Livro final com capa

À DESCOBERTA DE

SATURNO

ANDRÉ CARDOSO

UNIVERSIDADE DA BEIRA INTERIOR

DEPARTAMENTO DE COMUNICAÇÃO E ARTE

DESIGN MULTIMÉDIA

DESIGN II

aNDRÉ cARDOSO

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Os ventos de saturno

Apesar das semelhanças com Júpiter, Saturno tem caracterís-ticas únicas: os ventos mais fortes do sistema solar e a densi-dade mais baixa.

À excepção dos anéis, Saturno é muito semelhante a Júpiter na sua com-posição química e na estrutura do seu interior. Os elementos principais

são o hidrogénio e o hélio, e no topo da sua atmosfera apresenta também as 3 camadas de nuvens, compostas por molécu-

las ricas em hidrogénio, que encontramos em Júpiter: amónia (NH3), hidrosulfureto de amónio (NH4SH) e

água (H2O).

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Á DESCOBERTA DE SATURNO

À DESCOBERTA DE

SATURNO

Este livro foi concebido para a disciplina de Design II da Univer-sidade da Beira interior.

Texto do Centro de Física Teórica e Computacional.

Fotocomposição e paginação electrónicas efectuadas por An-dré Cardoso

Sumário

4SATURNO

6E S T R U T U R A DOS ANEIS DE

SATURNO

12VENTOS DE SAT-

URNO

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Saturno possuí ainda um grande número de luas, algumas delas orbitando na zona dos anéis. Ao que tudo indica, é devido às influências e pertur-bações gravitacionais destas luas, como Pandora, Prometeu, Atlas e Pan, entre outras, que os anéis têm a estrutura que observamos. Devido à for-ça gravitacional que exercem sobre os corpos dos anéis, perturbando a influência dominante de Saturno, estas luas podem criar regiões vazias, onde as órbitas não têm estabilidade, e atrair para uma região particular os pedaços de gelo das vizinhanças. Por esta razão também lhes chamam luas pastoras. Por exemplo, o anel F, figura seguinte à direita, é resultado da influência combinada de Prometheus e Pandora.

14O INTERIOR DE

SATURNO

16TITÃ A MAIOR LUA DE SATUR-

NO

18LUA TITÃ

19LUA HIPERION

20LUA ENCELA-

DOS

22BIBLIOGRAFIA

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De facto, é bem visível no céu, sendo o planeta mais longín-quo conhecido na antiguidade. Demora quase 30 anos a completar uma volta ao Sol e, tal como Júpiter, o seu período de rotação interno é ligeiramente superior ao seu perío-do equatorial.

SATURNO

Saturno é dos planetas mais bonitos e populares do sistema solar. Apesar de todos os planetas jovianos possuírem anéis, nenhum os possuí como Saturno; tem uma órbita quase duas vezes maior que Júpiter embora pelo seu grande tamanho (é o segundo maior planeta do sistema solar) apareça no céu como uma estrela brilhante.

4


9

Os anéis de Saturno reflectem aproximadamente 80% da luz prove-niente do Sol, o que é muito, comparando com os 46% que Saturno reflecte. Por esta razão, pensou-se que eram constituídos por gelo e even-tualmente alguns materiais rochosos. Gerard P. Kuiper e Carl Pilcher nos anos 70 do séc. XX identificaram a presença de água gelada a partir de espectros de absorção.

As medições entretanto efectuadas pelas Voyager in-dicam que o tamanho dos corpos que constituem os anéis varia entre menos de 1 cm e 5 m. Além dis-so, estas missões revelaram-nos que a estrutura de anéis é mais complexa do que se pensava, figura seguinte. Descobriram os anéis D, F, G e E (este último não representado na primeira figura), e mostraram que a sua estrutura parece ser composta por múltiplos anéis ainda mais finos entrançados uns nos outros.

Os anéis de Saturno reflectem aproximadamente 80% da luz prove-niente do Sol, o que é muito, comparando com os 46% que Saturno reflecte. Por esta razão, pensou-se que eram constituídos por gelo e even-tualmente alguns materiais rochosos. Gerard P. Kuiper e Carl Pilcher nos anos 70 do séc. XX identificaram a presença de água gelada a partir de espectros de absorção.

As medições entretanto efectuadas pelas Voyager indi-cam que o tamanho dos corpos que constituem os anéis varia entre menos de 1 cm e 5 m. Além dis-so, estas missões revelaram-nos que a estrutura de anéis é mais complexa do que se pensava, figura seguinte. Descobriram os anéis D, F, G e E (este último não representado na primeira figura), e mostraram que a sua estrutura parece ser composta por múltiplos anéis ainda mais finos entrançados uns nos outros.

