Saturno

Oggi parleremo del pianeta Saturno. È il sesto pianeta dal sole e il secondo più grande di tutti. Saturno è anche noto per essere il pianeta più bello in quanto vanta una straordinaria serie di anelli che circondano il centro del pianeta. Sebbene non sia l'unico pianeta ad avere anelli, ha sicuramente la coppia più grande. Ha 82 lune, 53 confermate e 29 in attesa di approvazione ufficiale. È il pianeta più lontano che può essere visto dall'occhio umano nudo e prende il nome dal dio romano dell'agricoltura e della ricchezza. È il padre di Giove e dei molti fratelli di Giove, l'ultimo dei quali aveva inghiottito intero. È una... storia complicata a dir poco.

Saturno è un gigante gassoso e ha un volume superiore a 760 terre e una massa di circa 95 terre. Il suo raggio è 36.183,7, che è circa 9 volte più largo della terra. Da una distanza media di 886 milioni di miglia, Saturno si trova a 9,5 unità astronomiche dal Sole. Da questa distanza, la luce solare impiega 80 minuti per viaggiare dal Sole a Saturno. Saturno impiega circa 29,4 anni per completare una rotazione attorno al sole, tuttavia ruota sul proprio asse molto più velocemente, una volta ogni 10,7 ore. Ciò significa che Saturno ha il secondo giorno più corto del sistema solare, appena battuto da Giove. Saturno ha anche una discreta inclinazione dell'asse di circa 26,73, che è abbastanza simile alla terra, quindi entrambi i pianeti sperimentano stagioni di intensità simile.

Simile a Giove, anche il pianeta ha subito una migrazione circa 4 miliardi di anni fa. Gli scienziati ritengono che Saturno fosse originariamente molto più vicino al sole di quanto non lo sia ora, ma poi si è allontanato dal sole. Quando anche Giove si allontanò dal sole, la forza combinata generata dal moto di questi due enormi pianeti scagliò Urano e Nettuno molto più lontano dal sole di quanto non fossero in origine.

La ricerca ha anche dimostrato che Saturno potrebbe effettivamente proteggere la Terra da pericolosi asteroidi, allontanandoli dal nostro pianeta. La forza di gravità di Saturno aiuta a deviare eventuali asteroidi di passaggio che entrano dalla nube di Oort o dalla fascia di Kuiper, entrambe posizionate ai margini del nostro sistema solare. Deviando questi asteroidi, Saturno cambia il loro percorso in modo che non si dirigano più verso la terra e possibilmente causino disastri. Se hai ascoltato l'episodio sulla fascia degli asteroidi, sai che le collisioni tra asteroidi non sono una buona cosa per il nostro pianeta.

Visto dalla terra, Saturno ha un aspetto nebuloso giallo-marrone. Ma la superficie vista dai telescopi è molto più intricata, con un complesso di strati nuvolosi decorati da molte caratteristiche su piccola scala, come macchie rosse, marroni e bianche, oltre a diverse bande nuvolose, vortici e vortici, che variano tutti in un tempo abbastanza breve. In questo modo Saturno assomiglia a un Giove più blando e meno attivo. Tuttavia, un'eccezione spettacolare a questo movimento regolare si è verificata nel 1990, quando un grande sistema di tempeste di colore chiaro è apparso vicino all'equatore, e poi si è espanso fino a una dimensione superiore a 12.400 miglia, e alla fine si è diffuso intorno all'equatore prima di svanire nell'oblio. Tempeste simili per imponenza a questa "Grande Macchia Bianca", che è stata chiamata per essere in analogia con la Grande Macchia Rossa di Giove, sono stati osservati a intervalli di circa 30 anni risalenti alla fine del XIX secolo. Questo è vicino al periodo orbitale di Saturno di 29,4 anni, il che suggerisce che queste tempeste sono fenomeni stagionali, sebbene gli scienziati non siano sicuri di cosa causi una tempesta così improvvisa e maestosa.

L'atmosfera di Saturno è composta principalmente da idrogeno molecolare ed elio. L'esatta abbondanza relativa delle due molecole non è ben nota, ma la stima migliore è che l'atmosfera del pianeta sia composta dal 18 al 25 percento di elio in massa. Il resto è idrogeno molecolare e circa il 2% di altre molecole, probabilmente trasportate sul pianeta tramite collisioni e impatti. Si pensa anche che l'elio in Saturno sia centrato attorno all'atmosfera più esterna del pianeta mentre l'atmosfera interna è molto più pesante di idrogeno.

