12.5: Anéis planetários
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objetivos de aprendizagem
Ao final desta seção, você poderá:
- Descreva as duas teorias da formação de anéis planetários
- Compare os anéis principais de Saturno e explique o papel da lua Enceladus na formação do anel E
- Explique como os anéis de Urano e Netuno diferem em composição e aparência dos anéis de Saturno
- Descreva como a estrutura do anel é afetada pela presença de luas
Além de suas luas, todos os quatro planetas gigantes têm anéis, com cada sistema de anéis consistindo em bilhões de pequenas partículas ou “luas” orbitando perto de seu planeta. Cada um desses anéis exibe uma estrutura complicada que está relacionada às interações entre as partículas do anel e as luas maiores. No entanto, os quatro sistemas de anéis são muito diferentes uns dos outros em massa, estrutura e composição, conforme descrito na Tabela\(\PageIndex{1}\):
| Planeta | Raio externo (km) | Raio externo (planeta R) | Massa (kg) | Refletividade (%) |
|---|---|---|---|---|
| Júpiter | 128.000 | 1.8 | 1010 (?) | ? |
| Saturno | 140.000 | 2.3 | 1019 | 60 |
| Urano | 51.000 | 2.2 | 1014 | 5 |
| Netuno | 63.000 | 2,5 | 1012 | 5 |
O grande sistema de anéis de Saturno é composto de partículas geladas espalhadas em vários anéis vastos e planos contendo uma grande quantidade de estrutura fina. Os sistemas de anéis de Urano e Netuno, por outro lado, são quase o inverso dos de Saturno: eles consistem em partículas escuras confinadas a alguns anéis estreitos com grandes espaços vazios no meio. O anel de Júpiter e pelo menos um de Saturno são meramente faixas de poeira transitórias, constantemente renovadas por grãos de poeira erodidos de pequenas luas. Nesta seção, nos concentramos nos dois sistemas de anéis mais massivos, os de Saturno e Urano.
O que causa anéis?
Um anel é uma coleção de um grande número de partículas, cada uma como uma pequena lua obedecendo às leis de Kepler enquanto segue sua própria órbita ao redor do planeta. Assim, as partículas internas giram mais rápido do que as mais distantes, e o anel como um todo não gira como um corpo sólido. Na verdade, é melhor não pensar em um anel girando, mas sim considerar a revolução (ou movimento em órbita) de suas luas individuais.
Se as partículas do anel estivessem amplamente espaçadas, elas se moveriam de forma independente, como luas separadas. No entanto, nos anéis principais de Saturno e Urano, as partículas estão próximas o suficiente para exercer influência gravitacional mútua e, ocasionalmente, até mesmo para se esfregar ou ricochetear umas nas outras em colisões de baixa velocidade. Por causa dessas interações, vemos fenômenos como ondas que se movem pelos anéis — exatamente como as ondas de água se movem sobre a superfície do oceano.
Existem duas ideias básicas de como esses anéis surgiram. A primeira é a hipótese da separação, que sugere que os anéis são os restos de uma lua despedaçada. Um cometa ou asteróide que passava pode ter colidido com a lua, quebrando-a em pedaços. As forças de maré então separaram os fragmentos e eles se dispersaram em um disco. A segunda hipótese, que tem a perspectiva inversa, sugere que os anéis são feitos de partículas que foram incapazes de se unir para formar uma lua em primeiro lugar.
Em qualquer uma das teorias, a gravidade do planeta desempenha um papel importante. Perto do planeta (Figura\(\PageIndex{1}\)), as forças de maré podem separar corpos ou inibir a união de partículas soltas. Não sabemos qual explicação vale para um determinado anel, embora muitos cientistas tenham concluído que pelo menos alguns dos anéis são relativamente jovens e, portanto, devem ser o resultado de uma separação.
