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É difícil dizer o que é impossível, porque o sonho de ontem é a esperança de hoje e a realidade de amanhã.
- Robert Goddard
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Introdução a Saturno Estatísticas de Saturno Animações de Saturno Vistas de Saturno Anéis de Saturno Resumo das Luas de Saturno Referências |
| As Luas de Saturno |
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Atlas,
Calipso,
Dione, Encelado, Epimeteu, Febe, Helena, Hiperion, Jano, Japeto, Mimas, Pan, Pandora, Prometeu, Rea, Telesto, Tétis, Titan, Possíveis Novos Satélites |
| Informações de Saturno |
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Resumo das Informações de Saturno Cronologia da Exploração de Saturno A Missão Cassini Galeria de Imagens e Animações de Saturno |
| Outros Recursos |
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Sistema de Anéis de Saturno |
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.
| Animações de Saturno |
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| Vistas de Saturno |
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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. A Voyager
2 fez a sua maior aproximação a Saturno em 25 de Agosto de 1981.
(Cortesia NASA/JPL)
Saturno com Tétis e Dione
Saturno e duas das suas luas, Tétis (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
Tétis 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)
Os Anéis de Saturno, Vistos de Topo
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
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.
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 F de Saturno
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)
O Sistema de Saturno
Esta imagem do sistema saturniano foi preparada pela
combinação de imagens obtidas pela sonda Voyager 1 durante o seu encontro com Saturno em Novembro de 1980. Esta vista mostra
Dione em primeiro plano, Saturno erguendo-se por trás,
Epimeteu (acima, à esquerda) e
Rea logo à esquerda dos anéis de
Saturno.
À direita e abaixo dos anéis de Saturno estão Encelado,
Mimas, Tétis, e
Japeto (abaixo, à direita).
Titan coberto de nuvens está acima à direita.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
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)
| Os Anéis de Saturno |
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A seguir está um resumo dos anéis de Saturno.
| Nome | Distância* | Largura | Espessura | Massa | Albedo |
|---|---|---|---|---|---|
| D | 67,000 km | 7,500 km | ? | ? | ? |
| C | 74,500 km | 17,500 km | ? | 1.1x10^18 kg | 0.25 |
| Div.Maxwell | 87,500 km | 270 km | |||
| B | 92,000 km | 25,500 km | 0.1-1 km | 2.8x10^19 kg | 0.65 |
| Div.Cassini | 117,500 km | 4,700 km | ? | 5.7x10^17 kg | 0.30 |
| A | 122,200 km | 14,600 km | 0.1-1 km | 6.2x10^18 kg | 0.60 |
| Div.Encke | 133,570 km | 325 km | |||
| Div.Keeler | 136,530 km | 35 km | |||
| F | 140,210 km | 30-500 km | ? | ? | ? |
| G | 165,800 km | 8,000 km | 100-1000 km | 6-23x10^6 kg | ? |
| E | 180,000 km | 300,000 km | 1,000 km | ? | ? |
*A distância é medida do centro do planeta até ao início do anel.
| Resumo das Luas de Saturno |
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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 Tétis 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 Titan 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:
| Lua | # | Raio (km) | Massa (kg) | Distância (km) | Descobridor | Data |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Pan | XVIII | 9.655 | ? | 133,583 | M. Showalter | 1990 |
| Atlas | XV | 20x15 | ? | 137,640 | R. Terrile | 1980 |
| Prometeu | XVI | 72.5x42.5x32.5 | 2.7e+17 | 139,350 | S. Collins | 1980 |
| Pandora | XVII | 57x42x31 | 2.2e+17 | 141,700 | S. Collins | 1980 |
| Epimeteu | XI | 72x54x49 | 5.6e+17 | 151,422 | R. Walker | 1966 |
| Jano | X | 98x96x75 | 2.01e+18 | 151,472 | A. Dollfus | 1966 |
| Mimas | I | 196 | 3.80e+19 | 185,520 | W. Herschel | 1789 |
| Encelado | II | 250 | 8.40e+19 | 238,020 | W. Herschel | 1789 |
| Tétis | III | 530 | 7.55e+20 | 294,660 | G. Cassini | 1684 |
| Telesto | XIII | 17x14x13 | ? | 294,660 | B. Smith | 1980 |
| Calipso | XIV | 17x11x11 | ? | 294,660 | B. Smith | 1980 |
| Dione | IV | 560 | 1.05e+21 | 377,400 | G. Cassini | 1684 |
| Helena | XII | 18x16x15 | ? | 377,400 | Laques-Lecacheux | 1980 |
| Rea | V | 765 | 2.49e+21 | 527,040 | G. Cassini | 1672 |
| Titan | VI | 2,575 | 1.35e+23 | 1,221,850 | C. Huygens | 1655 |
| Hiperion | VII | 205x130x110 | 1.77e+19 | 1,481,000 | W. Bond | 1848 |
| Japeto | VIII | 730 | 1.88e+21 | 3,561,300 | G. Cassini | 1671 |
| Febe | IX | 110 | 4.0e+18 | 12,952,000 | W. Pickering | 1898 |
| Novos Possíveis Satélites de Saturno | ||||||
| Referências |
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Thomas, P., J. Veverka, D. Morrison, M. Davies. e T. V. Johnson. "Saturn's Small Satellites: Voyager Imaging Results." (Os Pequenos Satélites de Saturno: Resultados das Imagens da Voyager) Journal of Geophysical Research (Jornal da Pesquisa Geofísica), 1 de Novembro de 1983, 8743-8754.
Soderblom, Laurence A. e Torrence V. Johnson. "The Moons of Saturn." (As Luas de Saturno) Scientific American, Janeiro de 1982.
Regresso a Júpiter
Viagem a Úrano
