Saturno
di Simone Petracchi
Parametri orbitali
Saturno orbita attorno al Sole ad una distanza media di 1.427 miliardi di chilometri,
le distanze dell'afelio e del perielio differiscono di 155 milioni di km, compiendo una
rivoluzione completa in 29.458 anni terrestri. La sua orbita è inclinata di 2.488°
rispetto all'eclittica e la sua eccentricità è di 0.0541506. Alla sua distanza, la luce del
Sole appare 100 volte meno intensa rispetto a quella che arriva sulla Terra.
Saturno è il secondo pianeta per grandezza del Sistema solare dopo Giove, come
questo è un gigante gassoso, di massa uguale a 5.6846 x 1026 kg, pari a 95.181 volte
quella terrestre e un volume 776 volte più grande.
L'asse di rotazione è inclinato di 26.731° sul piano orbitale, regalando al pianeta un
ciclo di stagioni più o meno analogo a quello terrestre e marziano, ma assai più lungo.
Il periodo di rotazione di Saturno sul proprio asse varia a seconda della quota; nelle
regioni equatoriali, gli strati superiori impiegano 10.233 ore a compiere un giro
completo, mentre nucleo e mantello ruotano in 10.675 ore. A causa della sua fluidità e
della rapida rotazione, presenta il più forte rigonfiamento equatoriale del Sistema
Solare: i diametri equatoriali e quelli polari differiscono di quasi il 10%, 120536 km
contro 110466 km.
Struttura interna
Saturno ha una struttura e una composizione chimica globale simile a quella di Giove
(82% di H, 17% di He). Come per tutti i pianeti gassosi non si può parlare di una vera
superficie planetaria; lo si può considerare suddiviso in strati, dei quali l'atmosfera di
idrogeno molecolare ed elio è il più esterno; a quote più basse l'atmosfera si trasforma
gradualmente in un oceano liquido di idrogeno molecolare ed elio; al di sotto di esso
si trova un strato di idrogeno metallico liquido, spesso 0.2-0.5 raggi planetari, con
una temperatura di circa 20000 °K e una pressione di 3 milioni di atmosfere. Come
supposto dopo le osservazioni delle sonde Voyager, al centro si trova un nucleo
roccioso di silicati e ghiaccio, di circa 0.1 raggi planetari (le dimensioni della Terra),
dove la temperatura raggiunge 11000 °K e la pressione 8 milioni di atmosfere. Come
Giove anche Saturno emette nello spazio più energia di quella che riceve dal Sole,
circa 2.5 volte, ma il meccanismo di lenta compressione gravitazionale di KelvinHelmholtz da solo non spiega il fenomeno; si pensa che l'elio potrebbe spiegarlo,
infatti, essendo più pesante dell'idrogeno, esso sprofonda nell'oceano liquido
liberando calore, che per convezione migra fino all'atmosfera, per poi sfuggire nello
spazio. Questo spiegherebbe anche la scarsa abbondanza di elio rilevata
nell'atmosfera.
Atmosfera
L'atmosfera è composta principalmente di idrogeno ed elio (rispettivamente al 96.3%
e 3.2%); quella di Saturno contiene tuttavia una percentuale di idrogeno maggiore,
oltre ad una quantità di fosforo ed arsenico circa 10 volte superiore.
E' stato possibile individuare tramite la spettroscopia agli infrarossi la presenza di
concentrazioni infinitesimali di monossido di carbonio, fosfina, idruro di germanio ed
arsina. Quest'ultimi due, prodotti in profondità, dove i valori di temperatura e
pressione sono più elevati, conferiscono a Saturno la sua colorazione giallastra. Forse
questi composti chimici, che normalmente non potrebbero esistere in un'atmosfera a
base di idrogeno ed elio, si originano in reazioni chimiche sconosciute e sono poi
spinti fino al livello atmosferico visibile del pianeta da forti moti convettivi.
