10/11/2015

Saturno


CARACTERÍSTICAS ORBITAIS
Semieixo maior9,53707032 UA
Perélio9,02063224 UA
Afélio10,05350840 UA
Circunferência Orbital59,879 UA
Excentricidade0,05415060
Período orbital29 a 167 d 6,7 h
Período sinódico378,1d (1,035a)
Velocidade orbital média9,638 km/s
Inclinação2,48446º
Número de Satélites61 (identificados)
CARACTERÍSTICAS FÍSICAS
Diâmetro Equatorial120 536 km
Área da superfície4,38x1010km2
Volume7,46x1014km3
Massa5,688x1026kg
Densidade média0,687 g/cm3
Gravidade equatorial10,44 m/s2 (1,065g)
Dia sideral
10,57 h
Velocidade de escape35,49 km/s
Albedo0,47
Temperatura
Média: -134ºC
COMPOSIÇÃO DA ATMOSFERA
Pressão Atmosférica140 kPa
Hidrogénioc.96%
Hélioc.3%
Metanoc. 0,4%
Amoníacoc.0,01%
Deutério (H)c.0,01%
Etanoc.0,0007%
GELOS
Amoníaco, água, Hidrosulfeto de amoníaco (NH4SH)

«Em Outubro de 1980, ainda a 50 milhões de quilómetros de Saturno, as câmaras de alta resolução da Voyager I entraram em acção. A primeira surpresa foram os próprios anéis: eram estruturas fantasticamente complexas. Sob a atenção redobrada da Voyager, os anéis mostraram muitos mais pormenores do que a Pioneer revelara quando passara por eles, apenas um ano antes. O sistema era simples: anéis de fragmentos em órbita com espaços entre eles permaneciam no mesmo lugar devido à gravidade. Mas, quando passou por um anel, a Voyager descobriu uma estrela particularmente clara que brilhava muito - cada anel era, na verdade, composto por literalmente milhares de faixas minúsculas de fragmentos: a faixa de Cassini continha mais pormenores do que se pensara existir em todo o sistema de anéis. Todas as novas imagens mostraram alguma coisa estranha. Os anéis não eram perfeitamente circulares; um era feito de duas tiras de matéria que pareciam entrelaçadas uma na outra; havia até bandas escuras com traços exteriores como os raios de uma roda.  A equipa da Voyager viu mais um anel que não devia existir. Era tão estreito que, teoricamente, a sua matéria devia ter-se dispersado no espaço. Em vez disso, os seus limites estavam bem delineados na escuridão. O que manteria este conjunto de partículas numa formação tão apertada? A resposta veio mais tarde nesse mês, quando os cientistas viram duas luas minúsculas. Uma estava a orbitar mesmo na fronteira exterior do anel, empurrando as partículas para dentro; a outra lua estava a abraçar a fronteira interior, empurrando as partículas para o lado oposto. Rapidamente se tornaram conhecidas como as "luas pastoras", dirigindo gravitacionalmente as partículas dos anéis nas suas órbitas confinadas.
Quando a Voyager I desceu para a superfície do anel para encontrar o próprio Saturno as surpresas não pararam de surgir. Em vez da atmosfera suave visível através de telescópios, a sonda observou uma série de remoinhos e tempestades que pareciam uma forma silenciosa do que tinha sido visto em Júpiter. Debaixo das nuvens, as leituras dos sensores de gravidade da Voyager favoreciam a suspeita de que o planeta com anéis tinha uma estrutura interna semelhante à do seu irmão mais velho: hidrogénio líquido e metálico sobre um núcleo rochoso. Embora seja mais pequeno e mais frio do que Júpiter, Saturno também é um planeta que quer ser uma estrela.
A Voyager I também observou as luas de Saturno, que, sob o seu exame minucioso, revelaram ser 18, a maior colecção do Sistema Solar. Enquanto o impecável grupo de Júpiter reproduz a distribuição dos planetas à volta do Sol, as de Saturno são um grupo ao acaso. Titã distingue-se das outras como a segunda maior lua de Saturno, e a única a ter uma atmosfera. Das outras, talvez o satélite mais enigmático seja Iapeteus, uma esfera metade branca como a neve e metade escura como o breu, provavelmente provocada por qualquer tipo de material orgânico ou "fuligem". Depois há Enceladus, a qual, tal como a Europa de Júpiter, mostra sinais de derretimento recente, mas a versão de Saturno é plana apenas num dos lados.