Di quel 2% di altre molecole presenti sulla superficie di Saturno, la maggior parte sono metano o ammoniaca. Ancora una volta, le quantità esatte sono sconosciute, tuttavia gli scienziati sanno che Saturno ha da 2 a 7 volte la quantità di ammoniaca e metano del sole, che sono anche probabili cause della colorazione delle nuvole giallastre di Saturno. Si pensa che il mazzo di nuvole più alto sia fatto di cristalli di ammoniaca. Si sospetta che anche l'idrogeno solforato e l'acqua siano presenti nell'atmosfera più profonda, ma non sono stati ancora rilevati.

Una conseguenza della grande inclinazione assiale di Saturno è che gli anelli proiettano ombre scure sull'emisfero invernale, riducendo ulteriormente la fioca luce solare invernale. Le immagini di Cassini delle aree illuminate dal sole dell'emisfero settentrionale durante l'inverno hanno rivelato un'atmosfera blu sorprendentemente chiara, che forse era una conseguenza della diminuzione della produzione di foschia fotochimica nelle ombre degli anelli. La foschia fotochimica è fondamentalmente il termine scientifico per smog.

Gli astronomi sulla terra hanno analizzato la rifrazione, altrimenti nota come flessione della luce stellare e le onde radio dei veicoli spaziali che passano attraverso l'atmosfera di Saturno per ottenere informazioni sulla temperatura atmosferica. Proprio ai margini dell'atmosfera del pianeta, ha una temperatura media di -190 gradi Fahrenheit. Le temperature più fredde del pianeta in realtà si verificano un po' più in profondità per qualche motivo, all'interno della sua stratosfera. La temperatura più bassa registrata in questa regione è stata di -312 gradi Fahrenheit. Quindi, mentre scendi ancora più in profondità nel pianeta, le temperature iniziano a salire. Quando raggiungi la troposfera, sono circa -217 gradi Fahrenheit. La temperatura poi continua a diminuire ancora di più man mano che vai in profondità e più ti avvicini al centro di Saturno,

Come gli altri pianeti giganti, Saturno ha una circolazione atmosferica dominata da un flusso da est a ovest. Questo si manifesta come uno schema di bande nuvolose più chiare e più scure simili a quelle di Giove, sebbene le bande di Saturno siano colorate in modo più sottile e siano più larghe vicino all'equatore.

Poiché Saturno è un pianeta gassoso, manca di una superficie solida. Ciò significa che i suoi venti devono essere misurati rispetto a qualche altro quadro di riferimento. Come con Giove, i venti sono misurati rispetto alla rotazione del campo magnetico di Saturno. In questa cornice, praticamente tutti i flussi atmosferici di Saturno sono a est, che è nella direzione di rotazione. Le aree vicino all'equatore mostrano un flusso verso est particolarmente attivo, con una velocità massima di circa 470 metri al secondo, ma a volte con periodi più lenti in cui la velocità è più vicina a 270 metri al secondo. Questa caratteristica è analoga a quella su Giove, ma si estende due volte più largamente in latitudine e si muove quattro volte più velocemente. Al contrario, i venti più forti sulla Terra si verificano nei cicloni tropicali, dove in casi estremi le velocità sostenute possono superare i 67 metri al secondo,

I flussi zonali sono notevolmente simmetrici rispetto all'equatore di Saturno. Ciò significa che ogni corrente a una data latitudine settentrionale di solito ha una controparte a una simile latitudine meridionale. Forti flussi verso est sono visibili a 46° N e S ea circa 60° Nord e Sud. I flussi verso ovest, che in realtà sono quasi stazionari nel quadro di riferimento del campo magnetico, sono visibili a 40°, 55° e 70° nord e sud. Per quanto ci dicono le nostre osservazioni, questi flussi sono costanti e regolari e non sembrano scomparire come potrebbero fare altri flussi.

Forti vortici ciclonici simili a uragani si trovano leggermente fuori centro sia dal polo nord che da quello sud di Saturno. L'occhio caldo del vortice al polo sud ha un diametro di 1.200 miglia ed è circondato da nubi torreggianti da 30 a 40 miglia sopra le nubi polari. Anche i cicloni tropicali nell'emisfero meridionale della Terra hanno occhi centrali caldi, scorrono in senso orario e sono circondati da nuvole alte, ma tutti su scala molto più piccola. Una caratteristica curiosa del ciclone vicino al polo nord è che si muove secondo uno schema esagonale attorno al polo. Si osserva che le caratteristiche delle nuvole si muovono attorno all'esagono in senso antiorario a circa 100 metri al secondo, che si traduce in circa 220 miglia all'ora. Modelli angolari simili sono stati osservati in secchi di fluidi rotanti e probabilmente derivano da onde interagenti.

