Saturno (Planeta)

7/25/2019 Saturno (Planeta)

1/11

23/06/2016 Saturno (planeta) Wikipdia, a enciclopdia livre

https://pt.wikipedia.org/wiki/Saturno_(planeta)

Saturno

Planeta principal

Mosaico de Saturno em cor natural feito pe

Caractersticas orbitais

Semieixo maior 1 433 9,582

Perlio 1 353 9,048

Aflio 1 513 10,115

Excentricidade 0,055 Perodo orbital 10 759

29,457

Perodo sindico 378,09

Velocidade orbital mdia 9,69 k

Inclinao Eclpt[4]

EquadPlano 0,93

Longitude do n ascendente 113,64

Nmero de Satlites 62 comformai

Caractersticas fsicas[3][

Dimetro equatorial 120 53

rea da superfcie 4.27

Volume 8,2713

Massa 5,6846

Densidade mdia 0,687

Gravidade equatorial 10,44 1,065

Saturno (planeta)Origem: Wikipdia, a enciclopdia livre.

Saturno o sexto planeta a partir do Sol e o segundo maior do Sistema Solar atrs de Jpiter. Pertencente ao grupo dos gigantes gasosos, possui cercade 95 massas terrestres e orbita a umadistncia mdia de 9,5 unidades astronmicas.

Possui umpequeno ncleo rochoso, circundado por uma espessa camada de hidrognio metlico e hlio. A sua atmosfera, tambm composta principal mente de hidrognio, apresenta faixascom fortes ventos, cuja energia provm tanto do calor recebido do Sol quanto da energia irradiada de seu centro. Entretanto, estas bandas possuem aspecto pouco proeminente, com coloraoque varia do marrom ao amarelado, devido espessa nvoa que envolve o planeta, alm das camadas de nuvens. Sazonalmente surgem grandes sistemas de tempestades no tveis, alm de

rtices permanentes existentes nos polos.

Sua magnetosfera gera, dentre outros fenmenos, auroras em seus polos. Uma das origens de seu campo magntico a rpida rotao do planeta (men os de onze horas),que faz ainda queSaturno seja oplaneta mais achatado do Sistema Solar. Modelos sugerem que o planeta teria se formado mais perto do Sol mas, devido interao gra vitacional com outros corpos, migrou

ara longe.

Uma das caractersticas mais notveis de Saturno seu complexo e proeminente sistema de anis, formados por gelo de gua. Alm dos anis, mais de sessenta satlites naturais ao seu redor,dos quais destaca-se Tit, envolto em uma espessa atmosfera de metano.

Visto da Terra, Saturno aparenta ser uma estrelabrilhante no cu, facilmente visvel. Somente aps a inveno do telescpio, entretanto, descobriu-se seus anis e satlites.Embora a qualidadedos instrumentos de observao tenha evoludo, oenvio de sondas espaciais revelou detalhes sem precedentes. As sondas Pioneer 11, Voyager 1 e Voyager 2 passaram prximas a Saturno,

as sua complexidade motivou o envio de um orbitador, a sonda Cassini, que levou consigo uma sonda, Huygens, que acabou por pousar na superfcie de Tit.

ndice

1 Caractersticas fsicas1.1 Estrutura interna1.2 Atmosfera

1.2.1 Camadas de nuvens1.2.2 Dinmica atmosfrica

1.3 Magnetosfera2 rbita e rotao3 Origem e evoluo4 Anis5 Satlites naturais6 Observao7 Explorao

7.1 Descobertas dos sistemas de anis e satlites7.2 Observaes modernas

7.3 Sondas espaciais8 Ver tambm9 Notas10 Referncias11 Bibliografia12 Ligaes externas
https://pt.wikipedia.org/wiki/Di%C3%A2metrohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Quil%C3%B3metrohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Longitude_do_n%C3%B3_ascendentehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Plano_invari%C3%A1velhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Velocidade_orbitalhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Per%C3%ADodo_sin%C3%B3dicohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Diahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Orbitadorhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Cassini-Huygenshttps://pt.wikipedia.org/wiki/Cassini-Huygenshttps://pt.wikipedia.org/wiki/Per%C3%A9liohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Quil%C3%B4metrohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Sonda_espacialhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Pioneer_11https://pt.wikipedia.org/wiki/Voyager_1https://pt.wikipedia.org/wiki/Semieixo_maiorhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Unidade_astron%C3%B4micahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Quil%C3%B4metrohttps://pt.wikipedia.org/wiki/V%C3%B3rticehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Unidade_astron%C3%B4micahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Lista_de_planetas_e_planetas_an%C3%B5es_do_Sistema_Solarhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Cassini-Huygenshttps://pt.wikipedia.org/wiki/Cassini-Huygenshttps://pt.wikipedia.org/wiki/Orbitadorhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Voyager_1https://pt.wikipedia.org/wiki/Pioneer_11https://pt.wikipedia.org/wiki/Sonda_espacialhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Terrahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Tit%C3%A3_(sat%C3%A9lite)https://pt.wikipedia.org/wiki/Sat%C3%A9lites_de_Saturnohttps://pt.wikipedia.org/wiki/%C3%81guahttps://pt.wikipedia.org/wiki/An%C3%A9is_de_Saturnohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Migra%C3%A7%C3%A3o_planet%C3%A1riahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Forma%C3%A7%C3%A3o_e_evolu%C3%A7%C3%A3o_do_Sistema_Solarhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Modelo_de_Nicehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Achatamentohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Campo_magn%C3%A9ticohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Aurora_polarhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Magnetosferahttps://pt.wikipedia.org/wiki/V%C3%B3rticehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Hidrog%C3%A9niohttps://pt.wikipedia.org/wiki/H%C3%A9liohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Hidrog%C3%AAnio_met%C3%A1licohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Unidade_astron%C3%B4micahttps://pt.wikipedia.org/wiki/%C3%93rbitahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Massa_da_Terrahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Planeta_gasosohttps://pt.wikipedia.org/wiki/J%C3%BApiter_(planeta)https://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solarhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Lista_de_planetas_e_planetas_an%C3%B5es_do_Sistema_Solarhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Wikip%C3%A9dia:Artigos_destacadoshttps://pt.wikipedia.org/wiki/Gravidadehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Densidadehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Massahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Volumehttps://pt.wikipedia.org/wiki/%C3%81reahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Di%C3%A2metrohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Sat%C3%A9lites_de_Saturnohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Sat%C3%A9lite_Naturalhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Longitude_do_n%C3%B3_ascendentehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Plano_invari%C3%A1velhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ecl%C3%ADpticahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Inclina%C3%A7%C3%A3ohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Velocidade_orbitalhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Per%C3%ADodo_sin%C3%B3dicohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Per%C3%ADodo_orbitalhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Excentricidade_orbitalhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Af%C3%A9liohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Per%C3%A9liohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Semieixo_maiorhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Saturn_during_Equinox.jpghttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Saturn_symbol.svg


2/11



Perodo de rotao 10h 34

Velocidade de escape 35,5 k

Inclinao axial 26,73

Albedo 0,342 0,47 (g

Temperatura mdia

Magnitude aparente +1,47

Composio da atmosfer

Composio 96%3% h0,4%0,010,01de hidr0,0007

Comparao de tamanho entre a Terrae Saturno.

Caractersticas fsicas

Saturno o segundo maior planeta do Sistema Solar, atrs apenas de Jpiter. Ambos pertencem ao grupo dos gigantes gasosos, de forma que possuem

caractersticas similares. O planeta formado predominantemente por hidrognio e hlio, alm de um provvel ncleo rochoso. [7]Saturno possui umraio de aproximadamente 58,2 mil quilmetros, equivalente a pouco mais de 9 vezes o raio da Terra. Sua massa, por outro lado, equivale a 95 massas

terrestres.[nota 1]O planeta possui a menor densidade dentre todos do Sistema Solar, sendo de somente 0,7 g/cm 3, menor que a massa especfica dagua. Consequentemente, a acelerao da gravidade no equador de Saturno (no nvel de referncia de 1 bar) de 8,96 m/s, menor que a acelerao

gravitacional terrestre.[8]Embora no seja exclusivo de Saturno, seu sistema de anis planetrios o mais proeminente do Sistema Solar. [7]Emboraseja o planeta com a segunda maior massa do Sistema Solar, corresponde a somente um tero da massa de Jpiter. Ainda assim, possuem dimenses

relativamente prximas, o que atribudo principalmente ao comportamento do gs hidrognio. [9]

Estrutura interna

As caractersticas relativas ao interior de Saturno so obtidas atravs do estudo do seu campo gravitacional e magntico Alm das observaes daspropriedades fsicas do planeta, outra ferramenta importante para a i nferncia da estrutura interna so as equaes de estado, obtidas com base em

estudos de laboratrio e tericos relacionando o comportamento dos materiais quando submetidos a determinada presso e temperatura. [10]

A baixa densidade do planeta indica que o hidrognio o seu principal constituinte. Em sua camada atmosfrica encontrado como gs, mas conforme a presso aumenta em direo em seu interior, o gs passa para o estado lquidresso atinge 1 quilobar, a uma profundidade de 1 000 km em relao s nuvens, onde a temperatura chega a 730 C. Ainda mais abaixo, a presso faz com que o hidrognio molecular lquido se torne ainda mais denso at a uma p

de 20 000 km, correspondente a um tero do raio do planeta. Na metade do raio, estima-se que a presso seja grande o suficiente para que o as molculas de hidrognio lquido passem para um estado eletrnico degenerado de prto

eltrons ionizados, tornando-se hidrognio metlico, a uma temperatura de mais de 5 700C. [11]

