Saturno

Hoje vamos falar sobre o planeta Saturno. É o sexto planeta a partir do sol e o segundo maior de todos. Saturno também é conhecido por ser o planeta mais bonito, pois possui um impressionante conjunto de anéis que circundam o centro do planeta. Embora não seja o único planeta a ter anéis, certamente tem o maior par. Possui 82 luas, 53 confirmadas e 29 que ainda aguardam aprovação oficial. É o planeta mais distante que pode ser visto a olho nu e recebeu o nome do deus romano da agricultura e da riqueza. Ele é o pai de Júpiter e dos muitos irmãos de Júpiter, o último dos quais ele engoliu inteiro. É uma história… complicada para dizer o mínimo.

Saturno é um gigante gasoso e tem um volume superior a 760 Terras e uma massa de cerca de 95 Terras. Seu raio é de 36.183,7, que é cerca de 9 vezes maior que a Terra. A uma distância média de 886 milhões de milhas, Saturno está a 9,5 unidades astronômicas do Sol. A partir desta distância, a luz solar leva 80 minutos para viajar do Sol até Saturno. Saturno leva cerca de 29,4 anos para completar uma rotação ao redor do sol, no entanto, ele gira em seu próprio eixo muito mais rápido, uma vez a cada 10,7 horas. Isso significa que Saturno tem o segundo dia mais curto do sistema solar, apenas ligeiramente superado por Júpiter. Saturno também tem uma inclinação de eixo decente de cerca de 26,73, o que é bastante semelhante à Terra, de modo que ambos os planetas experimentam estações de intensidade semelhante.

Semelhante a Júpiter, o planeta também passou por uma migração há cerca de 4 bilhões de anos. Os cientistas acreditam que Saturno estava originalmente muito mais perto do sol do que agora, mas depois se afastou do sol. Como Júpiter também se afastou do sol, a força combinada gerada pelo movimento desses dois enormes planetas lançou Urano e Netuno para muito mais longe do sol do que originalmente.

A pesquisa também mostrou que Saturno pode realmente estar protegendo a Terra de asteróides perigosos, afastando-os de nosso planeta. A força da gravidade de Saturno ajuda a desviar qualquer asteróide que passe pela nuvem de Oort ou pelo cinturão de Kuiper, ambos posicionados nas bordas do nosso sistema solar. Ao desviar esses asteróides, Saturno muda seu caminho para que eles não se dirijam mais à Terra e possivelmente causem um desastre. Se você ouviu o episódio sobre o cinturão de asteroides, sabe que as colisões de asteroides não são boas para o nosso planeta.

Visto da Terra, Saturno tem uma aparência marrom-amarelada nebulosa. Mas a superfície vista dos telescópios é muito mais intrincada, com um complexo de camadas de nuvens decoradas por muitas características de pequena escala, como manchas vermelhas, marrons e brancas, bem como diferentes bandas de nuvens, redemoinhos e vórtices, que variam. durante um tempo bastante curto. Desta forma, Saturno se assemelha a um Júpiter mais brando e menos ativo. No entanto, uma exceção espetacular a esse movimento regular ocorreu em 1990, quando um grande sistema de tempestade de cor clara apareceu perto do equador e depois se expandiu para um tamanho superior a 12.400 milhas e, eventualmente, se espalhou ao redor do equador antes de desaparecer no esquecimento. Tempestades semelhantes em impressionante a esta “Grande Mancha Branca”, que foi nomeada por ser uma analogia com a Grande Mancha Vermelha de Júpiter, foram observados em intervalos de cerca de 30 anos, datando do final do século XIX. Isso é próximo ao período orbital de Saturno de 29,4 anos, o que sugere que essas tempestades são fenômenos sazonais, embora os cientistas não tenham certeza do que causa uma tempestade tão repentina e majestosa.

A atmosfera de Saturno é composta principalmente de hidrogênio molecular e hélio. A abundância relativa exata das duas moléculas não é bem conhecida, mas a melhor estimativa é que a atmosfera do planeta é de 18 a 25 por cento de hélio em massa. O restante é hidrogênio molecular e cerca de 2% de outras moléculas, provavelmente entregues ao planeta por meio de colisões e impactos. Acredita-se também que o hélio em Saturno esteja centrado em torno da atmosfera externa do planeta, enquanto a atmosfera interna é muito mais pesada em hidrogênio.

