EL SATURN MODERN    

 

Saturn és el 6è planeta del Sistema Solar i l'últim dels coneguts a l'antiguitat i possiblement el planeta més popular al mostrar un sistema d'anells que, fins i tot amb ajuda òptica modesta com pot ser un petit telescopi, es mostra com un espectacle d'extraordinària bellesa. Avui en dia sabem que tots els planetes gegants tenen anells, però els de Saturn són els únics fàcilment visibles des de la Terra.

Al igual que Júpiter, Saturn és un altre gegant de gas. Orbita el Sol a una distància mitjana de 1,430.000.000 quilòmetres i triga 29 anys i 167 dies a donar una volta al seu voltant. El seu diàmetre equatorial és de 120.000 quilòmetres (unes 9 vegades el diàmetre de la Terra) i presenta un volum 740 vegades major que el del nostre planeta, la qual cosa el converteix en el 2n planeta més gran del Sistema Solar després de Júpiter. El seu aspecte és summament aixafat pel pols (el radi polar és gairebé un 10% més curt que l'equatorial), a causa de la seva ràpida rotació, que és una mica superior a les 10 hores. Encara que la seva massa és 95 vegades la de la Terra, la seva densitat mitjana és de tan sols 0,7 grams per centímetre cúbic, és a dir inferior a la de l'aigua, el que significa que si el poguéssim posar dins d'un gegantí mar, Saturn suraria! Això es deu a que la composició de Saturn és de materials lleugers de tipus solar, com són bàsicament l'hidrogen i l'heli.

l'interior probablement és similar al de Júpiter, amb hidrogen metàl·lic responsable de l'intens camp magnètic de Saturn, encara que el percentatge d'heli és una mica inferior al de Júpiter.

 

    DADES FÍSIQUES   

 

 Massa (kg) 5,68826 
 Massa (Terra = 1) 95,181 
 Radi equatorial (km) 60.268 
 Radi equatorial (Tierra = 1) 9,4494 
 Densitat mitjana (gm/cm3) 0,69 
 
 Distància mitjana al Sol (km) 1.429,400.000 
 Distància mitjana al Sol (Terra = 1) 9,5388 
 Període de rotació (hores) 10,233 
 Període de trasl.lació (anys) 29,458 
 Velocitat orbital mitjana (km/sec) 9,67 
 
 Excentricitat de l'òrbita 0,0560 
 Inclinació de l'eix (graus) 25,33 
 Inclinació orbital (graus) 2,488 
 
 Gravetat superficial a l'equador (m/sec2) 9,05 
 Velocitat d'escapament a l'equador (km/sec) 35,49 
 
 Albedo geomètric visual 0,47 
 Magnitud (Vo) 0,67 
 Temperatura mitjana dels nùvols -125°C 
 Pressió atmosfèrica (bars) 1,4 
 Composició atmosfèrica
Hidrogen
Heli

97% 
3% 

 

    L'ATMOSFERA I ELS VENTS   

 

Se suposa que l'estructura interna de Saturn s'assembla a la de Júpiter. L'estructura de la capa ennuvolada de Saturn també és semblant a la de Júpiter, és a dir, formada per bandes fosques i zones més clares, encara que són molt menys aparents que les del planeta jovià i més difícils de veure. Les bandes i les zones a Saturn són molt més estretes que les de Júpiter i la seva visibilitat depèn en gran mesura de la longitud d'ona de la llum utilitzada. Això és així per la mateixa estructura de l'atmosfera i per les característiques i la grandària de les partícules que constitueixen els núvols.

El planeta radia quasi dues vegades més calor que el que rep del Sol a causa d'alguna font d'energia interna. S'estima que la temperatura de l'alta atmosfera del planeta no supera els -180ºC.

 

Vg1_24_m.GIF (34520 bytes) Vg2_33_m.GIF (38492 bytes) Vg2_36_pet.gif (38645 bytes)

Aspectes dels núvols de Saturn vistos per Voyager 1 i Voyager 2.

L'atmosfera està composada per metà, amoníac, vapor d'aigua, així com d'un nombre indeterminat d'hidrocarburs originats per la dissociació del metà a causa de les radiacions ultraviolades del Sol. Les bandes i les zones solen mostrar-se molt estilitzades, sense grans formacions del tipus de la Gran Taca Roja o els ovals blancs de Júpiter, i amb un contrast molt baix. Tot això és a causa de diversos factors, uns deguts a la il·luminació (donada la seva distància al Sol la il·luminació rebuda per Saturn és 90 vegades inferior per unitat de superfície que la rebuda per la Terra) i altres a les característiques pròpies de l'atmosfera: entre els 100-150 km per damunt del nivell dels núvols existeix una boirina possiblement produïda per hidrocarburs, que el gruix de la capa ennuvolada és unes tres vegades més gran que en el cas de Júpiter a causa de la seva menor gravetat i també perquè a causa de la seva més baixa temperatura, els núvols es formen a un nivell inferior.

s_atmosf_petit.jpg (14408 bytes) Tall vertical de l'atmosfera de Saturn. L'existència d'una boira en altura i l'estar disposades les capes de núvols en tres estrats o nivells diferents en un interval d'uns 300 km, són la causa del baix contrast que s'observa a les bandes i zones de Saturn. Igual que a Júpiter, el color dels núvols dóna una indicació de la seva temperatura i alçària. Els traços més baixos i calents tenen una tonalitat blavosa. A un nivell mig se situen els núvols amb una coloració rogenca o terrosa, mentre que els núvols més freds i alts són els de color blanc. Malgrat això, el veritable color dels núvols pot quedar alterat al ser observats a través de la capa de boira superior.