Quando olhamos para Saturno as primeiras perguntas que nos vêm à cabeça são: O que são aqueles anéis? De que são feitos? Porque é que Saturno os tem? As respostas a estas perguntas têm sido dadas ao longo dos últimos 3 séculos quer através das observações dos astrónomos, quer, mais recentemente, através das missões que visitaram o sistema saturniano e de simulações computacionais.

No entanto, ainda não se sabe bem porque é que Saturno ganhou anéis compostos tão complexos. Para todos os efeitos, são sobretudo evidência da riqueza dinâmica que pode ter origem na inter-acção gravítica, neste caso entre Saturno, as suas luas e os pequenos cor-pos que constituem os anéis.

Em 1895, James Keeler é o primeiro a confirmar experimen-talmente que os anéis não são rígidos. Observando o espe-ctro do Sol na luz reflectida por diferentes zonas dos anéis e fazendo uso dos desvios Doppler que observou, conseguiu determinar que as zonas interiores dos anéis orbitam com uma maior velocidade do que as zonas exteriores, estando inclusive de acordo com a 3ª lei de Kepler: o quadrado do período em qualquer zona dos anéis é proporcional ao cubo da distância a que está do centro de Saturno.

Este resultado só é possível se os anéis forem compostos por pequenas partículas que individualmente orbitam em torno de Saturno, verificando a 3ª lei de Kepler para cada par partícula-Saturno.

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No ano de 1675, Gian Domenico Cassini, identifica uma divisão escura que separa dois anéis. Esta divisão chama-se agora divisão de Cassini e separa o anel A do anel B, ver figura da direita. Já no séc. XIX é identificado um terceiro anel (C), muito ténue, na zona in-terior. Em 1857, James Clerk Maxwell, o físico escocês, prova teoricamente que os anéis não podem formar um corpo rígido ou as forças de maré de Saturno já os teriam partido. Assim sendo, sugeriu que os anéis eram compostos por um grande número de pequenas partículas.

Estrutura dos aneis de Saturno

3 séculos a descobrir o mistério dos anéis de Sat-urno.

Em 1610, Galileu foi o primeiro a observar Saturno com um telescópio, detectando duas saliências em lados opostos do planeta. Depois em 1655,Huygens, com um telescópio melhor, sug-ere pela primeira vez que Saturno é circundado por um dis-co achatado. Conforme a posição na sua órbita de 30 anos, uma vez que Saturno está inclinado 26.73º em relação ao plano da sua órbita, vemos os seus anéis sob diferentes perspectivas. A hipótese avançada por Huygens permitiu explicar precisamente essas diferenças que os astrónomos vinham registando ao longo dos anos.

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Em Júpiter as camadas de nuvens têm uma es-pessura de 75km, quando em Saturno chegam até aos 300 km. No entanto isto não quer diz-er que Saturno não exiba padrões climáticos. De facto, observando detalhes nas nuvens de

Saturno registaram-se veloci-dades no vento de 1800 km/s, as maiores do sistema solar.

No entanto, quando observamos o plane-ta, este não parece exibir o tipo de padrões climáticos que encontramos em Júpiter, tais como as tempestades permanentes. A razão para que assim seja tem a ver com as difer-entes massas dos dois planetas. Saturno tem apenas 30% da massa de Júpiter o que sig-nifica que a compressão gravitacional a que sujeita a sua atmosfera é muito menor.

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O INTERIOR DE SATURNO

Tal como Júpiter, Saturno tem um núcleo rochoso coberto de gelos de água, metano e amónia. Tem também uma camada de hidro-génio líquido metálico, responsável pelo seu campo magnético. Dissemos, quando falá-mos de Júpiter, que o hidrogénio neste esta-do é possível devido às grandes pressões no interior do planeta. Contudo, se em Júpiter a elevada pressão necessária a este estado existe na maior parte do seu interior, em Saturno, mais pequeno e de menor densi-dade, estas pressões só existem a profundi-dades maiores. Ver figura seguinte para uma ilustração comparativa do interior dos dois planetas.

