Versão original: JPL/NASA.
Esta versão em português foi editada por Luís Fé Santos
Última Revisão Fevereiro/2004.
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ampliar Encontrado vulcão de gelo em lua de Saturno
Criovulcões parecem realmente existir
Há anos se debatia sobre a existência dos vulcões de gelo em luas congeladas
SAIBA MAIS
Saturno é varrido por ciclone há cinco anos Criação de novas formas de vida teria passado por crivo em Washington Fraca luminosidade das rajadas escuras de raios gama é explicada em estudoA sonda Cassini descobriu uma formação na lua Titã, de Saturno, que pode ser um vulcão de gelo. Da mesma forma que os vulcões terrestres expelem lava incandescente, o vulcão "titânico" cuspiria gelo.
Dados da topografia e da composição da superfície permitiram aos cientistas identificar um local com grande probabilidade acomodar o vulcão de gelo. Os resultados foram apresentados hoje na reunião da União Geofísica Americana, em São Francisco (EUA).
"Quando olhamos para o nosso novo mapa 3-D de Sotra Facula, em Titã, somos surpreendidos pela sua semelhança com vulcões como o Monte Etna, na Itália, e o Laki, na Islândia", disse Randolph Kirk, que conduziu o trabalho de mapeamento 3-D de sua superfície.
Criovulcão - Os pesquisadores têm debatido há anos se vulcões de gelo - também chamados de criovulcões - existiriam em luas ricas em gelo e quais seriam suas características.
As hipóteses levantadas especulam que algum tipo de atividade geológica subterrânea aqueceria o ambiente frio o suficiente para derreter parte do interior do satélite e enviar gelo fofo ou outros materiais através de uma abertura na superfície.
Vulcões na lua Io, de Júpiter, e na Terra, cospem lava quente rica em silicatos.
Dados da topografia e da composição da superfície permitiram aos cientistas identificar um local com grande probabilidade acomodar o vulcão de gelo. Os resultados foram apresentados hoje na reunião da União Geofísica Americana, em São Francisco (EUA).
"Quando olhamos para o nosso novo mapa 3-D de Sotra Facula, em Titã, somos surpreendidos pela sua semelhança com vulcões como o Monte Etna, na Itália, e o Laki, na Islândia", disse Randolph Kirk, que conduziu o trabalho de mapeamento 3-D de sua superfície.
Criovulcão - Os pesquisadores têm debatido há anos se vulcões de gelo - também chamados de criovulcões - existiriam em luas ricas em gelo e quais seriam suas características.
As hipóteses levantadas especulam que algum tipo de atividade geológica subterrânea aqueceria o ambiente frio o suficiente para derreter parte do interior do satélite e enviar gelo fofo ou outros materiais através de uma abertura na superfície.
Vulcões na lua Io, de Júpiter, e na Terra, cospem lava quente rica em silicatos.
http://www.ufo.com.br/noticias/encontrado-vulcao-de-gelo-em-lua-de-saturno
for the dream of yesterday is the hope of today and reality of tomorrow.
- Robert Goddard
USERS/PT
Figura: Comparando o tamanho de Saturno com a Terra
Figura: Algumas Caracteristícas de Saturno
HISTÓRICO
Em Saturno terminam os planetas que são visíveis a olho nú e portanto os planetas conhecidos na antiguidade.
Com ele temos um conjunto de sete objetos de corpos errantes a noite e que nos tempos remotos não podiam ser tocados pelo Homem. Por coincidência, a nossa semana tem sete dias, um para cada um desses corpos que foram considerados divindades: Lua (segunda-feira), Marte (Terça-feira), Mercúrio (Quarta-feira), Júpiter (Quinta-feira), Vênus (Sexta-Feira), Saturno (Sábado) e Sol (Domingo) correspondentes a primeira hora planetária do dia. Porém a tradição de se colocar nomes de deuses nos demais planetas continua para os demais.
Com ele temos um conjunto de sete objetos de corpos errantes a noite e que nos tempos remotos não podiam ser tocados pelo Homem. Por coincidência, a nossa semana tem sete dias, um para cada um desses corpos que foram considerados divindades: Lua (segunda-feira), Marte (Terça-feira), Mercúrio (Quarta-feira), Júpiter (Quinta-feira), Vênus (Sexta-Feira), Saturno (Sábado) e Sol (Domingo) correspondentes a primeira hora planetária do dia. Porém a tradição de se colocar nomes de deuses nos demais planetas continua para os demais.
