Saturno al Telescopio: Cosa si Vede

Saturno è da sempre una fucina di enigmi e di spunti di studio. I suoi anelli hanno fornito materiale di studio fin dalla nascita dell’astronomia osservativa, pur essendo privo di un’attività atmosferica all’altezza di quella di Giove a causa di un bilancio energetico più equilibrato e di temperature globalmente più basse.

Caratteristiche Generali di Saturno

Saturno fa parte con Giove del novero dei “giganti gassosi”, pianeti composti essenzialmente di idrogeno ed elio e privi di una superficie solida nel senso comune del termine. Nonostante la massa di Saturno non raggiunga il 30% di quella gioviana, il pianeta con gli anelli è solo leggermente più piccolo. L’idrogeno è infatti una sostanza leggera e altamente comprimibile, caratteristica quest’ultima che fino ad un certo limite dipende poco dalla temperatura.

Di conseguenza, la densità media di Saturno è inferiore a quella di qualsiasi altro corpo del sistema solare: solo 0,69 g/cm3, più o meno quella di un tappo di sughero. Assieme al veloce moto di rotazione attorno al proprio asse, la bassa densità media di Saturno rende conto del notevole schiacciamento polare, superiore a quello di Giove che è già evidente in un piccolo telescopio amatoriale.

Cio non significa che all’interno del pianeta non vengano raggiunte pressioni estremamente elevate: come su Giove, anche su Saturno l’idrogeno passa ben presto ad uno stato liquido e successivamente ad uno stato metallico, quando temperatura e pressione superano rispettivamente i 3.000 K e 1,4 milioni di atmosfere.

Saturno possiede una frazione di elementi pesanti (esclusi cioè idrogeno ed elio) pari a circa 29 masse terrestri, mentre per Giove tale valore corrisponde a sole 15 masse terrestri. Chiaramente, Saturno è stato assai meno efficiente nell’attrarre il gas della nebulosa protoplanetaria che a quella distanza dal Sole doveva risultare molto meno densa.

Anche se la sua massa totale risulta nettamente inferiore a quella di Giove, Saturno è ancora in grado di emettere nell’infrarosso circa il doppio dell’energia ricevuta dal Sole (peraltro 2 volte più lontano rispetto a Giove, e quindi 4 volte meno luminoso).

L'Atmosfera di Saturno

La minore energia disponibile per l’atmosfera si traduce in un’attività meno appariscente rispetto a quella del fratello maggiore; è bene tener presente, tuttavia, che a causa delle più basse temperature prevalenti le nubi (di ghiaccio d’ammoniaca, metano e acqua) su Saturno tendono a condensare più in basso nell’atmosfera.

Una sovrastante coltre di foschie, spessa circa 70 km, contribuisce pesantemente all’aspetto poco contrastato di molti dettagli del pianeta. Questa foschia dovrebbe essere composta di almeno tre componenti: uno strato ad alta quota (sopra il livello dei 10 millibar) a latitudini polari, uno nella stratosfera inferiore (sotto i 10 millibar) a latitudini equatoriali, ed uno inferiore a circa 500 mb. L’ammoniaca comincia a condensare formando nubi solo in corrispondenza dei 1800 millibar (700 millibar su Giove) e fino ai 5 bar, il vapor d’acqua invece comincia a condensare verso i 18 bar.

Nella parte superiore dell’atmosfera, reazioni fotochimiche del metano producono idrocarburi come l’etano e l’acetilene. In generale, l’atmosfera osservabile di Saturno si sviluppa dunque su una profondità maggiore rispetto a quella gioviana.

La struttura delle nubi di Saturno tende a ripetere quella di Giove, con un alternarsi di bande (scure) e zone (chiare) parallele all’equatore, e due calotte polari sempre piuttosto scure. La classica idea che bande e zone corrispondano rispettivamente al ramo discendente e a quello ascendente di celle convettive, già messa in dubbio nel caso di Giove, si rivela in quello di Saturno ancor più problematica.