Les sondes Voyager van permetre determinar la variació de la temperatura amb l'altura. A pressions inferiors a 1/10 d'atmosfera, la temperatura augmenta amb l'alçada a causa de la radiació solar absorbida pel metà i la boirina d'hidrocarburs. Amb tot, a nivells més baixos aquest esquema s'inverteix i la temperatura augmenta amb la profunditat. A major profunditat, a partir d'una pressió de 0,4 atmosferes, la calor és conduïda de forma convectiva per a ser irradiada a l'espai en forma de radiacions infraroges, produint la fenomenologia dels núvols que s'observen a Saturn.

 

    PERFIL DE VENTS   

La circulació atmosfèrica a Saturn és zonal i molt semblant a la de Júpiter, amb una clara dependència de la latitud. Les majors velocitats es donen a l'equador, amb velocitats de quasi 1.800 km/h, més de dues vegades superiors als més intensos vents jovians. No s'han observat asimetries entre ambdós hemisferis, al contrari del què passa a Júpiter amb el gran "jet" de la NTBs. Malgrat això, tampoc no pot afirmar que no existexin, doncs són molt pocs els detalls que es poden seguir a Saturn i hi ha regions en què a penes es perceben núvols individuals que serveixin per a traçar els vents.

Pot cridar l'atenció el que en un planeta amb una inclinació de 27° respecte al pla de l'òrbita és a dir, amb estacions molt marcades, a més de llargíssimes nits que s'abaten alternativament sobre el pols amb una duració d'uns 14 anys, la circulació sigui zonal. Això pot estar profundament lligat a l'estructura interna del planeta. No obstant això, com veurem més endavant en un altre apartat, existeix una meteorologia lligada als canvis estacionals, que es manifesta per l'aparició d'enormes tempestes convectives i en un constant canvi en l'estructura i distribució de les bandes i zones.

s_perfil.JPG (98823 bytes) Perfil zonal de vents a Saturn

Perfil dels vents de l'atmosfera de Saturn en funció de la latitud. Destaca respecte al de Júpiter per la seva major simetria entre ambdós hemisferis i per l'alta velocitat a l'equador, amb vents de gairebé 470 m/s respecte al període de rotació radioelèctric del planeta, el Sistema III. Aquest perfil és el més recent i complet existent (A. Sánchez-Lavega, J.F. Rojas i P.V. Sada, Icarus 147, 405, 2000).

El perfil de vents respecte a la latitud es considera que és constant o molt constant ja que es troba lligat a l'interior del planeta. En efecte, el que s'observa concorda molt bé amb la teoria dels cilindres coaxials proposada per Busse.

 

El model dels cilindres coaxials de Busse explica molt bé el perfil de vents observat a Saturn. A l'estar originats a profunditats molt grans de l'interior del planeta, al nivell de la capa d'hidrogen líquid, els vents observats a la superfície són pràcticament invariables, doncs faria falta una energia considerable per a fer-los canviar, ja que posseeixen una inèrcia considerable. Una altra qüestió és com podem explicar l'existència de aquests cilindres.

 

    TEMPESTATS A SATURN   

Malgrat a que la circulació es zonal i a que no existeixen a Saturn pertorbacions estacionàries de la grandària de la Gran Taca Roja de Júpiter, de tant en tant apareixen gegantines pertorbacions atmosfèriques de tipus convectiu, fàcilment observables des de la Terra fins i tot amb instruments modestos. Es tracta de les grans taques blanques o GWS (Great White Spots). Aquestes taques, que es produeixen a les zones equatorials i temperades de l'hemisferi nord del planeta, tenen lloc sempre durant l'estiu de Saturn, la qual cosa suggereix que la dèbil calor solar que rep la superfície ennuvolada pot actuar com a detonant. La inclinació de l'eix de Saturn, pròxim als 27°, fa possible l'existència d'estacions climàtiques molt marcades, que tenint en compte el període de translació del planeta al voltant del Sol de 29 anys, la seva duració s'ha de mesurar en anys i no pas en mesos com a la Terra. Així doncs, l'estiu septentrional té lloc cada 29 anys, sent precisament aquest el període mitjà d'aparició de les GWS. Quan surgeixen s'observen com a gegantins ovals blancs brillants, el que posa en evidència la seva gran altura sobre els núvols circumdants. S'estenen longitudinalment seguint el perfil zonal dels vents i al cap d'uns mesos, rodegen el planeta i després, aquest a poc a poc torna a l'estat normal en un o dos anys.

