Anéis de Saturno
Os anéis de Saturno são o mais extenso sistema de anéis de todos os planetas do Sistema Solar. Eles consistem em incontáveis pequenas partículas, cujo tamanho varia de micrômetros a metros, em órbita ao redor de Saturno. As partículas dos anéis são compostas quase totalmente de gelo de água, com um componente residual de material rochoso. Ainda não há um consenso quanto ao mecanismo da sua formação. Embora modelos teóricos tenham indicado que os anéis provavelmente se formaram no início da história do Sistema Solar, novos dados da sonda Cassini sugerem que eles se formaram relativamente tarde.
Trabalho de Galileu
Galileu Galilei foi o primeiro a observar os anéis de Saturno, em 1610, usando seu telescópio, mas ele não foi capaz de identificá-los como tal. Ele escreveu ao Grão-Duque da Toscana que “O planeta Saturno não está sozinho, mas é composto de três, que quase se tocam e nunca se movem ou mudam um em relação ao outro. Eles estão arranjados em uma linha paralela ao zodíaco, e o do meio (o próprio Saturno) tem cerca de três vezes o tamanho dos laterais”. Ele também descreveu os satélites como as “orelhas de Saturno”. Em 1612, a Terra passou pelo plano dos anéis, e eles ficaram invisíveis. Mistificado, Galileu anotou “Eu não sei o que dizer em um caso tão surpreendente, tão pouco visto e tão novo.” Ele refletiu “Terá Saturno devorado seus filhos?” – referindo-se ao mito do titã Saturno devorando suas crias para evitar a profecia de eles destruindo-o. Ele ficou confuso quando os anéis apareceram de novo em 1613.
Teoria do anel, observações e exploração
Em 1657, Christopher Wren se tornou professor de Astronomia no Gresham College, em Londres. Ele vinha fazendo observações de Saturno desde 1652 com o objetivo de explicar sua aparência. Sua hipótese foi escrita em De corpori saturni, em que ele chegou perto de sugerir que o planeta tinha um anel. Entretanto, Wren não estava certo sobre se o anel era independente do planeta ou fisicamente ligado a ele. Antes que a teoria de Wren fosse publicada, Christiaan Huygens apresentou sua teoria dos anéis de Saturno. Wren imediatamente reconheceu que esta hipótese era melhor que a sua, e De corpore saturni nunca foi publicada. Huygens foi o primeiro a sugerir que Saturno era circundado por um anel destacado do planeta. Usando um telescópio de refração de 50x que ele mesmo havia projetado, muito superior aos disponíveis para Galileu, Huygens observou Saturno e, em 1656, como Galileu, publicou o anagrama aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu. Quando confirmou suas observações, três anos mais tarde, ele revelou o significado: "Annuto cingitur, tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato", ou seja, "Ele (Saturno) é circundado por um anel fino e plano, não tocado em nenhum lugar, inclinado em relação à eclíptica." Robert Hooke foi outro observador inicial dos anéis de Saturno, e registrou o lançamento de sombras nos anéis.
A inclinação axial de Saturno é de 26,7°, significando que as vistas dos anéis obtidas a partir da Terra são largamente variáveis em épocas diferentes, nas quais os anéis visíveis ocupam o plano equatorial. A Terra faz passagens pelo plano dos anéis a cada 13 a 15 anos, aproximadamente a cada meio ano de Saturno, e há chances aproximadamente iguais de um ou três cruzamentos ocorrerem em cada ocasião dessas. Os mais recentes cruzamentos do plano dos anéis ocorreram em 22 de maio de 1995, 10 de agosto de 1995, 11 de fevereiro de 1996 e 4 de setembro de 2009; os próximos eventos serão em 23 de março de 2025, 15 de outubro de 2038, 1° de abril de 2039 e 9 de julho de 2039. Oportunidades favoráveis de observação de cruzamentos do plano de anéis (com Saturno não próximo ao Sol) só ocorrem durante os cruzamentos triplos. Os equinócios de Saturno, quando o Sol passa pelo plano dos anéis, não são espaçados por igual: em cada órbita o Sol está ao sul do plano de anéis por 13,7 anos, depois ao norte do plano por 15,7 anos. A excentricidade orbital de Saturno, de 0,0565, é a maior dos planetas gigantes do Sistema Solar, e cerca de três vezes a da Terra. A sua apside é atingida próximo do solstício de verão do seu hemisfério norte. Datas para os equinócios de outono no hemisfério norte incluem 19 de novembro de 1995 e 6 de maio de 2025, com os equinócios setentrionais de primavera em 11 de agosto de 2009 e 23 de janeiro de 2039. No período próximo ao equinócio, a iluminação da maior parte dos anéis é bastante reduzida, tornando possíveis observações únicas ressaltando características que saiam do plano de anéis.
