Saturno: Il pianeta

Da Sezione Pianeti UAI.

(Differenze fra le revisioni)

Versione corrente delle 06:14, 26 lug 2008

Saturno è da sempre una fucina di enigmi e di spunti di studio. Pur privo di un'attività atmosferica all'altezza di quella di Giove, a causa di un bilancio energetico più equilibrato e di temperature globalmente più basse (meno produzione di calore al suo interno, maggior distanza dal sole), i suoi anelli hanno fornito materiale di studio fin dalla nascita dell'astronomia osservativa. Lungi dall'aver compreso tutti i meccanismi che producono le caratteristiche osservate da terra e dalle sonde spaziali, ancora oggi il pianeta mantiene il primato di una delle strutture più studiate del Sistema Solare.

A parte casi eccezionali, l'atmosfera del pianeta non presenta un'attività appariscente; tuttavia essa fornisce, soprattutto negli ultimi anni, interessanti motivi di indagine e grandi soddisfazioni ad un osservatore costante e attento come spesso è l'astronomo dilettante.

Caratteristiche orbitali e fisiche

**Tabella Riassuntiva**
Distanza media dal Sole	1.426.725.400 km (9,539 UA)
Periodo di rivoluzione	29,4 anni
Inclinazione dell'orbita	2.484°
Eccentricità dell'orbita	0.0541506
Periodo sinodico medio	378 giorni
Raggio equatoriale (alla quota di riferimento di 1 bar)	60.268 km
Raggio polare (alla quota di riferimento di 1 bar)	54.364 km
Raggio del sistema degli anelli	136.800 km (bordo esterno dell'anello A)
Massa (Terra=1)	95,16
Densità	0,69 g/cm3
Gravità superficiale alla quota di riferimento di 1 bar (Terra=9,81 m/s2)	10,4 m/s2
Velocità di fuga alla superficie (come sopra)	35,490 km/s
Periodo di rotazione (I)	10h 14m 00s (844,3°/giorno)
Periodo di rotazione (II)	10h 38m 25s (810,76°/giorno)
Periodo di rotazione (III)	10h 39min 22.4 s (2005: 10h 45m 45s)
Inclinazione dell'asse polare	26,73 gradi
Diametro apparente massimo (globo)	20,1"
Diametro apparente minimo (globo)	14,5"
Diametro apparente massimo (anelli)	46"
Magnitudine massima visuale	-0,43
Albedo geometrica visuale	0,47
Composizione dell'atmosfera osservabile (in volume)	Idrogeno molecolare (H2) 96.3% ; elio (He) 3.25%. Metano (CH4) 4500 ppm; Ammoniaca (NH3) 125 ppm. Aerosol: ghiaccio d'ammoniaca, ghiaccio d'acqua
Temperatura (alla quota di 100 mb.)	-189°C

L'interno di Saturno

Saturno fa parte con Giove del novero dei "giganti gassosi", pianeti composti essenzialmente di idrogeno ed elio e privi di una superficie solida nel senso comune del termine. Nonostante la massa di Saturno non raggiunga il 30% di quella gioviana, il pianeta con gli anelli è solo leggermente più piccolo. L'idrogeno è infatti una sostanza leggera e altamente comprimibile, caratteristica quest'ultima che fino ad un certo limite dipende poco dalla temperatura. Una sfera di idrogeno a bassa temperatura, con una massa dell'ordine di quella di un pianeta gigante, possiede perciò un raggio caratteristico praticamente indipendente dalla massa e dalla temperatura; ciò spiega il fatto che Giove e Saturno abbiano entrambi un raggio di circa 70.000 km, in buon accordo con i modelli teorici (questo raggio sarebbe di circa 80.000 km per un pianeta di solo idrogeno, 35.000 km per uno di elio).

Di conseguenza, la densità media di Saturno è inferiore a quella di qualsiasi altro corpo del sistema solare: solo 0,69 g/cm3, più o meno quella di un tappo di sughero. Assieme al veloce moto di rotazione attorno al proprio asse, la bassa densità media di Saturno rende conto del notevole schiacciamento polare, superiore a quello di Giove che è già evidente in un piccolo telescopio amatoriale. Cio non significa che all'interno del pianeta non vengano raggiunte pressioni estremamente elevate: come su Giove, anche su Saturno l'idrogeno passa ben presto ad uno stato liquido e successivamente ad uno stato metallico, quando temperatura e pressione superano rispettivamente i 3.000 K e 1,4 milioni di atmosfere. Si ritiene che queste condizioni vengono raggiunte su Giove ad una profondità di appena 7.000 km al di sotto delle nubi osservabili, mentre ciò avviene a circa 30.000 km di profondità su Saturno che è molto meno compresso.

L'interno di Saturno. Cortesia C. Hamilton, immagine in alta risoluzione: http://www.solarviews.com/cap/sat/satint.htm

Saturno possiede una frazione di elementi pesanti (esclusi cioè idrogeno ed elio) pari a circa 29 masse terrestri, mentre per Giove tale valore corrisponde a sole 15 masse terrestri. Chiaramente, Saturno è stato assai meno efficiente nell'attrarre il gas della nebulosa protoplanetaria che a quella distanza dal Sole doveva risultare molto meno densa. Anche se la sua massa totale risulta nettamente inferiore a quella di Giove, Saturno è ancora in grado di emettere nell'infrarosso circa il doppio dell'energia ricevuta dal Sole (peraltro 2 volte più lontano rispetto a Giove, e quindi 4 volte meno luminoso). Al bilancio energetico della sua atmosfera contribuisce anche il calore rilasciato dalla caduta gravitazionale dell'elio, più pesante dell'idrogeno, verso il centro del pianeta, un processo che su Giove probabilmente è solo agli inizi; l'atmosfera osservabile di Saturno risulta perciò impoverita in elio rispetto a quella di Giove.

La minore energia disponibile per l'atmosfera si traduce in un'attività meno appariscente rispetto a quella del fratello maggiore; è bene tener presente, tuttavia, che a causa delle più basse temperature prevalenti le nubi (di ghiaccio d'ammoniaca, metano e acqua) su Saturno tendono a condensare più in basso nell'atmosfera. Una sovrastante coltre di foschie, spessa circa 70 km, contribuisce pesantemente all'aspetto poco contrastato di molti dettagli del pianeta. Questa foschia dovrebbe essere composta di almeno tre componenti: uno strato ad alta quota (sopra il livello dei 10 millibar) a latitudini polari, uno nella stratosfera inferiore (sotto i 10 millibar) a latitudini equatoriali, ed uno inferiore a circa 500 mb. L'ammoniaca comincia a condensare formando nubi solo in corrispondenza dei 1800 millibar (700 millibar su Giove) e fino ai 5 bar, il vapor d'acqua invece comincia a condensare verso i 18 bar. Nella parte superiore dell'atmosfera, reazioni fotochimiche del metano producono idrocarburi come l'etano e l'acetilene. In generale, l'atmosfera osservabile di Saturno si sviluppa dunque su una profondità maggiore rispetto a quella gioviana. Le variazioni nella visibilità di bande e dettagli transitori possono così dipendere in modo decisivo dalla loro quota, o dal periodico diradarsi delle foschie; su Saturno, a differenza di Giove, questo può assumere carattere stagionale per la notevole inclinazione dell'asse di rotazione del pianeta, e per la presenza degli anelli in grado di eclissare per lunghi periodi ampie regioni dell'emisfero invernale.

l'atmosfera osservabile

Profilo della velocità dei venti nell'atmosfera di Saturno riferiti al sistema III secondo le osservazioni storiche e Voyager, dell'Hubble Space Telescope (HST) et al. nel 1994 e di HST nel periodo 1996-2002. La velocità dei venti è misurata rispetto ad una linea 0 che corrisponde al periodo di rotazione del pianeta secondo il sistema III; in questa convenzione le correnti a destra di questa linea soffiano verso est, quelle a sinistra verso ovest. Si noti la recente caduta nella velocità della corrente equatoriale rispetto alle osservazioni storiche e Voyager. Nel grafico sono poste in evidenza le correnti a getto occidentali a -29° e -42° Sud, teatro dell'insorgere di numerose WS osservate amatorialmente a partire dal 2000 (Grafico da A. Sanchéz-Lavega et al., Nature, 423, 2003).