Nell'atmosfera è stata osservata anche una ricca varietà di caratteristiche su scala ridotta. Particolarmente sorprendenti sono circa due dozzine di schiarite nuvolose di dimensioni simili distanziate quasi uniformemente su 100° di longitudine vicino alla latitudine 33,5° nord, ciascuna di circa 930 miglia di diametro. Nelle immagini a infrarossi dell'emissione termica di Saturno, queste radure appaiono come un luminoso “filo di perle” che si estende attraverso il pianeta.

Nell'emisfero australe, le emissioni radio a onde corte dei temporali, centinaia di volte più intense di quelle sulla Terra e della durata di settimane o mesi, sono state frequentemente rilevate dai satelliti in orbita attorno al pianeta a una latitudine di 35° sud. Questi centri temporaleschi sono associati a spesse nubi di colore chiaro apparentemente prodotte da forti moti convettivi. Le latitudini sia dello schiarimento delle nuvole che delle tempeste luminose sono zone di venti veloci verso ovest, che viaggiano opposti alla maggior parte degli altri flussi zonali del pianeta, suggerendo che questo flusso di vento contrario può causare alcune strane reazioni che quindi creano queste caratteristiche.

Saturno stesso nel suo insieme è in realtà di densità molto bassa. Infatti, se riuscissi in qualche modo a mettere il pianeta in una gigantesca vasca da bagno piena di normale acqua vecchia, Saturno ci galleggerebbe sopra! Le informazioni sull'interno del pianeta si ottengono studiando il suo campo gravitazionale, che non è sfericamente simmetrico. La rapida rotazione e la bassa densità media portano alla distorsione della forma fisica del pianeta e distorcono anche la forma del suo campo gravitazionale. La forma del campo può essere misurata con precisione dai suoi effetti sul moto dei veicoli spaziali nelle vicinanze e sulla forma di alcuni dei componenti degli anelli di Saturno. L'analisi di questa distorsione ci dice che le regioni interne di Saturno sono costituite solo da circa il 50% di idrogeno in peso e il resto di questa regione deve essere costituito da materiali più pesanti. Che cos'è effettivamente questo materiale, gli scienziati non sono sicuri. Tuttavia, a causa dell'intensa pressione al centro di Saturno, gli scienziati sanno che qualsiasi idrogeno presente a questo livello dovrebbe essere in una forma liquida metallica, come il litio. E proprio al centro del pianeta, ovvero il suo nucleo, c'è una sfera rocciosa e ghiacciata di circa 15-18 masse terrestri in totale. La rotazione di questo idrogeno metallico attorno a questo nucleo denso forma correnti elettriche che alimentano il campo magnetico di Saturno.

Il campo magnetico di Saturno assomiglia a quello di una semplice barra magnetica, il suo asse nord-sud allineato entro 1° dall'asse di rotazione di Saturno con il centro del dipolo magnetico al centro del pianeta. La polarità del campo, come quella di Giove, è opposta a quella dell'attuale campo terrestre. Ciò significa che se dovessi portare una bussola terrestre su Saturno, in realtà punterebbe a sud invece che a nord. Il campo magnetico di Saturno non è potente come quello di Giove, ma è circa 578 volte più forte del campo magnetico terrestre.

La magnetosfera di Saturno è la regione dello spazio a forma di lacrima attorno al pianeta in cui il comportamento delle particelle cariche, che provengono principalmente dal vento solare, è dominato dal campo magnetico del pianeta. Il lato arrotondato della lacrima si estende verso il sole, formando un confine, ufficialmente noto come magnetopausa, con il vento solare in uscita a una distanza di circa 750.000 miglia dal centro del pianeta ma con fluttuazioni sostanziali dovute alle variazioni della pressione del sole vento. Sul lato opposto di Saturno, la magnetosfera si estende in un'immensa coda magnetica che si estende a grandi distanze.

La magnetosfera interna di Saturno, come le magnetosfere della Terra e di Giove, intrappola una popolazione stabile di particelle cariche altamente energetiche che viaggiano in percorsi a spirale lungo le linee del campo magnetico del pianeta. Quando queste particelle entrano a spirale nell'atmosfera del pianeta, creano aurore, che sono magnifici spettacoli di luce, come l'aurora boreale sulla terra. Tuttavia, per qualche ragione, ci sono "buchi" nella popolazione di queste particelle lungo alcune delle linee di campo che si intersecano con i grandi anelli del pianeta o le orbite delle lune situate all'interno della magnetosfera.