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Um dos aspectos dinâmicos mais interessantes de Saturno resulta na sua baixa densidade ( a mais baixa do sistema solar, apenas de 687 kg/m3 contrastando com 1326 kg/m3 de Júpiter). O planeta gira em torno de si próprio muito rapidamente, apenas ligeiramente mais lento do que Júpiter. Uma vez que não é tão massivo, a atracção gravitacional sobre os seus constituintes não é tão forte, e por isso as zonas do seu equador tendem a afastar-se do centro por efeitos centrífugos, ficando os pólos mais achatados. De facto, Saturno é o planeta menos esférico do sistema solar: o seu diâmetro no equador é 9.8% maior do que o diâmetro pólo a pólo.

BIbliografia

Para a concepção deste livro o texto foi retirado do site do Centro de Física Teórica e Computacional (desde já as minhas desculpas por não ter pedido autorização para a utilização do texto) as imagens foram retiradas de diferentes sites que passo a citar:http://www.jpl.nasa.govhttp://www.eso.org/outreachhttp://sci.esa.inthttp://www.flatoday.com/spacehttp://www.stsci.eduhttp://www.station.nasa.gov/stationhttp://www.nasda.go.jphttp://mars.jpl.nasa.govhttp://photojournal.jpl.nasa.govhttp://www.astronomynow.comhttp://www.shuttle.nasa.govhttp://bang.lanl.gov/solarys/eng/homepage.htm

22 15


Titã a maior lua de Saturno

16 21


Actualmente deram-se nomes a 35 luas em ór-bita de Saturno, no entanto foram descobertas muitas mais e este não pode ser considerado um número definitivo uma vez que existe um número arbitrário de objectos de pequenas dimensões, difíceis de detectar, que podem ter desde o tamanho das partículas que constituem os anéis até vários kilómetros de diâmetro. No entanto, só um tem um tamanho comparável à lua da Terra, Titã. Já vimos, no entanto, como estes saté-lites podem ser importantes na estrutura do anéis de Saturno. Além de Titã que se destaca pelo seu tamanho, existem 6 luas de tamanho médio que vão dos 400 km de diâmetro até aos 1500 km.

Pensa-se que serão estes detritos que constituem a maior parte do anel E de Saturno. É ainda difícil

de explicar como é que com as suas dimensões tem energia interna suficiente para este tipo de

actividade mas ao que os modelos indicam, o calor produzido por material radioactivo jun-tamente com as forças de maré provocadas por Saturno são suficientes para derreter o material que é fornecido às plumas e para criar um oceano debaixo da sua crosta de gelo.

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Estas luas têm a particularidade de, ao contrário das luas dos planetas terrestres ou de Júpiter, terem densi-

dades relativamente baixas (menos de 1400 kg/m3) o que significa que são maioritariamente compostas

por gelos de água e amónia, moléculas abundan-tes nesta zona do sistema solar; são elas: Rhea,

Iapetus, Tethys, Dione, Mimas e Enceladus, sendo este último o satélite mais pequeno do sistema solar, com apenas 500 km de diâmetro, a exibir actividade geológica. Pensa-se que as restantes serão meteori-tos capturados por Saturno. Um destes satélites, como veremos mais tarde, Hiperion, que orbita muito perto de Titã, muito para além dos anéis, é um dos melhores testemunhos de caos no sistema solar.


Lua Enceladus

Quando em 2005 a missão Cassini passou perto de Enceladus, revelou um satélite de grandes particularidades, único no sistema solar. Apesar do seu pequeno tamanho, com aproximadamente 500 km de diâmet-ro, nas regiões do pólo sul, Enceladus exibe actividade geológica, expelindo para o es-paço através de plumas partículas de gelo e outros detritos.

Lua titã Lua hipeirion

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Hiperion tem uma forma irregular e um movimento também irregular, que foi uma das primeiras manifestações do caos no sistema solar a ser pre-vista e detectada.

Titã tem um diâmetro de 5150 km, maior que a nossa lua (3476 km), e tem a particularidade de ser a única lua do sistema solar com uma atmosfera apreciável. Como

a maior parte das luas no sistema solar tem uma rotação síncrona 1:1 com

o seu período orbital provocada pelas forças de maré de Sat-

urno, isto é, o seu período de rotação é igual ao seu

período de translação em volta de Saturno. A pressão à superfície é 50%

maior do que na Terra. Apesar de a gravidade de Titã ser menor, a massa de gás na sua atmos-

fera é 10 vezes maior do que a da Terra. 90% é nitrogénio e o restante é metano e moléculas

ricas em hidrogénio e carbono (hidrocar-bonetos), respectivamente o 1º e 4º el-

ementos mais abundantes no Universo.

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