Os densos anéis principais se estendem de 7 000 km a 80 000 km de distância do equador de Saturno, cujo raio é de 60 300 km (ver Subdivisões principais). Com uma espessura local estimada entre 10 m e 1 km, eles são compostos em 99,9% de gelo de água pura, com uma quantidade residual de impurezas que podem incluir tolinas ou silicatos. Os anéis principais são compostos principalmente de partículas variando em tamanho de 1 cm a 10 m. A Cassini mediu diretamente a massa do sistema de anéis por meio do efeito gravitacional deles durante o conjunto final de órbitas em que a sonda passou entre os anéis e o topo de nuvens, chegando a um valor de 1,54 (± 0,49) × 1019 kg, ou 0,41 ± 0,13 massa de Mimas. Isto é tão massivo quanto cerca de metade da massa da plataforma de gelo antártico na Terra, espalhada por uma área 80 vezes maior que a da Terra. A estimativa está próxima do valor de 0,40 massa de Mimas derivada das observações da Cassini de ondas de densidade nos Anéis A, B e C. É uma fração pequena da massa total de Saturno (cerca de 0,25 ppb). Observações antigas da Voyager de ondas de densidade nos Anéis A e B e um perfil óptico de profundidade tinham levado a uma massa de cerca de 0,75 massa de Mimas, mas observações posteriores e modelagens de computador sugeriram que o valor estava subestimado.
Formação e evolução dos anéis principais
As estimativas da idade dos anéis de Saturno variam grandemente, dependendo da abordagem utilizada. Considerava-se que eles eram muito antigos, datando da formação do próprio Saturno. Entretanto, dados da Cassini sugerem que eles são muito mais jovens, tendo mais provavelmente se formado nos últimos 100 milhões de anos, e podem, portanto, ter entre 10 e 100 milhões de anos de idade. Este cenário de origem recente se baseia em uma nova modelagem da evolução dinâmica dos anéis e medições do fluxo de poeira interplanetária, que alimentam uma estimativa da taxa de escurecimento do anel ao longo do tempo. Como os anéis estão continuamente perdendo material, eles teriam sido mais massivos no passado do que atualmente. A estimativa de massa por si só não é um bom diagnóstico, uma vez que anéis de alta massa que se formaram no início da história do Sistema Solar teriam evoluído até hoje para uma massa próxima àquela medida. Considerando as atuais taxas de depleção, eles podem desaparecer em 300 milhões de anos.
As partes mais densas do sistema de anéis de Saturno são os Anéis A e B, que são separados pela Divisão Cassini, descoberta em 1675 por Giovanni Domenico Cassini). Juntamente com o Anel C, que foi descoberto em 1850 e é similar em caráter à Divisão Cassini, essas regiões constituem os anéis principais. Os anéis principais são mais densos e contêm partículas maiores do que os tênues anéis de poeira. Estes últimos incluem o Anel D, estendendo-se em direção ao topo das nuvens de Saturno, os Anéis G e E e outros após o sistema de anéis principal. Esses anéis difusos são caracterizados como de poeira por causa do pequeno tamanho de suas partículas, frequentemente cerca de 1 μm; sua composição química é, como a dos anéis principais, quase inteiramente gelo de água.