Le lune di Saturno, Titano e Iperione, orbitano a distanze vicine alle dimensioni minime della magnetosfera e occasionalmente attraversano la magnetopausa e viaggiano al di fuori della magnetosfera di Saturno. Le particelle cariche energetiche intrappolate nella magnetosfera esterna di Saturno entrano in collisione con gli atomi neutri nell'atmosfera superiore di Titano e li eccitano, provocando l'erosione dell'atmosfera di Saturno. Tuttavia, questa erosione è piuttosto minima e non dovrebbe avere un impatto significativo sulla struttura del pianeta.

Passiamo ora alla caratteristica più degna di nota di Saturno: i suoi anelli. Galileo Galilei fu il primo a vedere gli anelli di Saturno nel 1610, anche se dal suo telescopio gli anelli sembravano più maniglie o braccia. Quarantacinque anni dopo, nel 1655, l'astronomo olandese Christiaan Huygens, che aveva un telescopio più potente, propose in seguito che Saturno avesse un anello sottile e piatto. Nel 1675 la scoperta da parte dell'astronomo francese di origine italiana Gian Domenico Cassini di una grande lacuna - ora nota come divisione di Cassini - all'interno del disco mise in dubbio la possibilità di un anello solido, e il matematico e scienziato francese Pierre-Simon Laplace pubblicò una teoria nel 1789 che gli anelli erano costituiti da molti componenti più piccoli. Nel 1857 il fisico scozzese James Clerk Maxwell dimostrò matematicamente che gli anelli potevano essere stabili solo se comprendevano un numero molto elevato di piccole particelle,

Dopo secoli di studio di questi anelli, oggi è noto che Saturno ha in realtà molti anelli composti da miliardi di particelle di ghiaccio e roccia, di dimensioni variabili da un granello di zucchero a quelle di una casa. Tuttavia, nonostante l'enorme larghezza di questi anelli, sono anche estremamente sottili. Gli anelli maggiori hanno un diametro di 170.000 miglia, ma il loro spessore non supera i 330 piedi. L'intero sistema di anelli si estende per quasi 16.000.000 di miglia quando sono inclusi i deboli anelli esterni.

Come gli anelli degli altri pianeti giganti, gli anelli maggiori di Saturno si trovano all'interno del classico limite di Roche. Questa distanza, che per il caso idealizzato è di 2,44 raggi di Saturno, ovvero 91.300 miglia, rappresenta la distanza più vicina alla quale una luna abbastanza grande può avvicinarsi al centro del suo genitore planetario più massiccio prima che venga brutalmente lacerata dalle forze di marea. Tieni presente che questo limite si applica solo agli oggetti tenuti insieme dall'attrazione gravitazionale, quindi il limite di Roche non si applica realmente a corpi relativamente piccoli in cui la coesione molecolare è più importante delle forze di marea che cercano di porvi fine.

Come accennato in precedenza, le particelle che compongono gli anelli di Saturno sono disponibili in un'ampia varietà di dimensioni. Ma queste particelle non sono effettivamente visibili da sole, nemmeno quelle che hanno le dimensioni di una casa! Invece, gli scienziati deducono le loro dimensioni dal loro effetto sulla diffusione della luce e dei segnali radio. Questa distribuzione è coerente con il risultato atteso da ripetute collisioni e frantumi di oggetti inizialmente più grandi. Si pensa che questi oggetti inizialmente più grandi siano detriti lasciati da comete, asteroidi o lune frantumate.

Raggi misteriosi sono stati visti negli anelli di Saturno, che sembrano formarsi e disperdersi in poche ore. Gli scienziati ritengono che questi raggi siano probabilmente piccole nuvole di minuscole particelle che acquisiscono cariche elettriche e quindi interagiscono con il campo magnetico di Saturno, che spinge queste particelle lontano dal pianeta in raggi a forma di cuneo in movimento. Questi raggi possono anche essere stagionali poiché finora sono stati osservati solo vicino agli equinozi di Saturno.

Corpi più grandi chiamati lune ad anello, dell'ordine di diverse miglia di diametro, possono esistere incastonati all'interno degli anelli maggiori, ma sono stati rilevati solo pochi di questi lune. Ci sono prove che le lune transitorie "mucchio di macerie" vengono continuamente create e poi distrutte dagli effetti concorrenti della gravità, delle collisioni e della velocità orbitale variabile all'interno degli anelli densi.