Anéis de Saturno
Os anéis de Saturno são uma das vistas mais bonitas do sistema solar (Figura\(\PageIndex{2}\)). Do externo ao interno, os três anéis mais brilhantes são rotulados com os nomes extremamente pouco românticos dos anéis A, B e C. A tabela\(\PageIndex{2}\) fornece as dimensões dos anéis em quilômetros e unidades do raio de Saturno, R Saturno. O anel B é o mais brilhante e tem as partículas mais compactadas, enquanto os anéis A e C são translúcidos.
| Nome do anel 1 | Borda externa (R Saturn) | Borda externa (km) | Largura (km) |
|---|---|---|---|
| F | 2.324 | 140, 180 | 90 |
| UMA | 2.267 | 136.780 | 14.600 |
| Divisão Cassini | 2.025 | 122.170 | 4590 |
| B | 1.949 | 117.580 | 25.580 |
| C | 1,525 | 92.000 | 17.490 |
Os anéis de Saturno são muito largos e muito finos. A largura dos anéis principais é de 70.000 quilômetros, mas sua espessura média é de apenas 20 metros. Se fizéssemos um modelo em escala dos anéis em papel, teríamos que fazê-los com 1 quilômetro de diâmetro. Nessa escala, o próprio Saturno chegaria a um prédio de 80 andares. As partículas do anel são compostas principalmente de gelo de água e variam de grãos do tamanho de areia até pedregulhos do tamanho de casas. Uma visão privilegiada dos anéis provavelmente se assemelharia a uma nuvem brilhante de flocos de neve flutuantes e pedras de granizo, com algumas bolas de neve e objetos maiores, muitos deles agregados soltos de partículas menores (Figura\(\PageIndex{3}\)).
Além dos amplos anéis A, B e C, Saturno tem um punhado de anéis muito estreitos com não mais que 100 quilômetros de largura. O mais substancial deles, que fica do lado de fora do Anel A, é chamado de Anel F; sua aparência surpreendente é discutida abaixo. Em geral, os anéis estreitos de Saturno se assemelham aos anéis de Urano e Netuno.
Há também um anel muito tênue e tênue, chamado de Anel E, associado à pequena lua gelada de Saturno, Encélado. As partículas no anel E são muito pequenas e compostas por gelo de água. Como essa tênue nuvem de cristais de gelo tenderá a se dissipar, a existência contínua do anel E sugere fortemente que ele está sendo continuamente reabastecido por uma fonte em Enceladus. Essa lua gelada é muito pequena, com apenas 500 quilômetros de diâmetro, mas as imagens da Voyager mostraram que as crateras em cerca de metade de sua superfície foram apagadas, indicando atividade geológica em algum momento nos últimos milhões de anos. Foi com grande expectativa que os cientistas da Cassini manobraram a órbita da espaçonave para permitir vários sobrevoos próximos de Enceladus a partir de 2005.
Aqueles que aguardavam os resultados do sobrevoo da Cassini não ficaram desapontados. Imagens de alta resolução mostravam faixas longas e escuras de solo liso próximo ao pólo sul, que logo foram apelidadas de “listras de tigre” (Figura\(\PageIndex{4}\)). As medições infravermelhas revelaram que essas listras de tigre são mais quentes do que o ambiente. O melhor de tudo é que dezenas de aberturas criovulcânicas nas listras do tigre foram vistas como gêiseres de água salgada e gelo em erupção (Figura\(\PageIndex{5}\)). As estimativas sugeriam que 200 kg de material estavam sendo disparados para o espaço a cada segundo — não muito, mas o suficiente para a espaçonave coletar amostras.
Quando a Cassini foi orientada a voar para as plumas, ela mediu sua composição e descobriu que elas eram semelhantes ao material que vemos liberado dos cometas (veja Cometas e Asteróides: Detritos do Sistema Solar). As plumas de vapor e gelo consistiam principalmente de água, mas com vestígios de nitrogênio, amônia, metano e outros hidrocarbonetos. Os minerais encontrados nos gêiseres em pequenas quantidades incluíam sal comum, o que significa que as plumas dos gêiseres eram jatos de água salgada de alta pressão.