Apesar de ser o segundo maior planeta do sistema solar, só se obteve informacões de algum valor a seu respeito, do final da segunda metade da década de 70 em diante, através das sondas Pioneer 11 e Voyager 1 e 2.
Através das observações de suas nuvens deduziu-se que seu período de rotação é de 10h 14min 13s, mas observando-se seu campo magnético, conclui-se que seja 10h 39min 26s. Essa rotação rápida faz de Saturno o planeta mais achatado do sistema solar.
Sua composição é semelhante a do Sol e de aspecto semelhante a de Júpiter. Suas faixas possuem contrastes mais atenuados do que em relação a Júpiter. Isto devie-se as temperaturas mais baixas em sua atmosfera. Os movimentos atmosféricos são bem rápidos em Saturno, e os ventos atingem a velocidade de 1.800 km/h (70% da velocidade do som local).
O tom esbranquiçado predominante em sua atmosfera é devido as nuvens de amônia congelada. As colorações marrons podem ser nuvens de hidrosulfeto de amônia (NH4 HS) e os pouquíssimos locais azulados são cristais de gelo.
O tom esbranquiçado predominante em sua atmosfera é devido as nuvens de amônia congelada. As colorações marrons podem ser nuvens de hidrosulfeto de amônia (NH4 HS) e os pouquíssimos locais azulados são cristais de gelo.
As regiões mais internas da atmosfera puderam ser obervadas nos locais de furacões, que provocam aberturas profundas na atmosfera. Com excessão do hélio, a composição atmosférica é semelhante e proporcional à do Sol havendo predominância do H2 . Em quantidades bem menores estão presentes os gases nobres neônio e argônio, mais a presença de metano amoníaco, ozônio e anidrido sulfuroso. Existem também os mesmos corantes presentes em Júpiter: fosfina e propano.
Sua estrutura interna é bem próxima à de Júpiter. Porém supõem-se que seu núcleo seja composto de óxido de magnésio, óxido de silício, sulfeto e óxido de ferro, onde está 25% da massa total (que é de 95 vezes a terrestres), ocupando apenas 20% do raio planetário. A parte compreendida entre 20% e 50% desse raio supõem-se ser ocupada por hidrogênio líquido metálico a uma temperatura de 20.000 K a 30.000 K. Acima disso está o envólucro de hélio e hidrogênio molecular ainda em estado líquido, podendo chegar a supefície do planeta ainda nesse estado, dai por diante ao estado gasoso e formando a atmosfera.
Assim como Júpiter, Saturno envia ao espaço duas ou três vezes mais energia do que recebe do Sol.
A magnetosfera de Saturno é das mais complicadas de todo o sistema solar. Isso por causa do grande número de partículas dos anéis e a influencia de seus grandes satélites.
O eixo do dipolo magnético está inclinado 0,7 com o eixo de rotação e o campo mede 0,21 Gauss, sendo que nos pontos de maior intensidade não chega a metade do valor do campo terrestre. Apesar disso a magnetosfera (espaço ao redor do planeta, onde o campo é dominante), tem grandes dimensões. Na direção do Sol essa magnetosfera atinge 1,39 milhões de km e no lado oposto atinge 4,83 milhões de km.
Na presença desse campo ocorrem a captura de partículas carregadas, que formam uma camada de plasma ao redor do planeta. Essa camada tem baixíssima densidade, porém é muito espessa. As sondas Voyagers verificaram o que o campo faz uma rotação completa em 10h 39min 26s, que é o tempo mais provavel para a rotação do planeta, pois acredita-se que o campo seja solidário com o interior do planeta.
Histórico
As observações dos anéis feitas da Terra dependem da posição de Saturno relativo à Terra, pois devido ãs inclinações da órbita da Terra e de Saturno com o plano da eclíptica, ora os anéis podem ser vistos como um disco com o planeta no centro e ora podem ser vistos como dois braços de Saturno.
Observando esses anéis em 1675 Jean Dominique Cassini (1625-1712) descobriu que havia uma vazio no anel como um todo. Esse vazio ficou conhecido como divisão de Cassini, sendo a maior divisão dos anéis. Em 1837 Encke também descobriu uma outra divisão que levou seu nome. E com a melhoria dos instrumentos ópticos outras divisões foram descobertas. Até que os levantamentos feitos pelas Voyagers, mostrou o quanto era precário o conhecimento sobre esses anéis.
