Em adição às suas luas, Todos os quatro planetas gigantes têm anéis, sendo que cada sistema de anéis consiste em bilhões de pequenas partículas ou “moonlets” orbitando perto do seu planeta. Cada um destes anéis apresenta uma estrutura complicada que está relacionada com as interacções entre as partículas dos anéis e as luas maiores. No entanto, os quatro sistemas de anéis são muito diferentes uns dos outros em massa, estrutura e composição, como descrito na Tabela 1.

O sistema de anéis grandes de Saturno é composto por partículas geladas espalhadas em vários anéis vastos e planos contendo uma grande quantidade de estrutura fina. Os sistemas de anéis de Urano e Neptuno, por outro lado, são quase o inverso do de Saturno: consistem em partículas escuras confinadas a alguns anéis estreitos com amplos espaços vazios no meio. O anel de Júpiter e pelo menos um de Saturno são meramente faixas de pó transitórias, constantemente renovadas por grãos de pó erodidos por pequenas luas. Nesta seção, focamos nos dois sistemas de anéis mais maciços, os de Saturno e Urano.

O que causa os anéis?

Um anel é um conjunto de vastos números 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 fossem amplamente espaçadas, elas se moveriam independentemente, como luas separadas. No entanto, nos anéis principais de Saturno e Urano as partículas estão suficientemente próximas para exercerem influência gravitacional mútua, e ocasionalmente até para se esfregarem umas nas outras ou saltarem umas sobre as outras em colisões de baixa velocidade. Devido a essas interações, vemos fenômenos como ondas que se movem através dos anéis – apenas a forma como as ondas da água se movem sobre a superfície do oceano.

Existem duas idéias básicas de como tais anéis vêm a ser. A primeira é a hipótese de ruptura, que sugere que os anéis são os restos de uma lua estilhaçada. Um cometa ou asteróide de passagem pode ter colidido com a lua, quebrando-a em pedaços. As forças das marés, então, afastaram os fragmentos, e eles se dispersaram em disco. A segunda hipótese, que toma a perspectiva inversa, sugere que os anéis são feitos de partículas que não foram capazes de se unir para formar uma lua em primeiro lugar.

Em qualquer das teorias, a gravidade do planeta desempenha um papel importante. Perto do planeta (ver Figura 1), as forças das marés podem dilacerar os corpos ou inibir as partículas soltas de se juntarem. Não sabemos qual a explicação para um determinado anel, embora muitos cientistas tenham concluído que pelo menos alguns dos anéis são relativamente jovens e devem, portanto, ser o resultado da ruptura.

Figure 1: Four Ring Systems. Este diagrama mostra a localização dos sistemas de anéis dos quatro planetas gigantes. O eixo esquerdo representa a superfície do planeta. A linha vertical pontilhada é o limite dentro do qual as forças gravitacionais podem romper as luas (o sistema de cada planeta é atraído para uma escala diferente, de modo que este limite de estabilidade se alinha para cima para todos os quatro). Os pontos negros são as luas interiores de cada planeta na mesma escala dos seus anéis. Note que apenas luas realmente pequenas sobrevivem dentro do limite de estabilidade.

Anéis de Saturno

Anéis de Saturno são uma das mais belas vistas do sistema solar (Figura 2). De fora para dentro, os três anéis mais brilhantes são rotulados com os nomes extremamente pouco românticos de A, B, e C Anéis. A tabela 2 dá as dimensões dos anéis em ambos os quilômetros e unidades do raio de Saturno, RSaturn. O Anel B é o mais brilhante e tem as partículas mais próximas, enquanto os anéis A e C são translúcidos.

A massa total do Anel B, que é provavelmente próxima da massa de todo o sistema de anéis, é aproximadamente igual à de uma lua gelada de 250 quilômetros de diâmetro (sugerindo que o anel poderia ter se originado na quebra de tal lua). Entre os Anéis A e B existe uma grande lacuna chamada Divisão Cassini depois de Gian Domenico Cassini, que a vislumbrou pela primeira vez através de um telescópio em 1675 e cujo nome os cientistas planetários também deram à nave espacial Cassini explorando o sistema Saturno.