Parâmetros físicos dos anéis
Notas: (1) Os nomes são atribuídos pela União Astronômica Internacional, a menos que indicado de forma diferente. Separações mais largas entre os anéis são chamadas divisões, enquanto separações mais estreitas são chamadas lacunas. (2) Os dados são em sua maioria do Gazetteer of Planetary Nomenclature, de um boletim da NASA e de diversos trabalhos. (3) A distância se refere ao centro das lacunas, anéis e anéis menores que são mais estreitos que 1000 km. (4) Nome não oficial.
O Anel D é o mais interno e é muito tênue. Em 1980, a Voyager 1 detectou dentro deste anel três anéis menores, que foram designados D73, D72 e D68, sendo este último o discreto anel menor mais próximo de Saturno. Cerca de 25 anos depois, as imagens da Cassini mostraram que D72 tinha ficado significativamente mais largo e mais difuso, e tinha se movido 200 km em direção ao planeta. Está presente no Anel D uma estrutura fina com ondas distantes de 30 km. Vista pela primeira vez na lacuna entre o Anel C e D73, a estrutura foi encontrada durante o equinócio de Saturno de 2009, estendendo-se a uma distância radial de 19 mil quilômetros do Anel D para o limite interno do Anel B. As ondas são interpretadas como um padrão espiral de corrugações verticais de 2 a 20 km de amplitude; o fato de que o período das ondas está decrescendo com o tempo (de 60 km em 1995 para 30 km em 2006) permite deduzir que o padrão tenha se originado no final de 1983 com o impacto de uma nuvem de detritos (com massa de ≈1012 kg) de um cometa destruído, que desviou os anéis para fora do plano equatorial. Um padrão espiral similar no anel principal de Júpiter foi atribuído à perturbação causada pelo impacto de material do Cometa Shoemaker-Levy 9 em 1994.
O Anel C é um anel largo e tênue localizado no interior do Anel B, descoberto em 1850 por William e George Phillips Bond, embora William Rutter Dawes e Johann Gottfried Galle também o tenham visto independentemente. William Lassell chamou-o “Anel Crepe”, porque ele parecia ser composto de material mais escuro do que os mais brilhantes Anéis A e B.
Lacuna Colombo e Anel Menor Titã
A Lacuna Colombo se localiza na parte interna do Anel C. Dentro da lacuna está o brilhante e estreito Anel Menor Colombo, cujo centro está a 77 883 km do centro de Saturno, e é ligeiramente elíptico e não circular. Este anel menor também é chamado Anel Menor Titã, por ele ser governado por uma ressonância orbital com a lua Titã. Nesta localização dentro dos anéis, o comprimento da precessão apsidal de uma partícula do anel é igual ao comprimento do movimento orbital de Titã, de modo que a extremidade exterior deste anel menor excêntrico sempre aponta em direção a Titã.
Lacuna e Anel Menor Maxwell
A Lacuna Maxwell localiza-se na parte externa do Anel C. Ela também contém um denso e não circular anel menor, o Anel Menor Maxwell. Em muitos aspectos este pequeno anel é similar ao Anel ε de Urano. Há estruturas semelhantes a ondas no meio de ambos os anéis. Enquanto se acredita que a onda no Anel ε seja causada pela lua uraniana Cordélia, nenhuma lua foi descoberta na Lacuna Maxwell desde julho de 2008.
O Anel B é o maior, mais brilhante e mais massivo dos anéis. Sua espessura é estimada entre 5 e 15 m e sua profundidade óptica varia de 0,4 até mais de 5, significando que >99% da luz passando através de algumas partes do Anel B é bloqueada. Um estudo de 2016 das ondas de densidade espirais usando ocultações estelares indicou que a densidade superficial do Anel B está na faixa de 40 a 140 g/cm2, mais baixa do que se acreditava anteriormente, e que a profundidade óptica do anel tem pouca correlação com sua densidade de massa (um achado previamente reportado para os Anéis A e C). A massa total do Anel B foi estimada em algum ponto na faixa de 7 a 24×1018 kg. Isto é comparável à massa de Mimas de 37,5×1018 kg.