La struttura delle nubi di Saturno tende a ripetere quella di Giove, con un alternarsi di bande (scure) e zone (chiare) parallele all'equatore, e due calotte polari sempre piuttosto scure. La classica idea che bande e zone corrispondano rispettivamente al ramo discendente e a quello ascendente di celle convettive, già messa in dubbio nel caso di Giove, si rivela in quello di Saturno ancor più problematica. In entrambi i pianeti la velocità di rotazione a livello delle nubi osservabili non è uniforme, rendendo necessaria l'adozione di tre diversi sistemi di riferimento (vedi tabella riassuntiva in alto):

Sistema I - dal bordo S della Banda Equatoriale Nord al bordo N della Banda Equatoriale Sud
Sistema II - tutto il resto del pianeta, con la possibile esclusione delle regioni polari
Sistema III - rotazione del campo magnetico del pianeta

Il Sistema I e il Sistema II sono stati ricavati da osservazioni storiche; come per Giove vanno considerati dei riferimenti convenzionali, su cui misurare la velocità di deriva dei dettagli dell'atmosfera. Il periodo di rotazione del Sistema III, misurato dai Voyager in 10h 39m 22.4s in base alle emissioni radio del pianeta, era considerato l'effettivo periodo di rotazione del campo magnetico di Saturno e quindi del suo nucleo interno. Tuttavia, la sonda Cassini ha rilevato recentemente un valore molto diverso, pari 10h 45m 45s; l'ipotesi che in poco più di 20 anni il periodo di rotazione del nucleo interno del pianeta sia rallentato di ben 6 minuti è ovviamente del tutto inverosimile. Spiegazioni alternative prevedono uno spostamento ad una latitudine superiore della sorgente dell'emissione radio, o più probabilmente chiamano in causa (marzo 2007) l'attività dei geyser scoperti sul vicino satellite Encelado. In ogni caso, pare assodato che - a differenza di quanto accade su Giove - il periodo delle emissioni radio del campo magnetico di Saturno non sia collegato in modo stabile alla rotazione del nucleo del pianeta. Utilizzando un approccio diverso, studi molto recenti (fine 2007) hanno proposto un periodo di rotazione del nucleo interno di Saturno pari a 10h 32m 35s +/- 13s. Questo valore, se verificato, implica venti equatoriali più moderati ed un profilo delle velocità dei venti alle medie latitudini più simile a quello di Giove; gli stessi autori hanno tuttavia definito il metodo impiegato "plaubibile, ma non definitivo".

Fino all'introduzione di CCD e webcam, l'osservazione continuativa sul globo di Saturno di "traccianti" quali WS, DS (vedi nomenclatura) ecc. era estremamente rara; la struttura e la velocità delle correnti atmosferiche erano quindi assai mal note fino all'avvento dei Voyager, che hanno scoperto una notevole simmetria nei due emisferi ed una eccellente correlazione con le poche osservazioni storiche disponibili. Anche in questo caso, tuttavia, gli ultimi anni hanno riservato notevoli sorprese; va notato in particolare un notevole rallentamento della grande corrente equatoriale, che all'inizio degli anni '80 si muoveva verso est con una velocità di circa 500 m/s (1800 km/h, grafico in alto a sinistra) pari ai due terzi della velocità locale del suono. Variazioni di questo tipo potrebbero riflettere:

1. l'osservazione di dettagli a latitudini simili ma quote diverse, ed immersi quindi in correnti a diversa velocità
2. effettive variazioni nella velocità dei venti dovute ad effetti stagionali
3. cambiamenti dinamici provocati dalle conseguenze della Great White Spot (GWS) equatoriale del 1990

Il ventaglio delle possibili ipotesi testimonia chiaramente una conoscenza ancora tutt'altro che soddisfacente dell'atmosfera di Saturno. L'indagine dei suoi fenomeni ha conosciuto tuttavia grandi progressi negli ultimi anni, grazie anche al monitoraggio continuo del pianeta reso possibile dall'osservazione amatoriale e dalla sua capacità di evidenziare dettagli atmosferici irraggiungibili anche da grandi strumenti professionali in un passato non molto lontano.

WS, GWS e dettagli transitori

Periodi di rotazione determinati in epoca pre-Voyager

I dettagli transitori più comunemente osservabili su Saturno sono costituiti da condensazioni scure (Dark Spots, DS), ovali chiari (White Spots, WS) ed eccezionalmente da grandi ovali bianchi (Great White Spots/Ovals; vedi nomenclatura) apparsi in passato a latitudini prevalentemente equatoriali. Fino agli anni '80, la loro osservazione è stata comunque talmente sporadica che non è stato possibile dedurne più di una decina di periodi di rotazione affidabili, elencati nella tabella a fianco. Si noti come in circa la metà dei casi, gli scopritori siano stati astronomi dilettanti. Le WS si presentano normalmente come macchie chiare poco contrastate, che mantengono dimensioni circoscritte nelle poche settimane in cui di solito rimangono visibili. L'imaging elettronico ha rivoluzionato negli ultimi anni la conoscenza di questi fenomeni, grazie anche al contributo non indifferente delle immagini amatoriali. A partire dal 2004 la sonda Cassini ha mostrato un gran numero di WS di piccole dimensioni praticamente ad ogni latitudine, ma le osservazioni eseguite da terra dopo il 2000 mostrano che le manifestazioni più importanti appaiono confinate in due ristrette fasce in corrispondenza di altrettanti jetstream occidentali a -29° e -42° di latitudine sud. Grazie al progressivo miglioramento della visibilità dell'emisfero nord, i prossimi anni consentiranno certamente di indagare meglio eventuali simmetrie e periodicità di questi fenomeni.