Sia per la millora de les tècniques observacionals des de terra, o perquè Saturn s'ha mostrat anormalment actiu, al llarg de la dècada dels anys 90 s'han observat repetides tempestats equatorials al planeta, que sense posseir la virulència d'una GWS, mai no havien sigut observades amb anterioritat. La primera i més gran de totes pot observar-se a la imatge de la part superior d'aquesta pàgina, a la dreta, presa pel Telescopi Espacial Hubble. Fou descoberta pel nostre equip al juliol de 1994 (no al setembre com erròniament s'indica en les descripcions de la NASA).

L'avanç de les estacions climàtiques a Saturn també es manifesta al nivell dels núvols d'una manera clara. Quan una regió és visible després del llarg hivern, apareix coberta per boires altes i és pràcticament indistingible la configuració alternativa de bandes i zones. A mesura que avança la primavera i sobretot durant l'estiu, cada vegada s'aprecia de forma més marcada la distribució dels núvols en bandes i zones. Sembla que quan els raigs solars comencen a escalfar els núvols, poden produir-se petites tempestes locals similars a les GWS però a escala molt inferior, com va ser el cas de la tempesta polar de 1994, la primera observada d'aquest gènere.

 

    L'INTERIOR I EL CAMP MAGNÈTIC   

A l'igual que a Júpiter, gran part de l'interior de Saturn és líquid. La concentració lleugerament major d'heli respecte a l'hidrogen es creu que és deguda a les temperatures més baixes de Saturn. Sota aquestes condicions l'heli líquid no es dissol en l'hidrogen líquid, i gotetes d'heli s'enfonsen al centre, minvant les regions d'heli més externes. Les especulacions sobre l'origen de la seva font interna de calor són semblants a les fetes en el cas de Júpiter.

L'estructura interior de Saturn se suposa que és la següent: just per sota de la capa ennuvolada i a 140 K de temperatura la pressió assoleix una atmosfera. La transició entre l'hidrogen molecular i l'hidrogen líquid té lloc a uns 32.000 km per sota dels núvols, on la temperatura és de 9.000 K i la pressió de 3,000.000 d'atmosferes. La part externa del nucli intern rocallós està a una temperatura de 12.000 K i una pressió de 8,000.000 d'atmosferes. Aquest nucli tindria un radi un 16% del total del planeta o siga, aproximadament la mida de la Terra, encara que seria tres vegades més massiu que aquesta.

D'acord amb la teoria formulada per Hubbard, Saturn té un nucli central rocós de la grandària de la Terra que a causa de les altes pressions arriba a ser tres vegades més massiu. Aquest nucli està rodejat per una zona d'hidrogen metàl·lic que en proporció és més petit que el de Júpiter a causa de la menor massa, intensitat del camp gravitacional i pressió interna de Saturn. Per damunt d'ella fins a arribar a l'atmosfera existeix una capa d'hidrogen molecular.

El camp magnètic de Saturn és semblant al de Júpiter però 20 vegades més dèbil. No obstant aixó, és 1.000 vegades més gran que el de la Terra. Es creu que és produït per corrents elèctrics en el líquid d'hidrogen metàl·lic de l'interior. A diferència de Júpiter, el camp magnètic de Saturn atrapa partícules carregades en els cinturons de Van Allen més que en làmines i sembla molt menys eficaç capturant partícules carregades.

El camp magnètic de Saturn és més intens en el pol nord (0,69 Gauss) que en el pol sud (0,53 Gauss). És únic respecte els altres planetes ja que coincideixen quasi exatament l'eix de rotació i l'eix del camp magnètic, estant separats entre sí per menys d'1 grau de latitud (2.400 km).

Observacions de la missió Pioneer van determinar que el camp magnètic està pràcticament alineat amb l'eix de rotació del planeta, al contrari del què passa a la Terra, Júpiter, Urà i Neptú. Aquest descobriment va fer revisar les teories sobre l'origen dels camps magnètics, que indicaven que devia d'existir una desviació entre l'eix del camp magnètic i l'eix de rotació perquè poguessin produir-se grans camps magnètics planetaris.

La magnetosfera de Saturn és una gran regió que envolta el planeta on partícules carregades (protons i electrons) són atrapades pel camp magnètic. Els cinturons de radiació emboliquen les òrbites de Tità i les dels majors satèl·lits, encara que en el cas de Tità aquest queda gairebé al marge i fins i tot fora del "bow shock" quan es troba entre el Sol i Saturn. Les fonts de les partícules carregades presumiblement són l'atmosfera de Tità, la superfície dels satèl·lits gelats i els anells. Entre Rhea i Tità existeix un núvol d'hidrogen que probablement prové de l'atmosfera de Tità.


planetes.gif (2293 bytes) mapaweb.gif (1879 bytes) inicial.gif (2093 bytes)