Saturno é dos planetas mais bonitos e populares do sistema solar. Apesar de todos os planetas jovianos possuírem anéis, nenhum os possuí como Saturno; tem uma órbita quase duas vezes maior que Júpiter embora pelo seu grande tamanho (é o segundo maior planeta do sistema solar) apareça no céu como uma estrela brilhante. De facto, é bem visível no céu, sendo o planeta mais longínquo conhecido na antiguidade. Demora quase 30 anos a completar uma volta ao Sol e, tal como Júpiter, o seu período de rotação interno é ligeiramente superior ao seu período equatorial. Quando olhamos para Saturno as primeiras perguntas que nos vêm à cabeça são: O que são aqueles anéis? De que são feitos? Porque é que Saturno os tem? As respostas a estas perguntas têm sido dadas ao longo dos últimos 3 séculos quer através das observações dos astrónomos, quer, mais recentemente, através das missões que visitaram o sistema saturniano e de simulações computacionais. No entanto, ainda não se sabe bem porque é que Saturno ganhou anéis compostos tão complexos. Para todos os efeitos, são sobretudo evidência da riqueza dinâmica que pode ter origem na interacção gravítica, neste caso entre Saturno, as suas luas e os pequenos corpos que constituem os anéis.
3 séculos a descobrir o mistério dos anéis de Saturno.
- 1610 - Galileu foi o primeiro a observar Saturno com um telescópio, detectando duas saliências em lados opostos do planeta.
- 1655 - Huygens, com um telescópio melhor, sugere pela primeira vez que Saturno é circundado por um disco achatado. Conforme a posição na sua órbita de 30 anos, uma vez que Saturno está inclinado 26.73º em relação ao plano da sua órbita, vemos os seus anéis sob diferentes perspectivas. A hipótese avançada por Huygens permitiu explicar precisamente essas diferenças que os astrónomos vinham registando ao longo dos anos.
- 1675 - Gian Domenico Cassini, identifica uma divisão escura que separa dois anéis. Esta divisão chama-se agora divisão de Cassini e separa o anel A do anel B, ver figura da direita.
- séc. XIX - É identificado um terceiro anel (C), muito ténue, na zona interior.
- 1857 - James Clerk Maxwell, o físico escocês, prova teoricamente que os anéis não podem formar um corpo rígido ou as forças de maré de Saturno já os teriam partido. Assim sendo, sugeriu que os anéis eram compostos por um grande número de pequenas partículas.
- 1895 - James Keeler é o primeiro a confirmar experimentalmente que os anéis não são rígidos. Observando o espectro do Sol na luz reflectida por diferentes zonas dos anéis e fazendo uso dos desvios Doppler que observou, conseguiu determinar que as zonas interiores dos anéis orbitam com uma maior velocidade do que as zonas exteriores, estando inclusive de acordo com a 3ª lei de Kepler: o quadrado do período orbital em qualquer zona dos anéis é proporcional ao cubo da distância a que está do centro de Saturno. Este resultado só é possível se os anéis forem compostos por pequenas partículas que individualmente orbitam em torno de Saturno, verificando a 3ª lei de Kepler para cada par partícula-Saturno.
- Os anéis de Saturno reflectem aproximadamente 80% da luz proveniente do Sol, o que é muito, comparando com os 46% que Saturno reflecte. Por esta razão, pensou-se que eram constituídos por gelo e eventualmente alguns materiais rochosos. Gerard P. Kuiper e Carl Pilcher nos anos 70 do séc. XX identificaram a presença de água gelada a partir de espectros de absorção.
- Medições entretanto efectuadas pelas Voyager indicam que o tamanho dos corpos que constituem os anéis varia entre menos de 1 cm e 5 m. Além disso, estas missões revelaram-nos que a estrutura de anéis é mais complexa do que se pensava, figura seguinte. Descobriram os anéis D, F, G e E (este último não representado na primeira figura), e mostraram que a sua estrutura parece ser composta por múltiplos anéis ainda mais finos entrançados uns nos outros.
- Saturno possuí ainda um grande número de luas, algumas delas orbitando na zona dos anéis. Ao que tudo indica, é devido às influências e perturbações gravitacionais destas luas, como Pandora, Prometeu, Atlas e Pan, entre outras, que os anéis têm a estrutura que observamos. Devido à força gravitacional que exercem sobre os corpos dos anéis, perturbando a influência dominante de Saturno, estas luas podem criar regiões vazias, onde as órbitas não têm estabilidade, e atrair para uma região particular os pedaços de gelo das vizinhanças. Por esta razão também lhes chamam luas pastoras. Por exemplo, o anel F, figura seguinte à direita, é resultado da influência combinada de Prometheus e Pandora.
Apesar das semelhanças com Júpiter, Saturno tem características únicas: os ventos mais fortes do sistema solar e a densidade mais baixa.