A maior parte dos satélites de Saturno são pequenos mundos gelados, mas têm uma história fascinante e violenta. Janus e Epimeteus são luas gémeas, duas metades do mesmo mundo fracturado, e ainda partilham a mesma órbita. As outras duas luas, Tethys e Mimas, estão cheias de crateras maciças que cobrem quase todo o seu hemisfério. Em todo o lado do sistema de Saturno é evidente esta forma de destruição. É um indício da origem desses anéis espectaculares, que os cientistas agora pensam que foram formados a partir dos restos de uma lua destruída.»

Os Planetas, David McNab e James Younger, Editora Atena, 1999


Saturno é o sexto planeta do Sistema Solar, com uma órbita localizada entre as de Júpiter e Úrano. É o segundo maior planeta do Sistema, depois de Júpiter, e, juntamente com este e Úrano, é um dos planetas gasosos, com a característica de ser o de menor densidade (de tal forma que flutuaria num oceano).
A característica mais conhecida de Saturno são o seu conjunto de anéis, o único visível a partir da Terra.
O nome do planeta provém do deus romano com o mesmo nome.
É conhecido desde os tempos pré históricos, sendo em tempos antigos considerado o mais distante dos planetas do Sistema Solar.

Características

Saturno é classificado como um gigante gasoso devido ao seu exterior ser predominantemente composto por gás e não ter uma superfície definida, embora possa ter um núcleo sólido.
A rotação do planeta provoca o formato esferóide oblato deste, isto é, achatado nos pólos e alargado no equador. Os raios equatoriais e polares apresentam uma diferença de quase 10% (60.268 km versus 54.364 km, respectivamente).
Saturno é o único planeta do Sistema Solar que apresenta uma densidade menor do que a da água, cerca de 30%. Embora o núcleo saturniano seja consideravelmente mais denso que a água, a densidade relativa média do planeta é de 0,69 g/cm3 devido à atmosfera gasosa.
Embora Júpiter seja só cerca de 20% maior do que Saturno, o primeiro tem 318 vezes a massa de Júpiter e Saturno só 95.
Juntos, Júpiter e Saturno detêm cerca de 92% da massa planetária total do Sistema Solar.

Estrutura


Embora seja denominado de "gigante gasoso" este não é totalmente gasoso, sendo composto por 97% de hidrogénio e pequenas porções de hélio e outros elementos. Este hidrogénio torna-se um liquído não ideal quando a densidade ultrapassa os 0,01 g/cm3 (esta densidade é alcançada num raio que contém 99% da massa de Saturno). A temperatura, pressão e densidade aumentam consideravelmente à medida que  entra cada vez mais no interior do planeta, o que provoca a transição do hidrogénio em metal.
Os modelos padrão do planeta sugerem que o interior de Saturno é idêntico ao de Júpiter, com um pequeno núcleo rochoso envolvido por hidrogénio e hélio, com vestígios de gases voláteis. Este núcleo é semelhante em composição ao terrestre, no entanto, mais denso. As análises do momento gravitacional do planeta, em combinação com os modelos físicos do seu interior, permitiram aos astrónomos franceses Didier Saumon e Tristan Guillot colocar limitações na massa do núcleo planetário. Em 2004 Saumon e Guillot estimaram que o núcleo deveria ter 9 a 22 vezes a massa do núcleo terrestre, com um diâmetro correspondente de cerca de 22.000 km. O núcleo é cercado por uma camada fina de hidrogénio líquido, seguido por uma camada líquida de hidrogénio molecular saturado de hélio que gradualmente se vai transformando em gás com o aumento da altitude. A camada mais externa vai até 1.000 km e consiste na atmosfera gasosa.
Saturno tem um interior muito quente, alcançando os 11.700 ºC no núcleo, e o planeta irradia 2,5 vezes mais energia para o espaço do que aquela que recebe do Sol. A maior parte desta energia extra é gerada pelo mecanismo Kelvin-Helmholtz de compressão gravitacional lenta, no entanto este processo isoladamente não é suficiente para explicar a produção de calor saturniana. Um mecanismo adicional pode ser utilizado no qual pode ser utilizado um mecanismo adicional no qual Saturno gera parte do seu calor através da "chuva" de gotas de hélio no seu interior. Conforme as gotas vão descendo através da densidade menor do hidrogénio , o processo liberta calor devido à fricção e deixa as camadas anteriores com uma grande quantidade de hélio. Estas gotas poderão se acumular numa concha ao redor do núcleo.