Figure 2: Saturn’s Rings as Seen from Above and Below. (a) A vista de cima é iluminada pela luz direta do sol. (b) A iluminação vista de baixo é a luz do sol que se difundiu através das aberturas nos anéis. (crédito a, b: modificação do trabalho da NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute)

Anéis de Saturno são muito largos e muito finos. A largura dos anéis principais é de 70.000 quilómetros, mas a 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. Nesta escala, o próprio Saturno se aproximaria de um edifício de 80 andares. As partículas dos anéis são compostas principalmente de gelo de água, e variam desde grãos do tamanho de areia até pedregulhos do tamanho de uma casa. Uma visão interna dos anéis assemelhar-se-ia provavelmente a uma nuvem brilhante de flocos de neve flutuantes e granizo, com algumas bolas de neve e objectos maiores, muitos dos quais soltam agregados de partículas menores (Figura 3).

Figure 3: A Impressão Idealizada do Artista dos Anéis de Saturno tal como Vistos do Interior. Note que os anéis são na sua maioria feitos de pedaços de gelo de água de diferentes tamanhos. No final de sua missão, a nave Cassini está planejando cortar uma das fendas dos anéis de Saturno, mas não vai chegar tão perto. (crédito: modificação do trabalho da NASA/JPL/Universidade do Colorado)

Além dos anéis largos A, B e C, Saturno tem um punhado de anéis muito estreitos com não mais de 100 quilômetros de largura. O mais substancial destes, que fica fora do Anel A, é chamado de Anel F; sua aparência surpreendente é discutida abaixo. Em geral, os anéis estreitos de Saturno assemelham-se aos anéis de Urano e Netuno.

Há também um anel muito ténue e ténue, chamado Anel E, associado à pequena lua gelada de Saturno Enceladus. As partículas no Anel E são muito pequenas e compostas de gelo de água. Uma vez que uma nuvem tão tênue de cristais de gelo tenderá a dissipar-se, a existência contínua do Anel E sugere fortemente que ele está sendo continuamente reabastecido por uma fonte no Enceladus. Esta lua gelada é muito pequena – 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 Cassini manobraram a órbita da espaçonave para permitir múltiplas naves voadoras próximas do Enceladus a partir de 2005.

Aqueles que aguardavam os resultados da passagem dos Cassini não ficaram desapontados. Imagens de alta resolução mostraram longas e escuras faixas de terreno liso perto do seu pólo sul, que logo foram apelidadas de “faixas de tigre” (Figura 4). Medidas infravermelhas revelaram que estas listras de tigre são mais quentes do que o seu ambiente. Melhor de tudo, dezenas de aberturas criovolcânicas nas listras de tigre foram vistas como géisers em erupção de água salgada e gelo (Figura 5). Estimativas sugeriram que 200 quilos de material estavam disparando no espaço a cada segundo – não o suficiente para a espaçonave amostrar.

Figure 4: Enceladus. (a) Esta imagem mostra tanto terreno liso como craterado na lua de Saturno, e também “faixas de tigre” na região polar sul (parte inferior da imagem). Estas listras escuras (mostradas aqui em cor exagerada) têm temperaturas elevadas e são a fonte dos muitos géisers descobertos no Enceladus. Têm cerca de 130 quilómetros de comprimento e 40 quilómetros de distância. (b) Aqui o Enceladus é mostrado em escala com a Grã-Bretanha e a costa da Europa Ocidental, para enfatizar que é uma lua pequena, de apenas cerca de 500 quilômetros de diâmetro. (crédito a, b: modificação do trabalho da NASA/JPL/Instituto de Ciências Espaciais)

Quando Cassini foi orientado a voar para as plumas, mediu a sua composição e achou-as semelhantes ao material que vemos libertadas dos cometas (ver Cometas e Asteróides: Detritos do Sistema Solar). As plumas de vapor e gelo consistiam principalmente de água, mas com vestígios de nitrogênio, amoníaco, metano e outros hidrocarbonetos. Os minerais encontrados nos géiseres em quantidades vestigiais incluíam sal comum, o que significa que as plumas de géiseres eram sprays de alta pressão de água salgada.

Baseado no estudo contínuo das propriedades a granel do Enceladus e dos géiseres em curso, em 2015 os cientistas da missão Cassini tentaram identificar um oceano subterrâneo de água alimentando os géiseres. Estas descobertas sugeriram que apesar do seu pequeno tamanho, o Enceladus deveria ser adicionado à lista de mundos que gostaríamos de explorar para uma possível vida. Uma vez que seu oceano subterrâneo está convenientemente escapando para o espaço, pode ser muito mais fácil de amostrar do que o oceano da Europa, que está profundamente enterrado abaixo de sua espessa crosta de gelo.