Modello tridimensionale di WS nell'atmosfera di Saturno. Fonte: A. Sanchéz-Lavega

WS a media latitudine, costituita da un sistema di nubi d'alta quota al di sopra di un vortice; sonda Cassini, 16 febbraio 2006

La stessa WS in un'immagine di Fabio Acquarone, 11 febbraio 2006

Dal punto di vista fisico, le WS sono costituite da nubi di cristalli di ammoniaca nelle regioni superiori dell'atmosfera del pianeta. Non è da escludere che al di sotto dell'atmosfera osservabile risiedano formazioni anticicloniche semi-permanenti come quelle gioviane, di cui le WS costituirebbero semplicemente la sommità visibile. Periodicamente, una maggiore disponibilità di energia (le GWS sono, probabilmente non a caso, una caratteristica dell'emisfero estivo di Saturno) porterebbe alla risalita di materiale nell'alta atmosfera, rendendole osservabili. Come nel caso di Giove esse si formerebbero prevalentemente in corrispondenza delle zone di confine e di attrito tra jet-stream occidentali (retrogradi) e la normale circolazione atmosferica, diretta generalmente verso est; l'azione di venti che spirano in direzioni opposte, e la forza di Coriolis che agisce in direzione dell'equatore, sarebbero i principali responsabili della loro evoluzione morfologica così come è stata osservata dalla sonda Cassini, da HST e ultimamente in immagini amatoriali.

Nel caso delle GWS, invece, si può parlare di veri e propri outbursts di attività: il materiale in risalita da un punto al di sotto dell'atmosfera osservabile raggiunge le regioni più alte dell'atmosfera, diventando estremamente riflettente; in poche settimane, le forti correnti equatoriali provvedono tuttavia a diffonderlo e diluirlo in senso longitudinale lungo tutto l'equatore del pianeta. Talvolta queste anomalie hanno influenzato il comportamento atmosferico delle regioni adiacenti, spostando ad esempio la NEB verso Nord, come è accaduto nel 1903 e nel 1933. Più raramente tali outburst si sono avuti a latitudini elevate: nel 1960 l'attività atmosferica ha avuto luogo attorno ad una latitudine di +60°, adiacente alla regione polare. A partire dal 1990, nuovi episodi di attività hanno visto la formazione di grandi WS equatoriali; la prima di queste, in particolare, è stata forse la più appariscente e brillante mai apparsa sul pianeta ed è stata seguita da WS equatoriali progressivamente più ridotte nel 1994 e 1996; la stessa zona equatoriale sembra aver avuto per parecchi anni una luminosità superiore alla norma. Dopo il 2000, invece, l'attività atmosferica è stata caratterizzata da WS a media latitudine, con la EZ relativamente quiescente. La formazione delle GWS sembra avere carattere stagionale: i grandi ovali chiari appaiono infatti con maggiore probabilità all'inizio dell'estate nell'emisfero nord. Nessun fenomeno simile è stato invece mai osservato nella corrispondente stagione australe; gli eventi del 1946 e del 1978, infatti, pur significativi non hanno avuto una portata paragonabile. In effetti, anche nell'emisfero nord le GWS equatoriali del 1876, 1933 e 1990 sono state decisamente più cospicue di quelle del 1903 e 1960, apparse a latitudini medie o alte. Bisogna comunque notare che dal 1876 ad oggi Saturno ha compiuto poco più di 4 rivoluzioni attorno al Sole e la statistica disponibile è chiaramente insoddisfacente.

Gli anelli di Saturno

Anche se nessuno può rivaleggiare con quelli di Saturno, gli anelli planetari, costituiti da una miriade di frammenti solidi in orbita attorno al corpo principale, sono una caratteristica di tutti i pianeti giganti del Sistema Solare. Si tratta dunque di un fenomeno non isolato, né episodico; dal momento che queste strutture sono fondamentalmente instabili, destinate a dissolversi in tempi tipici di qualche milione o qualche decina di milioni di anni (assai brevi rispetto all'età del Sistema Solare), è inoltre necessario ipotizzare meccanismi in grado di impedire agli anelli di disgregarsi e di "rifornirli" periodicamente di materiale. Appare oggi evidente che esiste uno stretto collegamento tra gli anelli ed i piccoli satelliti che orbitano numerosi nei pressi di tutti i pianeti giganti. Satelliti con dimensioni tipiche di qualche decina di km possiedono abbastanza gravità da mantenere confinati entro precisi intervalli di orbite i corpi che costituiscono gli anelli - i "satelliti pastore" - impedendo loro di disperdersi; questa gravità è tuttavia sufficientemente bassa da permettere alla maggior parte del materiale eiettato da un impatto di sfuggire al satellite, rifornendo gli anelli adiacenti. In qualche caso, a questo può aggiungersi anche il materiale eruttato nello spazio da attività vulcanica o crio-vulcanica; un caso tipico, nel sistema di Saturno, è quello di Encelado.

Prometeo e l'anello F

Le caratteristiche degli anelli di Saturno sono indubbiamente straordinarie: il sistema principale (escludendo quindi gli anelli G, E ed F più esterni) ha un diametro totale di 275.000 km, due terzi della distanza Terra-Luna. Nonostante ciò, la dinamica dell'evoluzione interna degli anelli tende ad appiattirli sempre più: il loro spessore è dunque incredibilmente ridotto, nell'ordine di alcune decine di metri, con ondulazioni di 1-2 km che in passato hanno portato a sovrastimarlo. La massa totale contenuta negli anelli di Saturno è equivalente a quella di un corpo del diametro di circa 300 km, non molto inferiore in pratica alle dimensioni di Mimas (ca. 380 km). Nel sistema di Saturno, i satelliti sono costituiti tipicamente di ghiaccio d'acqua per il 70% e di rocce per il restante 30%; questa dovrebbe essere a grandi linee anche la composizione dei frammenti che costituiscono gli anelli di Saturno. Come noto, essi sono formati in realtà da migliaia di "micro-anelli" che all'osservazione ravvicinata ricordano il microsolco di un disco di vinile. Su di di essi agiscono in modo molto complesso le forze combinate dei satelliti più vicini. Spazi relativamente vuoti all'interno degli anelli possono corrispondere alle orbite di satelliti "pastore" (come Pan all'interno della divisione di Encke), o gruppi di orbite risonanti con quella di un satellite, come la divisione di Cassini rispetto a Mimas e Giapeto; in un certo senso, si tratta dell'equivalente nel sistema di Saturno delle lacune di Kirkwood nella fascia degli asteroidi. Pandora e Prometeo interagiscono con l'anello F conferendogli talvolta l'aspetto di una corda ritorta. Il dinamismo degli anelli di Saturno è ben esemplificato dal fatto che, in passato, aggregazioni temporanee di materiale (specialmente in occasione dell'ultima presentazione degli anelli di taglio, nel 1995) sono state in qualche caso confuse con nuovi satelliti, o satelliti scoperti dai Voyager i cui elementi orbitali erano ancora mal noti.

La ripartizione classica degli anelli, così come sono osservabili da Terra (A, B e C dall'esterno verso l'interno; vedi la nomenclatura. Una tabella riassuntiva con i dati essenziali sugli anelli è reperibile qui), mantiene comunque una certa validità in quanto corrisponde grosso modo a delle differenze fisiche, oltre che geometriche ed osservative. Nella parte esterna dell'anello B, la regione più densa, gli anelli sono costituiti da corpi con dimensioni tipiche di 5-10 cm. e una separazione media di 25-50 cm. Gli inevitabili attriti, sottraendo energia a questi oggetti, provocano il lento decadimento della loro orbita destinato a concludersi con la caduta sul pianeta. L'evanescente anello C è costituito invece da corpi mediamente molto maggiori, con dimensioni anche di 8-10 metri e separazioni molto superiori, che resistono meglio al processo di decadimento orbitale. Particelle di dimensioni micrometriche o sub-micrometriche rendono conto del fatto che certe zone degli anelli diffondono la luce meglio di quanto non la riflettano; caricate elettricamente, possono in qualche caso essere sollevate al di sopra del piano degli anelli da potenti campi magnetici dando origine alle configurazioni radiali note come spokes.