O campo gravitacional do planeta e seu baixo momento de inrcia revelam que a maior parte de sua massa est concentrada prximo ao seu centro. De fato, estima-se que o ncleo rochoso [nota 2], com uma quantidade considerv

contenha uma massa de dez a vinte vezes a massa da Terra, sendo, portanto, maior que o ncleo de Jpiter. A temperatura em seu ncleo atinge cerca de 9 000 K. [12]Ao seu redor, circundam hidrognio com uma quantidade cons

lio.[13][14]Nota-se tambm que, ao redor do ncleo h uma concentrao proporcionalmente maior de elementos qumicos pesados (com massa atmica maior que do hlio), especialmente sob a forma de gelos [nota 2]como gu

amnia.[15][16]

Diagrama da estrutura interna de Saturno.
https://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Saturn_diagram.svghttps://pt.wikipedia.org/wiki/Am%C3%B4niahttps://pt.wikipedia.org/wiki/%C3%81guahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Elemento_qu%C3%ADmicohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Kelvinhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Momento_de_in%C3%A9rciahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Hidrog%C3%AAnio_met%C3%A1licohttps://pt.wikipedia.org/wiki/El%C3%A9tronhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Pr%C3%B3tonhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Hidrog%C3%AAnio_molecularhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Liquefa%C3%A7%C3%A3o_de_gaseshttps://pt.wikipedia.org/wiki/Temperaturahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Press%C3%A3ohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Equa%C3%A7%C3%A3o_de_estadohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Campo_magn%C3%A9ticohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Gravidadehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Anelhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Bar_(unidade)https://pt.wikipedia.org/wiki/Acelera%C3%A7%C3%A3o_da_gravidadehttps://pt.wikipedia.org/wiki/%C3%81guahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Densidadehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Massa_da_Terrahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Raio_da_Terrahttps://pt.wikipedia.org/wiki/H%C3%A9liohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Hidrog%C3%AAniohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Gigantes_gasososhttps://pt.wikipedia.org/wiki/J%C3%BApiter_(planeta)https://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solarhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Saturn,_Earth_size_comparison_2.jpghttps://pt.wikipedia.org/wiki/Magnitude_aparentehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Temperaturahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Albedohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Inclina%C3%A7%C3%A3o_axialhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Velocidade_de_escapehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Horahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Per%C3%ADodo_de_rota%C3%A7%C3%A3o


3/11



Principais camadas de nuve

atmosfera de Saturno. Core

alturas estimadas.

Saturno irradia cerca de duas vezes mais energia do que recebe do Sol, principalmente no comprimento de onda infravermelho. Isto indica que, assim como Jpiter, o planeta possui uma fonte de energia interna. Embora a quantidaenergia irradiada seja similar de Jpiter, a massa de Saturno menor, o que sugere a ocorrncia de algum processo particular em seu interior. Modelos sugerem que, em sua formao, Saturno teria originado a partir de um ncleocuja gravidade atraiu os gases existentes ao seu redor durante a formao do Sistema Solar, primariamente hidrognio e hlio. Ao serem atrados gravitacionalmente, estes gases se aqueciam a grandes temperaturas. Em Jpiter, a g

quantidade de gases acumulada permite que esta energia seja irradiada at hoje. [14][16]Em Saturno, no entanto, este processo ocorre em proporo menor, devido a sua massa menor. Como alternativa, supe-se que haja um procediferenciao de uma camada de hlio, em que este elemento qumico, originalmente misturado ao hidrognio lquido, precipita-se e, por ser mais pesado, afunda, o que transforma a energia potencial gravitacional em energia cinconvertida em calor atravs da dissipao por atrito, o que seria responsvel por explicar a energia extra liberada do interior do planeta e a proporo menor de hlio observada nas camadas superiores da atmosfera em relao aos d

gigantes gasosos.[17][18][19]

Atmosfera

Assim como a atmosfera dos demais gigantes gasosos, a atmosfera de Saturno composta primariamente por hidrognio (96,3%) e hlio (3,25%), alm de pequenas quantidades de metano (0,45%) e amnia (0,01%) e traos de ouidrocarbonetos. No entanto percebe-se que a abundncia de hlio consideravelmente menor em relao a Jpiter, apesar de seus tamanhos considerveis, o que atribudo ao fato de que o hlio, por ser mais pesado, afundou par

internas do planeta, tornando a atmosfera excepcionalmente rica em hidrognio. [20]

A troposfera a camada onde se desenvolvem os principais fenmenos atmosfricos, inclusive a formao de camadas de nuvens com diferentes composies, de acordo com a pressoatmosfrica. No h um limite inferior definido onde comea a camada atmosfrica pelo fato de que no h uma fronteira que determine quando o hidrognio passa a se comportar como lquido oucomo gs. Desta forma, Saturno no apresenta uma superfcie definida. Na estratosfera, logo acima da troposfera, onde os gases so mais rarefeitos, um dos fenmenos caractersticos a fotlise do

etano, causada pela radiao ultravioleta emitida pelo Sol. Como resultado, formam-se vrios hidrocarbonetos mais pesados que caem e se misturam aos componentes da troposfera. Acima

encontra-se a ionosfera, formada por ons resultantes da interao das partculas do vento solar e o campo magntico do planeta. [21][22]

Camadas de nuvens

Assim como os demais gigantes gasosos, todo o planeta envolvido por espessas camadas de nuvens. Em Saturno, as nuvens se formam com diferentes composies em trs nveis principais

distintos, que dependem basicamente das temperaturas de condensao dos gases. [23]Sendo assim, a partir da modelagem trmica e qumica da atmosfera, bem como a partir de dados de sondasespaciais, constatou-se que a camada mais alta de nuvens formada por amnia (NH 3), cujos cristais se formam a temperaturas da ordem de -250 C. Logo abaixo, outra camada de nuvens

ormada por hidrossulfeto de amnio (NH4SH), quando a temperatura chega ao redor de -70 C e, por fim, uma camada de nuvens de gua se forma logo abaixo, onde a temperatura de 0 C. A

altitude de ocorrncia destas nuvens de difcil determinao, pois depende da abundncia de diversas substncias qumicas, as quais no se conhece com exatido. Abaixo da camada de nuvens degua, difcil determinar a composio qumica e a temperatura da atmosfera. No entanto, a presso aumenta continuamente conforme se diminui a altitude. Estima-se que na base da troposfera a

emperatura possa chegar a mais de 700 C.[24]

Dinmica atmosfrica

Saturno, assim como Jpiter, possui diversas bandas de circulao atmosfrica com diferentes caractersticas. No entanto, a presena de uma nvoa acima das nuvens de amnia formada por

artculas em aerossol que envolve todo o planeta, faz com que, quando observado no espectro visvel, estas faixas apaream com colorao dourada e amarelada, pouco proeminentes. [24]As faixasais claras esto associadas a nuvens formadas por correntes de gases quentes ascendentes, enquanto que as faixas escuras adjacentes so formadas por gases descendentes, que fazem com que as

uvens se desfaam conforme a temperatura aumenta. No entanto, tempestades convectivas so observadas em faixas escuras, indicando que no h uma relao direta entre a colorao da faixa e o

ovimento ascendente ou descendente dos gases. [25][26]

Como nos demais planetas gigantes, a circulao atmosfrica de Saturno ocorre em bandas de fortes ventos, especialmente na direo leste, que o sentido de rotao do planeta. Em sua zona equatorial, os ventos chegam a 1 800 kartir do equador do planeta, as zonas de circulao possuem sempre um correspondente no hemisfrio norte e outra no hemisfrio sul. Esta simetria sugere que haja uma conexo com as caractersticas do interior do planeta. De fa

da energia responsvel por manter estes ventos vem de seu interior, dando origem a correntes de conveco, que geram correntes de circulao global, que se tornam bandas paralelas devido ao efeito Coriolis criado pela rpida rotAs bandas escuras esto normalmente associadas a ventos fortes na direo leste, mais estreitas e com uma fina faixa clara em seu centro. Estas bandas so intercaladas por bandas mais claras e largas, onde podem ocorrer correnteoposta. A velocidade dos ventos nestas bandas varia sensivelmente em intervalos curtos de tempo, ao contrrio de Jpiter. A velocidade dos ventos da banda equatorial, por exemplo, caram de 450 m/s para 250 m/s entre as visitas

Voyager e Cassini, respectivamente.[29]Eventualmente, surgem instabilidades que geram formatos ondulatrias das correntes de ventos, possivelmente associadas s mudanas sazonais de iluminao do Sol e o efeito da sombra c

anis.[30]
https://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Atmosfera_de_Saturno.svghttps://pt.wikipedia.org/wiki/For%C3%A7a_inercial_de_Coriolishttps://pt.wikipedia.org/wiki/Convec%C3%A7%C3%A3ohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Espectro_vis%C3%ADvelhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Aerossolhttps://pt.wikipedia.org/wiki/%C3%81guahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Hidrossulfeto_de_am%C3%B4niohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Am%C3%B4niahttps://pt.wikipedia.org/wiki/%C3%8Donhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Radia%C3%A7%C3%A3o_ultravioletahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Fot%C3%B3lisehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Press%C3%A3o_atmosf%C3%A9ricahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Hidrocarbonetohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Atritohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Energia_cin%C3%A9ticahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Energia_potencial_gravitacionalhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Precipita%C3%A7%C3%A3o_(qu%C3%ADmica)https://pt.wikipedia.org/wiki/Forma%C3%A7%C3%A3o_do_Sistema_Solarhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Infravermelho


4/11



Faixas de nuvens de ditonalidades realadas nfeita pela sonda Cassin

Imagem em falsa cor da tempestadeem forma hexagonal no polo norte do

planeta.