O que se tinha em mãos até o levantamento feito pelas sondas, eram previsões teóricas feitas por James C. Maxwell (1831-1879), que estudou a complexidade da formação desses anéis.
Com a pesquisa feita pelas sondas, as previsões de Maxwell foram confirmadas e houve um esforço para interpretação teórica de diversos outros fenômenos registrados lá.
Suas Dimensões
As principais regiões desses anéis são as seguintes:
Na região mais próxima de Saturno está o anel D, caracterizado por um brilho muito fraco, com largura que varia de alguns quilômetros a algumas dezenas de quilômetros. Apesar de serem anunciados antes da presença das sondas no local, a sua observação da Terra é duvidosa, pois sua reflexão está no limite resolutivo dos telescópios.
Em seguida a este aparece a borda interna do anel C, onde ocorre um significativo aumento de luminosidade, apesar de ser formado por muitas faixas e bem transparentes. As medições de luz difusa confirmaram a hipótese de que o anel C é formado por poucas partículas.
Baseando-se no aumento da luminosidade, há um limite bastante claro na divisão dos anéis C e B, onde se observa um grande aumento de brilho e na opacidade do material, o que revela um número muito maior de partículas.
Nos anéis B as partículas parecem orbitar ao redor de Saturno em pequenos grupos em forma de cunha, medindo 10.000 km de comprimento e 2.000 km de largura. Os anéis B terminam no limite interno da divisão de Cassini.
O anel A começa com brilho igual ao do anel B e decresce gradativamente até a divisão de Encke. Na parte externa a divisão de Encke há um aumento no brilho de 25% e na parte mais externa ainda a um aumento de 50% na luminosidade, porém é uma faixa muito estreita.
Acredita-se que esse aumento de luminosidade é provocado pelo confinamento de matéria provida do pequeno satélite 1980 S2.
Cabe dizer que não são quatro anéis que existem em Saturno e sim quatro grandes grupos de anéis, onde se observa milhares de divisões entre eles. Não existe nenhuma diferenciação típica para as partículas que compõem os anéis, devido aos frequentes choques entre eles. Dessa maneira as partículas podem assumir muitas ordens de grandeza.
Uma análise espectróscopica dos anéis mostra que há uma abundância de gelo. Nesse gelo aparecem presentes outros compostos que não puderam ser determinados.
A origem desses anéis ainda é muito polêmica. A hipótese que goza de maior crédito entre os pesquisadores é a de que um satélite teria se formado muito próximo do planeta e que logo em seguida ultrapassou o limite de Roche e por efeito de maré fragmentou-se de maneira destrutiva (estilhaço).
Cada fragmento com dimensões maiores do que os encontrados atualmente teriam adquirido velocidades diferentes e os frequentes choques entre eles ocasionou uma maior fragmentação de maneira a ocupar todo o espaço disponível ao redor. A relativa estabilidades das órbitas desses anéis deve-se aos satélites que estão próximos aos mesmos. Tais satélites são denominados de satélites pastores.
Saturno também é o centro de um mini-sistema solar, só que com vinte e um satélites confirmados. Entre eles está Titã que por muito tempo foi tido como o maior satélite do sistema solar. Os demais são conhecidos como satélites gelados. Essa classificação é devido ãs suas densidades próxima a da água e o alto índice de reflexão que é característico do gelo.
Estes podem ser classificados em dois grupos: Os regulares e os irregulares. Os regulares tem órbitas quase circulares, no sentido de rotação do planeta e pouco inclinadas em relação ao plano do esquador. São eles: Mimas, Encelado, Tébis, Pleione, Réia e Titã. Os irregulares têm maior excentricidades e inclinação orbital, que são: Hipérion e Jápeto , além de Febe , a lua retrógrada.
Depois desses nove satélites, as sondas registraram mais oito luas pequenas e não esféricas. Predominantemente constituidas de gelo, refletem de 60% a 90% da luz solar.