Figure 5: Gêiseres no Enceladus. Esta imagem Cassini mostra um número de gêiseres aquáticos na pequena lua de Saturno Enceladus, aparentemente água salgada de uma fonte subsuperficial escapando através de fendas na superfície. Você pode ver linhas curvas de gêiseres ao longo das quatro “listras de tigre” na superfície. (crédito: modificação do trabalho da NASA/JPL/Instituto de Ciências Espaciais)

Anéis de Urano e Netuno

Figure 6: Anéis de Urano. A equipa Voyager teve de expor esta imagem durante muito tempo para ter um vislumbre dos anéis escuros e estreitos de Urano. Você pode ver a estrutura granulosa do “ruído” na eletrônica da câmera no fundo da imagem. (crédito: modificação do trabalho pela NASA/JPL)

Anéis de Urano são estreitos e pretos, tornando-os quase invisíveis da Terra. Os nove anéis principais foram descobertos em 1977 a partir de observações feitas de uma estrela quando Urano passou em frente a ela. A tal passagem de um objecto astronómico em frente de outro chamamos ocultação. Durante a ocultação de 1977, os astrônomos esperavam que a luz da estrela desaparecesse à medida que o planeta se movesse através dela. Mas, além disso, a estrela escureceu brevemente várias vezes antes de Urano alcançá-la, já que cada anel estreito passava entre a estrela e o telescópio. Assim, os anéis foram mapeados em detalhes mesmo que 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 passavam sucessivamente em frente a ela. Quando a Voyager se aproximou de Urano em 1986, ela foi capaz de estudar os anéis a curta distância; a espaçonave também fotografou dois novos anéis (Figura 6).

O mais externo e mais maciço dos anéis de Urano é chamado de Anel Epsilon. Tem apenas cerca de 100 quilómetros de largura e provavelmente não tem mais de 100 metros de espessura (semelhante ao Anel F de Saturno). O Anel Epsilon circunda Urano a uma distância de 51.000 km, cerca do dobro do raio de Urano. Este anel provavelmente contém tanta massa quanto todos os outros dez anéis de Urano combinados; a maioria deles são fitas estreitas com menos de 10 quilômetros de largura, apenas o inverso dos anéis largos de Saturno.

Figure 7: Anéis de Netuno. Esta longa exposição dos anéis de Netuno foi fotografada pela Voyager 2. Observe as duas regiões mais densas do anel externo. (crédito: modificação do trabalho pela NASA/JPL)

As partículas individuais nos anéis de urânio são quase tão pretas quanto grumos de carvão. Embora os astrônomos não entendam a composição deste material em detalhes, ele parece consistir em grande parte de compostos de carbono e hidrocarbonetos. Material orgânico deste tipo é bastante comum no sistema solar externo.

Muitos dos asteróides e cometas também são compostos de materiais escuros, 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 partido para fazer os anéis.

Anéis de Netuno são geralmente similares aos de Urano, mas ainda mais tênues (Figura 7). Existem apenas quatro deles, e as partículas não estão uniformemente distribuídas ao longo de seu comprimento.

Porque estes anéis são tão difíceis de investigar a partir da Terra, provavelmente levará muito tempo até que os entendamos muito bem.

Interacções entre Anéis e Luas

Muito do nosso fascínio pelos anéis planetários é resultado das suas intrincadas estruturas, a maioria das quais deve a sua existência ao efeito gravitacional das luas, sem as quais os anéis seriam planos e sem características. De facto, está a tornar-se claro que sem luas não haveria provavelmente anéis porque, deixados para si mesmos, discos finos de pequenas partículas espalham-se e dissipam-se gradualmente.

A maior parte dos espaços nos anéis de Saturno, e também a localização do bordo exterior do Anel A, resultam de ressonâncias gravitacionais com pequenas luas interiores. Uma ressonância ocorre quando dois objetos têm períodos orbitais que são relações exatas um do outro, tais como 1:2 ou 2:3. Por exemplo, qualquer partícula na fenda do lado interno da Divisão Cassini dos anéis de Saturno teria um período igual a metade do da lua de Saturno Mimas. Tal partícula estaria mais próxima de Mimas na mesma parte da sua órbita a cada segunda revolução. Os repetidos rebocadores gravitacionais de Mimas, agindo sempre na mesma direção, perturbá-lo-iam, forçando-o a uma nova órbita fora do intervalo. Desta forma, a Divisão Cassini ficou sem material de anéis durante longos períodos de tempo.