Composio fotogrficTelescpio E spacial Humostrando a ocorrncihemisfrio sul de Saturintervalos de dois diasvisvel somente no ultr

A ocorrncia de eventos atmosfricos de pequena escala, como vrtices e manchas brancas, marrons e vermelhas comum, durando por curtos intervalos de tempo.Especialmente no hemisfrio sul, entre as latitudes de 30 e 35, o surgimento de vrtices com dimetro de at mil quilmetros recorrente, durando at no

mximo um ms. Nestas tempestades observou-se a ocorrncia de raios mil vezes mais intensos que as descargas eltricas na Terra. [31]Entre bandas cujos ventos

circulam em direo oposta, surgem tempestades em forma de turbilhes permanentes.[32]Entretanto, sistemas de tempestades notveis com milhares dequilmetros de extenso eventualmente surgem. Em perodos de aproximadamente trinta anos, forma-se uma estrutura proeminente no planeta, apelidada deGrande Mancha Branca, que se expande ao longo da banda onde est situado e desaparece em questo de poucos meses. A coincidncia com o perodo de

translao do planeta sugere que este fenmeno seja sazonal e esteja associado com a variao da incidncia de luz solar. [22]

No polo sul do planeta, existe uma tempestade ciclnica com um olho definido, conhecida como Vrtice Polar Sul, com oito mil quilmetros de dimetro. Ao redordo olho, paredes de nuvens se elevam a dezenas de quilmetros de altitude, alm de nuvens pontuais que surgem ao redor da zona polar sul. Os ventos em direo

leste chegam a 160 m/s.[33]No polo norte, outra tempestade ciclnica, que exibe um formato de nuvens hexagonal, motivo pelo qual conhecida como Hexgono

de Saturno, permanece por vrios anos, cujo dimetro ultrapassa 25 000 km. No se sabe o motivo pelo qual este formato se mantm por tanto tempo.

[34]

[35]

Asduas tempestades so caracterizadas por serem pontos quentes, ou seja, a temperatura no seu centro maior que em seus arredores. De fato a temperatura aumenta

gradualmente quando se aproxima dos polos, sendo que o polo sul 10 C mais quente que o polo norte.[36]

Magnetosfera

A partir da coleta de dados por sondas espaciais, as caractersticas do campo magntico de Saturno passaram a ser conhecidas. Comparativamente, a magnetosfera ao redor do planeta intermediria

entre o campo magntico de Jpiter (dominado pela rpida rotao do planeta) e o campo magntico terrestre (determinado, dentre outros fatores, pela intensidade do vento solar). [37]A magnetosfera aartir do planeta se estende por cerca de 30 raios do planeta (cerca de 1,8 milhes de quilmetros) em direo ao Sol e, na direo oposta, possui uma extensa magnetocauda. A fora do seu dipoloagntico a segunda maior do Sistema Solar, superada apenas por Jpiter. Seu momento magntico 600 vezes superior ao momento magntico terrestre, mas equivale a somente 3% do momento

agntico de Jpiter.[38]

O campo magntico gerado a partir da combinao da presena de hidrognio metlico em seu interior, que bom condutor de corrente eltrica, e a rpida rotao do planeta, que gera um dnamoesponsvel pela manuteno de sua magnetosfera. Os polos magnticos do planeta esto quase perfeitamente alinhados com seu eixo de rotao, embora o centro do campo esteja deslocado 2 400 km

ara o norte em relao ao centro do planeta. [38]Por sua extenso, a magnetosfera de Saturno engloba os anis e a maioria dos satlites naturais ao seu redor. Estes corpos interferem na circulao de ons

e plasma pelas linhas de campo magntico. O satlite natural Enclado, com seus giseres de gua, responsvel por ejetar a maior parte das partculas circulantes pela magnetosfera. [39][40]

Ao redor do planeta, um toro de plasma mantido por seu campo magntico, sendo a maior estrutura de plasma ao redor de um planeta no Sistema Solar, com uma densidade de 3 000 partculas por

centmetro cbico.[38]O movimento do plasma atravs da magnetosfera de Saturno gera correntes eltricas, com a trajetria determinada pelas variaes do campo magntico em funo do vento solarincidente. A interao das partculas carregadas do vento solar com o campo magntico faz ainda com que Saturno emita ondas de rdio moduladas pela rotao do planeta, chamadas de Radiao

Quilomtrica de Saturno, devido ao seu comprimento de onda. [41]Em Saturno ocorre ainda o fenmeno das auroras polares, similares s da Terra. So observadas ao redor dos polos magnticos,esultando da coliso de partculas carregadas provenientes da magnetosfera com a atmosfera do planeta, emitindo radiao eletromagntica, com durao de vrias semanas. No entanto, as auroras de

Saturno so visveis somente no ultravioleta.[42][43][44][45]

rbita e rotao

Saturno, o sexto planeta a partir do Sol, orbita a uma distncia mdia de 9,6 unidades astronmicas, com uma velocidade orbital mdia de 9,6 km/s, levando cerca de 29,5 anos terrestres para completar seu trajeto. Sua rbita possui

excentricidade orbital de somente 0,054, enquanto que seu plano orbital em relao eclptica (o plano de rbita da Terra) de 2,48. [46]

Pelo fato de os planetas gigantes gasosos no se comportarem como corpos rgidos, estes apresentam rotao diferencial, ou seja, suas camadas superiores possuem diferentes velocidades de rotao. Alm disso, a circulao atmosdificulta determinar seu perodo de rotao visualmente. Desta forma, uma das tcnicas utilizadas para determinar o perodo de rotao do seu interior consiste em avaliar a variao de seu campo magntico, que rotaciona junto co

No entanto, em Saturno, o campo magntico gerado no ncleo est alinhado com o eixo de rotao e simtrico, de forma que no ocorrem variaes significativas conforme o planeta gira como nos demais gigantes gasosos. Meodulao da radiao eletromagntica emitida pela magnetosfera do planeta mostravam um perodo de 10h 34min 24s, que foi adotado como referncia, servindo como base para se determinar a velocidade dos ventos. No entantodulao, conforme constatado pela sonda Cassini, apresenta variaes considerveis ao longo de anos, que no representam variaes possveis da rotao de Saturno. Desta forma, no se conhece com exatido o perodo de rot

interior do planeta, o que implica na dificuldade da criao de modelos para descrever a circulao atmosfrica no planeta e sua constituio interna. [47][48]
https://pt.wikipedia.org/wiki/Radia%C3%A7%C3%A3o_eletromagn%C3%A9ticahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Movimento_de_rota%C3%A7%C3%A3ohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Rota%C3%A7%C3%A3o_diferencialhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ecl%C3%ADpticahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Plano_orbitalhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Excentricidade_orbitalhttps://pt.wikipedia.org/wiki/%C3%93rbitahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Anohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Velocidade_orbitalhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Unidade_astron%C3%B4micahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ultravioletahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Aurora_polarhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Comprimento_de_ondahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Onda_de_r%C3%A1diohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Toro_(topologia)https://pt.wikipedia.org/wiki/Plasmahttps://pt.wikipedia.org/wiki/%C3%8Donhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Teoria_do_d%C3%ADnamohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Corrente_el%C3%A9tricahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Momento_magn%C3%A9ticohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Dipolo_magn%C3%A9ticohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Vento_solarhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Campo_magn%C3%A9tico_terrestrehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Magnetosfera_de_J%C3%BApiterhttps://pt.wikipedia.org/w/index.php?title=Hex%C3%A1gono_de_Saturno&action=edit&redlink=1https://pt.wikipedia.org/w/index.php?title=V%C3%B3rtice_Polar_Sul&action=edit&redlink=1https://pt.wikipedia.org/wiki/Olho_(ciclone)https://pt.wikipedia.org/w/index.php?title=Grande_Mancha_Branca&action=edit&redlink=1https://pt.wikipedia.org/wiki/Turbilhonamentohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Raio_(meteorologia)https://pt.wikipedia.org/wiki/Telesc%C3%B3pio_Espacial_Hubblehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Saturn%27s_three.jpghttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Saturn%27sHexagonFalseColor.jpghttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Saturn_clouds_Cassini.jpg


5/11



Saturno durante o seu agosto de 2009, em comfotogrfica feita pela C

que os anis quase nosombra no planeta, poralinhados com o Sol.

Estgios de formao planetria antes, durante e aps a2:1 entre Jpiter e Saturno. Note o espalhamento dos oCinturo de Kuiper.