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Il Sistema I e il Sistema II sono stati ricavati da osservazioni storiche; come per Giove vanno considerati dei riferimenti convenzionali, su cui misurare la velocità di deriva dei dettagli dell’atmosfera. Il periodo di rotazione del Sistema III, misurato dai Voyager in 10h 39m 22.4s in base alle emissioni radio del pianeta, era considerato l’effettivo periodo di rotazione del campo magnetico di Saturno e quindi del suo nucleo interno.

Tuttavia, la sonda Cassini ha rilevato recentemente un valore molto diverso, pari 10h 45m 45s; l’ipotesi che in poco più di 20 anni il periodo di rotazione del nucleo interno del pianeta sia rallentato di ben 6 minuti è ovviamente del tutto inverosimile. Spiegazioni alternative prevedono uno spostamento ad una latitudine superiore della sorgente dell’emissione radio, o più probabilmente chiamano in causa (marzo 2007) l’attività dei geyser scoperti sul vicino satellite Encelado.

In ogni caso, pare assodato che - a differenza di quanto accade su Giove - il periodo delle emissioni radio del campo magnetico di Saturno non sia collegato in modo stabile alla rotazione del nucleo del pianeta. Utilizzando un approccio diverso, studi molto recenti (fine 2007) hanno proposto un periodo di rotazione del nucleo interno di Saturno pari a 10h 32m 35s +/- 13s.

Fenomeni Atmosferici Transitori

I dettagli transitori più comunemente osservabili su Saturno sono costituiti da condensazioni scure (Dark Spots, DS), ovali chiari (White Spots, WS) ed eccezionalmente da grandi ovali bianchi (Great White Spots/Ovals; vedi nomenclatura) apparsi in passato a latitudini prevalentemente equatoriali. Fino agli anni ’80, la loro osservazione è stata comunque talmente sporadica che non è stato possibile dedurne più di una decina di periodi di rotazione affidabili.

Le WS si presentano normalmente come macchie chiare poco contrastate, che mantengono dimensioni circoscritte nelle poche settimane in cui di solito rimangono visibili. L’imaging elettronico ha rivoluzionato negli ultimi anni la conoscenza di questi fenomeni, grazie anche al contributo non indifferente delle immagini amatoriali.

A partire dal 2004 la sonda Cassini ha mostrato un gran numero di WS di piccole dimensioni praticamente ad ogni latitudine, ma le osservazioni eseguite da terra dopo il 2000 mostrano che le manifestazioni più importanti appaiono confinate in due ristrette fasce in corrispondenza di altrettanti jetstream occidentali a -29° e -42° di latitudine sud.

Dal punto di vista fisico, le WS sono costituite da nubi di cristalli di ammoniaca nelle regioni superiori dell’atmosfera del pianeta. Non è da escludere che al di sotto dell’atmosfera osservabile risiedano formazioni anticicloniche semi-permanenti come quelle gioviane, di cui le WS costituirebbero semplicemente la sommità visibile.

Periodicamente, una maggiore disponibilità di energia (le GWS sono, probabilmente non a caso, una caratteristica dell’emisfero estivo di Saturno) porterebbe alla risalita di materiale nell’alta atmosfera, rendendole osservabili.

Nel caso delle GWS, invece, si può parlare di veri e propri outbursts di attività: il materiale in risalita da un punto al di sotto dell’atmosfera osservabile raggiunge le regioni più alte dell’atmosfera, diventando estremamente riflettente; in poche settimane, le forti correnti equatoriali provvedono tuttavia a diffonderlo e diluirlo in senso longitudinale lungo tutto l’equatore del pianeta.

Talvolta queste anomalie hanno influenzato il comportamento atmosferico delle regioni adiacenti, spostando ad esempio la NEB verso Nord, come è accaduto nel 1903 e nel 1933. Più raramente tali outburst si sono avuti a latitudini elevate: nel 1960 l’attività atmosferica ha avuto luogo attorno ad una latitudine di +60°, adiacente alla regione polare.