Titã: com diâmetro médio de 5.400 km se considerarmos sua densa atmosfera. Nesses termos é o maior satélite do sistema. Porém o diâmento efetivo do satélite é 5.140 km, fazendo de Titã o segundo maior satélite do sistema. Sua fama de maior satélite só perdeu a veracidade com o reconhecimento feito pelas sondas. Ocorreu que era conhecida a presença de atmosfera em Titã, sendo esta, quase tão transparente como a nossa. As medidas do satélite, se referiam ao disco opaco do mesmo, que se encontrava no interior da atmosfera.
Posteriormente foi constatado que além da atmosfera havia uma espessa camada (opaca) de nuvens. Essa camada foi estimada em 200 km, mas com a possibilidade de pesquisar mais de perto as sondas obtiveram com precisão a medida de 5.140 km para o diâmetro médio do satélite. Sua densidade média é de 1,9 g/cm3, que sugere um núcleo rochoso recoberto de gelo. Seu período de translação é de 15,94 dias, sendo que sua órbita está sobre o plano equatorial de Saturno. Devido a densidade da atmosfera de Titã (4,6 vezes a terretre), sua superfície é tão misteriosa quanto a de Vênus. A constituição da atmosfera ainda é motivo de várias discussões.
Acredita-se que seja 80% de nitrogênio (N2 ) podendo chegar a 99% na alta atmosfera. É provavel que o argônio seja a segunda porcentagem dessa atmosfera, com cerca de 12%. Mas os gases nobre são de difícil detecção, portanto essa porcentagem tem seu maior respaldo na teoria. Além desse foi detectado a presença de metano, hidrogênio, etano, propano, acetileno, etileno, cianureto diacetileno e metacetileno, todos em ordem decrescente de porcentagem na atmosfera.
Essa grande variedade de moléculas orgânicas tem a tendência de se agruparem de várias maneiras. Por isso acredita-se que o agrupamento dessas moléculas formem partículas sólidas que se preciptam no solo formando um grossa camada sobre a superfície do satélite, podendo chegar a algumas centenas de metros.
Titã tem uma grande excentricidade e isso faz com que ele entre e saia da magnetosfera de Saturno. Essa passagem periódica pela magnetosfera provoca várias transformações nos componentes atmosféricos do satélite e também vários fenômenos atmosféricos. Ambos ainda não explicados satisfatóriamente.
UFRGS
Saturno é o sexto planeta a partir do Sol e o segundo maior no sistema solar com um diâmetro equatorial de 119,300 quilómetros (74,130 milhas). Muito do que se sabe sobre o planeta é devido às explorações da Voyager em 1980-81.
Saturno é visivelmente achatado nos pólos, como resultado da rotação muito rápida do planeta no seu eixo. O seu dia dura 10 horas e 39 minutos, e demora cerca de 29.5 dias terrestres para dar a volta ao Sol.
A atmosfera é principalmente composta por hidrogénio com pequenas quantidades de hélio e metano. Saturno é o único planeta menos denso do que a água (cerca de 30 porcento menos). No hipotético caso de se encontrar um oceano suficientemente grande, Saturno flutuaria nele. A coloração amarela enevoada de Saturno é marcada por largas faixas atmosféricas semelhantes, mas mais fracas, às de Júpiter.
O vento sopra em altas velocidades, em Saturno. Perto do equador, atinge uma velocidade de 500 metros por segundo (1,100 milhas por hora). O vento sopra principalmente na direcção leste. Encontram-se os ventos mais fortes perto do equador e a velocidade decresce uniformemente a maiores latitudes. A latitudes superiores a 35 graus, os ventos alternam entre leste e oeste conforme a latitude aumenta.
O sistema de anéis de Saturno faz do planeta um dos mais belos objectos no sistema solar. Os anéis estão divididos em diferentes partes, que incluem os anéis brilhantes A e B e um anel C mais fraco. O sistema de anéis tem diversos espaçamentos. O espaçamento mais notável é a Divisão Cassini, que separa os anéis A e B. Giovanni Cassini descobriu esta divisão em 1675. A Divisão Encke, que divide o anel A, teve o seu nome baseado em Johann Encke, que a descobriu em 1837.
As sondas espaciais mostraram que os anéis principais são na realidade formados por um grande número de anéis pequenos e estreitos. A origem dos anéis é obscura. Pensa-se que os anéis podem ter sido formados a partir das grandes luas que foram desfeitas pelo impacto de cometas e meteoróides. A composição exacta dos anéis não é conhecida, mas mostram que contêm uma grande quantidade de água. Podem ser compostos por icebergs e/ou bolas de gelo desde poucos centímetros até alguns metros de diâmetro.
