Saturno: Nomenclatura

Da Sezione Pianeti UAI.

Versione delle 08:03, 9 apr 2007

La nomenclatura del globo di Saturno riprende a grandi linee la nomenclatura di Giove, poiché si tratta di un pianeta fisicamente e morfologicamente simile. La variabilità di numerose bande e zone, la loro migrazione in latitudine e la loro problematica osservabilità, in special modo prima che entrassero in uso CCD e webcam, ha reso tuttavia difficile stabilire una nomenclatura univoca. Questo vale soprattutto, ma non esclusivamente, per quanto riguarda le strutture minori del globo. La nomenclatura utilizzata dall'UAI per Saturno è basata su quella proposta da Sanchez-Lavega nel 1978 [1], e corrisponde sostanzialmente a quella usata dalla BAA, mentre rispetto ad altre associazioni (ad esempio l'ALPO) si potrà riscontrare qualche differenza.

Globo

• SPR Regione Polare Sud. Si estende dal polo fino ad una latitudine di circa –60°. La sua tonalità è generalmente scura, non sempre uniforme; al suo interno, centrata sul polo, possiamo spesso trovare una SPC Calotta Polare Sud. La regione polare è delimitata dalla SPB, Banda Polare Sud. Più vicino al polo si osserva talvolta, attorno ai 75-80° di latitudine, una SSPB Banda Polare Sud Sud.
• SSTZ Zona Temperata Sud Sud. Separa SSTB dalla SPR.
• SSTB Banda Temperata Sud Sud. Latitudine attorno ai –45°, variabile in larghezza ed intensità.
• STZ Zona Temperata Sud. Divide SSTB da STB.
• STB Banda Temperata Sud. Latitudine media circa 35°, anch’essa piuttosto variabile soprattutto in intensità.
• STrZ Zona Tropicale Sud. È la zona che divide STB da SEB.
• SEB Banda Equatoriale Sud. Come su Giove, anche nel caso di Saturno le bande più cospicue sono senza dubbio quelle immediatamente a Nord e a Sud dell’equatore. Spesso appaiono separate in due componenti, ma la cosa è tutt’altro che scontata, o tutt’altro che facile da osservare, o in ogni caso può non essere vera allo stesso modo per tutte le longitudini. Un errore piuttosto comune, di cui sono vittima talvolta anche osservatori non alle prime armi, è confondere SEB(S) con STB; ciò può accadere quando quest’ultima diventa particolarmente larga e scura, oppure se la zona tra SEB ed STB scurisce tanto da diventare indistinguibile dalle bande che la delimitano: l’impressione è allora quella di una SEB molto allargata verso sud. Proprio tale larghezza anomala ne tradisce tuttavia la natura, purché ovviamente l’osservatore abbia una certa confidenza con il pianeta.
• EZ Zona Equatoriale. Compresa tra le bande equatoriali Nord e Sud, è generalmente la regione più brillante del globo. Può essere bipartita in EZ(N) ed EZ(S) per la presenza di una EB Banda Equatoriale, sempre piuttosto tenue e di larghezza variabile. Negli ultimi anni le migliori immagini CCD ci hanno spesso rivelato non una sola EB, ma due e talvolta tre componenti; all’osservazione visuale e fotografica, o in immagini CCD meno che buone, queste componenti scompaiono o vengono confuse in una sola per mancanza di potere risolutivo, fatto che potrebbe rendere conto del disaccordo sulla larghezza della EB che si è trovato spesso in passato tra diversi osservatori.

La nomenclatura dell’emisfero Nord non differisce sostanzialmente da questa, a parte il fatto che ogni banda o zona viene preceduta dalla lettera maiuscola N anziché S.