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-== Introduzione ==
 Saturno è da sempre una fucina di enigmi e di spunti di studio. Pur privo di un'attività atmosferica all'altezza di quella di Giove, a causa di un bilancio energetico più equilibrato e di temperature globalmente più basse (meno produzione di calore al suo interno, maggior distanza dal sole), i suoi anelli hanno fornito materiale di studio fin dalla nascita dell'astronomia osservativa. Lungi dall'aver compreso tutti i meccanismi che producono le caratteristiche osservate da terra e dalle sonde spaziali, ancora oggi il pianeta mantiene il primato di una delle strutture più studiate del Sistema Solare.
-Anche l'atmosfera del pianeta, pur non presentando un'attività appariscente, se non in casi eccezionali, non per questo non fornisce interessanti motivi di indagine, offrendo grandi soddisfazioni ad un osservatore costante e attento come spesso è l'astronomo dilettante.
+A parte casi eccezionali, l'atmosfera del pianeta non presenta un'attività appariscente; tuttavia essa fornisce, soprattutto negli ultimi anni, interessanti motivi di indagine e grandi soddisfazioni ad un osservatore costante e attento come spesso è l'astronomo dilettante.
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 |+ '''''<font color="#000099" face="Arial, Helvetica">Tabella Riassuntiva</font>'''''
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-| width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Distanza media dal Sole (afelio)</font>
+| width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Distanza media dal Sole</font>
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">1.426.725.400 km</font>
+| <font size="2" face="Arial, Helvetica">1.426.725.400 km   (9,539 UA)</font>
 |-
 | width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Periodo di rivoluzione</font>
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 | width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Densità</font>
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">0,70 g/cm3</font>
+| <font size="2" face="Arial, Helvetica">0,69 g/cm3</font>
 |-
-| width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Gravità superficiale (Terra=9,81 m/s2)</font>
+| width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Gravità superficiale alla quota di riferimento di 1 bar (Terra=9,81 m/s2)</font>
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">10,4 m/s2 della gravità terrestre</font>
+| <font size="2" face="Arial, Helvetica">10,4 m/s2</font>
 |-
-| width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Velocità di fuga alla superficie</font>
+| width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Velocità di fuga alla superficie (come sopra)</font>
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">35.490 km/s</font>
+| <font size="2" face="Arial, Helvetica">35,490 km/s</font>
 |-
 | width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Periodo di rotazione (I)</font>
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica"> 10h 13m 59s (844,3°/giorno)</font>
+| <font size="2" face="Arial, Helvetica"> 10h 14m 00s (844,3°/giorno)</font>
 |-
 | width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Periodo di rotazione (II)</font>
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica"> 10h 39m 24s (810.76°/g) </font>
+| <font size="2" face="Arial, Helvetica"> 10h 38m 25s (810,76°/giorno) </font>
 |-
 | width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Periodo di rotazione (III)</font>
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica"> 10h 39-45m (?) </font>
+| <font size="2" face="Arial, Helvetica"> 10h 39min 22.4 s (2005: 10h 45m 45s) </font>
 |-
 | width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Inclinazione dell'asse polare</font>
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">26.73 gradi</font>
+| <font size="2" face="Arial, Helvetica">26,73 gradi</font>
 |-
 | width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Diametro apparente massimo (globo)</font>
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 | width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Diametro apparente massimo (anelli)</font>
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">42"</font>
+| <font size="2" face="Arial, Helvetica">46"</font>
 |-
 | width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Magnitudine massima visuale</font>
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 | width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Albedo geometrica visuale</font>
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">0.47</font>
+| <font size="2" face="Arial, Helvetica">0,47</font>
 |-
-| width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Composizione dell'atmosfera (in volume)</font>
+| width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Composizione dell'atmosfera osservabile (in volume)</font>
 | <font size="2" face="Arial, Helvetica"> Idrogeno molecolare (H2) 96.3% ; elio (He) 3.25%. Metano (CH4) 4500 ppm; Ammoniaca (NH3) 125 ppm. Aerosol: ghiaccio d'ammoniaca, ghiaccio d'acqua</font>
 |-
-| width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Temperatura (alla quota di rifermento di 100 mb.)</font>
+| width="50%" | <font size="2" face="Arial, Helvetica">Temperatura (alla quota di 100 mb.)</font>
 | <font size="2" face="Arial, Helvetica">-189°C</font>
 |}
-Saturno appartiene con Giove al novero dei "giganti gassosi", pianeti composti essenzialmente di idrogeno ed elio e privi di una superficie solida. Nonostante la massa di Saturno sia meno di 1/3 di quella di Giove, le sue dimensioni sono solo di poco inferiori a causa della minore compressione esercitata dalla gravità del pianeta. Di conseguenza, e nonostante le enormi pressioni comunque raggiunte nell'interno, la densità di Saturno è pari a solo 0,7 g/cm3: più o meno quella di un tappo di sughero, inferiore a quella di qualsiasi altro corpo del sistema solare.
-== Saturno al telescopio ==
+==L'interno di Saturno==
-[[Immagine:Satbandeincl.jpg|frame|right|Nomenclatura del pianeta. La visione inclinata mostra l'emisfero Sud. L'emisfero opposto ha denominazioni analoghe.]]Il fatto che il piano equatoriale del pianeta, sul quale giace il sistema di anelli, sia inclinato di 27 gradi rispetto all'orbita, causa una variazione notevole dell'aspetto del pianeta da un'opposizione all'altra. Infatti, la posizione di Saturno e della Terra sulle rispettive orbite determinano l' "apertura" sotto la quale si mostrano gli anelli. Se questa varia poco nel corso di una singola apparizione, è invece soggetta a forti mutamenti col passare degli anni, man mano che il pianeta compie la sua rivoluzione intorno al sole. Nell'arco di metà del suo periodo siderale si passa da una situazione di invisibilità degli anelli (posti esattamente di taglio) alla massima apertura, e poi nuovamente all'invisibilità. Nella seconda metà dell'orbita il ciclo si ripete, mostrando però l' altra faccia degli anelli e l'altro emisfero del pianeta.
-Il parametro che meglio rappresenta questa variazione è la latitudine saturnocentrica del punto sub-terrestre (indicata solitamente con B), ovvero l' angolo compreso tra il piano equatoriale di Saturno e la linea congiungente il centro di Saturno con la Terra, misurato con valori positivi verso Nord. Quindi, quando si ha B = 0° gli anelli sono esattamente di taglio, mentre con B = -26° si e' nei pressi della massima apertura, con l'emisfero Sud rivolto verso la Terra. Il valore di B e' reperibile solitamente sugli Almanacchi. La figura a destra mostra la [[Saturno: Nomenclatura | nomenclatura]] standard utilizzata per indicare le principali formazioni osservabili.