Raios anelares
Até 1980, a estrutura dos anéis de Saturno era explicada como sendo causada exclusivamente pela ação de forças gravitacionais. Então, imagens da sonda Voyager mostraram acidentes radiais no Anel B, conhecidos como raios anelares, que não podiam ser explicados dessa maneira, uma vez que sua persistência e rotação em torno dos anéis não eram consistentes com a mecânica orbital gravitacional. Os raios aparecem escuros em luz retrodifundida, e brilhantes em luz antedifundida (ver imagens na Galeria); a transição ocorre em um ângulo de fase próximo a 60°. A teoria prevalente em relação à composição dos raios anelares é que eles consistem de partículas de poeira microscópicas em suspensão à distância do anel principal por repulsão eletrostática, já que elas giram quase sincronamente com a magnetosfera de Saturno. O mecanismo preciso que gera os raios anelares ainda é desconhecido, embora tenha sido sugerido que as perturbações elétricas poderiam ser causadas por raios na atmosfera de Saturno ou impactos por micrometeoroides nos anéis.
Lua menor
Em 2009, durante o equinócio, uma lua menor encaixada no Anel B foi descoberta a partir da sombra que ela lançava. Estima-se que ela tenha 400 m de diâmetro. À lua menor foi atribuída a designação provisória S/2009 S 1.
A Divisão Cassini é uma região com 4 800 km de largura entre os Anéis A e B de Saturno. Ela foi descoberta em 1675 por Giovanni Cassini no Observatório de Paris, usando um telescópio de refração que tinha objetiva de 2,5 polegadas, distância focal de 20 pés e ampliação de 90x. Da Terra, ela aparece como uma fina lacuna negra nos anéis. Entretanto, a Voyager descobriu que a lacuna é populada por material de anel muito similar ao do Anel C. A Divisão pode aparecer brilhante em vistas do lado não iluminado dos anéis, uma vez que a densidade relativamente baixa do material permite que mais luz seja transmitida através da espessura dos anéis (veja a segunda imagem na Galeria). O limite interior da Divisão Cassini é governado por uma forte ressonância orbital. As partículas neste local orbitam duas vezes para cada órbita de Mimas.
Lacuna Huygens
A Lacuna Huygens está localizada no limite interior da Divisão Cassini. Ela contém na sua metade o denso e excêntrico Anel Menor Huygens. Este anel menor exibe variações azimutais irregulares da largura geométrica e da profundidade óptica, que podem ser causadas pela ressonância de quase 2:1 com Mimas e pela influência do limite exterior excêntrico do Anel B. Há um estreito anel menor adicional logo depois do Anel Menor Huygens.
O Anel A é o mais externo dos anéis grandes e brilhantes. O seu limite interior é a Divisão Cassini e o seu limite exterior abrupto está próximo da órbita da lua menor Atlas. O Anel A é interrompido na localização de 22% da largura do anel, a partir do limite exterior, pela Lacuna Encke. Uma lacuna mais estreita, a 2% da largura do anel a partir do limite exterior, é chamada Lacuna Keeler. A espessura do Anel A é estimada em 10 a 30 m, sua densidade superficial em 35 a 40 g/cm2 e sua massa total em 4 a 5×1018 kg (pouco menos que a massa de Hipérion). Sua profundidade óptica varia entre 0,4 e 0,9. Da mesma forma que no Anel B, o limite exterior do Anel A é mantido por ressonâncias orbitais, embora neste caso num conjunto mais complicado. Ele é primariamente influenciado pela ressonância 7:6 com Jano e Epimeteu, com outras contribuições da ressonância 5:3 com Mimas e várias ressonâncias com Prometeu e Pandora. Outras ressonâncias orbitais também excitam muitas ondas de densidade espirais no Anel A (e, em menor intensidade, em outros anéis também), que respondem pela maioria da sua estrutura. Essas ondas são descritas pela mesma física que descreve os braços espirais das galáxias. Ondas curvas espirais, também presentes no Anel A e também descritas pela mesma teoria, são corrugações verticais no anel e não ondas de compressão.
