Saturno es el sexto
planeta del
Sistema Solar, el segundo en tamaño y
masa después de
Júpiter y el único con un
sistema de anillos visible desde nuestro planeta. Su nombre proviene del dios romano
Saturno. Forma parte de los denominados
planetas exteriores o gaseosos. El aspecto más característico de Saturno son sus brillantes anillos. Antes de la invención del
telescopio, Saturno era el más lejano de los planetas conocidos y, a simple vista, no parecía luminoso ni interesante. El primero en observar los anillos fue
Galileo en
1610,
1 pero la baja inclinación de los anillos y la baja resolución de su
telescopio le hicieron pensar en un principio que se trataba de grandes lunas.
Christiaan Huygens con mejores medios de observación pudo en
1659 observar con claridad los anillos.
James Clerk Maxwell en
1859 demostró matemáticamente que los anillos no podían ser un único objeto sólido sino que debían ser la agrupación de millones de partículas de menor tamaño. Las partículas que habitan en los anillos de Saturno giran a una velocidad de 48 000
km/h, 15 veces más rápido que una bala.
Origen del nombre del planeta Saturno[editar]
Debido a su posición orbital más lejana que Júpiter, los antiguos romanos le otorgaron el nombre del padre de
Júpiter al planeta Saturno. En la mitología romana,
Saturno era el equivalente del antiguo titán griego
Crono, hijo de
Urano y
Gea que gobernaba el mundo de los dioses y los hombres devorando a sus hijos en cuanto nacían para que no lo destronaran.
Zeus, uno de ellos, consiguió esquivar este destino y finalmente derrocó a su padre para convertirse en el dios supremo.
Los griegos y romanos, herederos de los
sumerios en sus conocimientos del cielo, habían establecido en siete el número de astros que se movían en el firmamento: el
Sol, la
Luna, y los
planetas Mercurio,
Venus,
Marte,
Júpiter y Saturno, las estrellas «errantes» que, a distintas velocidades, orbitaban en torno a la
Tierra, centro del
Universo. De los cinco planetas, Saturno es el de movimiento más lento, emplea unos treinta años (29,457 años) en completar su órbita, casi el triple que Júpiter (11,862 años) y respecto a Mercurio, Venus y Marte la diferencia es mucho mayor. Saturno destacaba por su lentitud y si Júpiter era
Zeus, Saturno tenía que ser Crono, el padre anciano, que paso a paso deambula entre las estrellas.
Características generales[editar]
Saturno es un planeta visiblemente achatado en los polos con un ecuador que sobresale formando un esferoide ovalado. Los diámetros ecuatorial y polar son de 120 536 y 108 728 km, respectivamente. Este efecto es producido por la rápida rotación del planeta, su naturaleza fluida y su relativamente baja gravedad. Los otros planetas gigantes son también ovalados pero no en tan gran medida. Saturno posee una densidad específica de 690 kg/m³, siendo el único planeta del
Sistema Solar con una densidad inferior a la del agua (1000 kg/m³). El planeta está formado por un 90 % de
hidrógeno y un 5 % de
helio. El volumen del planeta es suficiente como para contener 740 veces la Tierra, pero su masa es sólo 95 veces la terrestre, a causa de la ya mencionada densidad media.
El periodo de rotación de Saturno es incierto dado que no posee superficie y su atmósfera gira con un periodo distinto en cada latitud. Desde la época de los
Voyager se consideraba que el periodo de rotación de Saturno, basándose en la periodicidad de señales de radio emitidas por él, era de 10 h 39 min 22,4 s (810,8°/día). Las misiones espaciales
Ulysses y
Cassini han mostrado que este periodo de emisión en radio varía en el tiempo, siendo en la actualidad de 10 h 45 m 45 s (± 36 s). La causa de este cambio en el periodo de rotación de radio podría estar relacionada con la actividad criovolcánica en forma de
géiseres del satélite
Encélado, que libera material en órbita de Saturno capaz de interaccionar con el campo magnético externo del planeta, utilizado para medir la rotación del núcleo interno donde se genera. En general se considera que el periodo de rotación interno del planeta puede ser conocido tan sólo de forma aproximada.
Estructura interna[editar]
El interior del planeta es semejante al de
Júpiter, con un núcleo sólido en el interior. Sobre él se extiende una extensa capa de hidrógeno líquido, debido a los efectos de las elevadas presiones y temperaturas. Los 30 000 km exteriores del planeta están formados por una extensa atmósfera de
hidrógeno y
helio. El interior del planeta probablemente contenga un núcleo formado por materiales helados acumulados en la formación temprana del planeta y que se encuentran en estado líquido en las condiciones de presión y temperatura cercanas al núcleo. Éste se encuentra a temperaturas en torno a 12 000
K —aproximadamente el doble de la temperatura de la superficie del
Sol—.
