Saturno
O
mensageiro da velhice 
Fatos sobre Saturno
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Saturno é o segundo maior
planeta do sistema solar e o sexto a partir do Sol:
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distância do Sol: 1.429.400.000 km (9,54 u.a.)
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diâmetro equatorial: 120.536 km; diâmetro polar: 108.728 km
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massa: 5,688e26 kg
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Na mitologia romana, Saturno é o deus da agricultura. Corresponde
ao deus Cronus
dos gregos, filho de Urano e Gaia e pai de Zeus (Júpiter). Saturno
é a raiz da palavra inglesa "saturday" (veja o Apêndice
4).
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Saturno é conhecido desde os tempos pré-históricos.
Galileu
foi o primeiro a observá-lo com um telescópio, em 1610. Ele
notou sua estranha aparência, mas deixou-se confundir por ela. As
primeiras observações de Saturno foram complicadas pelo fato
de que a Terra passa através dos anéis
de Saturno, a certos períodos, à medida que este se move
em sua órbita. . Uma imagem de Saturno de baixa resolução,
portanto, sofre modificações notáveis. Não
foi senão em 1659 que Christiaan
Huygens inferiu corretamente a geometria dos anéis. Os anéis
de Saturno permaneceram como fenômeno único no sistema solar
até 1977, quando anéis de fraca intensidade foram descobertos
ao redor de Urano
e, pouco depois, em torno de Júpiter
e Netuno).
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Saturno foi visitado pelo primeira vez pela Pioneer
11 em 1979 e, mais tarde, pelas sondas Voyager
1 e Voyager
2.
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Visto através de uma pequeno telescópio (foto
10), Saturno é visivelmente achatado nos polos. Seu achatamento
é de quase 10%. Isso resulta de a sua rápida rotação
e de seu estado fluido.
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Saturno é o menos denso dos planetas; sua gravidade específica
(0,7) é inferior a da água ( Se você pudesse colocar
Saturno dentro d'água, ele flutuaria).
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Como Júpiter, Saturno é cerca de 75% hidrogênio e 25%
hélio, com traços de água, metano, amônia e
"rocha, similar à composição da Nebulosa
Solar primordial, da qual o sistema solar se formou.
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O interior de Saturno é similar ao de Júpiter, consistindo
em um núcleo rochoso, uma camada
de hidrogênio molecular. Traços de vários gelos
estão também presentes.
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O interior de Saturno é quente (12000 k no núcleo). O planeta
irradia mais energia para o espaço do que recebe do Sol. A maior
parte da energia extra é gerada pelo mecanismo
de Kelvin-Helmholtz, como em Júpiter. Mas isso pode não
ser o bastante para explicar a luminosidade de Saturno; alguns outros mecanismos
podem estar em atividade, talvez a "chuva" de hélio em suas camadas
mais profundas.
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As faixas,
que em Júpiter são bastante acentuadas, mostram-se muito
mais fracas em Saturno (foto 2). Elas são também
muito mais largas próximo ao equador. Os detalhes dos topos das
nuvens não são visíveis da Terra, e observações
mais precisas da circulação atmosférica de Saturno
só puderam ser feitas a partir das missões Voyager.
Saturno também apresenta nuvens ovais de longa duração
e outras formações comuns em Júpiter. Em l990, o HST
observou uma enorme nuvem branca perto do equador de Saturno que não
estava lá durante durante a visita das sondas Voyager; em 1994,
observou-se uma tempestade menor.
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Dois anéis proeminentes (A e B) e um anel fraco (C) podem ser vistos
da Terra. A falha entre os anéis A e B é conhecida como a
divisão de Cassini;
a falha muito mais fraca no anel A é conhecida como Folga de
Encke (foto 13). As fotos enviadas pela Voyager
mostram quatro outros anéis fracos. Os anéis de Saturno,
diferentemente dos anéis dos outros planetas, são muito brilhantes
(albedo
0,2 - 0,6).
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Embora pareçam contínuos quando vistos da Terra, os anéis,
na verdade, são formados de milhares de pequenas partículas
de diferentes tamanhos, variando de um centímetro, aproximadamente,
a vários metros. É também provável que existam
objetos com alguns quilômetros de comprimento.
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Os anéis de Saturno são extraordinariamente finos; embora
tenham um diâmetro de 250.000 km ou mais, sua espessura não
vai além de 200 metros. A despeito de sua expressiva aparência,
há realmente muito pouco material nos anéis - se os anéis
fossem condensados num único corpo, este não teria mais que
100 km de raio.
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As partículas dos anéis parecem ser compostas basicamente
de gelo de água, mas partículas rochosas cobertas por gelo
podem também existir.
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A Voyager
confirmou a existência de intrigantes inohemogeneidades radiais nos
anéis, chamadas de "raias", observadas pela primeira vez por astrônomos
amadores (foto 13). Sua natureza é ainda um mistério,
mas é possível que isso tenha algo a ver com o campo magnético
de Saturno.
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O anel mais externo de Saturno - anel F - é uma estrutura complexa
constituída de dois anéis estreitos, entrelaçados
e brilhantes, juntamente com "nós" visíveis. (foto
14). Os cientistas supõem que os "nós" possam ser aglomerados
de material dos anéis, ou pequenas luas.
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Há complexas ressonâncias
de maré entre algumas luas de Saturno e o sistema de anéis:
algumas das luas, os chamados "satélites
pastores" (i.e. Atlas,
Prometeu
e Pandora)
são importantes na medida em que mantém os anéis no
lugar; Mimas
parece ser responsável pela reduzida quantidade de material na divisão
de Cassini,
que parece ser similar às falhas
de Kirkwood no cinturão de asteróides; Pan
está localizado dentro da Folga de Encke. Todo o sistema é
muito complexo e, até aqui, pouco se sabe sobre ele.