Atmosfera

A atmosfera de Saturno tem um padrão de faixas escuras e claras, semelhantes às de Júpiter embora a distinção entre ambas esteja muito menos nítida no caso de Saturno. A atmosfera planetária tem ventos fortes (que podem chegar a 1.800 km/h), na direcção dos paralelos, alterando-se conforme a latitude e muito simétricos 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 ao nível da altura das nuvens que chegaram a alcançar velocidades até 450 m/s durante a passagem da Voyeger.
A atmosfera de Saturno é constituída principallmente por hidrogénio, hélio e metano.
As nuvens superiores são formadas, provavelmente, por cristais de amoníaco. Aparentemente, parece estender-se de forma uniforme uma nuvem sobre todo o planeta, produzida por fenómenos fotoquímicos na atmosfera superior.
Pressupões-se que a níveis mais profundos a água da atmosfera condensa-se numa nuvem de água, que ainda não foi observada.
Assim como em Júpiter, formam-se ocasionalmente tempestades na atmosfera de Saturno, podendo algumas ser observadas a partir da Terra. Em 1993 foi observado um ponto branco situado na zona equatorial pelo astrónomo W.T.Hay. Era suficientemente grande para ser observada num refractor de 7 cm, mas não demorou a dissipar-se e desaparecer. Em 1962 começou a desenvolver-se uma mancha, mas esta nunca chegou a destacar-se. Em 1990 foi observada uma gigantesca nuvem branca no equador de Saturno a qual foi associada à formação de uma grande tempestade. Foram conservados pontos idênticos em fotografias do último século. Em 1994 pôde ser observada uma tempestade com aproximadamente metade do tamanho da de 1990.
As regiões polares apresentam correntes a 78ºN e a 78ºS. As sondas Voyager detectaram nos nos 1980 um padrão sextavado 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  com estas 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 do que o diâmetro da Terra) e na estrutura, com um período idêntico a sua rotação planetária, é uma onda recta que não muda de comprimento e nem de estrutura, diferentemente das demais nuvens da atmosfera. Este formato em polígono, entre dois e seis lados, podem ser simulados em laboratório por meio dos modelos do líquido na rotação da escala.
Contrariamente do que acontece no Pólo Norte, as imagens do Pólo Sul mostram uma forte corrente, sem a presença de vértices ou formas sextavadas persistentes. No entanto, a NASA informou, em Novembro de 2006, que a sonda Cassini tem observado um ciclone no Pólo Sul, com um centro bem definido. Os únicos centros de furacões definidos tinham sido observados na Terra. Esse vértice de aproximadamente 8.000 km de diâmetro, poderia ter sido fotografado e estudado em detalhe pela sonda Cassini, tendo ventos moderados com cerca de 500 km por hora. A atmosfera superior nas regiões polares desenvolve fenómeno de auroras pela interacção do campo magnético planetário com o vento solar.

