Saturno: Il pianeta
Da Sezione Pianeti UAI.
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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. | 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. | |
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| <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> | | <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> | ||
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| - | + | ==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). | |
| - | [[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. Si noti la | + | 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. |
| - | * Sistema I - dal | + | |
| - | * Sistema II - tutto il resto del pianeta | + | [[Immagine:Satint3.jpg|right|frame|L'interno di Saturno. Cortesia C. Hamilton, immagine in alta risoluzione: http://www.solarviews.com/cap/sat/satint.htm]] |
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| + | 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. | ||
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| + | 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. | ||
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| + | ==l'atmosfera osservabile== | ||
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| + | [[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. | ||
| + | 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 | ||
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| + | (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 | * Sistema III - rotazione del campo magnetico del pianeta | ||
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| - | Fino all'introduzione di CCD e webcam, l'osservazione continuativa sul globo di Saturno di "traccianti" quali | + | [[Immagine:SaturnoSistemi.jpg]] |
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| + | 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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| + | 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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| + | * 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. | ||
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| + | ==WS, GWS e dettagli transitori== | ||
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| + | [[Immagine:Tabella_wos.jpg|right|frame|Periodi di rotazione determinati in epoca pre-Voyager]] | ||
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| + | 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. | ||
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| + | 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. | ||
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==Gli anelli di Saturno== | ==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. | ||
| + | [[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. | ||
| - | [[ | + | 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''. |
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.
Indice |
Caratteristiche orbitali e fisiche
| 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.
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
- 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
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.
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.
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.