Embora no possua o menor perodo de rotao, este movimento faz com que Saturno seja o planeta mais achatado do Sistema Solar. De fato seu formato oblato causado pela baixa densidade do

laneta, o que faz com que a acelerao da gravidade em suas camadas superiores seja menor e, consequentemente, o planeta no consiga manter seu formato esfrico. [49]O eixo de rotao de Saturno inclinado em 27 em relao ao plano de rbita do planeta. Desta forma, ocorrem variaes sazonais da incidncia das luz solar nos hemisfrios, que exacerbada pela sombra dos anis projetada no

laneta.[50][51]

Origem e evoluo

De acordo com os modelos de formao e evoluo do Sistema Solar, Saturno se originou na mesma poca que o Sol e os demais planetas, a partir do colapso gravitacional de uma nuvem interestelar h cerca de 4,5 bilhes de anoormao do Sol, um disco de acreo se formou ao seu redor, nos quais surgiram ncleos de condensao, pequenos gros que agregavam material da nebulosa e ficavam cada vez maiores, at atingirem dezenas a centenas de qui

dimetro, formando os planetesimais. Com tamanho considervel, passam a interagir gravitacionalmente entre si, acabando por colidirem e se fundir. Nas partes mais frias da nebulosa, a fuso de planetesimais deu origem a corpos

suficiente para atrarem gravitacionalmente grandes quantidades de gases ao seu redor, originando, assim, Saturno e os demais gigantes gasosos. Ao seu redor, ainda, outros corpos rochosos se formaram, os satlites naturais. [52][

Contudo, o Sistema Solar primordial teria sido catico devido grande quantidade de planetesimais que orbitavam entre os planetas recm-formados. O Modelo de Nicerope que Saturno e os demais planetas gigantes teriam se formado mais prximo do Sol do que onde esto atualmente. Contudo, a interao gravitacional entre os planetas e

os planetesimais acabava por alterar radicalmente suas rbitas enquanto os planetas migravam para mais longe do Sol. Quando Jpiter e Saturno entraram em ressonncia2:1[nota 3], as frequentes aproximaes entre os dois planetas causaram puxes gravitacionais que acabaram por tornar a rbita dos planetas gigantes mais excntrica,intensificando o processo de espalhamento dos corpos remanescentes da formao do Sistema Solar alm da rbita de Netuno, no Cinturo de Kuiper, direcionando-os

inclusive para os planetas mais prximos do Sol, causando o intenso bombardeio tardio.[52][54]

Anis

Uma das caractersticas notveis do planeta Saturno o proeminente sistemas de anis planetrios ao seu redor. De fato, seu sistema de anis o maior, mais massivo, brilhante e complexo de todo o Sistema Solar. Vistos atravs ddois anis mostram-se mais brilhantes, o Anel B, mais interno, e o Anel A, separados por uma lacuna conhecida como Diviso de Cassini. No entanto, a visita de sondas espaciais revelou uma intrincada estrutura de anis mais fino

opacos.[55][56]

As partculas constituintes deste sistemas de anis so formadas principalmente por gelo de gua. Existem diversas teorias sobre sua origem, como a partir da desintegrao de cometas que passaram prximo ao planeta ou a destruigrande satlite natural. De fato os anis principais esto situados no interior de uma zona conhecida como limite de Roche, dentro da qual a gravidade de Saturno forte o suficiente para desintegrar um corpo que esteja em rbita. A

do sistema de anis pode ter comeado h mais de um bilho de anos. Sua evoluo at atingir a configurao atual passou pelo bombardeio de meteoroides, espalhamento das partculas e a influncia gravitacional dos satlites ao rEmbora a largura dos anis se estenda por milhares de quilmetros ao longo do plano equatorial de Saturno, sua espessura, segundo estimativas, no ultrapassa 150 metros. A massa do sistema de anis difcil de se estimar, pois n

efeitos gravitacionais significativos que possam ser medidos por sondas espaciais. Estima-se que a massa total seja equivalente massa do satlite natural Mimas. [59][60]
https://pt.wikipedia.org/wiki/Mimas_(sat%C3%A9lite)https://pt.wikipedia.org/wiki/Limite_de_Rochehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Sat%C3%A9lite_naturalhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Cometahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Gelohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Anel_planet%C3%A1riohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Intenso_bombardeio_tardiohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Cintura_de_Kuiperhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Resson%C3%A2ncia_orbitalhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Migra%C3%A7%C3%A3o_planet%C3%A1riahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Modelo_de_Nicehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Planetesimalhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Acelera%C3%A7%C3%A3o_da_gravidadehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Oblatohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Cintur%C3%A3o_de_Kuiperhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Lhborbits.pnghttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Saturn_Equinox_09212014.jpg


6/11



Anis de Saturno. A soposicionou-se na sombde forma que o espalhasolar revela a complexsistema de anis ao redem fotografia de 19 de

Tit e Enclado, em fopela sonda Cassini.

Mosaico em cor natural obtido pela sonda Cassini dos anis de Saturno, com seus respectivos nomes e dimenses.

Satlites naturais

Mais de sessenta satlites naturais orbitam ao redor de Saturno. Contudo, a maioria deles so corpos pequenos, sendo que somente nove luas possuem dimetro superior a cem quilmetros. Os satliteslocalizados prximos ao planeta possuem rbitas prgradas (com o mesmo sentido da rotao do planeta) e de baixa excentricidade, o que sugerem terem sido formadas junto com o planeta. Outro grupo,composto majoritariamente por pequenos corpos, possuem rbitas altamente inclinadas e muitos circulam o planeta em direo retrgrada, o que sugere terem sido capturados pela gravidade do

laneta.[61]

Algumas pequenas luas, como Pandora, Jano, Epimeteu e Atlas, devido proximidade, influenciam a distribuio das partculas no sistema de anis ao redor do planeta. [62]Dentre os principais satlites,cada um exibe caractersticas nicas. Um dos mais notveis Tit, o maior, o nico satlite natural do Sistema Solar que possui uma espessa atmosfera e a ocorrncia de nuvens. Enclado, recoberto por

ma camada de gelo, possui giseres que expelem gua no espao. Ttis possui uma fissura que possui grande extenso em sua superfcie, enquanto Mimas possui uma enorme cratera de impacto.Hiprion possui superfcie extremamente irregular, cheia de crateras e uma rotao catica. Jpeto possui uma cordilheira equatorial, alm de uma face escura e outra clara. Outras grandes luas incluem

Reia, Dione e Febe.[63][64]

Observao

Visto a olho nu a partir da Terra, Saturno apresenta um brilho comparvel ao das estrelas mais brilhantes da esfera celeste, apresentando uma magnitude mdia de aproximadamente 1 e colorao amarelada. Entretanto, quando ocooposio, ou seja, a Terra fica posicionada entre Saturno e o Sol, seu brilho mximo, atingindo uma magnitude aparente de -0,4. De fato a variao do brilho aparente do planeta depende principalmente da orientao dos anis emobservador, sendo que, quando esto voltados para a Terra, os anis so responsveis por dois teros da luz refletida. A excentricidade da rbita dos dois planetas faz com que a distncia de observao varie e, consequentemente, o

aparente.[65][66]Saturno possui um albedo de Bond de 0,33, ou seja, o planeta reflete em todas as direes somente um tero da luz solar incidente. [67]

Devido menor velocidade orbital do planeta, a oposio ocorre somente quinze dias aps a oposio em relao ao ano anterior, ou seja, a cada 380 dias aproximadamente. [68]O disco de Saturno apresenta um dimetro aparentesegundos de arco na oposio, enquanto que o dimetro mnimo possvel de 15 segundos de arco. Atravs de um telescpio, Saturno aparenta ser um disco plido, similar Jpiter, embora possua bem menos caractersticas proem

seu disco. Do seu sistema de anis, somente os anis A e B e a diviso de Cassini so distinguveis. Quando os anis esto visveis, se estendem por um dimetro aparente de 44 segundos de arco.[66][69]Com o auxlio de um tele

o satlite natural de mais fcil observao, com brilho similar ao de uma estrela de oitava magnitude. Quando os anis no esto visveis, outras luas tambm so mais facilmente localizadas. [70]

Visualmente, Saturno aproxima-se de outros planetas do Sistema Solar, ou seja, ocorre uma conjuno. O trnsito de planetas um fenmeno extremamente raro, quando um planeta passa na frente de outro. Com muito mais frequ

a ocultao de Saturno ou dos demais planetas pela Lua que, por ser um objeto extenso no cu, encobre completamente outros astros. [71][72]
https://pt.wikipedia.org/wiki/Luahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Oculta%C3%A7%C3%A3ohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Tr%C3%A2nsito_astron%C3%B4micohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Conjun%C3%A7%C3%A3o_(astronomia)https://pt.wikipedia.org/wiki/Telesc%C3%B3piohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Telesc%C3%B3piohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Segundo_de_arcohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Albedo_de_Bondhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Oposi%C3%A7%C3%A3o_(astronomia)https://pt.wikipedia.org/wiki/Magnitude_(astronomia)https://pt.wikipedia.org/wiki/Esfera_celestehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Estrelahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Olho_nu_(vis%C3%A3o)https://pt.wikipedia.org/wiki/Febe_(sat%C3%A9lite)https://pt.wikipedia.org/wiki/Dione_(sat%C3%A9lite)https://pt.wikipedia.org/wiki/Reia_(sat%C3%A9lite)https://pt.wikipedia.org/wiki/J%C3%A1peto_(sat%C3%A9lite)https://pt.wikipedia.org/wiki/Hip%C3%A9rion_(sat%C3%A9lite)https://pt.wikipedia.org/wiki/Mimas_(sat%C3%A9lite)https://pt.wikipedia.org/wiki/T%C3%A9tis_(sat%C3%A9lite)https://pt.wikipedia.org/wiki/G%C3%AAiserhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Enc%C3%A9lado_(sat%C3%A9lite)https://pt.wikipedia.org/wiki/Tit%C3%A3_(sat%C3%A9lite)https://pt.wikipedia.org/wiki/Atlas_(sat%C3%A9lite)https://pt.wikipedia.org/wiki/Epimeteu_(sat%C3%A9lite)https://pt.wikipedia.org/wiki/Jano_(sat%C3%A9lite)https://pt.wikipedia.org/wiki/Pandora_(sat%C3%A9lite)https://pt.wikipedia.org/wiki/Sat%C3%A9lite_naturalhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Saturn%27s_rings_dark_side_mosaic.jpghttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Titan_and_Enceladus.jpghttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:PIA17172_Saturn_eclipse_mosaic_bright_crop.jpg


7/11



Posio de Saturno emrespectivos anos de 200

Note a variao da posQuando seu plano est Terra, tornam-se praticinvisveis.

