Sistema Solar

Anillos de Saturno

Los anillos de Saturno son unas bandas muy anchas y muy planas constituidas por fragmentos de rocas, gas helado y hielo. Hay más de 110.000 bandas que giran formando los anillos que se ven con los telescopios desde la Tierra. Estos anillos tienen, aproximadamente, 4.800 Km de ancho. Las II captaron esta imagen desde una distancia de 8,9 millones de Km cuando, en 1981, pasó por este planeta.

Alejándonos del Sol todavía más, venimos a parar a Saturno, el planeta con el maravilloso sistema de anillos. Es, en varios respectos, como una edición un poco menor que el mayor, Júpiter, y las conclusiones alcanzadas en lo que conciernen caracteres físicos de Júpiter, son aplicables en lo principal a Saturno. Su globo es todavía más achatado que el de Júpiter, y además de estar rodeado por un cortejo de 18 satélites, se engalana con un sistema de anillos, situado en el plano del ecuador, y constituido, según las modernas investigaciones, por un número incalculable de pequeños cuerpos sólidos, que circulan sin cesar a su alrededor. Según la posición que ocupa el plano del anillo(cuyo espesor es probablemente de unos 70 kilómetros, pero que tiene cerca de 300.000 de diámetro máximo) con respecto al Sol y a nosotros, presentará diferentes aspectos, incluso el se una recta luminosa que atraviesa al planeta, hasta llegar a ser completamente invisible.

Por estar Saturno 10 veces más lejos del Sol que nosotros, recibe 100 veces menos calor y luz. El año saturniano equivale a veintinueve y medio de los nuestros, y su día dura solamente diez horas y cuarto.

Exploración del sistema de Saturno

Visto desde la Tierra, Saturno aparece como un objeto amarillento, uno de los más brillantes en el cielo nocturno. Observado a través de un telescopio, los anillos A y B se ven fácilmente, mientras que los D y E solamente se ven en condiciones atmosféricas óptimas. Telescopios de gran sensibilidad situados en la Tierra han detectado nueve satélites y en la niebla de la envoltura gaseosa de Saturno se distinguen pálidos cinturones y estructuras de bandas paralelas al ecuador.

Tres naves espaciales estadounidenses han incrementado enormemente el conocimiento del sistema de Saturno. La sonda Pioneer 11 fue lanzada en septiembre de 1979, seguida por el Voyager 1 en noviembre de 1980 y el Voyager 2 en agosto de 1981. Estas naves espaciales llevaban cámaras e instrumentos para analizar las intensidades y polarizaciones de la radiación en las regiones visibles, ultravioleta, infrarroja y de radio del espectro electromagnético. Estas naves también estaban equipadas con instrumentos para el estudio de los campos magnéticos y para la detección de partículas cargadas y granos de polvo interplanetario.

El interior de Saturno

La densidad media de Saturno es una octava parte de la de la Tierra, debido a que el planeta está compuesto fundamentalmente de hidrógeno. El enorme peso de la atmósfera de Saturno hace que la presión atmosférica se incremente a gran velocidad hacia el interior, donde el hidrógeno se hace líquido. Hacia el centro del planeta el hidrógeno líquido se condensa en hidrógeno metálico, que es un conductor eléctrico. Las corrientes eléctricas presentes en este hidrógeno metálico son las responsables del campo magnético del planeta. En el centro de Saturno se han consolidado, probablemente, elementos pesados formando un pequeño núcleo rocoso a una temperatura cercana a los 15.000 °C. Tanto Júpiter como Saturno siguen asentándose por la gravitación, siguiendo su original acreción de la nebulosa de gas y polvo de la que se formó el Sistema Solar hace más de 4.000 millones de años. Esta contracción genera calor, haciendo que Saturno lo irradie en el espacio en una proporción tres veces mayor que la que recibe del Sol.

Atmósfera

Los principales componentes de la atmósfera de Saturno son el hidrógeno (88% en masa) y el helio (11%); el resto comprende trazas de metano, amoníaco, cristales de amoníaco y otros gases como etano, acetileno y fosfina. Las imágenes del Voyager mostraron remolinos y corrientes turbulentas de nubes que tenían lugar a gran profundidad en una niebla mucho más densa que la de Júpiter debido a la menor temperatura de Saturno. Las temperaturas de la parte superior de la nube de Saturno están cercanas a -176 °C, unos 27 °C más bajas que las de Júpiter en los mismos puntos.