A partire dal 1990, nuovi episodi di attività hanno visto la formazione di grandi WS equatoriali; la prima di queste, in particolare, è stata forse la più appariscente e brillante mai apparsa sul pianeta ed è stata seguita da WS equatoriali progressivamente più ridotte nel 1994 e 1996; la stessa zona equatoriale sembra aver avuto per parecchi anni una luminosità superiore alla norma.

Dopo il 2000, invece, l’attività atmosferica è stata caratterizzata da WS a media latitudine, con la EZ relativamente quiescente. La formazione delle GWS sembra avere carattere stagionale: i grandi ovali chiari appaiono infatti con maggiore probabilità all’inizio dell’estate nell’emisfero nord.

Nessun fenomeno simile è stato invece mai osservato nella corrispondente stagione australe; gli eventi del 1946 e del 1978, infatti, pur significativi non hanno avuto una portata paragonabile. In effetti, anche nell’emisfero nord le GWS equatoriali del 1876, 1933 e 1990 sono state decisamente più cospicue di quelle del 1903 e 1960, apparse a latitudini medie o alte.

Gli Anelli di Saturno

Anche se nessuno può rivaleggiare con quelli di Saturno, gli anelli planetari, costituiti da una miriade di frammenti solidi in orbita attorno al corpo principale, sono una caratteristica di tutti i pianeti giganti del Sistema Solare. Si tratta dunque di un fenomeno non isolato, né episodico; dal momento che queste strutture sono fondamentalmente instabili, destinate a dissolversi in tempi tipici di qualche milione o qualche decina di milioni di anni (assai brevi rispetto all’età del Sistema Solare), è inoltre necessario ipotizzare meccanismi in grado di impedire agli anelli di disgregarsi e di “rifornirli” periodicamente di materiale.

Appare oggi evidente che esiste uno stretto collegamento tra gli anelli ed i piccoli satelliti che orbitano numerosi nei pressi di tutti i pianeti giganti. Satelliti con dimensioni tipiche di qualche decina di km possiedono abbastanza gravità da mantenere confinati entro precisi intervalli di orbite i corpi che costituiscono gli anelli - i “satelliti pastore” - impedendo loro di disperdersi; questa gravità è tuttavia sufficientemente bassa da permettere alla maggior parte del materiale eiettato da un impatto di sfuggire al satellite, rifornendo gli anelli adiacenti.

Le caratteristiche degli anelli di Saturno sono indubbiamente straordinarie: il sistema principale (escludendo quindi gli anelli G, E ed F più esterni) ha un diametro totale di 275.000 km, due terzi della distanza Terra-Luna. Nonostante ciò, la dinamica dell’evoluzione interna degli anelli tende ad appiattirli sempre più: il loro spessore è dunque incredibilmente ridotto, nell’ordine di alcune decine di metri, con ondulazioni di 1-2 km che in passato hanno portato a sovrastimarlo.

La massa totale contenuta negli anelli di Saturno è equivalente a quella di un corpo del diametro di circa 300 km, non molto inferiore in pratica alle dimensioni di Mimas (ca. 380 km). Nel sistema di Saturno, i satelliti sono costituiti tipicamente di ghiaccio d’acqua per il 70% e di rocce per il restante 30%; questa dovrebbe essere a grandi linee anche la composizione dei frammenti che costituiscono gli anelli di Saturno.

Come noto, essi sono formati in realtà da migliaia di “micro-anelli” che all’osservazione ravvicinata ricordano il microsolco di un disco di vinile. Su di di essi agiscono in modo molto complesso le forze combinate dei satelliti più vicini. Spazi relativamente vuoti all’interno degli anelli possono corrispondere alle orbite di satelliti “pastore” (come Pan all’interno della divisione di Encke), o gruppi di orbite risonanti con quella di un satellite, come la divisione di Cassini rispetto a Mimas e Giapeto; in un certo senso, si tratta dell’equivalente nel sistema di Saturno delle lacune di Kirkwood nella fascia degli asteroidi. Pandora e Prometeo interagiscono con l’anello F conferendogli talvolta l’aspetto di una corda ritorta.