Saturno prestes a ser ocultado pela

Lua.

Desenhosfeitos por

em 1610

Explorao

Desde a antiguidade observava-se as estrelas e notava-se a diferena de brilho e de cor entre elas, mas se mantinham fixas no firmamento. Entretanto, cinco objetos celestes, alm do Sol e da Lua, no se mantinham na mesma posioviam-se lentamente. Por este motivo, os gregos denominaram estes corpos como planetas, que significa "errantes". Saturno uma destas estrelas errantes, facilmente visvel a olho nu. Os nomes dos planetas foram, ento, atribu

ase na mitologia romana. Saturno recebeu esta denominao a partir de Saturnus, o deus romano do tempo. Embora se movessem de forma diferente no cu, no se supunha que a natureza destes objetos celestes seria diferente da

elo menos antes do advento da observao por meio de telescpios. [73]

Descobertas dos sistemas de anis e satlites

No ano de 1608, Hans Lippershey inventou um dispositiv o que continha duas lentes, atravs do qual era possvel visuali zar objetos distantes. No ano s eguinte, Galileu Galilei soube deste novo invento e, apsconstruir seu telescpio, apontou-o para o cu e pode observar a natureza dos astros. Percebeu, ento, que a Lua tinha um relevo acidentado e que Jpiter possua quatro corpos menores orbitando ao seu redor. Ao

olhar para Saturno, entretanto, percebeu dois lbulos, cada um em um lado, o que chamou de Saturnus triformis, sobre o qual escreveu:[74]

O planeta Saturno no est sozinho, mas composto em trs , que quase tocam um ao outro e nunca se movem ou mudam um em relao ao outro. Eles esto arranjados em linha paral elo eclptic a,

e o do centro trs vezes maior que os das laterais. Trecho da carta escrita por Galileu Galilei para o Gro-Duque Cosimo de Medici. [75].

Galileu, nos anos subsequentes, continuou a observar o planeta, e percebeu que estas estruturas ou ansae(alas) em ambos os lados foram desaparecendo gradualmente, no conseguindo explicar a natureza destes

objetos.[76]Cerca de cinquenta anos depois, o astrnomo Christiaan Huygens, com seu telescpio com maior poder de magnificao, revelou que as estruturas tratavam-se na verdade de anis, afirmando que "[o

laneta] circundado por um anel fino e plano, no ligado ao planeta em nenhum ponto e inclinado para a eclptica". No entanto, esta suposio no foi imediatamente aceita, por ser uma descoberta sem precedentese acreditar-se que estes anis seriam rgidos. Huygens tambm encontrou uma pequena estrela prximo ao planeta, que o acompanhava em seu movimento pelo cu. Ao longo de semanas acompanhando, percebeu

que tratava-se, na verdade, de um satlite natural, o qual foi posteriormente denominado Tit. [77][78][79]

Giovanni Domenico Cassini, astrnomo italiano, fez diversas observaes e descobertas a partir do Observatrio de Paris. A partir de 1671, observou outros satlites alm de Tit, nomeados posteriormente Japeto e Reia. Em 1684

satlites, Ttis e Dione, foram localizados. A partir da lei da gravitao universal formulada por Isaac Newton em 1687 permitiu, a partir das rbitas dos satlites, calcular a massa do planeta. [80]
https://pt.wikipedia.org/wiki/Isaac_Newtonhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Lei_da_gravita%C3%A7%C3%A3o_universalhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Observat%C3%B3rio_de_Parishttps://pt.wikipedia.org/wiki/Giovanni_Domenico_Cassinihttps://pt.wikipedia.org/wiki/Telesc%C3%B3piohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Christiaan_Huygenshttps://pt.wikipedia.org/wiki/Luas_galileanashttps://pt.wikipedia.org/wiki/Telesc%C3%B3piohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Galileu_Galileihttps://pt.wikipedia.org/wiki/Lentehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Hans_Lippersheyhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Saturno_(mitologia)https://pt.wikipedia.org/wiki/Mitologia_romanahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Planetahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Estrelahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Galileosaturnus.jpghttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Transit-lune-sat--22-mai-04.jpghttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Saturnoppositions_(2).jpg


8/11



Ilustrao de 1874 de Saturno, seusanis e satlites naturais descobertosat ento.

Imagens em cor visveinfravermelho (centro Saturno feitas pelo Obs

Europeu do Sul em 20

Saturno fotografado pe

Observaes modernas

A partir da evoluo dos sistemas pticos dos telescpios e dos avanos da matemtica, as caractersticas de Saturno passam a ser conhecidas com cada vez mais detalhe. Em 1675, observou uma faixa escura nos anis, o que supsarca que dividia o anel em dois. No ano seguinte, observou uma faixa no hemisfrio sul do planeta, semelhante s faixas de Jpiter, mas pouco proeminente. Jacques Cassini, filho de Giovani Cassini, props que os anis seriam f

ma mirade de meteoroides, embora no tivesse evidncias diretas. Observaes feitas por G. F. Miraldi, assistente no observatrio, evidenciaram que o planeta possui rotao e que a faixa escura entre os anis tratava-se de uma lPierre Simon Laplace, com base nas leis do movimento planetrio de Kepler, estimou a distncia do planeta ao Sol em 1,4 bilhes de quilmetros, quase dez vezes a distncia da Terra ao Sol. Com base no dimetro angular, calculo

do planeta em 100 000 km e o dimetro dos anis em 270 000 km. [82]

Somente em 1789 outros satlites viriam a ser descobertos, graas ao trabalho de William Herschel, que encontrou Enclado e Mimas, difceis de serem localizadas por estarem prximos ao

Herschell tambm determinou que os anis situam-se no plano equatorial do planeta e que o eixo de rotao de Saturno inclinado cerca de 26, alm do seu formato achatado. [83]Posterior

realizou-se uma nova busca por objetos ao redor de Saturno o que resultou, em 1848, na descoberta de Hiprion. [84]Johann Franz Encke, em 1837, conseguiu observar uma linha escura no A atualmente conhecida como Lacuna de Encke. Mais de dez anos depois, douard Roche formulou uma teoria de que um corpo orbitando um planeta poderia ser destrudo pelas foras gravi

estivesse muito prximo. Os anis esto dentro deste limite, o que sugeriu que poderia ser formados do material de um satlite natural que se fragmentou. Em 1850, William Cranch Bond encnovo anel, o Anel C.[85]

A observao contnua de Saturno permitiu detectar o surgimento de manchas brancas em seu disco, cujo movimento permitia estimar o perodo de rotao comosendo mais de dez horas. Entretanto, diversos astrnomos obtinham estimativas diferentes, constatando-se que que, assim como Jpiter, Saturno possua diferentes

bandas de circulao dos ventos. Notou -se ainda que as manchas que surgiam na zona equatorial eram mais rpidas, o que era causado pela maior velocidade d os

ventos.[86]

A partir do desenvolvimento de novas tcnicas de observao, especialmente ao longo do sculo vinte, permitiu que Saturno fosse analisado a partir de diversas bandas do espectro eletromagntico. Acomposio atmosfrica do planeta foi inicialmente obtida por espectroscopia , revelando a presena de metano e amnia na dcada de 30. A presena de hidrognio e hlio, por outro lado, embora sejam

os componentes mais abundantes, foi confirmada diretamente somente na dcada de 60. [87]Utilizando-se os grandes telescpios espalhados pelo mundo, algumas caractersticas atmosfricas podem serobservadas, incluindo as diferentes bandas de circulao global e as propriedades da nvoa e da camada superior de nuvens, bem como sua variao ao longo do tempo. A colocao de observatriosespaciais em rbita foi de grande importncia na complementao das imagens fornecidas por telescpios terrestres (que sofrem a influncia da atmosfera terrestre) principalmente o International

Ultraviolet Explorer, o Telescpio Espacial Hubble e o Infrared Space Observatory. [88]