À excepção dos anéis, Saturno é muito semelhante a Júpiter na sua composição química e na estrutura do seu interior. Os elementos principais são o hidrogénio e o hélio, e no topo da sua atmosfera apresenta também as 3 camadas de nuvens, compostas por moléculas ricas em hidrogénio, que encontramos em Júpiter: amónia (NH3), hidrosulfureto de amónio (NH4SH) e água (H2O). No entanto, quando observamos o planeta, este não parece exibir o tipo de padrões climáticos que encontramos em Júpiter, tais como as tempestades permanentes. A razão para que assim seja tem a ver com as diferentes massas dos dois planetas. Saturno tem apenas 30% da massa de Júpiter o que significa que a compressão gravitacional a que sujeita a sua atmosfera é muito menor. Em Júpiter as camadas de nuvens têm uma espessura de 75km, quando em Saturno chegam até aos 300 km. No entanto isto não quer dizer que Saturno não exiba padrões climáticos. De facto, observando detalhes nas nuvens de Saturno registaram-se velocidades no vento de 1800 km/s, as maiores do sistema solar.
Tal como Júpiter, Saturno tem um núcleo rochoso coberto de gelos de água, metano e amónia. Tem também uma camada de hidrogénio líquido metálico, responsável pelo seu campo magnético. Dissemos, quando falámos de Júpiter, que o hidrogénio neste estado é possível devido às grandes pressões no interior do planeta. Contudo, se em Júpiter a elevada pressão necessária a este estado existe na maior parte do seu interior, em Saturno, mais pequeno e de menor densidade, estas pressões só existem a profundidades maiores. Ver figura seguinte para uma ilustração comparativa do interior dos dois planetas. Um dos aspectos dinâmicos mais interessantes de Saturno resulta na sua baixa densidade ( a mais baixa do sistema solar, apenas de 687 kg/m3 contrastando com 1326 kg/m3 de Júpiter). O planeta gira em torno de si próprio muito rapidamente, apenas ligeiramente mais lento do que Júpiter. Uma vez que não é tão massivo, a atracção gravitacional sobre os seus constituintes não é tão forte, e por isso as zonas do seu equador tendem a afastar-se do centro por efeitos centrífugos, ficando os pólos mais achatados. De facto, Saturno é o planeta menos esférico do sistema solar: o seu diâmetro no equador é 9.8% maior do que o diâmetro pólo a pólo.
Titã - A maior lua de Saturno
Actualmente deram-se nomes a 35 luas em órbita de Saturno, no entanto foram descobertas muitas mais e este não pode ser considerado um número definitivo uma vez que existe um número arbitrário de objectos de pequenas dimensões, difíceis de detectar, que podem ter desde o tamanho das partículas que constituem os anéis até vários kilómetros de diâmetro. No entanto, só um tem um tamanho comparável à lua da Terra, Titã. Já vimos, no entanto, como estes satélites podem ser importantes na estrutura do anéis de Saturno. Além de Titã que se destaca pelo seu tamanho, existem 6 luas de tamanho médio que vão dos 400 km de diâmetro até aos 1500 km. Estas luas têm a particularidade de, ao contrário das luas dos planetas terrestres ou de Júpiter, terem densidades relativamente baixas (menos de 1400 kg/m3) o que significa que são maioritariamente compostas por gelos de água e amónia, moléculas abundantes nesta zona do sistema solar; são elas: Rhea, Iapetus, Tethys, Dione, Mimas e Encelados, sendo este último o satélite mais pequeno do sistema solar, com apenas 500 km de diâmetro, a exibir actividade geológica. Pensa-se que as restantes serão meteoritos capturados por Saturno. Um destes satélites, como veremos mais tarde, Hiperion, que orbita muito perto de Titã, muito para além dos anéis, é um dos melhores testemunhos de caos no sistema solar.
Titã tem um diâmetro de 5150 km, maior que a nossa lua (3476 km), e tem a particularidade de ser a única lua do sistema solar com uma atmosfera apreciável. Como a maior parte das luas no sistema solar tem uma rotação síncrona 1:1 com o seu período orbital provocada pelas forças de maré de Saturno, isto é, o seu período de rotação é igual ao seu período de translação em volta de Saturno. A pressão à superfície é 50% maior do que na Terra. Apesar de a gravidade de Titã ser menor, a massa de gás na sua atmosfera é 10 vezes maior do que a da Terra. 90% é nitrogénio e o restante é metano e moléculas ricas em hidrogénio e carbono (hidrocarbonetos), respectivamente o 1º e 4º elementos mais abundantes no Universo.
Hiperion tem uma forma irregular e um movimento também irregular, que foi uma das primeiras manifestações do caos no sistema solar a ser prevista e detectada.
Quando em 2005 a missão Cassini passou perto de Encelados, revelou um satélite de grandes particularidades, único no sistema solar. Apesar do seu pequeno tamanho, com aproximadamente 500 km de diâmetro, nas regiões do pólo sul, Encelados exibe actividade geológica, expelindo para o espaço através de plumas partículas de gelo e outros detritos. Pensa-se que serão estes detritos que constituem a maior parte do anel E de Saturno. É ainda difícil de explicar como é que com as suas dimensões tem energia interna suficiente para este tipo de actividade mas ao que os modelos indicam, o calor produzido por material radioactivo juntamente com as forças de maré provocadas por Saturno são suficientes para derreter o material que é fornecido às plumas.
Eu tenho muito mais a caminho…fique ligado!