Lacuna Encke
A Lacuna Encke é uma lacuna de 325 km de largura dentro do Anel A, com centro a uma distância de 133 590 km do centro de Saturno. Ela é provocada pela presença da lua menor Pã, que orbita dentro dela. Imagens da sonda Cassini mostraram que há pelo menos três anéis finos entrelaçados dentro da lacuna. Ondas de densidade espirais, visíveis em ambos os lados, são induzidas por ressonância com luas próximas no exterior dos anéis, enquanto Pã induz um conjunto adicional de rastros espirais (ver imagem na Galeria). O próprio Johann Encke não observou esta lacuna; ela foi nomeada em homenagem às suas observações dos anéis. A lacuna foi descoberta por James Edward Keeler em 1888. A segunda maior lacuna no Anel A, descoberta pela Voyager, foi nomeada Lacuna Keeler em sua homenagem.
Lacuna Keeler
A Lacuna Keeler é uma lacuna de 42 km de largura, a aproximadamente 250 km do limite exterior do anel. A lua menor Dafne, descoberta em 1º de maio de 2005, orbita dentro da lacuna, mantendo-a limpa. A passagem da lua induz ondas nos limites da lacuna (isto também é influenciado por sua ligeira excentricidade orbital). Como a órbita de Dafne é ligeiramente inclinada em relação ao plano do anel, as ondas têm um componente que é perpendicular ao plano do anel, atingindo uma distância de 1 500 km “acima” do plano. A Lacuna Keeler foi descoberta pela Voyager e nomeada em homenagem ao astrônomo James Edward Keeler. Keeler por sua vez descobriu e nomeou a Lacuna Encke em homenagem a Johann Encke.
Luas menores hélices
Em 2006, quatro luas menores foram encontradas nas imagens do Anel A. As luas menores têm apenas cerca de cem metros de diâmetro, muito pequenas para serem vistas diretamente. O que a Cassini viu eram as perturbações em forma de hélice que as luas menores criavam, com dimensões de vários quilômetros. Estima-se que o Anel A contenha milhares desses objetos. Em 2007, a descoberta de mais oito luas menores revelou que elas estão em sua maioria confinadas a um cinturão de 3 000 km, a cerca de 130 000 km do centro de Saturno, e até 2008 mais de 150 luas menores hélices tinham sido detectadas. Uma que foi acompanhada por vários anos foi apelidada Bleriot.
A separação entre os Anéis A e F foi chamada Divisão Roche em homenagem ao físico francês Édouard Roche. A Divisão Roche não deve ser confundida com o limite de Roche, que é a distância à qual um grande objeto está tão perto de um planeta (como Saturno) que ele é arrasado pela força de maré do planeta. Localizada no limite exterior do sistema principal de anéis, a Divisão Roche está, na verdade, perto do limite de Roche de Saturno, que é o porquê de os anéis não terem podido acretar para formar uma lua. Como a Divisão Cassini, a Divisão Roche não está vazia, mas contém uma camada de material. O caráter deste material é similar aos tênues e poeirentos Anéis D, E e G. Duas localizações na Divisão Roche possuem uma concentração de poeira mais alta do que o restante da região. Elas foram descobertas pela equipe de imagens da sonda Cassini e ganharam designações temporárias: R/2004 S 1, localizada na órbita da lua Atlas, e R/2004 S 2, cujo centro está a 138 900 km do centro de Saturno, no interior da órbita de Prometeu.