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A origem dos anéis de Saturno (e de outros planetas jovianos) é
desconhecida. Embora tais planetas possam ter tido anéis desde sua
formação, os sistemas de anéis não são
estáveis e devem ser regenerados por processos contínuos,
provavelmente pela fragmentação de satélites maiores.
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Como os outros planetas jovianos, Saturno tem um forte campo magnético.
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Pode-se ver Saturno no céu noturno, a olho nu. Embora não
seja tão brilhante quanto Júpiter, é facilmente identificável
porque ele não "pisca" como as estrelas. Os anéis e os satélites
maiores são visíveis através de um pequeno telescópio
astronômico. Os mapas
localizadores de planetas de Mike Harvey mostram a atual posição
de Saturno (e dos outros planetas) no céu.
Fotos
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(acima) Saturno com Réia e Dione 162k
gif; 34k
jpg 298k
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parte de Saturno
com Tétis e Dione 85k
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revendo Saturno 316k
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grande imagem de Saturno, B&W 358k
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o planeta Saturno, as melhores fotos em "tamanho reduzido" 113k
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o planeta Saturno, vista geral do planeta e anéis 242k
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o planeta Saturno, vista "em close" do planeta e anéis 236k
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o planeta Saturno, com a lua passando sobre a superfície 245k
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Saturno, visto pelo HST 71k
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Saturno, visto pelo Nordic Optical Telescope 43k
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Nuvem vermelha oval 103k
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close de Saturno, mostrando as formações de nuvens 353k
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raias dos
anéis (cor falsa) 204k
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anéis
trançados 5k
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anéis de Saturno, close das raias 245k
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anéis de Saturno, vistas mais ampliada das raias 287k
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espetacular imagem (cor falsa) dos anéis 130k
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diagrama dos anéis 101k
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anéis vistos da borda e
duas luas, HST 64k
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... mais imagens
de Saturno
Filmes
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Saturno, o Planeta Vermelho, em rotação, e dois satélites
82k
fle
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Passagem da Voyager 2 por Saturno 606k
quicktime
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Tempestade em Saturno 186k
mpg
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Raias nos anéis de Saturno 990k
quicktime; 1300k
AVI
Os Satélites de Saturno
Saturno tem 18 anéis com nomes, mais do que qualquer outro planeta.
É bem possível que existam vários satélites
pequeno ainda não descobertos.
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De todos os satélites cujas velocidades de rotação
são conhecidas, Febe e Hiperíon são os únicos
que não possuem rotação
sincrônica.
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Os três pares: Mimas-Tétis, Encélado-Dione e Titã-Hiperíon
interagem gravitacionalmente de forma a manterem relações
estáveis entre as suas órbitas; o período da órbita
de Minas é exatamente a metade do de Tétis; diz-se, portanto,
que estão numa ressonância de 1:2; Encélado-Dione também
estão numa ressonância
de 1:2; Titã-hiperíon estão numa relação
de 3:4.
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Além dos 18 satélites nomeados, pelo menos uma dezena
de outras luas já foram identificadas e provisoriamente classificadas.
Distância Raio Massa
Satélite (000 km) (km) (kg) Descobridor Data
--------- -------- ------ ------- ---------- -----
Pan 134 10 ? Showalter 1990
Atlas 138 14 ? Terrile 1980
Prometeu 139 46 2,70e17 Collins 1980
Pandora 142 46 2,20e17 Collins 1980
Epimeteu 151 57 5,60e17 Walker 1980
Jano 151 89 2,01e18 Dollfus 1966
Mimas 186 196 3,80e19 Herschel 1789
Encélado 238 260 8,40e19 Herschel 1789
Tétis 295 530 7,55e20 Cassini 1684
Telesto 295 15 ? Reitsema 1980
Calipso 295 13 ? Pascu 1980
Dione 377 560 1,05e21 Cassini 1684
Helene 377 16 ? Laques 1980
Réia 527 765 2,49e21 Cassini 1672
Titã 1222 2575 1,35e23 Huygens 1655
Hiperíon 1481 143 1,77e19 Bond 1848
Iápeto 3561 730 1,88e21 Cassini 1671
Febe 12952 110 4,00e18 Pickering 1898
Os Anéis de Saturno
Distância Largura Massa
Anel (km) (km) (kg)
---- -------- ----- ------
D 67000 7500 ?
C 74500 17500 1,1e18
B 92000 25500 2,8e19
Divisão de Cassini
A 122200 14600 6,2e18
F 140210 500 ?
G 165800 8000 1e7?
E 180000 300000 ?
(distância do centro de Saturno à borda interna do anel) Esta
categorização é, na verdade, um tanto enganosa, uma
vez que a densidade das partículas varia de forma complexa, não
indicada por uma divisão em regiões bem delimitadas: há
variações dentro dos anéis; as falhas não são
totalmente vazias; os anéis não são perfeitamente
circulares.
Mais sobre Saturno e seus Satélites
Questões Abertas
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Como Saturno gera seu calor interno?
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O que são as "raias" nos anéis?
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Qual é a origem dos anéis? O que isso nos diz sobre a origem
do sistema solar como um todo? Por que os anéis de Saturno são
muito mais emocionantes que os outros?
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Se tudo correr bem, a missão Cassini
será lançada em 1997 e entrará em órbita ao
redor de Saturno em 2004. Além de um extenso levantamento de Saturno
e de suas principais luas, ela deixará uma sonda (chamada Huygens,
construída pela Agência Espacial Européia) na superfície
de Titã.
Expresso para Titã
... Sol
... Júpiter
... Sínope
... Saturno ... Pan
... Urano
... 
Bill
Arnett; última atualização: 11 de agosto de 1995