Muita da estrutura elaborada de alguns dos anéis é devida aos efeitos gravitacionais dos satélites vizinhos. Este fenómeno é demonstrado pela relação entre o anel F e duas pequenas luas que pastoreiam a matéria do anel.
Também foram encontradas formações radiais no grande anel B pelas sondas Voyager. Pensa-se que as formações são compostas por partículas finas, do tamanho de grãos de pó. Entre as imagens obtidas pelas sondas Voyager observou-se a formação e a dissipação dos raios. Apesar das cargas electrostáticas poderem criar raios pela levitação das partículas de pó acima do anel, a causa exacta da formação destes raios não está bem compreendida.
Saturno tem 18 luas confirmadas, o maior número de satélites de qualquer planeta do sistema solar. Em 1995, os cientistas, usando o Telescópio Espacial Hubble, descobriram quatro objectos que podem também ser luas.
Vistas de Saturno
Saturno com Rea e Dione
A Voyager 2, da NASA, obteve esta fotografia de Saturno em 21 de Julho de 1981, quando a sonda estava a 33.9 milhões de quilómetros (21 milhões de milhas) do planeta. São visíveis dois padrões de nuvens, presumivelmente convectivas, a meio do hemisfério norte, e diversas formações semelhantes a raios escuros podem ser vistas no grande anel B (à esquerda do planeta).
As luas, Rea e Dione, surgem como pontos azuis a sul e sudeste de Saturno, respectivamente.
As luas, Rea e Dione, surgem como pontos azuis a sul e sudeste de Saturno, respectivamente.
A Voyager 2 fez a sua maior aproximação a Saturno em 25 de Agosto de 1981. (Cortesia NASA/JPL)
Saturno com Tetis e Dione
Saturno e duas das suas luas, Tetis (acima) e Dione, foram fotografadas pela Voyager 1 em 3 de Novembro de 1980, de uma distância de 13 milhões de quilómetros (8 milhões de milhas). As sombras de três anéis brilhantes de Saturno e de Tetis estão projectadas sobre o topo das nuvens. O limite do planeta pode ser visto facilmente através da Divisão Cassini, com 3,500 quilómetros (2,170 milhas) de largura, que separa o anel A do anel B.
A vista através da Divisão Encke, muito mais estreita, perto do limite exterior do anel A, é menos nítida. Além da Divisão Encke (à esquerda) estão o mais fraco dos três anéis mais brilhantes de Saturno, o anel C ou anel crepe, quase invisível contra o planeta. (Cortesia NASA/JPL)
Telescópio Óptico Nórdico
Esta imagem de Saturno foi obtida com o Telescópio Óptico Nórdico, de 2.6 metros, localizado em La Palma, nas Ilhas Canárias. (© Copyright Associação Científica do Telescópio Óptico Nórdico -- NOTSA)
Num dos mais dramáticos exemplos da natureza de "agora-vê-se, agora-não-se-vê," o Telescópio Espacial Hubble capturou Saturno em 22 de Maio de 1995, quando o magnífico sistema de anéis de Saturno estava de topo. Esta travessia pelo plano dos anéis ocorre aproximadamente a cada 15 anos quando a Terra atravessa o plano dos anéis de Saturno.
Os anéis não desaparecem completamente porque a borda dos anéis reflecte a luz do sol. A banda escura que atravessa Saturno a meio é a sombra da projecção do anel no planeta (o Sol está a cerca de 3 graus acima do plano de anéis). A lista brilhante logo acima da sombra do anel é causada pela reflexão da luz do Sol nos anéis sobre a atmosfera de Saturno. Duas das luas de gelo de Saturno são visíveis como pequenos objectos semelhantes a estrelas no plano de anéis ou próximo dele.
Tempestade em Saturno
Esta imagem, obtida pelo Telescópio Espacial Hubble, mostra uma rara tempestade que aparece como uma formação em forma de ponta de seta branca próxima do equador do planeta. A tempestade é gerada por uma corrente de ar quente, semelhante às formações de tempestade terrestres. A extensão este-oeste da tempestade é igual ao diâmetro da Terra (cerca de 12,700 quilómetros ou 7,900 milhas).