Los movimientos de las nubes tormentosas de Saturno muestran que el periodo de rotación de la atmósfera cerca del ecuador es de 10 horas y 11 minutos. Las emisiones de radio que se han detectado procedentes del cuerpo del planeta indican que el cuerpo de Saturno y su magnetosfera tienen un periodo de rotación de 10 horas, 39 minutos y 25 segundos. La diferencia aproximada de 28,5 minutos entre estos dos periodos indica que los vientos ecuatoriales de Saturno alcanzan velocidades de 1.700 Km/h aproximadamente.

En 1988, a partir del estudio de las fotografías del Voyager, los científicos determinaron un elemento atmosférico extraño alrededor del polo norte de Saturno. Lo que podría ser una configuración de onda estacionaria, reproducida seis veces alrededor del planeta, hace que parezca que las bandas de nubes, a cierta distancia del polo, forman un hexágono enorme y permanente.

La magnetósfera

El campo magnético de Saturno es mucho más débil que el de Júpiter, y su magnetósfera es como una tercera parte de la de Júpiter. La magnetósfera de Saturno consta de un conjunto de cinturones de radiación toroidales en los que están atrapados electrones y núcleos atómicos. Los cinturones se extienden más de 2 millones de kilómetros desde el centro de Saturno, e incluso más, en dirección contraria al Sol, aunque el tamaño de la magnetósfera varía dependiendo de la intensidad del viento solar (el flujo desde el Sol de las partículas cargadas). El viento solar, los satélites y anillos de Saturno suministran las partículas que están atrapadas en los cinturones de radiación. El periodo de rotación de 10 horas, 39 minutos y 25 segundos del interior de Saturno fue medido por el Voyager 1 mientras atravesaba la magnetósfera, que gira de forma sincrónica con el interior de Saturno. La magnetósfera interactúa con la ionosfera, la capa superior de la atmósfera de Saturno, causando emisiones aurorales de radiación ultravioleta.

Rodeando la órbita de Titán, el mayor satélite de Saturno, y extendiéndose hasta la órbita de Rea, se encuentra una enorme nube toroidal de átomos de hidrógeno neutro. Un disco de plasma, compuesto de hidrógeno y posiblemente de iones de oxígeno, se extiende desde fuera de la órbita de Tetis hasta casi la de Titán. El plasma gira en sincronía casi perfecta con el campo magnético de Saturno.

El sistema de anillos

Los anillos visibles se extienden hasta una distancia de 136.200 Km del centro de Saturno, pero en muchas regiones pueden tener sólo 5 m de grosor. Se cree que constan de agregados de roca, gases helados y hielo de agua en tamaños que pueden variar desde menos de 0,0005 cm de diámetro hasta 10 m (desde el tamaño de una partícula de polvo hasta el de una gran piedra). Un instrumento a bordo del Voyager 2 registró más de 100.000 anillos pequeños.

La aparente separación entre los anillos A y B se denomina división de Cassini, en honor a su descubridor, el astrónomo francés Giovanni Cassini. Las cámaras de televisión del Voyager reflejaron cinco nuevos anillos débiles dentro de la división de Cassini. Los anchos anillos B y C parece que constan de cientos de pequeños anillos, algunos ligeramente elípticos que muestran variaciones de densidad ondulante. La interacción gravitacional entre anillos y satélites, que produce estas ondas de densidad, sigue sin comprenderse del todo. El anillo B aparece brillante cuando se ve desde el lado iluminado por el Sol, pero oscuro desde el otro lado porque es lo bastante denso como para bloquear la mayor parte de la luz del Sol. Las imágenes del Voyager revelan también en el anillo B configuraciones radiales.

¿Qué son los anillos de Saturno?