-== Gli anelli ==
+Saturno fa parte con Giove del novero dei "giganti gassosi", pianeti composti essenzialmente di idrogeno ed elio e privi di una superficie solida nel senso comune del termine. Nonostante la massa di Saturno non raggiunga il 30% di quella gioviana, il pianeta con gli anelli è solo leggermente più piccolo. L'idrogeno è infatti una sostanza leggera e altamente comprimibile, caratteristica quest'ultima che fino ad un certo limite dipende poco dalla temperatura. Una sfera di idrogeno a bassa temperatura, con una massa dell'ordine di quella di un pianeta gigante, possiede perciò un ''raggio caratteristico'' praticamente indipendente dalla massa e dalla temperatura; ciò spiega il fatto che Giove e Saturno abbiano entrambi un raggio di circa 70.000 km, in buon accordo con i modelli teorici (questo raggio sarebbe di circa 80.000 km per un pianeta di solo idrogeno, 35.000 km per uno di elio).
+Di conseguenza, la densità media di Saturno è inferiore a quella di qualsiasi altro corpo del sistema solare: solo 0,69 g/cm3, più o meno quella di un tappo di sughero. Assieme al veloce moto di rotazione attorno al proprio asse, la bassa densità media di Saturno rende conto del notevole schiacciamento polare, superiore a quello di Giove che è già evidente in un piccolo telescopio amatoriale. Cio non significa che all'interno del pianeta non vengano raggiunte pressioni estremamente elevate: come su Giove, anche su Saturno l'idrogeno passa ben presto ad uno stato liquido e successivamente ad uno stato metallico, quando temperatura e pressione superano rispettivamente i 3.000 K e 1,4 milioni di atmosfere. Si ritiene che queste condizioni vengono raggiunte su Giove ad una profondità di appena 7.000 km al di sotto delle nubi osservabili, mentre ciò avviene a circa 30.000 km di profondità su Saturno che è molto meno compresso.
-[[Immagine:Saturno 2003-2006.jpg|frame|left|Variazione apparente dell'inclinazione degli anelli di Saturno tra il 2003 e il 2006 (Gianluca Pompeo)]]Supponiamo ora di puntare Saturno con un telescopio da 15-20 cm di apertura in un periodo di buona visibilità degli anelli (B elevato): cosa ci si può aspettare di vedere? Gli anelli dovrebbero mostrare con grande evidenza la separazione in due sistemi principali (anelli A e B) solcati da una separazione scura, la divisione di Cassini, particolarmente ben visibile nelle anse. L' anello A, più esterno, appare solitamente più scuro, mentre la parte più brillante degli anelli è la metà esterna dell'anello B. In condizioni di seeing e trasparenza favorevoli, si può vedere, nelle anse, l'anello C, internamente al B. Solitamente l'anello C è più facilmente visibile nel tratto in cui si sovrappone al globo di Saturno, dove crea un segmento scuro, ma occorre non confonderlo con l'ombra degli anelli sul globo stesso, che, quando le condizioni geometriche ne consentono la visibilità, si viene a trovare nella stessa posizione.
+[[Immagine:Satint3.jpg|right|frame|L'interno di Saturno. Cortesia C. Hamilton, immagine in alta risoluzione: http://www.solarviews.com/cap/sat/satint.htm]]
-Il globo di Saturno proietta sugli anelli un'ombra molto contrastata e ben visibile, che tende a ridursi e a scomparire nei giorni intorno all'opposizione, quando l'illuminazione del sole giunge dalla stessa direzione in cui si trova la Terra e quindi l'ombra risulta completamente occultata dal globo stesso. Frequentemente, molti osservatori notano sugli anelli, accanto all'ombra, una macchia brillante. Questa è stata battezzata "macchia di Terby" (dal nome del dilettante francese, Francois Terby, che la osservò la prima volta nel 1889), ed è considerata un effetto di suggestione dell'osservatore indotto dal forte contrasto tra gli anelli chiari e l'ombra, nera.
+Saturno possiede una frazione di elementi pesanti (esclusi cioè idrogeno ed elio) pari a circa 29 masse terrestri, mentre per Giove tale valore corrisponde a sole 15 masse terrestri. Chiaramente, Saturno è stato assai meno efficiente nell'attrarre il gas della nebulosa protoplanetaria che a quella distanza dal Sole doveva risultare molto meno densa.
+Anche se la sua massa totale risulta nettamente inferiore a quella di Giove, Saturno è ancora in grado di emettere nell'infrarosso circa il doppio dell'energia ricevuta dal Sole (peraltro 2 volte più lontano rispetto a Giove, e quindi 4 volte meno luminoso). Al bilancio energetico della sua atmosfera contribuisce anche il calore rilasciato dalla caduta gravitazionale dell'elio, più pesante dell'idrogeno, verso il centro del pianeta, un processo che su Giove probabilmente è solo agli inizi; l'atmosfera osservabile di Saturno risulta perciò impoverita in elio rispetto a quella di Giove.
-Gli anelli possono poi presentare altri dettagli degni di nota, che tuttavia rientrano tra le caratteristiche di più difficile rilevamento, specialmente per strumenti che non superano i 20-25 cm di diametro. L' anello A ed il B non sono strutture omogenee e immutabili, perciò può capitare di vedere al loro interno dei minimi di intensità, sotto forma di divisioni supplementari più o meno contrastate. Ad esempio, frequentemente viene segnalata la divisione di Enke, posta internamente all' anello A. La sua larghezza e posizione sono soggette a notevoli variazioni. Essa non va confusa con la divisione osservabile solo con grandi strumenti e posta presso il bordo esterno dell'anello A, sfortunatamente battezzata con lo stesso nome nell'era spaziale.
+La minore energia disponibile per l'atmosfera si traduce in un'attività meno appariscente rispetto a quella del fratello maggiore; è bene tener presente, tuttavia, che a causa delle più basse temperature prevalenti le nubi (di ghiaccio d'ammoniaca, metano e acqua) su Saturno tendono a condensare più in basso nell'atmosfera. Una sovrastante coltre di foschie, spessa circa 70 km, contribuisce pesantemente all'aspetto poco contrastato di molti dettagli del pianeta. Questa foschia dovrebbe essere composta di almeno tre componenti: uno strato ad alta quota (sopra il livello dei 10 millibar) a latitudini polari, uno nella stratosfera inferiore (sotto i 10 millibar) a latitudini equatoriali, ed uno inferiore a circa 500 mb. L'ammoniaca comincia a condensare formando nubi solo in corrispondenza dei 1800 millibar (700 millibar su Giove) e fino ai 5 bar, il vapor d'acqua invece comincia a condensare verso i 18 bar. Nella parte superiore dell'atmosfera, reazioni fotochimiche del metano producono idrocarburi come l'etano e l'acetilene. In generale, l'atmosfera osservabile di Saturno si sviluppa dunque su una profondità maggiore rispetto a quella gioviana. Le variazioni nella visibilità di bande e dettagli transitori possono così dipendere in modo decisivo dalla loro quota, o dal periodico diradarsi delle foschie; su Saturno, a differenza di Giove, questo può assumere carattere stagionale per la notevole inclinazione dell'asse di rotazione del pianeta, e per la presenza degli anelli in grado di eclissare per lunghi periodi ampie regioni dell'emisfero invernale.