Una sostanziale differenza fra le atmosfere di Giove e Saturno è la presenza di bande
chiare e scure, specialmente presso l'equatore, molto evidenti nel primo ma
estremamente soffuse e poco contrastate nell'altro. Il motivo è probabilmente la
minore temperatura atmosferica di Saturno (130 °K nell'alta atmosfera), che favorisce
la formazione di nubi ad una profondità maggiore rispetto a Giove.
Ciononostante l'atmosfera saturniana è percorsa da venti fortissimi, che soffiano fino
a 1800 km/h presso l'equatore. Sono inoltre presenti cicloni, detti anche “macchie”,
distribuiti in maniera uniforme nei due emisferi, soprattutto alle alte latitudini, dalla
durata relativamente breve e dalle dimensioni massime di circa 1200 km.
Saturno come altri pianeti giganti ha una temperatura degli strati alti dell'atmosfera
superiore a quanto dovrebbe essere secondo i calcoli teorici. Per molto tempo si è
pensato che la ionosfera potesse favorire il riscaldamento del pianeta, ma simulazioni
numeriche eseguite da ricercatori dell'University College di Londra in collaborazione
con ricercatori della Boston University hanno stimato che la ionosfera dovrebbe in
realtà raffreddare il pianeta, quindi la spiegazione di questo fenomeno al momento è
sconosciuta.
Magnetosfera
L'esistenza di un campo magnetico di Saturno è stata accertata dalla sonda Pioneer 11
(1979) e attualmente anche la sonda Cassini sta fornendo importanti dati. La sua
origine, come per il pianeta Giove, è dovuta allo strato di idrogeno metallico liquido
all'interno del pianeta, ove si producono frequenti scariche elettriche, ed alla elevata
velocità di rotazione. Il suo orientamento è quasi coincidente con l'asse di rotazione
(con uno scarto inferiore all'1%). La magnetosfera è composta da fasce di radiazione
a forma di toroide, nelle quali si ritrovano elettroni e nuclei atomici ionizzati. Il tutto
si estende per oltre 2 milioni di km e anche oltre nella direzione opposta a quella del
Sole. L'interazione tra la magnetosfera e la ionosfera, provoca aurore polari che
circondano i poli. Queste aurore sono state fotografate anche dall'HST. Altre
interazioni dovute al campo magnetico sono state osservate tra i suoi satelliti: una
nube composta da atomi di idrogeno che va dall'orbita di Titano fino all'orbita di
Rhea e un disco di plasma, anche questo formato da idrogeno e ioni di ossigeno, che
si estende dall'orbita di Tethys fino quasi all'orbita di Titano. Il plasma ruota in
sincronia quasi perfetta con il campo magnetico di Saturno.
Anelli
Gli anelli furono scoperti da Huygens nel 1655, anche se il primo a notarli fu Galileo
nel 1610, che li scambiò per delle lune, in quanto riflettono la luce solare più del
pianeta e contribuiscono in modo rilevante allo splendore complessivo del sistema,
splendore che raddoppia quando gli anelli sono alla massima inclinazione. Il loro
albedo varia infatti da 0.2 a 0.6. Tali anelli orbitano attorno al pianeta sul suo piano
equatoriale organizzati in un anello piatto, e quindi in generale li vediamo inclinati.
Grazie alle sonde Voyager e Cassini si è visto che il sistema di anelli si estende da
6600 km dalla superficie del pianeta, fino ad una distanza di 120000 km, che sono
tutti estremamente sottili, essendo lo spessore medio di 3 km; essi sono composti da
milioni di particelle orbitanti sul piano equatoriale del pianeta indipendentemente
l'una dall'altra; ciò ha confermato la teoria "granulare" degli anelli, dimostrata
teoricamente da Maxwell nel 1859. Le particelle hanno dimensioni variabili, da
quella di un granello di sabbia ad un diametro inferiore di poco al chilometro, sono
composte per oltre il 99% di ghiaccio d'acqua, con delle impurità di silicati e di
ossido di ferro.
