O VERRASKELSER I PENGEMARKEDSRENTEN

A primeira observa¸c˜ao dos an´eis de Saturno foi realizada em 1610 pelo italiano Galileo Galilei e foi uma das primeiras descobertas feitas com o rec´em inventado telesc´opio. Inicial- mente ele interpretou a sua observa¸c˜ao como duas luas orbitando o planeta e apenas em 1655 Christiaan Huygens apresentou a hip´otese de que o sistema visto por Galileo era na verdade um anel s´olido, eliptico.

No ano de 1859 James Clerk Maxwell provou matematicamente que um anel ao redor de um planeta seria est´avel somente se fosse composto por pequenas part´ıculas independentes, contrariando as hip´oteses de um anel (ou v´arios pequenos an´eis) r´ıgido. Em 1895, atrav´es de observa¸c˜oes espectrosc´opias, Keller e Campell mostraram que os an´eis de Saturno s˜ao formados por part´ıculas, comprovando a id´eia de Maxwell.

At´e o advento das sondas espaciais o estudo de an´eis planet´arios estava limitado a re- solu¸c˜ao dos telesc´opios localizados na superf´ıcie da Terra; al´em disso fatores como per- turba¸c˜oes na atmosfera dificultavam as observa¸c˜oes. Hoje sabe-se que o sistema de an´eis de Saturno ´e vasto e complexo, formado por v´arias estruturas e com in´umeros sat´elites.

A sonda interplanet´aria Pioneer 11 (ou Pionner G), lan¸cada em 1973, tinha como alvos J´upiter e Saturno e foi respons´avel pelo envio das primeiras imagens obtidas pr´oximas a um anel planet´ario. Ao passar por Saturno ela fez uma das suas maiores descobertas: fotografou um anel estreito al´em da borda do anel A, posteriormente chamado anel F (Gehrels et al. 1980). As imagens enviadas pela sonda mostraram caracter´ısticas peculiares do anel F, como uma regi˜ao com maior concentra¸c˜ao de part´ıculas (clumps) e tran¸cas no anel.

Estas particularidades do anel F fizeram com que ele se tornasse um dos objetivos princi- pais da sonda Voyager II (que j´a estava a caminho de Saturno quando as imagens da Pionner 11 foram recebidas (Morrison 1982)). A figura 3.1 mostra imagens enviada pelas sondas

Voyager onde ´e poss´ıvel identificar as estruturas peculiares do anel F.

(a) (b)

(c)

Figura 3.1: Algumas estruturas peculiares presentes no anel F: (a) imagem enviada pela Voyager I das tran¸cas no anel (FDS34930.48); (b) imagem da estrutura m´ultipla enviada pela sonda Voyager II (FDS440005.1); (c) imagem enviada pela sonda Voyager II (FDS43408.10) onde ´e poss´ıvel ver v´arias regi˜oes com aglomeramento de part´ıculas.

Essa nova visita ao sistema saturniano permitiu um estudo mais detalhado de todo o sistema de an´eis devido `a maior resolu¸c˜ao das imagens. A sonda Voyager I tamb´em passou por Saturno, nove meses antes da Voyager II, mas suas cˆameras eram de menor resolu¸c˜ao e os objetivos principais desta miss˜ao estavam relacionados ao estudo da atmosfera do planeta (Morrison 1982). Mesmo assim, a partir das imagens da sonda Voyager I Collins et al. (1980)

encontraram dois pequenos sat´elites margeando o anel F, sendo um interno e outro externo ao anel. Prometeu, o sat´elite interno ao anel ´e mais massivo que Pandora, o sat´elite externo. Al´em disso a ´orbita de Prometeu ´e mais pr´oxima ao anel F.

Atualmente a sonda Cassini est´a em ´orbita de Saturno e teve sua miss˜ao estendida at´e 2017. Suas cˆameras, com resolu¸c˜ao muito maior que as das sondas que passaram por Saturno anteriormente, revelaram com maiores detalhes os estruturas presentes no anel F, al´em de permitir uma melhor determina¸c˜ao dos elementos orbitais do anel e dos sat´elites pr´oximos (Porco et al. 2005). Tamb´em foi descoberto um envelope de poeira com largura de 700 km ao redor do anel F, por´em at´e o momento n˜ao foi publicado nenhum trabalho com mais informa¸c˜oes sobre o tamanho das part´ıculas que formam este envelope.

A evolu¸c˜ao dinˆamica do anel F ´e um assunto extensivo na literatura. Como exemplo, Murray et al. (2005) realizaram simula¸c˜oes num´ericas da intera¸c˜ao entre Prometeu e o anel F, considerando que o anel ´e formado por trˆes faixas distintas e um envelope de poeira. Entre os resultados est´a a forma¸c˜ao de falhas ou canais devido `a aproxima¸c˜ao do sat´elite, como havia sido previsto por Murray et al. (1997).

Por´em, apenas a intera¸c˜ao gravitacional n˜ao ´e suficiente para explicar todos os aspectos da forma¸c˜ao e evolu¸c˜ao do anel, principalmente tendo em vista a grande quantidade de part´ıculas de poeira. Neste caso a evolu¸c˜ao pode ser dominada por uma combina¸c˜ao de for¸cas n˜ao gravitacionais que dependem fortemente do tamanho das part´ıculas.

A tarefa de determinar precisamente a distribui¸c˜ao de part´ıculas do anel F tem sido um desafio. Showalter et al. (1992) propuseram um modelo usando observa¸c˜oes da Voyager e dados de oculta¸c˜oes estelares. Neste modelo o anel F ´e composto por um n´_{ucleo com ∼ 1 km} de largura formado por part´ıculas centim´etricas envolto por um envelope de poeira com ∼ 500 km de largura formado por part´ıculas microm´etricas. Este n´ucleo do anel teria massa equivalente `a um pequeno sat´elite com raio de 15 − 70 km distribu´ıda em um grande n´umero de corpos menores.

Relacionados as for¸cas n˜ao-gravitacionais e a fotometria do anel F, ser˜ao descritos neste cap´ıtulo os resultados obtidos em dois estudos. Na se¸c˜ao 3.2 ´e apresentado um estudo num´erico sobre a influˆencia da press˜ao de radia¸c˜ao solar nas part´ıculas que formam o enve- lope de poeira do anel F, enquanto o desenvolvimento de um modelo fotom´etrico para o anel baseado nos dados enviados pela sonda Cassini ´e apresentado na se¸c˜ao 3.3.