-In passato è stato possibile osservare dei minimi di intensità appena accennati all'interno dell'anello B e, in condizioni eccezionali, anche delle fini strutture paragonabili a sottili "solchi". Una visione molto particolare del sistema di anelli si ha quando la Terra attraversa il piano degli stessi, che vengono quindi a trovarsi "di taglio" nei confronti dell'osservatore (vedere la tabella successiva). In queste condizioni, oltre a divenire facilmente osservabili alcuni satelliti che orbitano assai vicini al pianeta, spesso sono visibili delle minuscole condensazioni (piccoli punti o segmenti brillanti) negli anelli stessi. E' importante, in questi casi, annotarne la posizione, stimando la distanza dal globo, senza confondersi con gli eventuali satelliti presenti. La possibilità di continuare a vedere un sottilissimo anello fino a epoche molto vicine al giorno dell'attraversamento del piano equatoriale del pianeta dipende, in sostanza, dal diametro dello strumento, poichè si tratta di cercare di osservare una struttura dalla luminosità e dal contrasto sempre più bassi.
-Si noti che in queste condizioni geometriche anche il Sole si trova assai prossimo al piano degli anelli, e può quindi accadere che questi rivolgano verso l'osservatore, seppur sotto un angolo estremamente stretto, la faccia in ombra. Tale configurazione pone in evidenza come punti o segmenti brillanti quelle regioni degli anelli che diffondono la luce meglio di quanto la riflettano: ovvero l'anello C e la Divisione di Cassini, che divengono luminosi e facilmente distinguibili.
+==l'atmosfera osservabile==
-{| width="70%" border="1" bgcolor="#FFFBF0"
+[[Immagine:satwindvelocity.jpg |left|frame|Profilo della velocità dei venti nell'atmosfera di Saturno riferiti al sistema III secondo le osservazioni storiche e Voyager, dell'Hubble Space Telescope (HST) et al. nel 1994 e di HST nel periodo 1996-2002.
-|+ align="BOTTOM" |''<font size="2" face="Arial, Helvetica">Passaggi del Sole e della Terra nel piano degli anelli di Saturno</font>''
+La velocità dei venti è misurata rispetto ad una linea '''0''' che corrisponde al periodo di rotazione del pianeta secondo il sistema III; in questa convenzione le correnti a destra di questa linea soffiano verso est, quelle a sinistra verso ovest.
-|-
+Si noti la recente caduta nella velocità della corrente equatoriale rispetto alle osservazioni storiche e Voyager. Nel grafico sono poste in evidenza le correnti a getto occidentali a -29° e -42° Sud, teatro dell'insorgere di numerose WS osservate amatorialmente a partire dal 2000
-| bgcolor="navy" |
-'''''<font size="2" color="white" face="Arial, Helvetica">Passaggi della Terra</font>'''''
+(Grafico da A. Sanchéz-Lavega et al., ''Nature'', '''423''', 2003).]]La struttura delle nubi di Saturno tende a ripetere quella di Giove, con un alternarsi di bande (scure) e zone (chiare) parallele all'equatore, e due calotte polari sempre piuttosto scure. La classica idea che bande e zone corrispondano rispettivamente al ramo discendente e a quello ascendente di celle convettive, già messa in dubbio nel caso di Giove, si rivela in quello di Saturno ancor più problematica. In entrambi i pianeti la velocità di rotazione a livello delle nubi osservabili non è uniforme, rendendo necessaria l'adozione di tre diversi sistemi di riferimento (vedi tabella riassuntiva in alto):
-| bgcolor="navy" |
+* Sistema I - dal bordo S della Banda Equatoriale Nord al bordo N della Banda Equatoriale Sud
-'''''<font size="2" color="white" face="Arial, Helvetica">Passaggi del Sole</font>'''''
+* Sistema II - tutto il resto del pianeta, con la possibile esclusione delle regioni polari
-|-
+* Sistema III - rotazione del campo magnetico del pianeta
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">1979 Ottobre 27, da S a N</font>
-|-
+[[Immagine:SaturnoSistemi.jpg]]
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">1980 Marzo 12, da N a S</font>
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">1980 Marzo 3, da S a N</font>
+Il Sistema I e il Sistema II sono stati ricavati da osservazioni storiche; come per Giove vanno considerati dei riferimenti convenzionali, su cui misurare la velocità di deriva dei dettagli dell'atmosfera. Il periodo di rotazione del Sistema III, misurato dai Voyager in 10h 39m 22.4s in base alle emissioni radio del pianeta, era considerato l'effettivo periodo di rotazione del campo magnetico di Saturno e quindi del suo nucleo interno. Tuttavia, la sonda Cassini ha rilevato recentemente un valore molto diverso, pari 10h 45m 45s; l'ipotesi che in poco più di 20 anni il periodo di rotazione del nucleo interno del pianeta sia rallentato di ben 6 minuti è ovviamente del tutto inverosimile. Spiegazioni alternative prevedono uno spostamento ad una latitudine superiore della sorgente dell'emissione radio, o più probabilmente chiamano in causa (marzo 2007) l'attività dei geyser scoperti sul vicino satellite Encelado. In ogni caso, pare assodato che - a differenza di quanto accade su Giove - il periodo delle emissioni radio del campo magnetico di Saturno non sia collegato in modo stabile alla rotazione del nucleo del pianeta. Utilizzando un approccio diverso, studi molto recenti (fine 2007) hanno proposto un periodo di rotazione del nucleo interno di Saturno pari a 10h 32m 35s +/- 13s. Questo valore, se verificato, implica venti equatoriali più moderati ed un profilo delle velocità dei venti alle medie latitudini più simile a quello di Giove; gli stessi autori hanno tuttavia definito il metodo impiegato "plaubibile, ma non definitivo".
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-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">1980 Luglio 23, da S a N</font>
+Fino all'introduzione di CCD e webcam, l'osservazione continuativa sul globo di Saturno di "traccianti" quali WS, DS (vedi [[Saturno: Nomenclatura| nomenclatura)]] ecc. era estremamente rara; la struttura e la velocità delle correnti atmosferiche erano quindi assai mal note fino all'avvento dei Voyager, che hanno scoperto una notevole simmetria nei due emisferi ed una eccellente correlazione con le poche osservazioni storiche disponibili. Anche in questo caso, tuttavia, gli ultimi anni hanno riservato notevoli sorprese; va notato in particolare un notevole rallentamento della grande corrente equatoriale, che all'inizio degli anni '80 si muoveva verso est con una velocità di circa 500 m/s (1800 km/h, grafico in alto a sinistra) pari ai due terzi della velocità locale del suono. Variazioni di questo tipo potrebbero riflettere:
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-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">1995 Maggio 21, da N a S</font>
+* 1. l'osservazione di dettagli a latitudini simili ma quote diverse, ed immersi quindi in correnti a diversa velocità
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+* 2. effettive variazioni nella velocità dei venti dovute ad effetti stagionali
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">1995 Agosto 11, da S a N</font>
+* 3. cambiamenti dinamici provocati dalle conseguenze della Great White Spot (GWS) equatoriale del 1990
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">1995 Novembre 19, da N a S</font>