As imagens do Hubble são suficientemente precisas para mostrar que os ventos prevalecentes formam uma "cunha" escura no lado oeste (esquerdo) da nuvem central brilhante. Os ventos mais fortes na direcção este do planeta, a 1,600 quilómetros (1,000 milhas) por hora, conforme informações baseadas nas imagens da sonda Voyager obtidas em 1980-81, são na latitude desta cunha.
A imagem de cima mostra a primeira imagem alguma vez obtida das auroras brilhantes nos pólos norte e sul de Saturno, vistas em luz distante do ultravioleta pelo Telescópio Espacial Hubble. O Hubble discerne uma faixa circular e luminosa centrada no polo norte, em que uma enorme cortina auroreal se eleva a 2,000 quilómetros (1,200 milhas) acima dos topos das nuvens. Esta cortina muda rapidamente em brilho e extensão durante o período de duas horas das observações do TEH.
Tempestade em Saturno
Esta imagem, obtida pelo Telescópio Espacial Hubble, mostra uma rara tempestade que aparece como uma formação em forma de ponta de seta branca próxima do equador do planeta. A tempestade é gerada por uma corrente de ar quente, semelhante às formações de tempestade terrestres. A extensão este-oeste da tempestade é igual ao diâmetro da Terra (cerca de 12,700 quilómetros ou 7,900 milhas).
As imagens do Hubble são suficientemente precisas para mostrar que os ventos prevalecentes formam uma "cunha" escura no lado oeste (esquerdo) da nuvem central brilhante. Os ventos mais fortes na direcção este do planeta, a 1,600 quilómetros (1,000 milhas) por hora, conforme informações baseadas nas imagens da sonda Voyager obtidas em 1980-81, são na latitude desta cunha.
As imagens do Hubble são suficientemente precisas para mostrar que os ventos prevalecentes formam uma "cunha" escura no lado oeste (esquerdo) da nuvem central brilhante. Os ventos mais fortes na direcção este do planeta, a 1,600 quilómetros (1,000 milhas) por hora, conforme informações baseadas nas imagens da sonda Voyager obtidas em 1980-81, são na latitude desta cunha.
A norte desta formação em forma de ponta de seta, os ventos decrescem de tal forma que o centro da tempestade se move para leste em relação ao fluxo local. As nuvens que se expandem para norte da tempestade são varridas para oeste pelos ventos a latitudes maiores. Os ventos fortes perto da latitude da cunha escura sopram na parte norte da tempestade, criando uma perturbação secundária que dá origem às nuvens brancas ténues a leste (direita) do centro da tempestade.
As nuvens brancas da tempestade são formadas de cristais de gelo de amónia que se formam quando um fluxo ascendente de gases mais quentes forçam o seu caminho através dos topos das nuvens mais frias.
As nuvens brancas da tempestade são formadas de cristais de gelo de amónia que se formam quando um fluxo ascendente de gases mais quentes forçam o seu caminho através dos topos das nuvens mais frias.
Vistas do TEH das Auroras de Saturno
A imagem de cima mostra a primeira imagem alguma vez obtida das auroras brilhantes nos pólos norte e sul de Saturno, vistas em luz distante do ultravioleta pelo Telescópio Espacial Hubble. O Hubble discerne uma faixa circular e luminosa centrada no polo norte, em que uma enorme cortina auroreal se eleva a 2,000 quilómetros (1,200 milhas) acima dos topos das nuvens. Esta cortina muda rapidamente em brilho e extensão durante o período de duas horas das observações do TEH.
A aurora é produzida por partículas carregadas capturadas que, ao precipitar-se da magnetosfera, colidem com os gases atmosféricos. Como resultado do bombardeamento, os gases de Saturno brilham em comprimentos de onda longe do ultravioleta (110-160 nanómetros). Estes comprimentos de onda são absorvidos pela atmosfera da Terra, e só podem ser vistos por telescópios no espaço.
Para comparação, a imagem de baixo é uma composição colorida de Saturno em luz visível, conforme foi vista pelo Hubble em 1 de Dezembro de 1994. Ao contrário da imagem ultravioleta, as familiares faixas e zonas atmosféricas de Saturno são vistas claramente. O banco de nuvens mais baixo não é visível no comprimento de onda do ultravioleta porque a luz do Sol é reflectida pelo mais alto na atmosfera.
