Anillos de Saturno

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Anillos de Saturno. Hay etiquetas en los más importantes.

Los anillos de Saturno son un sistema de 7 anillos planetarios que rodean a ese planeta y fueron observados por primera vez en julio de 1610 por Galileo Galilei. En parte porque las imágenes que daba el recién inventado telescopio eran de mala calidad para aquel entonces, y en parte porque hacía sólo unos meses que había descubierto los cuatro mayores satélites de Júpiter, pensó inicialmente que las estructuras borrosas, parecidas a orejas, que había visto, eran dos satélites próximos a Saturno. Pronto cambió de opinión. Aquellos "extraños apéndices" no variaban su posición respecto a Saturno de una noche a la siguiente y, además, desaparecieron en 1612. Sucedió que los anillos habían quedado orientados con su plano según la visual desde la Tierra en 1612 y con ello se habían hecho muy débiles. La geometría de los apéndices dejó perplejos a los astrónomos, hasta el punto de llegarse a proponer que se trataba de asas unidas a Saturno o que constaban de varios satélites en órbita solamente alrededor de la parte posterior de Saturno, por lo que nunca arrojaban sombra sobre el planeta.

Finalmente, en 1655, Christiaan Huygens sugirió que los apéndices eran el signo visible de un disco de materia delgado y plano, separado del planeta y dispuesto en el plano ecuatorial de éste. Dependiendo de cuáles fueran las posiciones de Saturno y de la Tierra en sus respectivas órbitas alrededor del Sol, la inclinación del disco respecto a la Tierra variaría; de ahí que su apariencia variase también desde la de una delgada línea hasta la de una ancha elipse. El ciclo de los anillos al igual que la órbita del planeta Saturno duraba 30 años.

Durante los dos siglos siguientes se supuso que el disco era una capa continua de materia. La primera objeción contra la hipótesis no tardaría, sin embargo, en plantearse. En 1675, Giovanni Cassini halló una oscura banda (la división que lleva su nombre) que separaba el disco en dos anillos concéntricos.

A finales del siglo XVIII, Pierre-Simon Laplace mostró que bastarían las fuerzas combinadas de la gravedad en el planeta Saturno y la rotación del disco para desgarrar una capa única de materia. En principio, cualquier partícula del disco mantiene su distancia radial desde Saturno porque hay dos fuerzas que se equilibran. La gravedad tira de la partícula hacia dentro; la fuerza centrífuga la empuja hacia fuera. La fuerza centrífuga procede de la velocidad de rotación; de aquí que el disco haya de estar girando. Ahora bien, en el caso de un disco en rotación rígida, las fuerzas se equilibran solamente para una cierta distancia radial. Por ello, Laplace propuso la hipótesis de que los anillos de Saturno estaban formados por muchos anillos delgados, lo suficiente cada uno de ellos para soportar el ligero desequilibrio de fuerzas que aparecería a lo largo de su anchura radial.

El último paso hacia la visión moderna de los anillos se dio en 1857, cuando James Clerk Maxwell ganó el Premio Adams de la Universidad de Cambridge por su demostración matemática de que los anillos delgados estaban formados en realidad por numerosas masas pequeñas que mantenían órbitas independientes. La comprobación experimental de esta hipótesis llegó en 1895, cuando los astrónomos estadounidenses James E. Keeler y William W. Campbell dedujeron la velocidad de las partículas en los anillos a partir de su desplazamiento Doppler, o modificación de la longitud de onda de las líneas espectrales de la luz del Sol que las partículas reflejan hacia la Tierra. Encontraron que los anillos giraban alrededor de Saturno a una velocidad distinta de la de la atmósfera del planeta. Además, las partes internas de los anillos giraban a mayor velocidad que las externas, según prescribían las leyes de la física para partículas en órbitas independientes.

Características de los anillos[editar]

El cuerpo principal del sistema de anillos de Saturno incluye los brillantes anillos A y B, de escasa opacidad. Media entre uno y otro una franja de 5.000 kilómetros: la División de Cassini, región relativamente transparente, aunque no vacía en absoluto. El cuerpo principal del sistema de Saturno comprende también el anillo C, más débil y menos opaco, que queda dentro del borde interior del anillo B. Tiene un grado de opacidad comparable al de la División de Cassini. El todavía más débil anillo D queda dentro del anillo C. Antes de que los Voyager pasaran por la proximidad de Saturno se había reconocido ya la configuración estructural en los anillos del planeta A, B, C y D, observables desde la Tierra, así como las Divisiones de Cassini y de Encke. Tomados en su conjunto, los principales anillos de Saturno (A, B y C) miden unos 275.000 kilómetros de anchura anular, lo que representa tres cuartas partes de la distancia que separa la Tierra de la Luna. El anillo A está dividido en dos partes por la División de Encke.

