Saturno |
Saturno es el sexto planeta desde el Sol hacia el exterior y el segundo más grande del Sistema Solar en cuanto a masa y dimensiones. Es muy parecido a Júpiter , probablemente debido a que tuvieron un origen similar. El diámetro de Saturno es veinte por ciento menor que el de Júpiter.
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Saturno, fotografiado por
el Viajero 2. (Nasa)
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La característica más conocida de Saturno es su sistema de anillos que fue descubierto en 1610 por Galileo utilizando uno de los primeros telescopios.
Galileo pensó que los anillos estaban unidos al cuerpo central del planeta, así que los describió como asas (ansae).
Fue el astrónomo holandés Christiaan Huygens el primero en describirlos correctamente como separados 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.
Exploración del sistema de Saturno
Debido a su enorme distancia al Sol (9,5 veces más que la Tierra ) y a su baja velocidad de traslación, Saturno parece moverse muy despacio en su deambular por la bóveda celeste.
Visto
desde
Su
nombre viene del dios griego del tiempo. Para el observador aficionado Saturno
resulta ser el objeto más hermoso del Sistema Solar por sus anillos. Los
anillos de Saturno están inclinados 27 grados respecto de su órbita, por lo
que, vistos desde
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| Saturno, anillos vistos de canto |
Cuando Eric Karkoschka obtuvo con el
Telescopio Espacial Hubble
, el 6 de agosto de 1995, las fotografías de arriba,
Se ve Titán, la luna más grande, y su sombra proyectada sobre la superficie del planeta. A la derecha en esa imagen se ven Mimas, Tethys, Janus y Enceladus.
La fotografía de la parte inferior muestra el sistema de anillos visto ligeramente por encima. Está hecha el 17 de septiembre de 1995, cuando el Sol estaba dejando de iluminar una cara de los anillos para comenzar a iluminar la otra. Tethys se encuentra arriba a la izquierda en la imagen de abajo. (Ampliar imagen)
Pioneros y Viajeros
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.
En octubre de 1997 se lanzó al espacio la nave Cassini , en un proyecto conjunto entre la Nasa y agencias europeas, para develar los secretos más recónditos del gigante Saturno.
Ver: Cassini y Saturno
El interior de Saturno
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Estructura interna de Saturno
(ampliar imagen)
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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.
El eje del campo magnético de Saturno sólo está inclinado un grado respecto de su eje de rotación.
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.
Como Júpiter, Saturno es una fuente de emisión de radio. Parte de la emisión se produce en los cinturones de radiación, en donde el campo magnético planetario ha capturado una nube de electrones y de iones. Saturno también emite radiación proveniente del interior, ya que todavía se está diferenciando (emite 2,2 veces más energía de la que recibe del Sol).
Los vientos en el ecuador de Saturno se mueven a 1.800 km/h, mientras que en Júpiter esta velocidad es de "sólo" 360 km/h. La diferencia se puede deber a que en Saturno hay estaciones (que duran 30 años) que modifican la temperatura de las nubes.
Saturno tiene un núcleo sólido, rodeado por una capa de hidrógeno líquido metálico; afuera tiene una capa de hidrógeno y de helio y, finalmente, las nubes que se observan.
La atmósfera de Saturno
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.
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La superficie de Saturno es muy
parecida a la de Júpiter, con bandas alternas claras y oscuras y con manchas de
huracanes. (Nasa).
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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 magnetósfera 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 (toroidales o con forma aproximada a la de una dona) en los que están atrapados electrones y núcleos atómicos.
Los cinturones se extienden más de dos 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 y 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 ionósfera, la capa superior de la atmósfera de Saturno, causando emisiones aurorales de radiación ultravioleta.
El sistema de anillos
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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.
Satélites
Se han descubierto más de 20 satélites en la órbita de Saturno. Sus diámetros van desde 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, donde la radiación del Sol distante pudo no evaporar los gases helados.
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 el cuarenta por ciento de la masa de Dione.
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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 bien 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. Asimismo, 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 1671.
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Phoebe, el satélite más alejado, se mueve en una órbita retrógrada muy inclinada hacia el ecuador de Saturno. Phoebe es, probablemente, un cometa capturado por el campo gravitatorio de Saturno.
Entre los satélites interiores y exteriores orbita Titán, la luna mayor de Saturno. Su diámetro es de 5.150 km, mayor, incluso, que el del planeta Mercurio. El diámetro de Titán, sin embargo, no es bien conocido porque tiene una densa niebla anaranjada que oculta su superficie.
El espesor de la atmósfera de Titán es de unos 300 km. Titán tiene una atmósfera 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.
El 27 de octubre de 2000 se anunció que desde el observatorio astronómico La Silla, en la Cuarta Región de Chile, se habían descubierto cuatro nuevos satélites en torno a Saturno, elevando su número a 22 los conocidos.
Satélites de Saturno
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Diámetro (km) |
Distancia a Saturno (km) |
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Pan |
20 |
133.600 |
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Atlas |
34 |
137.640 |
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Prometeo |
110 |
139.350 |
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Pandora |
88 |
141.700 |
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Epimeteo |
120 |
151.422 |
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Jano |
190 |
151.472 |
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Mimas |
390 |
185.520 |
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Encelado |
500 |
238.020 |
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Teti |
1.050 |
294.660 |
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Telesto |
25 |
294.660 |
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Calipso |
26 |
294.660 |
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Dione |
1.120 |
377.400 |
|
Helena |
33 |
377.400 |
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Rea |
1.530 |
527.040 |
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Titán |
5.150 |
1.221.850 |
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Hiperión |
280 |
1.481.000 |
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Japeto |
1.440 |
3.561.300 |
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Febe |
220 |
12.952.000 |
Ver: Cassini y Saturno
Para ver más sobre Saturno, ir a:
www.astroenlazador.com/
http://www.serconet.com/usr/mserrano/saturno.htm