-á uma camada composta de uma mistura de gelos de água, metano e amónia, à qual se seguirá uma camada de hidrogénio metálico, líquido, a uma pressão da ordem de 1 Mbar, responsável pelo campo magnético do planeta, cujo raio externo atingirá cerca de metade do raio planetário. É à interacção desse campo magnético com o vento solar que se devem as auroras (Figura 5).

Figura 5 – A primeira vez que se fotografou uma aurora boreal fora da Terra. Imagens HST, a de cima no ultravioleta e a de baixo no visível.

A camada exterior do planeta, a sua atmosfera, é composta essencialmente de uma mistura de hélio e hidrogénio molecular, nas proporções assinaladas, com uma transição gradual do estado líquido para o gasoso, à medida que as pressões e temperaturas diminuem.

A atmosfera de Saturno também é bandeada como a de Júpiter, embora menos nitidamente. Também aqui se encontram tempestades eléctricas e grandes tempestades ovais, com alguns milhares de km de diâmetro (Figura 6).

Figura 6 – Uma “pequena” mancha vermelha, também em Saturno. Imagem HST.

Saturno

Dados Astronómicos

Orbita

Sol

Distância média ao Sol (UA)

9.57888

Excentricidade orbital

0.0565

Período sideral (anos)

29.45666

Inclinação orbital

2.485º

Velocidade orbital média (km/s)

9.69

Período de rotação (horas)

10.656

Inclinação do eixo de rotação

26.73º

Magnitude visual máxima

0.43

Número de Satélites

30

Dados Físicos

Raio equatorial (km)

60 268

Massa (kg)

568.46 X 1024

Volume (km3)

82 713 X 1010

Densidade média (g/cm3)

0.687

Gravidade à superfície no equador (m/s2)

8.96

Velocidade de escape equatorial (km/s)

35.49

Temperatura média à superfície (K)

134

Albedo normal

0.47

Momento magnético dipolar (Gauss R3)

0.210

Pressão atmosférica à superfície (mbar)

1000 (por convenção)

Composição da atmosfera  (%)

H2(96.3), He(3.25)

Dados Históricos

Descobridor

-

Data

-

Missões espaciais

Pioneer 11; Voyager 1,2; Ulysses; Galileo Cassini/Huygens