Desses 2% de outras moléculas presentes na superfície de Saturno, a maioria é metano ou amônia. Novamente, as quantidades exatas são desconhecidas, no entanto, os cientistas sabem que Saturno tem 2 a 7 vezes a quantidade de amônia e metano que o sol possui, que também são causas prováveis ​​da coloração das nuvens amareladas de Saturno. Acredita-se que o convés de nuvens mais alto seja feito de cristais de amônia. Sulfeto de hidrogênio e água também são suspeitos de estarem presentes na atmosfera mais profunda, mas ainda não foram detectados.

Uma consequência da grande inclinação axial de Saturno é que os anéis projetam sombras escuras no hemisfério de inverno, reduzindo ainda mais a fraca luz solar do inverno. As imagens da Cassini de faixas iluminadas pelo sol no hemisfério norte durante o inverno revelaram uma atmosfera azul surpreendentemente clara, que talvez seja uma consequência da diminuição na produção de névoa fotoquímica nas sombras dos anéis. Névoa fotoquímica é basicamente o termo científico para smog.

Astrônomos na Terra analisaram a refração, também conhecida como curvatura da luz das estrelas e ondas de rádio de espaçonaves que passam pela atmosfera de Saturno para obter informações sobre a temperatura atmosférica. Bem nas bordas da atmosfera do planeta, tem uma temperatura média de -190 graus Fahrenheit. As temperaturas mais frias do planeta na verdade ocorrem um pouco mais abaixo por algum motivo, dentro de sua estratosfera. A temperatura mais baixa registrada nesta região foi de -312 graus Fahrenheit. Então, conforme você desce ainda mais fundo no planeta, as temperaturas começam a subir. No momento em que você atinge a troposfera, eles estão a cerca de -217 graus Fahrenheit. A temperatura então continua a diminuir ainda mais quanto mais fundo você vai e quanto mais perto você chega do centro de Saturno,

Como os outros planetas gigantes, Saturno tem uma circulação atmosférica dominada por um fluxo de leste a oeste. Isso se manifesta como um padrão de faixas de nuvens mais claras e mais escuras semelhantes às de Júpiter, embora as faixas de Saturno tenham cores mais sutis e sejam mais largas perto do equador.

Como Saturno é um planeta gasoso, falta-lhe uma superfície sólida. Isso significa que seus ventos devem ser medidos em relação a algum outro quadro de referência. Tal como acontece com Júpiter, os ventos são medidos em relação à rotação do campo magnético de Saturno. Neste quadro, praticamente todos os fluxos atmosféricos de Saturno estão a leste, que está na direção da rotação. As áreas próximas ao equador apresentam fluxo particularmente ativo para leste, com velocidade máxima próxima a 470 metros por segundo, mas às vezes com períodos mais lentos em que a velocidade se aproxima de 270 metros por segundo. Esse recurso é análogo ao de Júpiter, mas se estende duas vezes mais em latitude e se move quatro vezes mais rápido. Por outro lado, os ventos mais fortes da Terra ocorrem em ciclones tropicais, onde, em casos extremos, as velocidades sustentadas podem exceder 67 metros por segundo,

Os fluxos zonais são notavelmente simétricos em relação ao equador de Saturno. Isso significa que cada corrente em uma determinada latitude norte geralmente tem uma contraparte em uma latitude sul semelhante. Fortes fluxos para o leste são vistos em 46° N e S e em cerca de 60° Norte e Sul. Os fluxos para o oeste, que na verdade são quase estacionários no quadro de referência do campo magnético, são vistos a 40°, 55° e 70° norte e sul. Tanto quanto nossas observações podem nos dizer, esses fluxos são constantes e regulares e não parecem desaparecer como alguns outros fluxos podem.

Fortes vórtices ciclônicos semelhantes a furacões são encontrados ligeiramente fora do centro dos pólos norte e sul de Saturno. O olho quente do vórtice no polo sul tem um diâmetro de 1.200 milhas e é cercado por nuvens que se elevam de 30 a 40 milhas acima das nuvens polares. Os ciclones tropicais no hemisfério sul da Terra também têm olhos centrais quentes, fluem no sentido horário e são cercados por nuvens altas, mas tudo em uma escala muito menor. Uma característica curiosa do ciclone perto do pólo norte é que ele se move em um padrão hexagonal ao redor do pólo. Observa-se que as características da nuvem se movem ao redor do hexágono no sentido anti-horário a cerca de 100 metros por segundo, o que se traduz em cerca de 220 milhas por hora. Padrões angulares semelhantes foram observados em baldes de fluidos giratórios e provavelmente surgem de ondas interativas.