Sondas espaciais

Apesar dos avanos na tecnologia de observao a partir da Terra, detalhes sem precedentes de Saturno e seus arredores foram obtidos somente aps o envio de sondas espaciais. [89]O Programa Pioneer,criado pela NASA, enviou diversas sondas para vrios corpos do Sistema Solar. A sonda Pioneer 11 foi destinada a explorar Jpiter e Saturno. Lanada em abril de 1973, a sonda chegou a Jpiter no fimde 1974 e, atravs de gravidade assistida, foi direcionada para Saturno, onde chegou em 1979. Atravs das fotografias enviadas pela Pioneer 11, descobriu-se outras luas menores, como Epimeteu, e umanel adicional, alm de mapear a magnetosfera ao redor do planeta e observar que Tit era envolto numa espessa atmosfera e tinha temperaturas baixssimas. A sonda foi destinada a cruzar o plano dos

anis para verificar a densidade de partculas e possveis danos que poderiam ser causados em sondas futuras que fizessem o mesmo trajeto. [90][91][92]

O programa Voyager, tambm da NASA, foi criado para lanar duas sondas destinadas a explorar os gigantes gasosos. A primeira delas, a Voyager 1, foi lanada em 1977 e, aps passar por Jpiter em1979, a gravidade do planeta direcionou-a para Saturno, por onde passou em 1980. A sonda realizou observaes refinadas dos anis e alguns de seus satlites, principalmente de Tit e sua atmosfera,

composta principalmente de nitrognio. As fotografias das luas de Saturno revelaram sua natureza, alm da descoberta de novos satlites. [93]Lanada no mesmo ano, a Voyager 2 foi programada aambm explorar os gigantes gasosos, chegando em Saturno somente nove meses aps a Voyager 1. Valendo-se da posio favorvel destes quatro planetas, por meio de assistncia gravitacional, a sondaisitou todos em sequncia. Entretanto, em Saturno, a sonda no seria capaz de obter informaes detalhadas sobre Tit. A Voyager 2 passou sobre o plano dos anis e perto de vrias luas como Hiprion, Enclado e Ttis, as quais

em detalhe. Obteve-se ainda uma viso mais favorvel da estrutura fina dos anis, mais complexos do que revelado pela sonda predecessora.[94]

A complexidade de Saturno, seus satlites e anis motivou a elaborao de uma nova misso destinada exclusivamente ao planeta. Ento, uma parceria entre a NASA e a Agncia Espacial Europeia acabou por elaborar um projeto

da sonda Cassini-Huygens, a qual seria composta de um orbitador que seria colocado ao redor de Saturno (Cassini) e uma sonda que seria enviada superfcie de Tit (Huygens). [95]A sonda, que pesava quase seis toneladas, foi loutubro de 1997 e fez vrias manobras de assistncia gravitacional passando por Vnus duas vezes, prximo da Terra e de Jpiter, antes de chegar ao seu destino em 2004. Foi a primeira vez em que um orbitador foi colocado com rbita to distante no Sistema Solar. As vantagens da colocao da sonda Cassini ao redor do planeta so o perodo estendido de observao sob uma variedade de ngulos. Seu dispositivo de captura de imagens possua capacidade

das sondas Voyager.[96]
https://pt.wikipedia.org/wiki/Terrahttps://pt.wikipedia.org/wiki/V%C3%AAnus_(planeta)https://pt.wikipedia.org/wiki/Orbitadorhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Cassini-Huygenshttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ag%C3%AAncia_Espacial_Europeiahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Voyager_2https://pt.wikipedia.org/wiki/Voyager_1https://pt.wikipedia.org/wiki/Programa_Voyagerhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Gravidade_assistidahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Pioneer_11https://pt.wikipedia.org/wiki/NASAhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Programa_Pioneerhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Sonda_espacialhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Infrared_Space_Observatoryhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Telesc%C3%B3pio_Espacial_Hubblehttps://pt.wikipedia.org/wiki/International_Ultraviolet_Explorerhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Atmosfera_terrestrehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Observat%C3%B3rio_espacialhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Lista_dos_maiores_telesc%C3%B3pios_%C3%B3ticos_refletoreshttps://pt.wikipedia.org/wiki/Espectroscopiahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Espectro_eletromagn%C3%A9ticohttps://pt.wikipedia.org/w/index.php?title=William_Cranch_Bond&action=edit&redlink=1https://pt.wikipedia.org/wiki/Limite_de_Rochehttps://pt.wikipedia.org/wiki/%C3%89douard_Rochehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Johann_Franz_Enckehttps://pt.wikipedia.org/wiki/William_Herschelhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Di%C3%A2metro_angularhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Leis_de_Keplerhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Pierre_Simon_Laplacehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Jacques_Cassinihttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Pioneer_11_Image_of_Saturn_and_Its_Moon_Titan.jpghttps://pt.wikipedia.org/wiki/Observat%C3%B3rio_Europeu_do_Sulhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Huge_storm_on_Saturn_observed_by_ESO%27s_Very_Large_Telescope.tifhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:PSM_V04_D052_Saturn_and_his_moons.jpg


9/11



Saturno, Ttis e Dione fotografadospela Voyager 1 em 3 de novembro de

1980. Dione parece flutuar soSaturno, em foto da so

A misso tinha uma durao inicial prevista de quatro anos, perodo no qual orbitaria dezena de vezes o planeta e, utilizando se da gravidade dos satlites e seuspropulsores, realizaria sobrevoos sobre os satli tes, principalmente Tit. No incio de 2005, a sonda Huygens foi enviada superfcie do maior satlite de Saturno.Embora tenha enviado dados por poucas horas, a sonda revelou a composio qumica da atmosfera, suas camadas e tambm imagens da superfcie. Os sobrevoosda Cassini permitiram o mapeamento de grande parte da superfcie do satlite, inclusive de lagos de metano existentes. A sonda fotografou em detalhes a evoluodos vrtices de tempestades no planeta, a velocidade dos ventos nas bandas de circulao global e ainda as tempestades permanentes nos polos, bem como acomposio dos anis e sua interao com os satlites naturais. Descobriu-se, ainda, vrias pequenas luas orbitando o planeta. Cassini observou, ainda, a cadeia de

montanhas equatorial de Japeto e a atividade criovulcnica no polo sul de Enclado, alm do aspecto esponjoso de Hiprion, dentre muitos outros detalhes.[97]Aatividade da sonda espacial Cassini foi estendida e deve continuar em funcionamento at 2017, quando deve ser direcionada para prximo dos anis e, por fim,

entrar em rbita cada vez mais prxima de Saturno at deliberadamente mergulhar em sua atmosfera. [98]

Ver tambm

AstronomiaExoplanetaPlanetas na astrologia

Notas

Referncias

1. A massa de Saturno de 568,46 x1024quilogramas.

2. Gelo, no contexto de astrofsica, refere-se compostos volteis (como gua, metano e amnia). Por outro lado, um materialrochoso tido como uma mistura de silcio, magnsio e ferro, alm de oxignio e outros elementos qumicos.

3. A ressonncia 2:1 entre Jpiter e Saturno significava que, equanto Jpiter completava duas voltas ao redor do Scompletava uma.

1. Yeomans, Donald K. (13 de julho de 2006). HORIZONS Web-Interface (http://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi?find_body=1&body_group=mb&sstr=6).JPL Horizons On-Line Ephemeris System. Consultado em 8 de maro de 2014.

2. Seligman, Courtney. The Sidereal Period of Rotation vs. the Synodic Period of Rotation (http://cseligman.com/text/sky/rotationvsday.htm). Consultado em 8 de maro de 2014.

3. Williams, David R. (7 de setembro de 2006). Saturn Fact Sheet (http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html).NASA. Consultado em 8 de maro de 2014.

4. Vitagliano, Aldo. The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through t he barycenter (http://home.surewest.net/kheider/astro/MeanPlane.gif). Consultado em 8 de maro de 2014. Parmetro desconhecido |dara=ignorado (Ajuda)

5. SEIDELMANN, P. Kenneth Archinal, B. A. A'hearn, M. F. et al.. (2007). "Report of the IAU/IAG Working Group oncartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy98(3): 155180.

DOI:10.1007/s10569-007-9072-y (http://dx.doi.org/10.1007/s10569-007-9072-y).6. Saturn: Facts & Figures (http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Saturn&Display=Facts).NASA. Consultadoem 8 de maro de 2014.

7. Martin 2003, p. 238. Martin 2003, pp. 20,219. McFadden 2007, pp. 411-413

10. McFadden 2007, p. 40711. Gregersen 2010, pp. 123,12412. Kutner 2003, p. 506

13. Gregersen, p. 12414. Dougherty 2009, pp. 75-7915. Irwin 2009, pp. 51-5416. Pater 2010, pp. 275,27617. Gregersen 2010, pp. 124,12518. McFadden 2007, pp. 413,41419. Spohn 2014, p. 75420. Meltzer 2015, p. 26421. Meltzer 2015, p. 26722. Gregersen 2010, p. 12223. Bond 2012, pp. 246

24. Meltzer 2015, p. 26525. Faure 2007, pp. 336,33726. Bond 2012, p. 244,24527. Gregersen 2010, p. 12028. Bond 2012, pp. 245,24629. Meltzer 2015, p. 27030. Irwin 2009, pp. 180-18231. Chaple 2009, pp. 440,44132. Bond 2012, p. 246
http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Saturn&Display=Factshttp://dx.doi.org/10.1007/s10569-007-9072-yhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifierhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ajuda:Erros_nas_refer%C3%AAncias#parameter_ignoredhttp://home.surewest.net/kheider/astro/MeanPlane.gifhttps://pt.wikipedia.org/wiki/NASAhttp://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.htmlhttp://cseligman.com/text/sky/rotationvsday.htmhttp://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi?find_body=1&body_group=mb&sstr=6https://pt.wikipedia.org/wiki/Oxig%C3%A9niohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Magn%C3%A9siohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Sil%C3%ADciohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Volatilidadehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Planetas_na_astrologiahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Exoplanetahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Astronomiahttps://pt.wikipedia.org/wiki/Criovulc%C3%A3ohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Dione_and_Saturn.jpghttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:PIA00024_Saturn_With_Tethys_and_Dione.jpg