Por otro lado, y al igual que
Júpiter y
Neptuno, Saturno irradia más calor al exterior del que recibe del
Sol. Una parte de esta energía está producida por una lenta contracción del planeta que libera la energía potencial gravitacional producida en la compresión. Este mecanismo se denomina
mecanismo de Kelvin-Helmholtz. El calor extra generado se produce en una separación de fases entre el hidrógeno y el helio relativamente homogéneos que se están diferenciando desde la formación del planeta, liberando
energía gravitatoria en forma de
calor.
La enorme tormenta aparecida en diciembre 2010 (foto
NASA)
La atmósfera de Saturno posee un patrón de bandas oscuras y zonas claras similar al de
Júpiter aunque la distinción entre ambas es mucho menos clara en el caso de Saturno. La atmósfera del planeta posee fuertes vientos en la dirección de los paralelos alternantes en latitud y altamente simétricos en ambos hemisferios a pesar del efecto estacional de la inclinación axial del planeta. El viento está dominado por una intensa y ancha corriente ecuatorial al nivel de la altura de las nubes que llegó a alcanzar velocidades de hasta 450 m/s en la época de los Voyager. A diferencia de Júpiter, no son aparentes grandes vórtices estables, aunque sí los hay más pequeños.
Es probable que las nubes superiores estén formadas por cristales de
amoníaco. Sobre ellas parece extenderse una niebla uniforme sobre todo el planeta, producida por fenómenos fotoquímicos en la atmósfera superior —alrededor de 10
mbar—. A niveles más profundos —cerca de 10
bar de presión—, el agua de la atmósfera podría condensarse en una capa de nubes de agua que aún no ha podido ser observada.
Al igual que en Júpiter, ocasionalmente se forman
tormentas en la atmósfera de Saturno, y algunas de ellas han podido observarse desde la Tierra. En
1933 se observó una mancha blanca situada en la zona ecuatorial por el astrónomo aficionado W.T. Hay. Era lo suficientemente grande como para ser visible con un refractor de 7 cm, pero no tardó en disiparse y desvanecerse. En
1962 empezó a desarrollarse una nueva mancha, pero no llegó nunca a destacar. En
1990 se pudo observar una gigantesca nube blanca en el ecuador de Saturno que ha sido asimilada a un proceso de formación de grandes tormentas. Se han observado manchas similares en placas fotográficas tomadas durante el último siglo y medio a intervalos de aproximadamente 30 años. En
1994 se pudo observar una segunda gran tormenta de aproximadamente la mitad de tamaño que la producida en el año 1990.
La sonda Cassini ha podido captar varias grandes tormentas en Saturno. Una de las mayores tormentas, con rayos 10 000 veces más potentes que los de cualquier tormenta de la Tierra, apareció el día
27 de noviembre de
2007, habiendo durado 7 meses y medio —lo que fue por un tiempo el récord de duración de una tormenta en el Sistema Solar—.
2 Esta tormenta apareció en el hemisferio S de Saturno, en una zona conocida como «callejón de las tormentas» por la elevada frecuencia con la que aparecen allí estos fenómenos.
3 Este récord, sin embargo, ha sido batido por otra tormenta aparecida en la misma zona, que fue detectada en enero de 2009 y que a mediados de septiembre aún continuaba activa,
4 durando hasta octubre de ese año.
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Una enorme tormenta, tan grande que rodeó el planeta, apareció en diciembre de
2010 en el hemisferio N de Saturno desarrollando un vórtice central de color oscuro de 5 000 kilómetros de ancho similar a la
Gran Mancha Roja de Júpiter, siendo tan potente —mucho más que cualquier tormenta terrestre— que dragó nubes de cristales de amoniaco de las profundidades de la atmósfera del planeta. Durante los aproximadamente 200 días que duró,
6 siendo estudiada con ayuda de la sonda Cassini y de telescopios terrestres,
7 creció y se expandió hasta alcanzar un área 8 veces superior al de la Tierra, y pudieron captarse las
ondas de radio producidas por el aparato eléctrico asociado a ella.
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Característica nube hexagonal en el polo norte, descubierta por
Voyager 1 y confirmada en 2006 por
Cassini.
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Las regiones polares presentan corrientes en chorro a 78ºN y 78ºS. Las sondas Voyager detectaron en los años 80 un patrón hexagonal en la región polar norte que ha sido observado también por el telescopio espacial Hubble durante los años 90. Las imágenes más recientes obtenidas por la sonda Cassini han mostrado el vórtice polar con gran detalle. Saturno es el único planeta conocido que posee un vórtice polar de estas características si bien los vórtices polares son comunes en las atmósferas de la Tierra o Venus.