Uma rica variedade de características de menor escala também foi observada na atmosfera. Particularmente impressionantes são cerca de duas dúzias de clareiras de nuvens de tamanho semelhante espaçadas quase uniformemente ao longo de 100° de longitude perto da latitude 33,5° Norte, cada uma delas com cerca de 930 milhas de diâmetro. Nas imagens infravermelhas da emissão térmica de Saturno, essas clareiras aparecem como um brilhante “colar de pérolas” que se estende por todo o planeta.

No hemisfério sul, emissões de rádio de ondas curtas de tempestades com raios, centenas de vezes mais intensas que as da Terra e durando semanas a meses, foram frequentemente detectadas por satélites que orbitam o planeta a uma latitude de 35° Sul. Esses centros de tempestades estão associados a feições de nuvens espessas e de cor clara, aparentemente produzidas por fortes movimentos convectivos. As latitudes da limpeza das nuvens e das tempestades de iluminação são zonas de ventos rápidos de oeste, viajando em oposição à maioria dos outros fluxos zonais do planeta, sugerindo que esse fluxo contrário de vento pode causar algumas reações estranhas que, portanto, criam essas características.

O próprio Saturno como um todo é, na verdade, de densidade muito baixa. Na verdade, se você pudesse de alguma forma colocar o planeta em uma banheira gigante cheia de água velha normal, Saturno flutuaria em cima dela! As informações sobre o interior do planeta são obtidas a partir do estudo de seu campo gravitacional, que não é esfericamente simétrico. A rotação rápida e a baixa densidade média levam à distorção da forma física do planeta e também distorcem a forma de seu campo gravitacional. A forma do campo pode ser medida com precisão a partir de seus efeitos no movimento de espaçonaves nas proximidades e na forma de alguns dos componentes dos anéis de Saturno. A análise dessa distorção nos diz que as regiões interiores de Saturno são feitas apenas de cerca de 50% de hidrogênio em peso e o restante dessa região deve ser feito de materiais mais pesados. O que este material realmente é, os cientistas não têm certeza. No entanto, devido à intensa pressão no centro de Saturno, os cientistas sabem que qualquer hidrogênio presente nesse nível teria que estar na forma líquida metálica, como o lítio. E bem no centro do planeta, também conhecido como núcleo, há uma esfera rochosa e gelada com cerca de 15 a 18 massas terrestres no total. A rotação desse hidrogênio metálico em torno desse núcleo denso forma correntes elétricas que alimentam o campo magnético de Saturno.

O campo magnético de Saturno se assemelha ao de uma barra magnética simples, seu eixo norte-sul alinhado a 1° do eixo de rotação de Saturno com o centro do dipolo magnético no centro do planeta. A polaridade do campo, como a de Júpiter, é oposta à do atual campo da Terra. Isso significa que, se você levasse uma bússola terrestre para Saturno, ela apontaria para o sul em vez do norte. O campo magnético de Saturno não é tão poderoso quanto o de Júpiter, mas é cerca de 578 vezes mais forte que o campo magnético da Terra.

A magnetosfera de Saturno é a região do espaço em forma de lágrima ao redor do planeta, onde o comportamento das partículas carregadas, que vêm principalmente do vento solar, é dominado pelo campo magnético do planeta. O lado arredondado da lágrima se estende em direção ao sol, formando um limite, oficialmente conhecido como magnetopausa, com o fluxo do vento solar a uma distância de cerca de 750.000 milhas do centro do planeta, mas com flutuação substancial devido a variações na pressão do sol. vento. No lado oposto de Saturno, a magnetosfera é desenhada em uma imensa cauda magnética que se estende a grandes distâncias.

Saturn’s inner magnetosphere, like the magnetospheres of Earth and Jupiter, traps a stable population of highly energetic charged particles travelling in spiral paths along the planet’s magnetic field lines. When these particles then spiral into the planet’s atmosphere, they create aurorae, which are magnificent displays of light, such as the Northern Lights on earth. However, for some reason, there are “holes” in the population of these particles along some of the field lines that intersect with the planet’s grand rings or the orbits of the moons located inside the magnetosphere.

