Saturno: Il pianeta

Da Sezione Pianeti UAI.

Indice 1 Introduzione 2 Parametri orbitali e fisici 3 Il Pianeta 4 Saturno al telescopio 5 Gli anelli 6 Il globo 7 Gli scopi dell'osservazione

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.

Parametri orbitali e fisici

Tabella Riassuntiva

Distanza media dal Sole (afelio)	1.426.725.400 km
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	0,70 g/cm3
Gravità superficiale (Terra=9,81 m/s2)	10,4 m/s2 della gravità terrestre
Velocità di fuga alla superficie	35.490 km/s
Periodo di rotazione (I)	10h 13m 59s (844,3°/giorno)
Periodo di rotazione (II)	10h 39m 24s (810.76°/g)
Periodo di rotazione (III)	10h 39min 22.4 s (?)
Inclinazione dell'asse polare	26.73 gradi
Diametro apparente massimo (globo)	20,1"
Diametro apparente minimo (globo)	14,5"
Diametro apparente massimo (anelli)	42"
Magnitudine massima visuale	-0,43
Albedo geometrica visuale	0.47
Composizione dell'atmosfera (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

Il Pianeta

Saturno fa parte con Giove del 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, e inferiore a qualsiasi altro corpo del sistema solare. Saturno dunque non è in grado di sviluppare un calore interno paragonabile a quello di Giove, ma nonostante ciò emette nell'infrarosso oltre il triplo dell'energia ricevuta dal Sole (peraltro 2 volte più lontano rispetto a Giove, e quindi 4 volte meno luminoso).

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. Le variazioni nella visibilità di bande e dettagli transitori possono così dipendere dalla loro quota, o dal periodico diradarsi delle foschie che su Saturno, a differenza di Giove, può assumere carattere stagionale per la maggiore inclinazione dell'asse di rotazione del pianeta. In generale, l'atmosfera osservabile di Saturno appare dunque assai più "profonda" rispetto ai pochi km. di quella gioviana.

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. Anche in questo caso la velocità di rotazione del pianeta 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 centro della Banda Equatoriale Nord al centro della Banda Equatoriale Sud comprese
• Sistema II - tutto il resto del pianeta
• 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 ritenuto il vero periodo di rotazione del suo nucleo interno. In realtà la sonda Cassini ha recentemente trovato un valore molto diverso, pari 10h 45m 45s; l'ipotesi che in poco più di 20 anni il periodo di rotazione del pianeta sia rallentato di ben 6 minuti è del tutto inverosimile. Spiegazioni alternative prevedono uno spostamento ad una latitudine superiore della sorgente dell'emissione radio, o si collegano (marzo 2007) all'attività dei geyser scoperti sul vicino satellite Encelado. In ogni caso, sembra che - a differenza di Giove - nel caso di Saturno un Sistema III basato su queste misure non abbia più molto senso.

Fino all'introduzione di CCD e webcam, l'osservazione continuativa sul globo di Saturno di "traccianti" quali WOS, DS (vedi la nomenclatura di Giove) ecc. era estremamente rara; la struttura e la velocità delle correnti atmosferiche era quindi assai mal nota fino all'avvento dei Voyager. Anche in questo caso gli ultimi anni hanno riservato sorprese, ad esempio con un notevole rallentamento della grande corrente equatoriale che all'inizio degli anni '80 si muoveva verso est con una velocità di circa 1800 km/h (grafico a sinistra). Variazioni di questo tipo potrebbero semplicemente riflettere l'osservazione di dettagli a latitudini simili ma quote diverse, ed immersi quindi in correnti a diversa velocità; senza dubbio, però, indicano anche la nostra conoscenza ancora tutt'altro che soddisfacente dell'atmosfera di Saturno. Essa tuttavia sta notevolmente migliorando negli ultimi anni, grazie anche al monitoraggio continuo del pianeta reso possibile dall'osservazione amatoriale, ed alla sua capacità di raggiungere dettagli e "traccianti" molto più fini rispetto al passato anche recente.

Saturno al telescopio

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 nomenclatura standard utilizzata per indicare le principali formazioni osservabili.

Gli anelli

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.

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.

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.

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.

Passaggi del Sole e della Terra nel piano degli anelli di Saturno

Passaggi della Terra	Passaggi del Sole
1979 Ottobre 27, da S a N
1980 Marzo 12, da N a S	1980 Marzo 3, da S a N
1980 Luglio 23, da S a N
1995 Maggio 21, da N a S
1995 Agosto 11, da S a N	1995 Novembre 19, da N a S
1996 Febbraio 11, da N a S
2009 Settembre 4, da S a N	2009 Agosto 10, da S a N
2025 Marzo 23, da N a S	2025 Maggio 6, da N a S

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, 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.

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 osservazioni visuali, specie se corredate da stime di colore e di intensità, mantengono tuttavia una notevole utilità e sarebbe auspicabile averne in maggior numero.