A missão Cassini revelou uma grande quantidade de estrutura fina nos anéis de Saturno. Ao contrário das anteriores voadeiras Voyager, a Cassini foi capaz de 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 recentemente vistas nos dados da Cassini indicavam a presença de condensações ou pequenas luas com apenas algumas dezenas de metros de diâmetro, embutidas nos anéis. Conforme cada pequena lua se move, ela produz ondas no material do anel circundante, como a esteira deixada por um navio em movimento. Mesmo quando a lua é muito pequena para ser resolvida, suas ondas características poderiam ser fotografadas por Cassini.

Um dos anéis mais interessantes de Saturno é o estreito Anel F, que contém vários anéis aparentes dentro de seus 90 quilômetros de largura. Em lugares, o Anel F se divide em dois ou três fios paralelos que às vezes mostram dobras ou dobras. A maioria dos anéis de Urano e Neptuno também são fitas estreitas como o Anel F de Saturno. Claramente, a gravidade de alguns objetos deve estar impedindo 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 fina estrutura é causada por luas menores embutidas. No caso do Anel F de Saturno, imagens em close-up revelaram que ele é delimitado pelas órbitas de duas luas, chamadas Pandora e Prometeu (Figura 8). Estas duas pequenas luas (cada uma com cerca de 100 quilómetros de diâmetro) são referidas como luas pastor, uma vez que a sua gravitação serve para “pastorear” as partículas do anel e mantê-las confinadas a uma fita estreita. Uma situação semelhante aplica-se ao Anel Epsilon de Urano, que é pastoreado pelas luas Cordelia e Ofélia. Estes dois pastores, cada um com cerca de 50 quilómetros de diâmetro, orbitam cerca de 2000 quilómetros dentro e fora do anel.

Figure 8: Saturn’s F Ring and Its Shepherd Moons. (a) Esta imagem Cassini mostra o estreito e complexo Anel F de Saturno, com suas duas pequenas luas pastoras Pandora (esquerda) e Prometeu (direita). (b) Nesta vista mais próxima, a lua de pastor Pandora (84 quilómetros de largura) é vista junto ao Anel F, no qual a lua está a perturbar o fio principal (mais brilhante) das partículas do anel à medida que passa. Pode-se ver o lado escuro de Pandora nesta imagem porque ela está sendo iluminada pela luz refletida de Saturno. (crédito a, b: modificação do trabalho da NASA/JPL/Instituto de Ciências Espaciais)

Os cálculos teóricos sugerem que os outros anéis estreitos nos sistemas uranianos e neptunianos também devem ser controlados pelas luas pastor, mas nenhum foi localizado. O diâmetro calculado para tais pastores (cerca de 10 quilômetros) estava no limite da detectabilidade para as câmeras Voyager, portanto é impossível dizer se eles estão presentes ou não. (Dados todos os anéis estreitos que vemos, alguns cientistas ainda esperam encontrar outro mecanismo mais satisfatório para mantê-los confinados.)

Um dos problemas pendentes com a compreensão dos anéis é determinar a sua idade. Será que os planetas gigantes sempre tiveram os sistemas de anéis que vemos hoje, ou estes podem ser uma adição recente ou transitória ao sistema solar? No caso dos anéis principais de Saturno, a sua massa é mais ou menos a mesma que a da lua interior Mimas. Assim, eles poderiam ter sido formados pela quebra de uma lua do tamanho de Mimas, talvez muito cedo na história do sistema solar, quando ainda existiam muitos projécteis interplanetários que sobraram da formação do planeta. É mais difícil entender como um evento tão catastrófico poderia ter acontecido recentemente, quando o sistema solar se tornou um lugar mais estável.

Glossary

resonância: uma condição orbital na qual um objecto está sujeito a perturbações gravitacionais periódicas por outro, mais comumente surgindo quando dois objectos orbitando um terceiro têm períodos de revolução que são múltiplos ou fracções simples um do outro