Anelli

• Anello C. È il più interno, caratterizzato da una luminosità estremamente bassa che ne rende problematica l’osservazione con piccoli strumenti; in effetti l’anello C è praticamente trasparente, caratteristica che gli è valsa l’appellativo di “anello velo”, o “anello cinereo” come lo chiamava Schiaparelli. È visibile con minore difficoltà presso le anse, e nel tratto in cui si sovrappone al disco del pianeta dove crea una segmento scuro. Succede spesso che quest’ultimo dettaglio venga confuso con l’ombra proiettata dall’anello sul disco (spesso, in effetti, le loro posizioni coincidono), o anche con una qualche banda dell’emisfero invernale specialmente se gli anelli sono molto aperti. Se anche il resto dell’anello C è visibile, si può comunque verificare se il tratto scuro di cui si dubita ne costituisce o no il prolungamento.
• Anello B. Nettamente l’anello più largo e più luminoso, è chiaramente diviso in una regione interna più scura (Ring B inner, interno) ed una esterna più brillante (Ring B outer , esterno). Ring B inn viene talvolta confuso con l’anello C, che in realtà è più interno e molto più scuro (in genere si trova una differenza in intensità di almeno 3-4 gradini tra i due). La parte esterna dell’anello B normalmente è la regione più luminosa del pianeta, e riveste un particolare interesse per gli astrofili che la utilizzano spesso come riferimento per le stime di intensità assegnandole un valore pari ad 1: si è infatti verificato che la luminosità di Ring B out mantiene, sotto certe condizioni, una sufficiente stabilità ma è sempre meglio effettuare una stima indipendente, ad esempio comparandone la luminosità con quella della EZ. Oltre a queste due regioni principali, quando gli anelli sono bene aperti come in questi anni è possibile osservare sull’anello B tenui gradazioni di intensità tra Ring B inn e Ring B out; talvolta vengono segnalate anche sottilissime divisioni o minimi di intensità all’interno dell’anello, che in realtà sembrano corrispondere nella maggior parte dei casi al confine tra regioni a diversa intensità. Va considerata invece un mero effetto di contrasto la cosiddetta Macchia di Terby, una chiazza brillante osservata frequentemente presso l’ombra gettata dal globo sugli anelli. Si noti che il momento migliore per osservare i dettagli più delicati non è costituito dall’opposizione ma dai mesi attorno alla quadratura, quando le particelle dell’anello si mettono in ombra l’un l’altra (effetto Seeliger); in opposizione questo fenomeno è meno importante, ed il conseguente aumento di luminosità tende a cancellare le sfumature più lievi.
• Anello A. Meno largo e luminoso dell’anello B, e separato da quest’ultimo dalla divisione di Cassini; la parte interna dell’anello è la più brillante (Ring A inn), mentre la più esterna è spesso più scura (Ring A out). Tra queste due regioni viene segnalata frequentemente il “minimo di Encke”, un’area più scura sulla cui ampiezza, intensità e posizione gli osservatori visuali sono spesso in disaccordo. In condizioni di seeing cattivo, o con angoli di tilt inferiori a 20°, si confonde facilmente con Ring A out che è solo di poco più luminoso, mentre in condizioni ottimali è facilmente alla portata di un tipico telescopio amatoriale. È importante osservare che nella nomenclatura ufficiale, e quindi nei libri di astronomia, si designa come divisione di Encke una divisione vera e propria, simile a quella di Cassini, che cade circa ad 1/5 della distanza tra il bordo esterno e quello interno dell’anello A; si tratta questa volta di un dettaglio estremamente difficile anche nelle situazioni più favorevoli, e l’osservatore dovrebbe stare attento a non confonderlo con il già citato minimo di intensità, che d’altra parte è non solo molto più facile ma presenta anche caratteristiche ed una posizione diverse.

Nota

La divisione di Encke storicamente osservata a partire dal 1837, e tuttora facilmente osservabile in un medio telescopio amatoriale, è un minimo di intensità largo e sfumato posto al centro dell'anello A ("Encke min." nell'immagine in alto). Essa NON corrisponde alla divisione indicata in questa pagina come "Encke div.", cui è stato attribuito tale nome dall'IAU dopo le missioni Voyager. Questa divisione, nota in precedenza come divisione di Keeler, è larga circa 350 km. e sottende alle anse una dimensione apparente di 0,05"; era ed è eccezionalmente osservabile con buoni diametri sotto cieli perfetti, oltre che (ma non risolta) in molte immagini elettroniche amatoriali. La divisione di Keeler è attualmente una divisione ancor più sottile e più esterna dell'anello A, del tutto invisibile da Terra. Pur adeguandosi ai dettami dell'International Astronomical Union, la Sezione Pianeti dell'UAI ritiene che tale attribuzione sia fonte di confusione oltre che storicamente errata.

[1] Sanchez-Lavega A.; The Strolling Astronomer, 27, 7-8, 151-154 (1978).