Dai dati presi dalla sonda Cassini a metà del 2007 si è potuto affermare che gli anelli
posseggono una loro atmosfera molto rarefatta, indipendente da quella del pianeta: se
venisse condensata al posto degli anelli, avrebbe lo spessore di 1 atomo; tale
atmosfera è composta da ossigeno molecolare (O2) e idrogeno H2, prodotti quando la
luce solare ultravioletta interagisce con le particelle.
Nell'atmosfera è presente anche una certa percentuale del gruppo ossidrile OH,
dovuto al bombardamento delle particelle contenenti molecole di acqua da parte di
ioni provenienti dal satellite Encelado (criovulcanesimo).
Saturno non è il solo pianeta gigante fornito di sistema ad anelli, ma negli altri pianeti
non è così spettacolare e articolato; è infatti suddiviso in 7 zone, da A a G (in ordine
alfabetico inverso se si considera la data di scoperta, in ordine sparso se si considera
la distanza dal pianeta), separate da zone quasi vuote, dette divisioni.
In ordine abbiamo:
-Anello D: è l'anello planetario più interno ed è estremamente rarefatto;
-Divisione di Guerin: spazio vuoto che si estende per 1200 km;
-Anello C: anche chiamato anello di garza, in quanto le particelle che lo costituiscono
riflettono poco la luce che giunge dal Sole;
-Anello B: ha una struttura a "microsolco" simile a quella dell'anello C, pur essendo
molto più esteso e vistoso in quanto le sue particelle sono opache alla luce e la
riflettono. Al suo interno sono presenti dei fenomeni periodici, infatti nelle immagini
prese fin dalla sonda Voyager 2 sono state viste delle "macchie", dette spokes, che
appaiono la mattina e spariscono la sera, si suppone siano delle tempeste di polveri
originate dagli urti delle particelle che hanno velocità diverse; sembrerebbero legati
alle stagioni in quanto scompaiono nel periodo da metà inverno a metà estate e
riappaiono vicino agli equinozi.
-Divisione di Cassini: è la più grande e la più famosa ed è visibile anche in telescopi
di piccole dimensioni. La divisione di Cassini è dovuta all'influsso gravitazionale del
satellite Mimas, che si trova in risonanza orbitale con la divisione, per cui il materiale
viene espulso a causa del passaggio del satellite. al suo interno è presente uno stretto
anello, detto anellino di Huygens.
-Anello A: è l'anello planetario più brillante; al suo interno trovano spazio due regioni
relativamente povere di materiale che devono la propria esistenza alle perturbazioni
di tipo gravitazionale prodotte dai satelliti pastore (satelliti che si trovano all'interno
degli anelli) presenti in esse: la Divisione di Encke, situata presso l'estremità esterna
dell'anello, in prossimità dell'orbita di Pan, e la Divisione di Keeler, dovuta alla
presenza di Dafni;
-Divisione di Roche: Al suo interno sono stati trovati due anelli sottili, in immagini
prese dalla sonda Cassini; il primo, designato temporaneamente come R/2004 S1,
lungo l'orbita del satellite Atlante, l'altro, denominato temporaneamente R/2004 S2,
lungo l'orbita di Prometheus.
-Anello F: è il primo degli anelli esterni; i satelliti pastore Prometeo e Pandora,
"ripulendo" le zone interne ed esterne all'anello, sono i responsabili sia della sua
esistenza che della sua complessa struttura, infatti le particelle dell'anello, sottoposte
alle perturbazioni orbitali, si comportano in modo da formare ondulazioni e zone
scure a forma di spina, anche se sembra che non ci sia perdita di materiale.
-Anello di Giano-Epimeteo: si trova nella zona occupata dalle orbite dei satelliti
pastore coorbitanti Giano e Epimeteo. Probabilmente si è formato dalle particelle
espulse dalla superficie di tali satelliti a causa di impatti meteorici.
