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. LasVoyager 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.
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.
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.
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.
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.