As luas de Saturno, Titã e Hiperion, orbitam a distâncias próximas às dimensões mínimas da magnetosfera e, ocasionalmente, cruzam a magnetopausa e viajam para fora da magnetosfera de Saturno. Partículas carregadas de energia presas na magnetosfera externa de Saturno colidem com átomos neutros na atmosfera superior de Titã e os energizam, causando erosão na atmosfera de Saturno. No entanto, essa erosão é mínima e não deve afetar significativamente a estrutura do planeta.

Agora vamos para a característica mais notável de Saturno: seus anéis. Galileo Galilei foi o primeiro a ver os anéis de Saturno em 1610, embora de seu telescópio os anéis parecessem mais com alças ou braços. Quarenta e cinco anos depois, em 1655, o astrônomo holandês Christiaan Huygens, que tinha um telescópio mais poderoso, propôs mais tarde que Saturno tinha um anel fino e plano. Em 1675, a descoberta do astrônomo francês nascido na Itália Gian Domenico Cassini de uma grande lacuna - agora conhecida como divisão de Cassini - dentro do disco lançou dúvidas sobre a possibilidade de um anel sólido, e o matemático e cientista francês Pierre-Simon Laplace publicou uma teoria em 1789 que os anéis eram compostos de muitos componentes menores. Em 1857, o físico escocês James Clerk Maxwell demonstrou matematicamente que os anéis só poderiam ser estáveis ​​se incluíssem um número muito grande de pequenas partículas,

Depois de séculos estudando esses anéis, sabe-se hoje que Saturno realmente tem muitos anéis feitos de bilhões de partículas de gelo e rocha, variando em tamanho desde um grão de açúcar até o tamanho de uma casa. No entanto, apesar da enorme largura desses anéis, eles também são extremamente finos. Os anéis principais têm um diâmetro de 170.000 milhas, mas sua espessura não excede 330 pés. Todo o sistema de anéis abrange quase 16.000.000 milhas quando os fracos anéis externos são incluídos.

Como os anéis dos outros planetas gigantes, os anéis principais de Saturno estão dentro do limite clássico de Roche. Essa distância, que para o caso idealizado é de 2,44 raios de Saturno, também conhecido como 91.300 milhas, representa a distância mais próxima a que uma lua bastante grande pode se aproximar do centro de seu pai planetário mais massivo antes de ser brutalmente dilacerado pelas forças das marés. Tenha em mente que este limite só se aplica a objetos que são mantidos juntos pela atração gravitacional, então o limite de Roche realmente não se aplica a corpos relativamente pequenos onde a coesão molecular é mais importante do que as forças de maré tentando acabar com ela.

Como mencionado anteriormente, as partículas que compõem os anéis de Saturno vêm em uma ampla variedade de tamanhos. Mas essas partículas não são realmente visíveis por conta própria, nem mesmo aquelas que têm quase o tamanho de uma casa! Em vez disso, os cientistas deduzem seu tamanho a partir de seu efeito na dispersão de sinais de luz e rádio. Essa distribuição é consistente com o resultado esperado de colisões repetidas e estilhaços de objetos inicialmente maiores. Acredita-se que esses objetos inicialmente maiores sejam detritos deixados por cometas, asteroides ou luas despedaçadas.

Raios misteriosos foram vistos nos anéis de Saturno, que parecem se formar e se dispersar em apenas algumas horas. Os cientistas acreditam que esses raios são provavelmente pequenas nuvens de minúsculas partículas que adquirem cargas elétricas e depois interagem com o campo magnético de Saturno, que empurra essas partículas para longe do planeta em raios em forma de cunha em movimento. Esses raios também podem ser sazonais, pois até agora só foram observados perto dos equinócios de Saturno.

Corpos maiores apelidados de luas anelares, na ordem de vários quilômetros de diâmetro, podem existir embutidos nos anéis principais, mas apenas algumas dessas luas foram detectadas. Há evidências de que luas transitórias de “pilha de escombros” são continuamente criadas e depois destruídas pelos efeitos concorrentes da gravidade, colisões e velocidade orbital variável dentro dos anéis densos.