-Anello G: molto debole; da studi recenti risulta che l'anello raccoglierebbe i resti di
una luna del pianeta, che si sarebbero così disposti a causa dell'influenza
gravitazionale di Saturno e del satellite Mimas.
-Anello E: è estremamente esteso, dall'orbita di Mimas all'orbita di Rea, ma poco
visibile, grazie alle osservazioni fatte dalla sonda Cassini nel 2006, è ormai certo che
l'anello E viene continuamente rifornito di particelle dal fenomeno del
criovulcanesimo presente su Encelado, a cui si sommano le particelle che vengono
dalla superficie del satellite per erosione ed eiezione causate dalle collisioni con le
micrometeoriti; si sospetta anche che sia a causa di tale fenomeno che l'anello si è
formato e questo spiegherebbe il fatto che è costituito solo di particelle
microscopiche.
Non si sa ancora l'origine dei primi anelli, anche se probabilmente si sono formati nel
periodo in cui è nato il pianeta; le ipotesi più accreditate sono due:
1. che si siano originati dal materiale che ha formato Saturno, in quanto a causa della
sua grande velocità di rotazione, 10 km/s, parte del materiale potrebbe non essersi
addensato, ma essere comunque rimasto legato al pianeta a causa della sua attrazione
gravitazionale; non si riesce però a spiegare come mai Saturno sia riuscito a
"trattenere" una quantità di materia tanto superiore a quella degli altri tre pianeti
giganti.
2. che si sono formati a seguito della distruzione di un satellite abbastanza grande,
paragonabile a Mimas, entro il limite di Roche saturniano, a causa dello scontro con
un asteroide o una cometa. Questa ipotesi sembra la più probabile essendo la massa
totale degli anelli vicina a quella di Mimas.
Il nuovo anello
Nel 2009 è stato scoperto un anello molto più esterno: comincia a 5,95 milioni di
chilometri dal pianeta e si estende fino a 11,9 milioni di chilometri, vale a dire
cinquanta volte più lontano dell'anello E. La scoperta è avvenuta mentre i ricercatori
erano intenti a studiare Phoebe, uno dei satelliti di Saturno, la cui orbita sembrava
immersa in un'area “polverosa”.
Il telescopio spaziale Spitzer della Nasa lavorando nell'infrarosso ha colto la presenza
remota di un altro ben più grande anello di polvere. I granelli che lo formano sono
praticamente microscopici misurando appena 10 micron. Ma la sensibilità del potente
telescopio orbitale lo ha smascherato e misurato: è composto di ghiaccio e di polvere
allo stato di particelle alla temperatura di -157 °C, la sua orbita è inclinata di circa 27
gradi rispetto agli altri anelli, giusto come l'orbita della luna Phoebe che sembra
essere all'origine della sua formazione. L'ipotesi più condivisa è che i bombardamenti
cosmici subiti da Phoebe abbiano sollevato quel pulviscolo che poi ha dato forma
all'anello. Essendo la sua costituzione così debole, le piccole particelle sono soggette
a spostamenti sotto l'effetto della pressione della radiazione solare. Questo sarebbe
anche in perfetto accordo con una strana anomalia di un altro satellite di Saturno,
Iapetus, il quale appariva misteriosamente “velato” da una striatura oscura, rispetto al
resto della sua brillantezza. Si pensa infatti che sia dovuto a queste polveri.
Satelliti
Saturno è circondato da un gran numero di satelliti, di cui alcuni "immersi" negli
anelli; nel 2008 se ne contano 63 con elementi orbitali ben determinati, di cui 3
ancora incerti, ma ne sono stati osservati molti altri (oltre 90);
Satelliti regolari
Ad essi sono stati assegnati i nomi dei Titani, dei giganti, o di personaggi della
mitologia greca associati a tali miti, orbitano molto vicino al piano equatoriale del
pianeta e ci sono buone probabilità che si siano formati contemporaneamente ad esso.