Com base no estudo contínuo das propriedades de massa de Enceladus e dos gêiseres em andamento, em 2015, os cientistas da missão Cassini identificaram provisoriamente um oceano subterrâneo de água alimentando os gêiseres. Essas descobertas sugeriram que, apesar de seu tamanho pequeno, Encélado deveria ser adicionado à lista de mundos que gostaríamos de explorar para uma possível vida. Como seu oceano subterrâneo está convenientemente escapando para o espaço, pode ser muito mais fácil amostrá-lo do que o oceano de Europa, que está profundamente enterrado abaixo de sua espessa crosta de gelo.
Anéis de Urano e Netuno
Os anéis de Urano são estreitos e pretos, o que os torna quase invisíveis da Terra. Os nove anéis principais foram descobertos em 1977 a partir de observações feitas de uma estrela quando Urano passava na frente dela. Chamamos essa passagem de um objeto astronômico na frente de outro de ocultação. Durante a ocultação de 1977, os astrônomos esperavam que a luz da estrela desaparecesse à medida que o planeta se movia por ela. Além disso, a estrela escureceu brevemente várias vezes antes de Urano alcançá-la, à medida que cada anel estreito passava entre a estrela e o telescópio. Assim, os anéis foram mapeados em detalhes, embora não pudessem ser vistos ou fotografados diretamente, como contar o número de carros em um trem à noite observando o piscar de uma luz enquanto os carros passam sucessivamente na frente dele. Quando a Voyager se aproximou de Urano em 1986, foi capaz de estudar os anéis de perto; a espaçonave também fotografou dois novos anéis (Figura\(\PageIndex{6}\)).
O mais externo e mais massivo dos anéis de Urano é chamado de Anel Epsilon. Tem apenas cerca de 100 quilômetros de largura e provavelmente não mais do que 100 metros de espessura (semelhante ao anel F de Saturno). O anel de Épsilon circunda Urano a uma distância de 51.000 quilômetros, cerca do dobro do raio de Urano. Esse anel provavelmente contém tanta massa quanto todos os outros dez anéis de Urano juntos; a maioria deles são fitas estreitas com menos de 10 quilômetros de largura, exatamente o inverso dos anéis largos de Saturno.
As partículas individuais nos anéis de urânio são quase tão pretas quanto pedaços de carvão. Embora os astrônomos não entendam a composição desse material em detalhes, ele parece consistir em grande parte em compostos de carbono e hidrocarbonetos. Material orgânico desse tipo é bastante comum no sistema solar externo. Muitos dos asteróides e cometas também são compostos de materiais escuros e semelhantes a alcatrão. No caso de Urano, suas dez pequenas luas internas têm uma composição similar, sugerindo que uma ou mais luas podem ter se quebrado para fazer os anéis.
Os anéis de Netuno são geralmente semelhantes aos de Urano, mas ainda mais tênues (Figura\(\PageIndex{7}\)). Existem apenas quatro delas e as partículas não estão uniformemente distribuídas ao longo de seus comprimentos. Como esses anéis são tão difíceis de investigar da Terra, provavelmente levará muito tempo até que os entendamos muito bem.
Mark Showalter (do Instituto SETI) e seus colegas mantêm o site do Planetary Ring Node da NASA. Está cheio de informações sobre os anéis e suas interações com as luas; confira suas imagens de comunicado à imprensa do sistema de anéis de Saturno, por exemplo. E Showalter dá uma divertida palestra ilustrada sobre o sistema de anéis e lua de Saturno.
Exemplo\(\PageIndex{1}\): resolução de anéis planetários
Usando as ocultações de estrelas pelos anéis de Saturno, os astrônomos conseguiram medir detalhes na estrutura do anel até uma resolução de 10 km. Essa é uma resolução muito maior do que a obtida em uma foto convencional dos anéis. Vamos descobrir qual resolução angular (em arcsec) um telescópio espacial na órbita da Terra teria que alcançar para obter a mesma resolução.