Las fotografías de los anillos con alta resolución, tomadas por los vehículos espaciales Voyager y Cassini aportaron muchas novedades:

  • Tres anillos muy pálidos, E, F y G, que quedan fuera del anillo A. En septiembre de 2006 se descubrió otro anillo entre el F y G.
  • Aparecieron estrechas regiones anulares de diferente brillo y opacidad, como los surcos del disco de un gramófono.
  • Se hallaron, además, desviaciones respecto a la forma circular.
  • Aparecen nudos, trenzados y torcimientos en el anillo F.
  • El anillo A presenta un brillo uniforme frente al anillo B que presenta variaciones a lo largo de sus distancias radiales.
  • En la parte exterior del anillo A existe un auténtico cinturón de "microlunas", cuyo tamaño oscila desde el de un camión pequeño al de un estadio.
  • En el anillo B había unas perturbaciones orientadas radialmente, en forma de cuña.
  • Grupos de bandas causadas por resonancia de satélites.
  • Satélites pastores produciendo huecos en los anillos o fijando sus bordes.

La parte del anillo exterior a la División de Encke muestra un débil grupo de bandas. Las bandas están más apretadas hacia la órbita del satélite Prometeo, que se descubrió en las imágenes tomadas por el Voyager 1. Se cree que las bandas se producen por resonancias en el anillo debidas a los efectos gravitatorios del satélite. El borde del anillo A lo mantiene el satélite pastor Atlas.

Imagen de Pandora y Prometeo custodiando el anillo F de Saturno.

Además, los satélites Prometeo y Pandora, son los satélites pastores interior y exterior respectivamente que dan forma al anillo F de Saturno que tiene 80 km de anchura.

La mayoría de los huecos en los anillos de Saturno están causados por la presencia de satélites pastores. Mimas, por ejemplo, es responsable de la existencia del mayor de ellos, la División de Cassini.

En comparación, el espesor de los anillos de Saturno resulta despreciable. El límite superior de su extensión vertical se ha estimado en alrededor de un km. En relación con su anchura, los anillos son miles de veces más delgados que una hoja de afeitar, siendo su anchura mínima unos pocos metros.

Composición de los anillos[editar]

La capacidad de los anillos para reflejar o absorber luz de diferentes longitudes de onda permite deducir información sobre la composición de las partículas de los Anillos de Saturno. Por ejemplo, los anillos A, B y C son malos reflectores de la luz del Sol para ciertas longitudes de onda del infrarrojo próximo. Por tratarse de una propiedad característica del hielo, cabe presumir que el hielo es un constituyente importante de las partículas que forman esos anillos. Pero es un hielo de color blanco, lo que significa que es más o menos igualmente reflector para todas las longitudes de onda en el visible. Por el contrario, las partículas de los anillos A, B y C son menos reflectores en luz azul que en luz roja. Quizás hay alguna sustancia adicional presente en pequeñas cantidades; polvo tal vez, que portara óxido de hierro como fuente del color rojizo. También se ha propuesto la hipótesis de que ciertos compuestos generados por la radiación ultravioleta del Sol fueran los responsables del color rojizo.

En 1973, se exploraron los anillos de Saturno con ondas de radar (de longitud de onda del orden de centímetros) cuya reflexión detectaron con la antena de 64 metros de la Red de Espacio Profundo en Goldstone, California. La alta reflectividad de los anillos A y B implicaba que la mayoría de las partículas de esos dos anillos eran al menos de un tamaño comparable a la longitud de onda del radar, es decir, del orden de centímetros. Si las partículas hubieran sido menores que las longitudes de onda del radar, habrían resultado transparentes a las ondas de éste. Si hubieran sido mucho mayores, se habría apreciado la emisión de radiación térmica. El bajo nivel de tal radiación limita su tamaño a no más de algunos metros.

Los datos de los vehículos espaciales Voyager han confirmado estos descubrimientos. En un tipo de experimento se enviaron radio-ondas desde el vehículo espacial a la Tierra, a través de los anillos, y se midió la potencia difundida por las partículas de los anillos para varios ángulos de desviación respecto al trayecto inicial de las ondas.

Así como la difusión de las ondas de radar por las partículas en los anillos hace posible detectar partículas del orden del tamaño de la longitud de onda del radar, la difusión de la luz solar permite detectar partículas del tamaño de una longitud de onda de la luz visible. El intenso incremento de brillo de un segmento del anillo, cuando se contempla bajo un ángulo para el que la difusión hacia delante es pequeña, implica que, en ese segmento, abundan las partículas de un micrómetro de magnitud.