En el caso del
hexágono de Saturno, los lados tienen unos 13 800 kilómetros de longitud —algo más del diámetro de la Tierra— y la estructura rota con un periodo idéntico al de la rotación planetaria, siendo una onda estacionaria que no cambia su longitud ni estructura, como hacen el resto de nubes de la atmósfera. Estas formas poligonales entre tres y seis lados se han podido replicar mediante modelos de fluidos en rotación a escala de laboratorio.
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Al contrario que el polo norte, las imágenes del polo sur muestran la presencia de una
corriente de chorro, pero no vórtices ni
ondas hexagonales persistentes.
[6] Sin embargo,
NASA informó en noviembre del 2006 que la sonda Cassini había observado un
huracán en el polo sur, con un ojo bien definido.
12 Ojos de tormenta bien definidos solo habían sido observados en la Tierra —incluso no se ha logrado observarlo en la
Gran Mancha Roja de Júpiter por la sonda
Galileo—.
13 Ese vórtice, de aproximadamente 8 000 kilómetros de diámetro, ha podido ser fotografiado y estudiado con gran detalle por la sonda Cassini, midiéndose en él vientos de más de 500 kilómetros por hora.
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En
abril de 2010, la NASA hizo públicos unos vídeos e imágenes en los que se puede apreciar el
aparato eléctrico asociado a las tormentas que se producen en la atmósfera de Saturno, la primera vez que se consigue esto.
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Saturno gira alrededor del Sol a una distancia media de 1 418 millones de kilómetros en una órbita de excentricidad de 0,056, que sitúa el afelio a 1 500 millones de km, y el perihelio a 1 240 millones de km. Saturno se encontró en el perihelio en
1974. El periodo de traslación alrededor del Sol es de 29 años y 167 días, mientras que su período sinódico es de 378 días, de modo que, cada año, la oposición se produce con casi dos semanas de retraso respecto al año anterior. El período de rotación sobre su eje es corto, de 10 horas y 14 minutos, con algunas variaciones entre el ecuador y los polos.
Los elementos orbitales de Saturno son modificados en una escala de 900 años por una resonancia orbital de tipo 5:2 con el planeta
Júpiter, bautizado por los astrónomos franceses del siglo XVIII como
la grande inégalité (Júpiter completa 5 vueltas por cada 2 de Saturno). Los planetas no se encuentran en una resonancia perfecta, pero están lo suficientemente cercanos a ella como para que las perturbaciones a sus respectivas órbitas sean apreciables.
Mapa del sistema de satélites y anillos de Saturno
Saturno tiene un gran número de satélites, el mayor de los cuales,
Titán es el único satélite del
Sistema Solar con una atmósfera importante.
Titán, el satélite más grande de Saturno
Los satélites más grandes, conocidos antes del inicio de la investigación espacial son:
Mimas,
Encélado,
Tetis,
Dione,
Rea,
Titán,
Hiperión,
Jápeto y
Febe. Tanto Encélado como Titán son mundos especialmente interesantes para los científicos planetarios ya que en el primero se deduce la posible existencia de agua líquida a poca profundidad de su superficie a partir de la emisión de vapor de agua en
géiseresy el segundo presenta una atmósfera rica en metano y similar a la de la primitiva Tierra.
Otros 30 satélites de Saturno tienen nombre pero el número exacto es incierto por existir una gran cantidad de objetos que orbitan este planeta. En el año
2000, fueron detectados 12 nuevos satélites, cuyas órbitas sugieren que son fragmentos de objetos mayores capturados por Saturno. La misión
Cassini-Huygens también ha encontrado nuevos satélites, la última de ellas anunciada el
3 de marzo de
2009 y que hace la número 61 del planeta.
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El disco aparente de Titán —un borroso círculo anaranjado de bordes algo más oscuros— puede verse con telescopios de aficionados a partir de los 200 mm de abertura, utilizando para ello más de 300 aumentos y cielos estables: en sus mayores aproximaciones llega a medir 0,88 segundos de arco. El resto de los satélites son mucho menores y siempre parecen estrellas, incluso a gran aumento.
Los satélites más internos pueden capturarse, sin embargo, con cualquier cámara
CCD empleando focales superiores a los 2
m.
Sistema de anillos[editar]
Vista panorámica de los anillos en color verdadero obtenida por la misión Cassini. Son claramente apreciables los diferentes anillos y las divisiones entre ellos.
La característica más notable de Saturno son sus anillos, que dejaron muy perplejos a los primeros observadores, incluido
Galileo. Su telescopio no era tan potente como para revelar la verdadera naturaleza de lo que observaba y, por error de perspectiva, creyó que se trataba de dos cuerpos independientes que flanqueaban el planeta. Pocos años después, Saturno presentaba los anillos de perfil, y Galileo quedó muy sorprendido por la brusca desaparición de los dos hipotéticos compañeros del planeta. Por fin, la existencia del sistema de anillos fue determinada por
Christiaan Huygens en
1659, con la ayuda de un telescopio más potente.