Poiché gli anelli hanno una massa così ridotta, è probabile che siano molto giovani, tra i 10 ei 100 milioni di anni. È quindi concepibile che gli anelli maggiori siano stati prodotti dalla disgregazione di una cometa particolarmente grande, o forse dalla distruzione di una grande luna vicina. Il sistema di anelli principali è costituito dai tre ampi anelli maggiori, denominati C, B e A in ordine crescente di distanza da Saturno.

La struttura degli anelli è ampiamente descritta dalla loro profondità ottica in funzione della distanza da Saturno. La profondità ottica è una misura della quantità di radiazione elettromagnetica che viene assorbita passando attraverso un mezzo come una nuvola, l'atmosfera di un pianeta o una regione di particelle nello spazio. Serve quindi come indicatore della densità media del mezzo. Un mezzo completamente trasparente ha una profondità ottica pari a 0; all'aumentare della densità del mezzo, aumenta anche il valore numerico.

L'anello B è il più luminoso, il più spesso e il più largo degli anelli. Si estende da 1,52 a 1,95 raggi di Saturno e ha profondità ottiche comprese tra 0,4 e 2,5. Questi valori sono un intervallo poiché variano a seconda della distanza effettiva dell'anello da Saturno poiché la distanza dal pianeta all'anello non è uniforme per tutto il giro. È separato visivamente dall'anello maggiore esterno, l'anello A, dalla divisione di Cassini, il divario più prominente negli anelli maggiori. Tra 1,95 e 2,02 raggi di Saturno si trova la divisione di Cassini.

Questo divario è causato dall'attrazione di una delle lune di Saturno chiamata Mimas. Questa luna è in risonanza 2:1 con il sistema degli anelli, il che significa che una particella dell'anello nella divisione Cassini girerebbe intorno a Saturno due volte per ogni volta che Mimas gira una volta. Quello che succede è che se una particella dell'anello fosse nella divisione di Cassini, sarebbe attratta dalla gravità di Mimas nello stesso punto della sua orbita ogni volta che Mimas passa. Nel corso del tempo, i piccoli "rimorchiatori" gravitazionali si sommano, proprio come spingere ripetutamente qualcuno su un'altalena fa aumentare l'altalena. I rimorchiatori gravitazionali di Mimas alla fine tirerebbero fuori la particella dell'anello dalla divisione Cassini - ed è per questo che c'è uno spazio vuoto lì, senza particelle dell'anello all'interno.

La divisione Cassini mostra complicate variazioni di profondità ottica, con un valore medio di 0,1. L'anello A si estende da 2,02 a 2,27 raggi di Saturno e ha profondità ottiche da 0,4 a 1,0. All'interno dell'anello B si trova il terzo anello principale, l'anello C, a volte noto come anello crepe, sebbene non assomigli affatto alle crepes alimentari. È tra 1,23 e 1,52 raggi di Saturno, con profondità ottiche vicine a 0,1. All'interno dell'anello C tra 1,11 e 1,23 raggi di Saturno si trova l'anello D estremamente tenue, che non ha alcun effetto misurabile sulla luce delle stelle o sulle onde radio che lo attraversano ed è visibile solo nella luce riflessa.

All'esterno dell'anello A si trova lo stretto anello F a 2,33 raggi di Saturno. L'anello F è una struttura complicata che può essere una spirale di particelle strettamente avvolta. Oltre l'anello F c'è l'anello G che è un disco di particelle molto sottile, oltre il quale c'è un anello di particelle ancora più sottile e leggero. Queste strutture non sono visibili all'occhio umano e sono state rilevate solo da sonde spaziali che hanno rilevato una differenza di densità quando si avvicinavano a Saturno.

Ma non è tutto. Estendendosi da 128 a 207 raggi di Saturno, ben oltre gli altri anelli, c'è il più esterno, un vasto e tenue anello di polvere versato dagli impatti sulla luna Febe. È il più grande anello planetario del sistema solare; tuttavia, ha una profondità ottica estremamente ridotta pari a 0. Altri 8 zeri seguiti da un due. Questo anello non influisce realmente su Saturno, tuttavia ha un effetto su Febe stessa, alterando leggermente la composizione dell'esosfera per renderla più densa e pesante di particelle del normale. Anche altre lune hanno creato i propri dischi simili che hanno effetti simili sulle lune stesse.

Le lune di Saturno hanno in sé tutta una serie di diverse caratteristiche interessanti, tuttavia penso che ne parlerò per l'episodio della prossima settimana. Come breve riepilogo, oggi ho parlato di Saturno, concentrandomi in particolare sulla sua atmosfera e sull'intricato sistema di anelli.