Per le loro caratteristiche gli astronomi li hanno suddivisi in vari gruppi:
Satelliti pastore: si trovano o all'interno o subito all'esterno del sistema di anelli di
Saturno e sono loro che creano le discontinuità fra gli anelli e ne definiscono la forma
Satelliti coorbitanti: sono due lune, Epimeteo e Giano, di uguale dimensione che si
"scambiano" la posizione rispetto a Saturno; alcuni astronomi li considerano un
sottogruppo dei satelliti pastore in quanto sono all'interno dell'anello F.
I grandi satelliti interni: fra i satelliti scoperti guardando solo attraverso i telescopi,
quindi prima dell'invenzione della fotografia, sono i più vicini a Saturno; si trovano
all'interno del tenue anello E.
Alcionidi: sono tre piccoli satelliti interni ai grandi satelliti e che si portano il nome di
tre delle sette figlie del gigante Alcioneo; si pensa si siano formati dalla disgregazione
di un unico corpo.
Satelliti Troiani: sono due gruppi di 3 satelliti ciascuno che coorbitano attorno a
Saturno. In ogni gruppo i due satelliti di minore massa si trovano nei punti
Lagrangiani L4 e L5 dei satelliti più grandi, Teti e Dione, quindi non possono
scontrarsi fra loro.
I grandi satelliti esterni: si trovano oltre il tenue anello E e grazie alle loro notevoli
dimensioni sono stati scoperti tutti prima del 1900.
Satelliti irregolari
Si tratta di piccoli satelliti probabilmente catturati successivamente alla loro
formazione; presentano orbite molto eccentriche con raggi molto grandi, inoltre non
sembrano possedere una rotazione sincrona. A seconda delle loro caratteristiche sono
stati suddivisi in più gruppi:
Gruppo Inuit: cinque satelliti con nomi derivanti dalla mitologia eschimese, che
ruotano in senso diretto con orbite molto disperse, ad una distanza da Saturno tra 1118 milioni di km.
Gruppo Nordico: 29 lune che portano nomi derivanti dalla mitologia nordica, ruotano
in senso retrogrado e che si trovano ad una distanza da Saturno tra 12 milioni e 24
milioni di km; alcuni astronomi hanno proposto di suddividerli in sottogruppi: il
gruppo di Skathi e il gruppo di Narvi.
Gruppo Gallico: scoperti dal 2000 in poi e hanno nomi derivanti dalla mitologia
gallica, ruotano in senso diretto e si trovano ad una distanza media da Saturno tra 16
milioni e 19 milioni di km. Probabilmente il gruppo si è formato dalla disgregazione
di un corpo di dimensioni maggiori.
Prima dell'uso della fotografia astronomica, fine 1800, si conoscevano solo 8 lune di
Saturno, quelle visibili guardando dentro un telescopio: Titano, Teti, Dione, Rea,
Iapetus, Mimas, Enceladus, e Iperione, la prima scoperta grazie alle lunghe
esposizioni di lastre fotografiche fu Phoebe. Con le sonde spaziali poi sono stati
scoperti altri satelliti, infatti nel 1982 grazie alla Voyager 1 sono state scoperte altre 8
lune di Saturno, tra cui Pan e con la sonda Cassini-Huygens si è raggiunto il numero
di 63; ma sono stati importanti anche l'uso di telescopi terrestri: nel 2000 una
"survey" ha permesso di trovare 13 nuove lune, probabilmente oggetti catturati dalla
gravità del pianeta, e tra il 2005 ed il 2006 sono state trovate altre lune 21 lune
all'osservatorio del Mauna Kea.
Bibliografia:
C. Bartolini, M. Benelli, L. Solmi (2010): Dvd “In viaggio fra i pianeti”
http://it.wikipedia.org/wiki/Saturno_(astronomia)
http://www.corriere.it/scienze_e_tecnologie/09_ottobre_07/saturno-anello-esterno_ff2a017a-b31c11de-b362-00144f02aabc.shtml