Campo magnético 

O campo magnético de Saturno é muito mais fraco que o de Júpiter, e a sua magnetosfera é um terço da de Júpiter. A magnetosfera de Saturno consiste num conjunto de cinturões de radiação. Esses cinturões estendem-se por cerca de 2 milhões de quilómetros do centro de Saturno, principalmente no sentido oposto ao Sol, embora o tamanho da magnetosfera varie dependendo da intensidade do vento solar (o fluxo de partículas carregadas do Sol). O vento solar, os satélites e o anel de Saturno fornecem as partículas eléctricas para o cinturão. O período de rotação de 10 horas, 39 minutos e 25 segundos do interior de Saturno foi medido pela Voyager 1 quando cruzou a magnetosfera, que gira de 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-se até à órbita de Reia, encontra-se uma grande nuvem de átomos de hidrogénio neutro. Como um disco de plasma, composto por hidrogénio e possivelmente iões de oxigénio, estende-se da órbita de Tétis até às proximidades da órbita de Titã. O plasma gira numa quase perfeita sincronização com o campo magnético de Saturno.

Órbita
Saturno gira em torno do Sol com uma distância média de 1.418 milhões de quilómetros, numa órbita com uma excentricidade de 0,056, com um afélio de 1.500 milhões de quilómetros e um periélio de 1.240 milhões de quilómetros. Saturno atingiu o periélio em 1974.


O período de translação em torno do Sol completa-se a cada 29 anos e 167 dias, visto que o seu período sinódico realiza-se a cada 378 dias, de modo que, a cada ano a oposição ocorre com quase duas semanas de atraso  em relação ao ano anterior. O período de rotação no seu eixo é de 10h14min, com algumas variações entre o equador e os pólos.
Os elementos orbitais de Saturno são alterados numa escala de 900 anos por uma ressonância orbital do tipo de 5:2 com o planeta Júpiter, baptizado pelos astrónomos franceses do século XVIII como a grand inégalité ("grande desigualdade"), Júpiter completa 5 retornos para cada 2 de Saturno. Os planetas não estão numa ressonância perfeita, mas são suficientemente próximos de modo que os distúrbios das suas órbitas sejam apreciáveis.

Anéis de Saturno

Os anéis de Saturno são constituídos essencialmente por uma mistura de gelo, poeiras e material rochoso. Têm um diametro de cerca de 280 mil quilómetros, não ultrapassando  1,5 km de espessura.
A origem dos anéis é desconhecida. Originalmente pensou-se que teriam tido origem na formação dos planetas hé cerca de 4 mil milhões de anos, mas estudos recentes apontam para que sejam mais novos, tendo apenas algumas centenas de milhões de anos. Alguns cientistas acreditam que os anéis 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, cerca de 100 milhões de anos, pois vão sendo lentamente puxados para o planeta.
Os anéis podem mudar de cor.

Satélites 

 Saturno tem um grande número de satélites ou luas, o maior que todos os demais planetas.

Os seus maiores satélites, conhecidos antes da exploração espacial são: Mimas, Encélado, Tétis, Dione, Reia, Titã, Hipérion, Jápeto e Febe. O maior desses satélites naturais é Titã, com um diâmetro de 5.280 quilómetros (maior do que o planeta Mercúrio).
A sonda Cassini-Huygens, em Junho de 2004, fotografou aquilo que são considerados mais dois satélites de Saturno, os quais foram baptizados de Methone e Pallene. A 1 de Maio de 2005, foi descoberto mais um satélite natural na Falha de Keeler (um intervalo existente no Anel A de Saturno), e foi temporariamente designado de S/2005 S1. O outro satélite existente dentro do sistema de anéis de Saturno é Pã.
Encélado e Titã são mundos especialmente interessantes para os cientistas planetários, primeiramente devido à existência de água líquida a pouca profundidade da sua superfície, com a emissão de vapor da água geyser. Em segundo porque possui uma atmosfera rica em metano, semelhante à da Terra.
O sistema de satélites maiores de Saturno, que vai até Jápeto, espalha-se por cerca de 3,5 milhões de quilómetros, enquanto Febe, um satélite menor, faz parte de um sistema de satélites irregulares externos que se localizam a cerca de 12,9 milhões de km do planeta.




Fontes
Os Planetas, David McNab e James Younger, BBC Atena, 1ª Edição, 1999
http://pt.wikipedia.org/wiki/Saturno_(planeta)

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«O condenado à morte deixou transparecer uma alegria comovida ao saber do indulto. Mas ao cabo de algum tempo, acentuando-se as melhora...