El italiano Giovanni Cassini, explicó que estos anillos no eran un cuerpo sólido y compacto sino que estaban formados por una enorme cantidad de objetos. Y tenía bastante razón, como probaron los estudios hechos en el siglo XX y, especialmente las sondas espaciales (unas naves sin tripulación pero cargadas de instrumental) que viajaron hasta Saturno y tomar espectaculares fotografías. Millones de pedazos de roca y de hielo, de distintos tamaños(desde polvo hasta trozos grandes como una casa) giran velozmente alrededor del planeta formando el enorme disco de materia que lo rodea. Pero no son dos anillos sino muchos más.

¿Cómo se formaron?

Los astrónomos tienen tres teorías sobre el origen de los anillos de Saturno:

   - son restos de un satélite natural que se estrelló contra el planeta;

   - un satélite natural chocó con otro objeto del espacio y se pulverizaron;

   - son material sobrante de la formación de Saturno.

Anchos y chatos:

Los anillos son miles, pero hay 7 bandas principales. Los astrónomos las nombran con letras según el orden en que las descubrieron. El más cercano al planeta es el D, que mide 6.400 kilómetros de ancho. Hacia afuera sigue el C, muy oscuro y de 64.000 kilómetros. Después viene el B, el más brillante, de 25.000 kilómetros. Luego el A, un poco menor. En las zonas externas(invisibles desde la Tierra) siguen los finos anillos F y G. Por fin, el muy extendido pero difuso anillo E.

Todos son anchos pero muy finos: apenas llegan a 1 kilómetro de espesor. Por eso, de perfil, son casi invisibles.

Saturno no es el único:

Mucha gente piensa que los anillos son una exclusividad de Saturno. Pero no es así: el Voyager II detectó y fotografió algunos anillos de materia alrededor de Júpiter, Urano y Neptuno. Son mucho más chicos y difusos que los de Saturno, por eso no puede observárselos desde la Tierra.

Satélites Naturales

Se han descubierto más de 20 satélites en la órbita de Saturno. Sus diámetros van desde 25 a 5.150 km. Están constituidos, esencialmente, de las sustancias heladas más ligeras que predominaron en las partes externas de la nebulosa de gas y polvo, donde la radiación del Sol distante pudo no evaporar los gases helados. Los cinco mayores satélites interiores son: Mimas, Encélado, Tetis, Dione y Rea que más o menos son de forma esférica y compuestos en su mayor parte de hielo de agua. Las superficies de los cinco presentan cráteres producidos por impactos de meteoritos. Encélado tiene una superficie más lisa que los otros y la zona que presenta menos cráteres en su superficie tiene algunos cientos de millones de años. Los astrónomos suponen que Encélado suministra partículas al anillo E, el cual está muy cerca de la órbita del satélite. Mimas, con una superficie nada lisa, muestra un cráter cuyo diámetro es igual a la tercera parte del diámetro del propio satélite. Tetis tiene, además de un inmenso cráter, un valle de 100 Km de ancho que se extiende más de 2.000 Km a través de su superficie.

Se han descubierto diversos satélites pequeños fuera del anillo A y cerca de los anillos F y G. Así mismo, se han descubierto cuatro satélites de Tetis, llamados Troyanos y uno de Dione. El término Troyano se aplica a cuerpos como los satélites o asteroides que se producen en regiones de estabilidad que preceden o siguen a un cuerpo en su órbita alrededor de un planeta o del Sol.

Los satélites externos Hyperion e Iapeto también están formados, fundamentalmente, de hielo de agua. Iapeto tiene una región muy oscura que contrasta con la mayor parte de su superficie, que es brillante. Esta región oscura y la rotación del satélite son la causa de las variaciones de brillo que observó Cassini en 1671. Phoebe, el satélite más alejado, es probablemente, un cometa capturado por el campo gravitatorio de Saturno.

La mayor luna de Saturno es Titán. Su diámetro es de 5.150 km, incluso mayor que el de Mercurio. El diámetro de Titán, a pesar del dato, no es bien conocido porque tiene una densa niebla que oculta su superficie. El espesor de su atmósfera es de unos 300 km, y está compuesta de nitrógeno con trazas de metano, etano, acetileno, etileno, cianuro de hidrógeno, monóxido de carbono y dióxido de carbono. El interior de Titán está constituido, probablemente, de rocas y hielo de agua en las mismas cantidades. No se han detectado campos magnéticos en él.