Última Vista de Saturno
Dois dias depois do seu encontro com Saturno, a Voyager 1 olhou para trás para o planeta a uma distância de mais de 5 milhões de quilómetros (3 milhões de milhas). Esta vista de Saturno nunca tinha sido obtida por um telescópio de Terra, porque a Terra está tão perto do Sol que apenas consegue ser vista a face iluminada pelo Sol. (Copyright © Calvin J. Hamilton)
Os Anéis de Saturno
Esta imagem em cores melhoradas mostra as formações em forma de raios nos anéis. Os raios parecem formar-se muito rapidamente com bordas finas para logo se dissiparem. O anel A aparece como o anel exterior, mas nesta imagem aparece dividido em duas faixas pela divisão de Encke. A divisão Cassini separa os anéis A e B. (Crédito: Calvin J. Hamilton)
Imagem dos Anéis de Saturno em Cores Falsas
Possíveis variações na composição química de uma parte do sistema de anéis de Saturno para a outra, são visíveis nesta imagem da Voyager 2 como variações subtis na cor que podem ser registadas com técnicas especiais de processamento de cores em computador. Esta vista com cores bastante realçadas foi feita a partir de imagens com filtro claro, laranja e ultravioleta obtidas em 17 de Agosto, de 1981 de uma distância de 8.9 milhões de quilómetros (5.5 milhões de milhas).
Além da cor azul do anel C previamente conhecida, e da Divisão Cassini, a figura mostra outras diferenças de cor entre o anel B interior e a região exterior (onde os raios se formam) e entre estes e o anel A. (Cortesia NASA/JPL)
O anel exterior de Saturno, o anel F, é uma estrutura complexa constituída por dois anéis estreitos, trançados e brilhantes nos quais são visíveis "nós". Os cientistas especulam que os nós podem ser acumulados de matéria do anel ou pequenas luas. O anel F foi fotografado a uma distância de 750,000 quilómetros (470,000 milhas). (Cortesia NASA/JPL)
A Família de Saturno
Esta montagem de imagens do sistema saturnino foi preparada pela combinação de imagens obtidas pela sonda Voyager 1 durante o seu encontro com Saturno em Novembro de 1980. Esta vista artística mostra Dione em primeiro plano, Saturno erguendo-se por trás, Tetis e Mimas desaparecendo a distância à direita, Encelado e Rea fora dos anéis de Saturno à esquerda, e Titã na sua órbita distante em cima. (Cortesia NASA/JPL)
Estrutura dos Satélites e do Plano de Anéis de Saturno
Esta imagem mostra os satélites de Saturno aproximadamente à escala bem como a estrutura de anéis de Saturno. (Cortesia Dave Seal, JPL)
Resumo das Luas de Saturno
Saturno tem 18 satélites oficialmente reconhecidos. Além disso, há outros satélites não confirmados. Um circula na órbita de Dione, um segundo está localizado entre as órbitas de Tetis e Dione, e um terceiro está localizado entre Dione e Rea. Os satélites não confirmados foram encontrados nas fotografias da Voyager, mas não foram confirmados em nenhuma outra vista. Recentemente, o Telescópio Espacial Hubble obteve imagens de quatro objectos que podem ser novas luas.
Podem ser feitas algumas generalizações acerca dos satélites de Saturno. Apenas Titã tem uma atmosfera apreciável. Muitos dos satélites têm uma rotação síncrona. As excepções são Hiperion, que tem uma órbita caótica, e Febe. Saturno tem um sistema de satélites regular. Isto é, os satélites têm órbitas quase circulares no plano equatorial. As duas excepções são Japeto e Febe.
Todos os satélites têm uma densidade de < 2 gm/cm3. Isto indica que eles são compostos por 30 a 40% de rochas e 60 a 70% de água gelada. Muitos dos satélites reflectem 60 a 90% da luz que os atinge. Os quatro satélites exteriores reflectem menos do que isto e Febe reflecte apenas 2% da luz que o atinge.
A tabela seguinte resume o raio, massa, distância ao centro do planeta, descobridor e data da descoberta de cada um dos satélites confirmados de Saturno:
O próximo sobrevoo da sonda Cassini nas vizinhanças de Rhea ocorrerá no dia 11 de janeiro de 2011, num altura de apenas 75,9 quilômetros desse satélite.