+Il ventaglio delle possibili ipotesi testimonia chiaramente una conoscenza ancora tutt'altro che soddisfacente dell'atmosfera di Saturno. L'indagine dei suoi fenomeni ha conosciuto tuttavia grandi progressi negli ultimi anni, grazie anche al monitoraggio continuo del pianeta reso possibile dall'osservazione amatoriale e dalla sua capacità di evidenziare dettagli atmosferici irraggiungibili anche da grandi strumenti professionali in un passato non molto lontano.
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-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">1996 Febbraio 11, da N a S</font>
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+==WS, GWS e dettagli transitori==
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">2009 Settembre 4, da S a N</font>
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">2009 Agosto 10, da S a N</font>
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+[[Immagine:Tabella_wos.jpg|right|frame|Periodi di rotazione determinati in epoca pre-Voyager]]
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">2025 Marzo 23, da N a S</font>
-| <font size="2" face="Arial, Helvetica">2025 Maggio 6, da N a S</font>
+I dettagli transitori più comunemente osservabili su Saturno sono costituiti da condensazioni scure (Dark Spots, DS), ovali chiari (White Spots, WS) ed eccezionalmente da grandi ovali bianchi (Great White Spots/Ovals; vedi [[Saturno: Nomenclatura|nomenclatura]]) apparsi in passato a latitudini prevalentemente equatoriali. Fino agli anni '80, la loro osservazione è stata comunque talmente sporadica che non è stato possibile dedurne più di una decina di periodi di rotazione affidabili, elencati nella tabella a fianco. Si noti come in circa la metà dei casi, gli scopritori siano stati astronomi dilettanti. Le WS si presentano normalmente come macchie chiare poco contrastate, che mantengono dimensioni circoscritte nelle poche settimane in cui di solito rimangono visibili. L'imaging elettronico ha rivoluzionato negli ultimi anni la conoscenza di questi fenomeni, grazie anche al contributo non indifferente delle immagini amatoriali. A partire dal 2004 la sonda Cassini ha mostrato un gran numero di WS di piccole dimensioni praticamente ad ogni latitudine, ma le osservazioni eseguite da terra dopo il 2000 mostrano che le manifestazioni più importanti appaiono confinate in due ristrette fasce in corrispondenza di altrettanti ''jetstream'' occidentali a -29° e -42° di latitudine sud. Grazie al progressivo miglioramento della visibilità dell'emisfero nord, i prossimi anni consentiranno certamente di indagare meglio eventuali simmetrie e periodicità di questi fenomeni.
-|}
+[[Immagine:wos3d.jpg|frame|right|Modello tridimensionale di WS nell'atmosfera di Saturno. Fonte: A. Sanchéz-Lavega]] [[Immagine:PIA08142-b.jpg|frame|right|WS a media latitudine, costituita da un sistema di nubi d'alta quota al di sopra di un vortice; sonda Cassini, 16 febbraio 2006]] [[Immagine:20060211-2112-acqu-b.jpg|frame|right|La stessa WS in un'immagine di Fabio Acquarone, 11 febbraio 2006]]
+Dal punto di vista fisico, le WS sono costituite da nubi di cristalli di ammoniaca nelle regioni superiori dell'atmosfera del pianeta. Non è da escludere che al di sotto dell'atmosfera osservabile risiedano formazioni anticicloniche semi-permanenti come quelle gioviane, di cui le WS costituirebbero semplicemente la sommità visibile.  Periodicamente, una maggiore disponibilità di energia (le GWS sono, probabilmente non a caso,  una caratteristica dell'emisfero estivo di Saturno) porterebbe alla risalita di materiale nell'alta atmosfera, rendendole osservabili. Come nel caso di Giove esse si formerebbero prevalentemente in corrispondenza delle zone di confine e di attrito tra jet-stream occidentali (retrogradi) e la normale circolazione atmosferica, diretta generalmente verso est; l'azione di venti che spirano in direzioni opposte, e la forza di Coriolis che agisce in direzione dell'equatore, sarebbero i principali responsabili della loro evoluzione morfologica così come è stata osservata dalla sonda Cassini, da HST e ultimamente in immagini amatoriali.
+Nel caso delle GWS, invece, si può parlare di veri e propri ''outbursts'' di attività: il materiale in risalita da un punto al di sotto dell'atmosfera osservabile raggiunge le regioni più alte dell'atmosfera, diventando estremamente riflettente; in poche settimane, le forti correnti equatoriali provvedono tuttavia a diffonderlo e diluirlo in senso longitudinale lungo tutto l'equatore del pianeta. Talvolta queste anomalie hanno influenzato il comportamento atmosferico delle regioni adiacenti, spostando ad esempio la NEB verso Nord, come è accaduto nel 1903 e nel 1933. Più raramente tali outburst si sono avuti a latitudini elevate: nel 1960 l'attività atmosferica ha avuto luogo attorno ad una latitudine di +60°, adiacente alla regione polare. A partire dal 1990, nuovi episodi di attività hanno visto la formazione di grandi WS equatoriali; la prima di queste, in particolare, è stata forse la più appariscente e brillante mai apparsa sul pianeta ed è stata seguita da WS equatoriali progressivamente più ridotte nel 1994 e 1996; la stessa zona equatoriale sembra aver avuto per parecchi anni una luminosità superiore alla norma. Dopo il 2000, invece, l'attività atmosferica è stata caratterizzata da WS a media latitudine, con la EZ relativamente quiescente. La formazione delle GWS sembra avere carattere stagionale: i grandi ovali chiari appaiono infatti con maggiore probabilità all'inizio dell'estate nell'emisfero nord. Nessun fenomeno simile è stato invece mai osservato nella corrispondente stagione australe; gli eventi del 1946 e del 1978, infatti, pur significativi non hanno avuto una portata paragonabile. In effetti, anche nell'emisfero nord le GWS equatoriali del 1876, 1933 e 1990 sono state decisamente più cospicue di quelle del 1903 e 1960, apparse a latitudini medie o alte. Bisogna comunque notare che dal 1876 ad oggi Saturno ha compiuto poco più di 4 rivoluzioni attorno al Sole e la statistica disponibile è chiaramente insoddisfacente.
-== Il globo ==
-[[Immagine:Satbande.jpg|frame|left|Il pianeta in visione equatoriale, con gli anelli "di taglio" e la [[Saturno: Nomenclatura| nomenclatura ]] utilizzata per il globo.]]
-E' da notare che il variare dell'inclinazione dell'equatore rispetto all'osservatore terrestre, impedisce di avere la visione dei due emisferi simultaneamente per la maggior parte della rivoluzione di Saturno attorno al Sole. Solo con gli anelli vicini alla posizione di taglio è possibile osservare tutte le bande e le zone del pianeta. Nelle posizioni intermedie gli anelli occultano una parte più o meno consistente di uno dei due emisferi.
-Supponiamo ancora di osservare il pianeta sotto una certa inclinazione: sul globo, accanto agli anelli, si hanno le latitudini equatoriali, ove si osserva la Zona omonima, solitamente la parte più chiara dell'atmosfera. Al suo interno, a cavallo dell'equatore, può osservarsi una sottile Banda Equatoriale, sempre molto evanescente. Allontanandosi dall'equatore si incontra la prima banda scura, la Banda Equatoriale Nord (o Sud, a seconda dell'emisfero visibile). Talvolta si presenta suddivisa in due componenti, nord e sud, separate da una zona leggermente più chiara. Anche quando questo accade, tuttavia, può non apparire sdoppiata a tutte le longitudini con la stessa evidenza, e nei piccoli strumenti è sempre difficile separare le due componenti. Le bande e le zone a latitudini più elevate sono sempre assai elusive, e richiedono già un'osservazione più attenta: può essere difficile vedere la Banda Temperata Nord o Sud, specialmente con strumenti medio-piccoli. Raramente accade che appaiano bande a latitudini ancora più elevate; ad esempio può accadere che le regioni polari presentino un contorno netto, delineato da una Banda Polare scura.
