Planeta Saturno

Sexto planeta desde el Sol y el segundo más grande del Sistema Solar. La peculiaridad más conocida de Saturno es la de estar rodeado de un sistema de anillos, descubierto en 1.610 por Galileo Galilei utilizando uno de los primeros telescopios. Galileo no comprendió que los anillos estuvieran separados del cuerpo central del planeta, así que los describió como "asas" (ansae). Fue el astrónomo holandés Christiaan Huygens el primero en describirlos correctamente. En 1.655, para no perder su derecho de prioridad mientras verificaba sus propuestas, Huygens escribió un anagrama que, cuando se ordenaba, formaba una sentencia latina cuya traducción dice así: "Está circundado por un delgado anillo achatado, inclinado hacia la eclíptica y sin tocar en ningún punto al planeta".

El polo norte de Saturno

• Fuente:

NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute. Foto tomada por la sonda Cassini

Datos de Saturno

Principales datos del planeta

Los anillos, que se nombraron por el orden en que se descubrieron, se conocen como los anillos D, C, B, A, F, G y E. Hoy se sabe que contienen más de 100.000 pequeños anillos, todos ellos girando en torno al planeta.

Saturno y sus anillos

Exploración

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 sólo 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.

Sonda Cassini

Tres naves espaciales estadounidenses han incrementado enormemente el conocimiento del sistema de Saturno. La sonda Pioneer 11 fue lanzada en septiembre de 1.979, seguida por el Voyager 1 en noviembre de 1.980 y el Voyager 2 en agosto de 1.981. Estas naves espaciales llevaban cámaras e instrumentos para analizar las intensidades y polarizaciones de la radiación en las regiones visible, 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.

En octubre de 1.997 fue lanzada la nave Cassini, que deberá entrar en órbita de Saturno en el año 2.004. Se trata del último proyecto de gran presupuesto de la NASA, en colaboración con la Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Italiana. La Cassini recogerá datos sobre Saturno y sus satélites durante cuatro años. Algunos meses después de alcanzar la órbita del planeta, la nave dejará caer una sonda (Huygens) sobre la superficie de Titán, la mayor y más interesante de sus lunas.

Interior

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 aumente con rapidez 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 período 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 período de rotación de 10 horas, 39 minutos y 25 segundos. La diferencia aproximada de 28,5 minutos entre estos dos períodos indica que los vientos ecuatoriales de Saturno alcanzan velocidades de 1.700 km/h aproximadamente.

En 1.988, 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.

Imagen de una tormenta en Saturno. Por Hubble Space Telescope.

Magnetosfera

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

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, hielo de agua y gases helados 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 Domenico 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 configuraciones radiales en este anillo.

Anillos de Saturno

Satélites

Se han descubierto más de 20 satélites en la órbita de Saturno. Sus diámetros van de 20 a 5.150 km. Constan, fundamentalmente, de las sustancias heladas más ligeras que predominaron en las partes externas de la nebulosa de gas y polvo de la que se formó el Sistema Solar. Los cinco mayores satélites interiores —Mimas, Encélado, Tetis, Dione y Rea— son más o menos de forma esférica y compuestos en su mayor parte de hielo de agua. El material rocoso puede constituir hasta un 40 % de la masa de Dione. 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. (Posiblemente Encélado sigue soportando una actividad tectónica. 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 también un gran cráter y un valle de 100 km de ancho que se extiende más de 2.000 km a través de su superficie. Tanto Dione como Rea tienen pequeñas bandas brillantes en sus superficies ya muy reflectivas. Algunos científicos suponen que fueron causadas por hielos expulsados de cráteres por impactos meteóricos, o por hielo puro procedente del interior.

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 constan, 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 1.671. Phoebe, el satélite más alejado, se mueve en una órbita retrógrada muy inclinada hacia el ecuador de Saturno; es muy probable que se trate de un cometa capturado por el campo gravitatorio del planeta.

Entre los satélites interiores y exteriores orbita Titán, la luna mayor de Saturno. Su diámetro es de unos 5.150 km, mayor, incluso, que el del planeta Mercurio. Sin embargo, el diámetro de Titán no es bien conocido porque tiene una densa niebla anaranjada que oculta su superficie. La atmósfera de Titán tiene un espesor 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. La temperatura en la superficie es de -182 °C, y el metano o etano pueden estar presentes en forma de lluvia, nieve, hielo o vapor. El interior de Titán consta, probablemente, de rocas y hielo de agua en las mismas cantidades. No se han detectado campos magnéticos. El hemisferio sur es algo más brillante, y el único detalle visible es un anillo oscuro en la región del polo norte.

Titán, el satélite más grande de Saturno

Bibliografía:

• "Física". Robert Resnick, David Holliday. México.
• Sistema Solar Básico
• NSSDC Photo Gallery
• "Enciclopedia Microsoft ^® Encarta ^® 2.000"

Autor: Ricardo Santiago Netto. Argentina