La ripartizione classica degli anelli, così come sono osservabili da Terra (A, B e C dall’esterno verso l’interno), mantiene comunque una certa validità in quanto corrisponde grosso modo a delle differenze fisiche, oltre che geometriche ed osservative. Nella parte esterna dell’anello B, la regione più densa, gli anelli sono costituiti da corpi con dimensioni tipiche di 5-10 cm e una separazione media di 25-50 cm. Gli inevitabili attriti, sottraendo energia a questi oggetti, provocano il lento decadimento della loro orbita destinato a concludersi con la caduta sul pianeta.

L’evanescente anello C è costituito invece da corpi mediamente molto maggiori, con dimensioni anche di 8-10 metri e separazioni molto superiori, che resistono meglio al processo di decadimento orbitale.

Consigli per l'Osservazione di Saturno

Anche Saturno è osservabile per almeno otto mesi all’anno, ma solo con un binocolo si riescono a intravedere appena i celebri anelli.

Per vederli è meglio consultare un calendario astronomico (l’effemèride), o le riviste di astronomia, che forniscono per ogni giorno la posizione e gli orari in cui ognuno di essi sorge e tramonta. Si può tentare di riconoscerli osservando il cielo e conoscendo qualche loro caratteristica.

Colore: Di che colore è Saturno? E i suoi anelli?
Luminosità: Quanto è luminoso il pianeta? Alcune parti più di altre? Vedo ombre sugli anelli?
Posizione degli anelli: L'anello passa davanti al disco o dietro? Ne ho la certezza?
Seeing: Sto osservando con un seeing (agitazione atmosferica) ottimo o pessimo?

Appuntatevi tutto, con il tempo diventerete sempre più esperti, Saturno sarà un vostro compagno anche nelle notti più buie e lo identificherete con certezza nel cielo al primo sguardo!

Filtri Colorati per l'Osservazione Planetaria

L’osservazione dei pianeti con i filtri colorati è ancora più divertente, perché permette di vedere più chiaramente. È affascinante l’effetto che un filtro colorato esercita sull’osservazione planetaria.

Chi ha provato ad aumentare i contrasti delle bande nuvolose di Giove, o ha visto la Grande Macchia Rossa (GMR) in modo molto più definito, non potrà più fare a meno dei vantaggi offerti dai filtri. Naturalmente non esiste un filtro universale che aumenti il contrasto in tutti gli ambiti dell’osservazione planetaria: ognuno è adatto a uno specifico pianeta o regione.

Ecco alcuni esempi:

Filtro	Pianeti	Descrizione
[Specificare il colore]	Anelli di Saturno, Giove, Marte	Anelli di Saturno e i loro contorni. Buon filtro per Giove, Saturno e Marte.
[Specificare il colore]	Giove, Marte, Saturno	Adatto a Giove, Marte e Saturno. Aumenta il contrasto con la maggior parte dei pianeti, ma soprattutto per Giove e Saturno (in particolare le bande nuvolose).
[Specificare il colore]	Venere, Marte, Giove, Saturno	Rende più riconoscibili le fasi di Venere, mentre su Marte permette di vedere le calotte polari. Mette in risalto la Grande Macchia Rossa di Giove. Su Saturno, con grandi aperture, diventano visibili le nubi bianche e gli anelli si distinguono più facilmente l’uno dall’altro.
[Specificare il colore]	Marte, Saturno	Aumenta il contrasto su Marte e intensifica la divisione di Cassini su Saturno.
[Specificare il colore]	Marte, Giove, Luna	Intensifica i dettagli e le nuvole su Marte. Mette in risalto la Grande Macchia Rossa di Giove. Aumenta il contrasto della Luna.
[Specificare il colore]	Marte, Giove, Luna	Intensifica i dettagli e le nuvole di Marte. Mette in risalto la Grande Macchia Rossa di Giove. Aumenta il contrasto della Luna.

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