10/11



Bibliografia

33. Dougherty 2009, pp. 14434. Pater 2010, pp. 123,12435. Chaple 2009, p. 7736. Bond 2012, pp. 247,24837. Milone 2014, p. 51138. Bond 2012, p. 25139. Millone 2014, p. 51240. Meltzer 2015, pp. 278,27941. Meltzer 2015, p. 27742. Meltzer 2015, pp. 276,27743. Dougherty 2009, pp. 257,25844. Keiling 2015, p. 9945. Bond 2012, p. 25346. Elkins-Tanton 2006, pp. 107,108

47. Dougherty 2009, pp. 117,11848. Meltzer 2015, pp. 86-8849. Koupelis 2012, p. 25750. Bond 2012, p. 24351. Koupelis 2012, p. 25652. Spohn 2014, pp. 22-2453. Dougherty 2009, pp. 55,5654. Armitage 2010, pp. 252,25355. Pater 2010, p. 45756. Dougherty 2009, p. 53857. Dougherty 2009, p. 53758. Elkins-Tanton 2006, p. 12859. Pater 2010, pp. 459-46460. Miner 2007, p. 11161. Gregersen 2010, p. 13062. Gregersen 2010, pp. 130,13163. Seeds 2010, pp. 177-182

64. Gregersen 2010, pp. 131-14765. North 2012, pp. 270,27166. Consolmagno 2000, p. 36

67. Benton 2005, p. 768. North 2012, p. 27069. North 2012, p. 271,27270. Consolmagno 2000, p. 36,3771. Lisle 2012, pp. 70,7172. Schaaf 2007, pp. 127-13373. Miller 2003, pp. 6,774. Harland 2007, pp. 3,475. Harland 2007, p. 376. Harland, p. 677. Dick 2013, p. 4178. Harland 2007, p. 6,779. Miller 2003, pp. 9,1080. Harland 2007

81. Harland 2007, pp. 10,1182. Harland 2007, p. 1083. Harland 2007, p. 1284. Harland 2007, p. 16,1785. Harland 2007, p. 1786. Haarland 2007, pp. 30-3287. Dougherty 2009, pp. 10,1188. Dougherty 2009, pp. 9,1089. Faria 2007, p. 9390. Pyne 201091. Anderson 2015, p. 155,15692. Leverington 2000, pp. 159-16893. Littmann 1990, pp. 102,10394. Leverington 2000, pp. 461-46595. Meltzer 2015, pp. 10-1996. Russell 2004, p. 36497. Bond 2009, pp. 203-213

98. Brown 2009, p. 17

Anderson, Rupert W. (2015). The cosmic compendium(https://books.google.com.br/books?id=JxauCQAAQBAJ). interestellartravel (em ingls) [S.l.: s.n.] p. 456. ISBN 978-1-329-02202-7.

Armitage, Phillip J. (2010).Astrophysics of planet formation(https://books.google.com.br/books?id=zjlZQnFfMs8C) (emingls) Cambridge University Press [S.l.] p. 284. ISBN 978-0-521-88745-8.

Benton, Julius L. (2005). Saturn and how to observe it (https://books.google.com.br/books?id=779fPuQmWeYC).Astronomers' observing guides (em ingls) Springer [S.l.] p. 182. ISBN 978-1-85233-887-3 Verifique |isbn=(Ajuda).ISSN 1611-7360 (https://www.worldcat.org/issn/1611-7360).

Bond, Peter (2009).Distant worlds ( https://books.google.com.br/books?id=ZtMINcZh8kgC). Milestones in planetaryexploration (em ingls) Springer [S.l. ] p. 335. ISBN 978-0-387-40212-3. Parmetro desconhecido |refh=ignorado (Ajuda)

Bond, Peter (2012).Exploring the Solar System(https://books.google.com.br/books?id=UIYcAqdH27wC) (em ingls) JohnWiley and Sons [S.l.] p. 462. ISBN 971-1-4443-5108-8 Verifique |isbn=(Ajuda).

Brown, Robert Jean Pierre Lebreton J. Hunter Waite (ed.) (2009). Titan from Cassini-Huygens( https://books.google.com.br/books?id=CBx9KDH1qaYC) (em ingls) Springer [ S.l.] p. 535. doi:10.1007/978-1-4020-9215-2 (https://dx.doi.org/10.1007%2F978-1-4020-9215-2). ISBN 978-1-4020-9214-5.

Chaple, Glenn F. (2009). Guide to the Universe(https://books.google.com.br/books?id=6KXACQAAQBAJ). oingls) ABC-CLIO [S.l.] p. 199. ISBN 978-9-313-36570-6 Verifique |isbn=(Ajuda).

Consolmagno, Guy Dan M. Davis (2000). Turn left at Orion(https://books.google.com.br/books?id=PexKTfPhundred night sky objects to see in a small telescope (em ingls) 3 ed. Cambridge University Press [S.l.] ISBN6.

Dick, Steven J. (2013).Discovery and classification in astronomy (https://books.google.com.br/books?id=IT8ocontroversy and consensus (em ingls) Cambridge University Press [S.l.] p. 458. ISBN 978-1-107-03361-0.

Dougherty, Michele K. Larry W. Esposito, Stamatios M. Krimigis (ed.) (2009). Saturn from C assini-Huygensgoogle.com.br/books?id=M56CHHxVMP4C) (em ingls) Springer [S.l.] p. 805. ISBN 978-1-4020-9216-9.

Elkins-Tanton, Linda T.Jupiter e Saturn(https://books.google.com.br/books?id=Zcp05WofElIC) (em ingls) C[S.l.] p. 241. ISBN 0-8160-5196-8.

Faria, Romildo Pvoa (org.) (2007).Fundamentos de astronomia(https://books.google.com.br/books?id=RSLed. (Campinas: Papirus). p. 209. ISBN 85-308-0491-0.

Faure, Gunter Teresa M. Mensing (2007). Introduction to planetary science (https://books.google.com.br/book

23/06/2016 Saturno (planeta) Wikipdia a enciclopdia livre
https://books.google.com.br/books?id=U4FZp6f6q6MChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/85-308-0491-0https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=RSLrkQgpY1wChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/0-8160-5196-8https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=Zcp05WofElIChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-1-4020-9216-9https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Springer_Science%2BBusiness_Mediahttps://books.google.com.br/books?id=M56CHHxVMP4Chttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-1-107-03361-0https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Cambridge_University_Presshttps://books.google.com.br/books?id=IT8oAAAAQBAJhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/0-521-78190-6https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Cambridge_University_Presshttps://books.google.com.br/books?id=PexKTfPy3voChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ajuda:Erros_nas_refer%C3%AAncias#bad_isbnhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-9-313-36570-6https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=6KXACQAAQBAJhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-1-4020-9214-5https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://dx.doi.org/10.1007%2F978-1-4020-9215-2https://pt.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifierhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Springer_Science%2BBusiness_Mediahttps://books.google.com.br/books?id=CBx9KDH1qaYChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ajuda:Erros_nas_refer%C3%AAncias#bad_isbnhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/971-1-4443-5108-8https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=UIYcAqdH27wChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ajuda:Erros_nas_refer%C3%AAncias#parameter_ignoredhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-0-387-40212-3https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Springer_Science%2BBusiness_Mediahttps://books.google.com.br/books?id=ZtMINcZh8kgChttps://www.worldcat.org/issn/1611-7360https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Serial_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ajuda:Erros_nas_refer%C3%AAncias#bad_isbnhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-1-85233-887-3https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Springer_Science%2BBusiness_Mediahttps://books.google.com.br/books?id=779fPuQmWeYChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-0-521-88745-8https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Cambridge_University_Presshttps://books.google.com.br/books?id=zjlZQnFfMs8Chttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-1-329-02202-7https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=JxauCQAAQBAJ


11/11



Ligaes externas

Cassini-Huygens (http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Cassini-Huygens/) (em ingls) Agncia Espacial EuropeiaSaturno (http://astro.if.ufrgs.br/solar/saturn.htm) (em portugus) Observatrio Astronmico da UFMG

Obtida de "https://pt.wikipedia.org/w/index.php?title=Saturno_(planeta)&oldid=45779198"

Categorias: Saturno Planetas gasosos gigantes Objetos astronmicos conhecidos desde a antiguidade

Esta pgina foi modificada pela ltima vez (s) 17h47min de 2 de junho de 2016.Este texto disponibilizado nos termos da licena Creative Commons - Atribuio - Compartilha Igual 3.0 No Adaptada (CC BY-SA 3.0) pode estar sujeito a condies adicionais. Para mais detalhes, consulte as Condie

q6MC). The gelological pespective (em ingls) Springer [S.l.] p. 546. ISBN 978-1-4020-5233-0.

Gregersen, Erik (ed.) (2010). Outer Solar System(https://books.google.com.br/books?id=ptLFDN0z8gQC). Jpiter, Saturn,Uranus, Neptune and the dwarf planets (em ingls) Br itannica Educational Publishing [S.l.] p. 251. ISBN 978-1-61530-051-8.