Como os anéis têm uma massa tão baixa, é provável que sejam muito jovens, entre 10 e 100 milhões de anos. Portanto, é concebível que os anéis principais tenham sido produzidos pela fragmentação de um cometa particularmente grande, ou talvez pela destruição de uma grande lua próxima. O sistema de anéis principal é composto de três grandes anéis principais - chamados C, B e A em ordem crescente de distância de Saturno.

A estrutura dos anéis é amplamente descrita por sua profundidade óptica em função da distância de Saturno. A profundidade óptica é uma medida da quantidade de radiação eletromagnética que é absorvida ao passar por um meio como uma nuvem, a atmosfera de um planeta ou uma região de partículas no espaço. Assim, serve como um indicador da densidade média do meio. Um meio completamente transparente tem uma profundidade óptica de 0; à medida que a densidade do meio aumenta, também aumenta o valor numérico.

O anel B é o mais brilhante, mais grosso e mais largo dos anéis. Estende-se de 1,52 a 1,95 raios de Saturno e tem profundidades ópticas entre 0,4 e 2,5. Esses valores são um intervalo, pois variam dependendo de quão longe o anel está de Saturno, já que a distância do planeta ao anel não é uniforme em toda a volta. Ele é separado visualmente do anel principal externo, o anel A, pela divisão de Cassini, a lacuna mais proeminente nos anéis principais. Situada entre 1,95 e 2,02 raios de Saturno, está a divisão de Cassini.

Essa lacuna é causada pela atração de uma das luas de Saturno chamada Mimas. Esta lua está em ressonância 2:1 com o sistema de anéis, o que significa que uma partícula de anel na divisão de Cassini daria duas voltas em Saturno para cada vez que Mimas dá uma volta. O que acontece é que se uma partícula de anel estivesse na divisão de Cassini, ela seria puxada pela gravidade de Mimas no mesmo lugar em sua órbita toda vez que Mimas passasse. Com o tempo, os pequenos “puxões” gravitacionais se somam, assim como empurrar alguém em um balanço repetidamente faz com que o balanço suba mais alto. Os puxões gravitacionais de Mimas acabariam puxando a partícula do anel para fora da divisão de Cassini – e é por isso que há uma lacuna lá, sem partículas do anel dentro.

A divisão de Cassini exibe variações complicadas na profundidade óptica, com um valor médio de 0,1. O anel A se estende de 2,02 a 2,27 raios de Saturno e tem profundidades ópticas de 0,4 a 1,0. Dentro do anel B fica o terceiro anel principal, o anel C, às vezes conhecido como anel de crepe, embora não se pareça em nada com os crepes de comida. Está em 1,23 a 1,52 raios de Saturno, com profundidades ópticas próximas de 0,1. No interior do anel C em 1,11 a 1,23 raios de Saturno encontra-se o anel D extremamente tênue, que não tem efeito mensurável na luz estelar ou nas ondas de rádio que passam por ele e é visível apenas na luz refletida.

Exteriormente ao anel A encontra-se o estreito anel F a 2,33 raios de Saturno. O anel F é uma estrutura complicada que pode ser uma espiral de partículas bem enrolada. Além do anel F está o anel G, que é um disco muito fino de partículas, além do qual está um anel de partículas ainda mais fino e leve. Essas estruturas não são visíveis ao olho humano e foram detectadas apenas por sondas espaciais que detectaram uma diferença de densidade ao se aproximar de Saturno.

Mas isso não é tudo. Estendendo-se de 128 a 207 raios de Saturno, muito além dos outros anéis, está o mais externo, um vasto e tênue anel de poeira derramado pelos impactos na lua Phoebe. É o maior anel planetário do sistema solar; no entanto, tem uma profundidade óptica extremamente pequena que é 0,8 zeros a mais seguidos por um dois. Este anel realmente não afeta Saturno, mas afeta a própria Phoebe, alterando levemente a composição da exosfera para torná-la mais densa e com partículas pesadas do que o normal. Outras luas também criaram seus próprios discos semelhantes que têm efeitos semelhantes nas próprias luas.

As luas de Saturno têm várias características interessantes em si mesmas, mas acho que vou deixar de falar sobre elas para o episódio da próxima semana. Como uma rápida recapitulação, hoje falei tudo sobre Saturno, focando especialmente em sua atmosfera e intrincado sistema de anéis.