Los anillos de Saturno se extienden en el plano ecuatorial del planeta desde los 6630 km a los 120 700 km por encima del
ecuador de Saturno y están compuestos de partículas con abundante agua helada. El tamaño de cada una de las partículas varía desde partículas microscópicas de polvo hasta rocas de unos pocos metros de tamaño. El elevado
albedo de los anillos muestra que éstos son relativamente modernos en la historia del Sistema Solar. En un principio se creía que los anillos de Saturno eran inestables a lo largo de períodos de decenas de millones de años, otro indicio de su origen reciente, pero los datos enviados por la sonda Cassini sugieren que son mucho más antiguos de lo que se pensaba en un principio (
n:Los anillos de Saturno son mucho más antiguos que lo antes pensado y
[7]). Los anillos de Saturno poseen una dinámica orbital muy compleja presentando ondas de densidad, e interacciones con los satélites de Saturno (especialmente con los denominados
satélites pastores). Al estar en el interior del
límite de Roche, los anillos no pueden evolucionar hacia la formación de un cuerpo mayor.
Imagen de los anillos de Saturno marcando los anillos principales.
Los anillos se distribuyen en zonas de mayor y menor densidad de material existiendo claras divisiones entre estas regiones. Los anillos principales son los llamados anillos
A y
B, separados entre sí por la
división de Cassini. En la región interior al anillo B se distinguen otro anillo más tenue aunque extenso:
C y otro anillo tenue y fino:
D. En el exterior se puede distinguir un anillo delgado y débil denominado anillo
F. El tenue anillo
E se extiende desde Mimas hasta Rea y alcanza su mayor densidad a la distancia de Encelado, el cual se piensa lo provee de partículas, debido a las emisiones de unos géiseres que se encuentran en su polo sur.
Spokes en los anillos de Saturno observados por la sonda Voyager 2 en 1981.
Hasta los
años 1980 la estructura de los anillos se explicaba por medio de las fuerzas gravitacionales ejercidas por los satélites cercanos. Las sondas Voyager encontraron sin embargo estructuras radiales oscuras en el anillo B llamadas
cuñas radiales (en inglés: spokes) que no podían ser explicadas de esta manera ya que su rotación alrededor de los anillos no era consistente con la mecánica orbital. Se considera que estas estructuras oscuras interactúan con el campo magnético del planeta, ya que su rotación sobre los anillos seguía la misma velocidad que la
magnetosfera de Saturno. Sin embargo el mecanismo preciso de su formación todavía se desconoce. Es posible que las
cuñas aparezcan y desaparezcan estacionalmente.
El
17 de agosto de
2005 los instrumentos a bordo de la nave Cassini develaron que existe algo similar a una atmósfera alrededor del sistema de anillos, compuesta principalmente de
oxígeno molecular. Los datos obtenidos han demostrado que la atmósfera en el sistema de anillos de Saturno es muy parecida a la de las lunas de
Júpiter,
Europa y
Ganímedes.
El
19 de septiembre de
2006 la NASA anunció
[8] el descubrimiento de un nuevo anillo en Saturno, por la nave espacial Cassini durante una ocultación solar, cuando el Sol pasa directamente detrás de Saturno y Cassini viaja en la sombra dejada por Saturno con lo que los anillos tienen una iluminación brillante. Habitualmente una ocultación solar puede durar una hora pero el
17 de septiembre de
2006 duró 12 horas, siendo la más larga de la misión Cassini. La ocultación solar dio la oportunidad a Cassini de realizar un mapa de la presencia de partículas microscópicas que no son visibles normalmente, en el sistema de anillos.
El nuevo anillo, apenas perceptible, está entre el
Anillo F y el
Anillo G. Esta ubicación coincide con las órbitas de las lunas de Saturno
Jano y
Epimeteo, dos
satélites coorbitales de Saturno cuyas distancias al centro de Saturno se diferencian menos que el tamaño de dichos satélites, por lo que describen una extraña danza que los lleva a intercambiar sus órbitas. Los investigadores de la NASA aseguraron que el impacto de meteoros en esas lunas ha hecho que otras partículas se unan al anillo.
Las cámaras a bordo de la nave Cassini captaron imágenes de un material helado que se extiende decenas de miles de kilómetros desde
Encélado, otra confirmación de que la luna está lanzando material que podría formar el
E. El satélite Encélado pudo ser visto a través del anillo E con sus chorros saliendo de su superficie semejando "dedos", dirigidos al anillo en cuestión. Estos chorros están compuestos de partículas heladas muy delgadas, que son expulsadas por los géiseres del Polo Sur de Encelado y entran en el anillo E.