Solução
Para resolver esse problema, usamos a “fórmula de pequeno ângulo” para relacionar diâmetros angulares e lineares no céu. Para ângulos no céu que são pequenos, a fórmula geralmente é escrita como
\[\frac{ \text{angular diameter}}{206,265 \text{ arcsec}}= \frac{ \text{linear diameter}}{\text{distance}} \nonumber\]
onde o diâmetro angular é expresso em arcsec. A distância de Saturno perto da oposição é de cerca de
\[9 \text{ AU} = 1.4 \times 10^9 \text{ km.} \nonumber\]
Substituindo a fórmula acima e resolvendo a resolução angular, obtemos
\[\text{angular resolution } = \frac{206,265 \text{ arcsec} \times 10}{1.4 \times 10^9 \text{ km}} \nonumber\]
que é cerca de 10 −3 arcsec, ou um miliarcsec. Isso não é possível para nossos telescópios. Para comparação, a melhor resolução do Telescópio Espacial Hubble ou dos telescópios terrestres é de cerca de 0,1 arcsec, ou 100 vezes pior do que precisaríamos. É por isso que essas medições de ocultação são tão úteis para astrônomos.
Exercício\(\PageIndex{1}\)
Quão perto de Saturno uma espaçonave teria que estar para ver detalhes em seus anéis tão pequenos quanto 20 km, se sua câmera tivesse uma resolução angular de 5 arcos?
- Resposta
-
Usando nossa fórmula,
\[\frac{ \text{angular diameter}}{206,265 \text{ arcsec}}= \frac{ \text{linear diameter}}{ \text{distance}} \nonumber\]
nós obtemos
\[\frac{5 \text{ arcsec}}{206,265 \text{ arcsec}} = \frac{20 \text{ km}}{ \text{ distance}}. \nonumber\]
Então, a distância é de cerca de 825.000 km.
Interações entre anéis e luas
Muito do nosso fascínio pelos anéis planetários é resultado de suas estruturas intrincadas, a maioria das quais deve sua existência ao efeito gravitacional das luas, sem as quais os anéis seriam planos e sem características. De fato, está ficando claro que sem luas provavelmente não haveria nenhum anel porque, deixados para si mesmos, discos finos de pequenas partículas se espalham e se dissipam gradualmente.
A maioria das lacunas nos anéis de Saturno, e também a localização da borda externa do anel A, resultam de ressonâncias gravitacionais com pequenas luas internas. Uma ressonância ocorre quando dois objetos têm períodos orbitais que são proporções exatas um do outro, como 1:2 ou 2:3. Por exemplo, qualquer partícula na lacuna no lado interno da Divisão Cassini dos anéis de Saturno teria um período igual à metade da lua Mimas de Saturno. Essa partícula estaria mais próxima de Mimas na mesma parte de sua órbita a cada segunda revolução. Os repetidos puxões gravitacionais de Mimas, agindo sempre na mesma direção, o perturbariam, forçando-o a entrar em uma nova órbita fora da lacuna. Dessa forma, a Divisão Cassini ficou sem material de anel por longos períodos de tempo.
A missão Cassini revelou uma grande quantidade de estrutura fina nos anéis de Saturno. Ao contrário dos voos anteriores da Voyager, a Cassini conseguiu observar os anéis por mais de uma década, revelando uma notável variedade de mudanças, em escalas de tempo de alguns minutos a vários anos. Muitas das características recém-vistas nos dados da Cassini indicaram a presença de condensações ou pequenas luas com apenas algumas dezenas de metros de diâmetro embutidas nos anéis. À medida que cada pequena lua se move, ela produz ondas no material do anel circundante, como o rastro deixado por uma nave em movimento. Mesmo quando a lua é pequena demais para ser resolvida, suas ondas características podem ser fotografadas pela Cassini.