Harland, David M. (2007). Cassini at Saturn( https://books.google.com.br/books?id=ScORNbV0E8wC). Huygens results (emingls) Springer [S.l.] p. 404. ISBN 978-0-387-26129-4.

Irwin, Patrick (2006). Giant planets of our Solar System(https://books.google.com.br/books?id=8HIrh-9o2CkC). atmospheres,composition and structures (em ingls) 2 ed. Springer [S.l.] p. 428. ISBN 978-3-540-85157-8.

Keiling, Andreas (org.) (2015).Magnetotails in the Solar System (https://books.google.com.br/books?id=P_RMBgAAQBAJ)(em ingls) John Wiley and Sons [S.l.] p. 424. ISBN 978-1-118-84234-8.

Koupelis, Theo (2014).In quest of the Universe(https://books.google.com.br/books?id=1bTCYR4Mz2cC) (em ingls) 7 ed.

Jones and Bartlett [S.l.] p. 614. ISBN 978-1-4496-4794-0.Kutner, Marc L. (2003).Astronomy(https://books.google.com.br/books?id=2QVmiMW0O0MC). a physical persperctive (emingls) Cambridge University Press [S.l.] p. 582. ISBN 0-521-82196-7.

Martin, James L. (ed.) (2003). Saturn(https://books.google.com.br/books?id=tJOnO2Dy8EYC). overview and abstracts (emingls) (New York: Nova Science Publishers). I SBN 1-59033-523-6.

Leverington, David (2000).New cosmic horizons ( https://books.google.com.br/books?id=DulLuzqJLw8C). astronomy f romthe V2 to the Hubble Space Telescope (em ingls) Cambridge University Press [S.l. ] p. 507. ISBN 0-521-65137-9.

Lisle, Jason (2012). The stargazer's guide to the night sky(https://books.google.com.br/books?id=1_cdoHkRL1wC) ( emingls) Master Books [S.l.] p. 240. ISBN 978-1-61458-194-9.

Littmann, Mark (1990).Planets beyond(https://books.google.com.br/books?id=RoJMadct4TQC). discovering the outer SolarSystem (em ingls) (Nova Iorque: John Wiley and Sons). p. 319. ISBN 0-486-43602-0.

McFadden, Lucy-Ann Paul R. Weissman Torrence V. Johnson (ed.) (2007).Encyclopedia of the Solar System(https://books.g

oogle.com.br/books?id=G7UtYkLQoYoC) (em ingls) 2 ed. Elsevier [S.l.] p. 992. ISBN 978-0-12-088589-3.

Meltzer, Michael. The Cassini-Huygens visit to Saturn(https://books.google.com.br/books?id=vTYLBgAAQBAJ). na historicmission to the ringed planet (em ingls) Springer [S.l.] p. 411. doi:10.1007/978-3-319-07608-9 (https://dx.doi.org/10.1007%2F

978-3-319-07608-9). ISBN 978-3-319-07607-2.

Miller, Ron (2003). Saturn( https://books.google.com.br/books?id=HlWyYvv0JLwC) (em ingls) Twenty First[S.l.] p. 80. ISBN 978-0-7613-2360-0.

Milone, Eugene F. William J. F. Wilson (2014). Solar System astrophysics (https://books.google.com.br/bookAQBAJ). planetary atmospheres and the outer Solar System (em ingls) Springer [S.l.] p. 836. ISBN 978-1-46ISSN 0941-7834 ( https://www.worldcat.org/issn/0941-7834).

Miner, Ellis D. Randii R. Wessen Jeffrey N. Cuzzi (2007).Planetary ring systems(https://books.google.comzD1D6PS3UC) (em ingls) Praxis Publishing [S.l.] p. 258. ISBN 0-387-34177-3.

North, Gerald (2012). Observing the Solar System(https://books.google.com.br/books?id=0bioTfkR8rIC). the astronomer's guide (em ingls) Cambridge University Press [S.l.] p. 511. ISBN 978-0-521-89751-8.

Pater, Imke de Jack J. Lissauer (2010). Planetary sciences(https://books.google.com.br/books?id=a_ijoTgDhningls) 2 ed. Cambridge University Press [S.l.] p. 647. ISBN 978-0-521-85371-2.

Pyne, Stephen J. (2010). Voyager(https://books.google.com.br/books?id=uNbhImrhAc0C). Exploration, spacegreat age of discovery (em ingls) Penguin Books [S.l.] ISBN 978-1-101-19029-6.

Russell, Christopher T. (ed.) (2004). The Cassini-Huygens Mission (https://books.google.com.br/books?id=yN(em ingls) 3Springer [S.l.] p. 497. ISBN 1-4020-3147-5. Texto "subttulo:orbiter remote sensing investigation(Ajuda)

Schaaf, Fred (2007). The 50 best sights in astronomy and how to see them (https://books.google.com.br/booksEC). observing eclipses, bright comets, meteor showers and other celestial wonders (em ingls) John Wiley an

p. 256. ISB N 978-0-491-69657-5 Verifique |isbn=(Ajuda).

Seeds, Michael Dana Backman (2010).Astronomy(https://books.google.com.br/books?id=DajpkyXS-NUC). Sand beyond (em ingls) 6 ed. Cengage Learning [S.l.] p. 512. ISBN 978-0-495-56203-0.

Spohn, Tilman Doris Breuer Torrence Johnson (2014). Encyclopedia of the Solar System(https://books.googl

id=0bEMAwAAQBAJ) (em ingls) 3 ed. Elsevier [S.l.] p. 1336. ISBN 978-0-12-415845-0.
https://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-0-12-415845-0https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Elsevierhttps://books.google.com.br/books?id=0bEMAwAAQBAJhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-0-495-56203-0https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=DajpkyXS-NUChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ajuda:Erros_nas_refer%C3%AAncias#bad_isbnhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-0-491-69657-5https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=lkprvbGnxvEChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ajuda:Erros_nas_refer%C3%AAncias#text_ignoredhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/1-4020-3147-5https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Springer_Science%2BBusiness_Mediahttps://books.google.com.br/books?id=yNEDlK3U55YChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-1-101-19029-6https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=uNbhImrhAc0Chttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-0-521-85371-2https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Cambridge_University_Presshttps://books.google.com.br/books?id=a_ijoTgDhnEChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-0-521-89751-8https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Cambridge_University_Presshttps://books.google.com.br/books?id=0bioTfkR8rIChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/0-387-34177-3https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=lZzD1D6PS3UChttps://www.worldcat.org/issn/0941-7834https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Serial_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-1-4614-9089-0https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Springer_Science%2BBusiness_Mediahttps://books.google.com.br/books?id=eEG9BAAAQBAJhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-0-7613-2360-0https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=HlWyYvv0JLwChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-3-319-07607-2https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://dx.doi.org/10.1007%2F978-3-319-07608-9https://dx.doi.org/10.1007%2F978-3-319-07608-9https://pt.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifierhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Springer_Science%2BBusiness_Mediahttps://books.google.com.br/books?id=vTYLBgAAQBAJhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-0-12-088589-3https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Elsevierhttps://books.google.com.br/books?id=G7UtYkLQoYoChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/0-486-43602-0https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=RoJMadct4TQChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-1-61458-194-9https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=1_cdoHkRL1wChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/0-521-65137-9https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Cambridge_University_Presshttps://books.google.com.br/books?id=DulLuzqJLw8Chttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/1-59033-523-6https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=tJOnO2Dy8EYChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/0-521-82196-7https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Cambridge_University_Presshttps://books.google.com.br/books?id=2QVmiMW0O0MChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-1-4496-4794-0https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=1bTCYR4Mz2cChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-1-118-84234-8https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=P_RMBgAAQBAJhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-3-540-85157-8https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=8HIrh-9o2CkChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-0-387-26129-4https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=ScORNbV0E8wChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-1-61530-051-8https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://books.google.com.br/books?id=ptLFDN0z8gQChttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Fontes_de_livros/978-1-4020-5233-0https://pt.wikipedia.org/wiki/International_Standard_Book_Numberhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Springer_Science%2BBusiness_Mediahttps://books.google.com.br/books?id=U4FZp6f6q6MChttps://wikimediafoundation.org/wiki/Condi%C3%A7%C3%B5es_de_Usohttps://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/deed.pthttps://pt.wikipedia.org/wiki/Categoria:Objetos_astron%C3%B4micos_conhecidos_desde_a_antiguidadehttps://pt.wikipedia.org/wiki/Categoria:Planetas_gasosos_giganteshttps://pt.wikipedia.org/wiki/Categoria:Saturnohttps://pt.wikipedia.org/wiki/Especial:Categoriashttps://pt.wikipedia.org/w/index.php?title=Saturno_(planeta)&oldid=45779198https://pt.wikipedia.org/wiki/Observat%C3%B3rio_Astron%C3%B4mico_Frei_Ros%C3%A1riohttps://pt.wikipedia.org/wiki/L%C3%ADngua_portuguesahttp://astro.if.ufrgs.br/solar/saturn.htmhttps://pt.wikipedia.org/wiki/Ag%C3%AAncia_Espacial_Europeiahttps://pt.wikipedia.org/wiki/L%C3%ADngua_inglesahttp://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Cassini-Huygens/

Documents

Saturno (Planeta)