Observación que sólo puede acometerse cuando Saturno queda entre el Sol y el astrofísico. Esta condición no se puede cumplir para observaciones verificadas desde la Tierra, pero sí a bordo de un vehículo espacial. Así, los estudios de los datos de los Voyager señalan que las partículas de tamaños del orden de un micrómetro constituyen una proporción grande de las partículas en el anillo F, una proporción apreciable en muchas partes del anillo B y una proporción menor en la parte externa del anillo A. Por otra parte, el anillo C y la división de Cassini no presentan rastros de tales partículas pequeñas.

La difusión de la luz o de alguna otra forma de radiación electromagnética por las partículas de un anillo permite deducir el tamaño de las partículas que abundan en el anillo:

  • Difusión de luz de una partícula de tamaño 1/10 de la longitud de onda de la radiación incidente: difunde la luz casi por igual en todas las direcciones.
  • Difusión de luz de una partícula de tamaño del orden de la longitud de onda de la radiación incidente: difunde la luz hacia delante.
  • Difusión de luz de una partícula de tamaño mayor que la longitud de onda de la radiación incidente: difunde la luz en todos los ángulos, predominando hacia delante.

Cuñas radiales en el anillo B[editar]

Cuñas radiales en el anillo B de Saturno.

En la parte central y más opaca del anillo B aparecen unas perturbaciones orientadas radialmente, en forma de cuña. Cada una de las cuales puede verse a lo largo de una fracción importante de las 10 horas que una partícula del anillo B invierte en realizar una revolución orbital. Mientras tanto, nuevas cuñas radiales están surgiendo esporádicamente en otras zonas del anillo. Comparadas con su entorno, las cuñas radiales aparecen brillantes en luz difundida hacia delante y oscuras en luz difundida hacia atrás. De ahí que las partículas de tamaños del orden de un micrómetro abunden en las cuñas radiales.

Cada parte de una cuña radial gira alrededor de Saturno a la misma velocidad que lo hacen las partículas del anillo a su distancia radial. Las porciones interiores se mueven más aprisa; así, una cuña radial se va inclinando con el tiempo y llega a desaparecer. El extremo más estrecho (el "pincho") de cada cuña radial parece coincidir aproximadamente con la distancia desde Saturno a la cual el período de una partícula en órbita iguala al período de rotación del planeta Saturno. El campo magnético en Saturno está encerrado dentro del planeta; gira, por tanto, con él. De aquí que las fuerzas electromagnéticas sean parcialmente responsables de que existan cuñas radiales. A este respecto puede hacerse notar que se observaron brotes de estática de banda ancha. Los brotes parecen haberse originado en fuentes del anillo B, cerca de regiones donde la actividad de las cuñas era intensa.

La observación de que la difusión de la luz en las partículas de las cuñas radiales del anillo B de Saturno ocurre predominantemente hacia delante permite deducir que las cuñas son concentraciones locales y transitorias de partículas del anillo, de un micrómetro de tamaño.

Lista de los anillos y divisiones más importantes[editar]

Nombre Distancia al centro de Saturno (km) Longitud (km) Nombrado en honor
Anillo ML 67.000 - 74.500 7.500 Manuel Landa
Anillo C 74.500 - 92.000 17.500  
División de Colombo 77.800 100 Giuseppe "Bepi" Colombo
División de Maxwell 87.500 270 James Clerk Maxwell
Anillo B 92.000 - 117.500 25.500  
División de Cassini 117.500 - 122.200 4.700 Giovanni Cassini
División de Huygens 117.680 285-440 Christiaan Huygens
Anillo A 122.200 - 136.800 14.600  
División de Encke 133.570 325 Johann Encke
División de Keeler 136.530 35 James Keeler
Anillo R/2004 S 1 137.630  ?  
R/2004 S 2 138.900  ?  
Anillo F 140.210 30-500  
Anillo H? 151.450  ?  
Anillo G 165.800 - 173.800 8.000  
Anillo E 180.000 - 480.000 300.000  

Anillo de Febe[editar]

Mediante observaciones realizadas con el telescopio de infrarrojos Spitzer se ha podido determinar la existencia de un anillo mucho más exterior y débil que los antes mencionados, extendiéndose de manera asimétrica en un radio entre 6 millones de kilómetros y 12 millones de kilómetros, inclinado 27 grados respecto al ecuador de Saturno, y cuya fuente puede ser la luna Febe.[1]

Véase también[editar]

Referencias[editar]

Enlaces externos[editar]