A cada dia, a NASA recebe centenas de fotos e informações surpreendentes enviadas pela nave Cassini, que é uma espaçonave de pesquisa. No dia 24 de setembro de 2010, a sonda se aproximou de Titã, o maior dos satélites de Saturno, voando a uma distância de 8.175 km de sua superfície. Esse foi o primeiro sobrevoo de uma série que será dedicada a esse satélite até o começo de 2012.
Saturno tem pelo menos 62 luas, sendo a maior delas chamada Titã. Em segundo lugar, vem o satélite Rhea. Conhecido de todos por seus anéis, Saturno é um planeta gigante de gás, à semelhança de Júpiter, Urano e Netuno. Sua massa é 95 vezes maior do que a da Terra. Aliás, se compararmos as condições de Saturno com as da Terra, veremos que elas são extremas e quase impensáveis.
O interior do planeta talvez seja composto de ferro, níquel, silício e compostos de oxigênio, envolto por uma espessa camada de hidrogênio metálico, uma camada intermediária de hidrogênio líquido e hélio líquido, e uma camada exterior gasosa, com ventos de até 1.800 quilômetros por hora.
Crédito: Cassini Imaging Team, SSI, JPL, ESA, NASA.
Uma figura enorme do lado direito, grande de mais para caber na imagem, uma linha ténue, muito fina, no centro, e um pequeno ponto, discreto, junto a ela. Trata-se de Saturno, dos seus anéis e de uma das suas luas, Enceladus, em mais uma imagem dramática obtida pela sonda Cassini.
O próximo sobrevoo da sonda Cassini nas vizinhanças de Rhea ocorrerá no dia 11 de janeiro de 2011, num altura de apenas 75,9 quilômetros desse satélite.
A beleza de Saturno
Assim aparece Saturno numa foto em infravermelho (foto NASA)
As melhores fotos e as informações anteriores mais detalhadas de que dispunha a NASA eram as obtidas pelas sondas Voyager 1 e 2, em 1980 e 1981, que mostraram na época as mais belas imagens dos aneis de Saturno. Esses cinturões, que são os sistemas de anéis planetários mais extensos do Sistema Solar, são constituídos de bilhões de partículas cujas dimensões variam de micrômetros a metros. Essas partículas são, em sua maioria, formadas de gelo de água com alguma contaminação de poeira e outas substâncias químicas.A cada dia, a NASA recebe centenas de fotos e informações surpreendentes enviadas pela nave Cassini, que é uma espaçonave de pesquisa. No dia 24 de setembro de 2010, a sonda se aproximou de Titã, o maior dos satélites de Saturno, voando a uma distância de 8.175 km de sua superfície. Esse foi o primeiro sobrevoo de uma série que será dedicada a esse satélite até o começo de 2012.
62 luas de Saturno
Nesta foto, da NASA, as imagens do satélite Rhea, de Saturno, feitas na semana passada
O interior do planeta talvez seja composto de ferro, níquel, silício e compostos de oxigênio, envolto por uma espessa camada de hidrogênio metálico, uma camada intermediária de hidrogênio líquido e hélio líquido, e uma camada exterior gasosa, com ventos de até 1.800 quilômetros por hora.
Imagem do Dia: Uma figura enorme, uma linha ténue e um pequeno ponto
2011-02-15Crédito: Cassini Imaging Team, SSI, JPL, ESA, NASA.
Os anéis de Saturno são vistos de perfil e, nesta imagem, fica bem ilustrado quão finos eles são. Julga-se que não terão mais de 1 km de espessura. Em proporção, são mais finos que uma lâmina de barbear. Por esse motivo, eles parecem, por vezes, desaparecer, já Galileu tinha notado no princípio do séc. XVII. Esta imagem foi obtida em luz infravermelha polarizada pela Cassini.
Fontes:
http://www.portaldoastronomo.org/aprender.php
CDA-CDCC USP/SC (?)
http://www.prof2000.pt/users/colegio/trab_
alunos/planetas/saturno.htm#Heading40
http://www.if.ufrgs.br/ast/solar/portug/saturn.htm
http://blogs.estadao.com.br/ethevaldo-siqueira/2010/12/28/1312/
http://blogs.estadao.com.br/ethevaldo-siqueira/2010/12/28/1312/
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