Um dos anéis mais interessantes de Saturno é o estreito Anel F, que contém vários anéis aparentes em sua largura de 90 quilômetros. Em alguns lugares, o anel F se divide em dois ou três fios paralelos que às vezes mostram curvas ou dobras. A maioria dos anéis de Urano e Netuno também são fitas estreitas, como o anel F de Saturno. Claramente, a gravidade de alguns objetos deve impedir que as partículas desses anéis finos se espalhem.
Como vimos, as maiores características dos anéis de Saturno são produzidas por ressonâncias gravitacionais com as luas internas, enquanto grande parte da estrutura fina é causada por luas menores embutidas. No caso do anel F de Saturno, imagens em close-up revelaram que ele é limitado pelas órbitas de duas luas, chamadas de Pandora e Prometeu (Figura\(\PageIndex{8}\)). Essas duas pequenas luas (cada uma com cerca de 100 quilômetros de diâmetro) são chamadas de luas de pastor, pois sua gravitação serve para “pastorear” as partículas do anel e mantê-las confinadas a uma faixa estreita. Uma situação semelhante se aplica ao Anel Épsilon de Urano, que é pastoreado pelas luas Cordélia e Ofélia. Esses dois pastores, cada um com cerca de 50 quilômetros de diâmetro, orbitam cerca de 2000 quilômetros dentro e fora do ringue.
Você pode baixar um filme mostrando as duas luas de pastor em cada lado do anel F de Saturno.
Cálculos teóricos sugerem que os outros anéis estreitos nos sistemas uraniano e neptuniano também devem ser controlados por luas de pastor, mas nenhum foi localizado. O diâmetro calculado para esses pastores (cerca de 10 quilômetros) estava no limite da detectabilidade das câmeras Voyager, então é impossível dizer se elas estão presentes ou não. (Considerando todos os anéis estreitos que vemos, alguns cientistas ainda esperam encontrar outro mecanismo mais satisfatório para mantê-los confinados.)
Um dos maiores problemas para entender os anéis é determinar suas idades. Os planetas gigantes sempre tiveram os sistemas de anéis que vemos hoje, ou esses podem ser uma adição recente ou transitória ao sistema solar? No caso dos anéis principais de Saturno, sua massa é aproximadamente a mesma da lua interna Mimas. Assim, eles poderiam ter sido formados pela dissolução de uma lua do tamanho de Mimas, talvez muito cedo na história do sistema solar, quando havia muitos projéteis interplanetários que sobraram da formação do planeta. É mais difícil entender como um evento tão catastrófico poderia ter ocorrido recentemente, quando o sistema solar se tornou um lugar mais estável.
Resumo
Os anéis são compostos por um grande número de partículas individuais orbitando tão perto de um planeta que suas forças gravitacionais poderiam ter quebrado pedaços maiores ou impedir que pequenos pedaços se reunissem. Os anéis de Saturno são largos, planos e quase contínuos, exceto por algumas lacunas. As partículas são principalmente gelo de água, com dimensões típicas de alguns centímetros. Uma lua de Saturno, Enceladus, está hoje em erupção gêiseres de água para manter o tênue anel E, que é composto por cristais de gelo muito pequenos. Os anéis de Urano são fitas estreitas separadas por espaços largos e contêm muito menos massa. Os anéis de Netuno são semelhantes, mas contêm ainda menos material. Grande parte da estrutura complexa dos anéis se deve às ondas e ressonâncias induzidas pelas luas dentro dos anéis ou orbitando fora deles. A origem e a idade de cada um desses sistemas de anéis ainda são um mistério.
Glossário
- ressonância
- uma condição orbital na qual um objeto está sujeito a perturbações gravitacionais periódicas por outro, mais comumente surgindo quando dois objetos orbitando um terceiro têm períodos de revolução que são simples múltiplos ou frações um do outro
Notas de pé
1 As letras do anel são atribuídas na ordem de sua descoberta.