-All'interno della regione polare talvolta si vede una "Polar Cap" (calotta) scura e dai contorni netti, centrata sul polo.
-== Gli scopi dell'osservazione ==
-Nell'eseguire un'osservazione di Saturno, che va al di là della semplice esecuzione di un disegno, occorre tener presente quali sono le finalità perseguite. Questo studio non è fine a se stesso, in quanto la dinamica dell'atmosfera del pianeta non è del tutto compresa: basti pensare che, da Schiaparelli a oggi, Saturno ha compiuto solo tre rivoluzioni, e i dati per indagare il comportamento stagionale (molto pronunciato, a differenza che per Giove), ad esempio, sono ancora molto limitati nel tempo.
-Vediamo dunque di mettere a fuoco quali sono i principali motivi di interesse:
-* Le bande e le zone che cingono il pianeta sono soggette a variazioni di latitudine e di intensità; anche il loro colore, seppur difficilmente definibile, può presentare tonalità variabili.
+==Gli anelli di Saturno==
-* Gli anelli, che nel corso del tempo variano l'angolo sotto il quale si presentano, sono anch'essi soggetti a variazioni di intensità e talvolta alle manifestazioni peculiari già accennate.
+Anche se nessuno può rivaleggiare con quelli di Saturno, gli anelli planetari, costituiti da una miriade di frammenti solidi in orbita attorno al corpo principale, sono una caratteristica di tutti i pianeti giganti del Sistema Solare. Si tratta dunque di un fenomeno non isolato, né episodico; dal momento che queste strutture sono fondamentalmente instabili, destinate a dissolversi in tempi tipici di qualche milione o qualche decina di milioni di anni (assai brevi rispetto all'età del Sistema Solare), è inoltre necessario ipotizzare meccanismi in grado di impedire agli anelli di disgregarsi e di "rifornirli" periodicamente di materiale. Appare oggi evidente che esiste uno stretto collegamento tra gli anelli ed i piccoli satelliti che orbitano numerosi nei pressi di tutti i pianeti giganti. Satelliti con dimensioni tipiche di qualche decina di km possiedono abbastanza gravità da mantenere confinati entro precisi intervalli di orbite i corpi che costituiscono gli anelli - i "satelliti pastore" -  impedendo loro di disperdersi; questa gravità è tuttavia sufficientemente bassa da permettere alla maggior parte del materiale eiettato da un impatto di sfuggire al satellite, rifornendo gli anelli adiacenti. In qualche caso, a questo può aggiungersi anche il materiale eruttato nello spazio da attività vulcanica o crio-vulcanica; un caso tipico, nel sistema di Saturno, è quello di Encelado.
-Occasionalmente possono apparire dettagli sul disco, talvolta evidenti. L'esempio più famoso è costituito dagli ovali chiari nella regione equatoriale. Ma non mancano segnalazioni di condensazioni scure nelle Bande Equatoriali e di dettagli anche a latitudini più elevate. In tali casi è indispensabile fornire una tempestiva segnalazione, corredata della posizione della struttura. Come in altri casi, anche per Saturno le misure di posizione di bande e dettagli transitori vengono ormai eseguite sulle immagini digitali;  accurate [[Saturno: l'osservazione | osservazioni visuali]], specie se corredate da stime di colore e di intensità, mantengono tuttavia una notevole utilità e sarebbe auspicabile averne in maggior numero.
+[[Immagine:Prometeus.jpg|frame|left|Prometeo e l'anello F]] Le caratteristiche degli anelli di Saturno sono indubbiamente straordinarie: il sistema principale (escludendo quindi gli anelli G, E ed F più esterni) ha un diametro totale di 275.000 km, due terzi della distanza Terra-Luna. Nonostante ciò, la dinamica dell'evoluzione interna degli anelli tende ad appiattirli sempre più: il loro spessore è dunque incredibilmente ridotto, nell'ordine di alcune decine di ''metri'', con ondulazioni di 1-2 km che in passato hanno portato a sovrastimarlo. La massa totale contenuta negli anelli di Saturno è equivalente a quella di un corpo del diametro di circa 300 km, non molto inferiore in pratica alle dimensioni di Mimas (ca. 380 km). Nel sistema di Saturno, i satelliti sono costituiti tipicamente di ghiaccio d'acqua per il 70% e di rocce per il restante 30%; questa dovrebbe essere a grandi linee anche la composizione dei frammenti che costituiscono gli anelli di Saturno. Come noto, essi sono formati in realtà da  migliaia di "micro-anelli" che all'osservazione ravvicinata ricordano il microsolco di un disco di vinile. Su di di essi agiscono in modo molto complesso le forze combinate dei satelliti più vicini. Spazi relativamente vuoti all'interno degli anelli possono corrispondere alle orbite di satelliti "pastore" (come Pan all'interno della divisione di Encke), o gruppi di orbite risonanti con quella di un satellite, come la divisione di Cassini rispetto a Mimas e Giapeto; in un certo  senso, si tratta dell'equivalente nel sistema di Saturno delle lacune di Kirkwood nella fascia degli asteroidi. Pandora e Prometeo interagiscono con l'anello F conferendogli talvolta l'aspetto di una corda ritorta. Il dinamismo degli anelli di Saturno è ben esemplificato dal fatto che, in passato, aggregazioni temporanee di materiale (specialmente in occasione dell'ultima presentazione degli anelli di taglio, nel 1995) sono state in qualche caso confuse con nuovi satelliti, o satelliti scoperti dai Voyager i cui elementi orbitali erano ancora mal noti.
-[[Category: Pianeti]]
+La ripartizione classica degli anelli, così come sono osservabili da Terra (A, B e C dall'esterno verso l'interno; vedi la [[Saturno: Nomenclatura|nomenclatura]]. Una tabella riassuntiva con i dati essenziali sugli anelli è reperibile [http://pds-rings.seti.org/saturn/saturn_tables.html qui]), mantiene comunque una certa validità in quanto corrisponde grosso modo a delle differenze fisiche, oltre che geometriche ed osservative. Nella parte esterna dell'anello B, la regione più densa, gli anelli sono costituiti da corpi con dimensioni tipiche di 5-10 cm. e una separazione media di 25-50 cm. Gli inevitabili attriti, sottraendo energia a questi oggetti, provocano il lento decadimento della loro orbita destinato a concludersi con la caduta sul pianeta. L'evanescente anello C è costituito invece da corpi mediamente molto maggiori, con dimensioni anche di 8-10 metri e separazioni molto superiori, che resistono meglio al processo di decadimento orbitale. Particelle di dimensioni micrometriche o sub-micrometriche rendono conto del fatto che certe zone degli anelli diffondono la luce meglio di quanto non la riflettano; caricate elettricamente, possono in qualche caso essere sollevate al di sopra del piano degli anelli da potenti campi magnetici dando origine alle configurazioni radiali note come ''spokes''.

Saturno: Il pianeta

Da Sezione Pianeti UAI.

Versione corrente delle 06:14, 26 lug 2008

Indice

Caratteristiche orbitali e fisiche

L'interno di Saturno

l'atmosfera osservabile

WS, GWS e dettagli transitori

Gli anelli di Saturno

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