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Articulo de referencia

Anillos de Saturno

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El conjunto completo de anillos, fotografiado el 19 de julio de 2013 , durante el eclipse solar de Saturno desde la perspectiva de la sonda Cassini , que se encuentra a 1,2 millones de kilómetros (0,75 millones de millas) de Saturno. La Tierra aparece como un punto a las 7 en punto, entre los anillos G y E , con su brillo artificialmente exagerado en esta fotografía.   

Saturno tiene el sistema de anillos más extenso y complejo de cualquier planeta del Sistema Solar . Los anillos consisten en partículas en órbita alrededor del planeta, que varían en tamaño desde micrómetros hasta metros, [ 1 ] y están hechos casi en su totalidad de hielo de agua, con un componente traza de material rocoso .

Aunque la luz reflejada por los anillos aumenta el brillo aparente de Saturno , estos no son visibles desde la Tierra a simple vista . En 1610, un año después de sus primeras observaciones con un telescopio , Galileo Galilei se convirtió en la primera persona en observar los anillos de Saturno, aunque no pudo verlos con la suficiente claridad como para discernir su verdadera naturaleza. En 1655, Christiaan Huygens fue la primera persona en describirlos como un disco que rodea a Saturno. [ 2 ] El concepto de que los anillos de Saturno están formados por una serie de pequeños anillos se remonta a Pierre-Simon Laplace . [ 2 ]

Los anillos tienen numerosas brechas donde la densidad de partículas disminuye drásticamente. Dos de estas brechas están cubiertas por lunas incrustadas en ellas, y muchas otras se encuentran en lugares con resonancias orbitales desestabilizadoras conocidas con las lunas de Saturno . Otras brechas permanecen sin explicación. Por otro lado, las resonancias estabilizadoras son responsables de la longevidad de varios anillos, como el Anillo de Titán y el Anillo G. Mucho más allá de los anillos principales se encuentra el anillo de Febe, que se cree que se originó a partir de Febe y, por lo tanto, comparte su movimiento orbital retrógrado . Está alineado con el plano de la órbita de Saturno. Saturno tiene una inclinación axial de 27 grados, por lo que este anillo está inclinado en un ángulo de 27 grados con respecto a los anillos más visibles que orbitan sobre el ecuador de Saturno.

No existe consenso sobre cuándo se formaron los anillos: mientras que las investigaciones que utilizan modelos teóricos sugieren que se formaron al principio de la existencia del Sistema Solar, [ 3 ] datos más recientes de Cassini sugieren una fecha de formación más reciente. [ 4 ]

Historia

Primeras observaciones

Detalle del dibujo de Saturno realizado por Galileo en una carta a Belisario Vinta (1610).

Galileo Galilei fue el primero en observar los anillos de Saturno en 1610 con su telescopio, pero no pudo identificarlos como tales. Escribió al duque de Toscana : «El planeta Saturno no está solo, sino que está compuesto por tres, que casi se tocan entre sí y nunca se mueven ni cambian con respecto a los demás. Están dispuestos en una línea paralela al zodíaco , y el del medio (Saturno mismo) es aproximadamente tres veces más grande que los laterales». [ 5 ] También describió los anillos como las «orejas» de Saturno. En 1612, la Tierra pasó por el plano de los anillos y estos se volvieron invisibles. Desconcertado, Galileo comentó: «No sé qué decir en un caso tan sorprendente, tan inesperado y tan novedoso». [ 2 ] Reflexionó: «¿Se ha tragado Saturno a sus hijos?», refiriéndose al mito del titán Saturno devorando a su descendencia para evitar la profecía de que lo derrocarían. [ 5 ] [ 6 ] Se confundió aún más cuando los anillos volvieron a ser visibles en 1613. [ 2 ]

Los primeros astrónomos usaban anagramas como una forma de atribución de nuevos descubrimientos antes de que sus resultados estuvieran listos para su publicación. Galileo usó el anagrama " smaismrmil mepoetaleumibunenugt tauiras" para Altissimum planetam tergeminum observavi ("He observado el planeta más distante que tiene forma triple") para descubrir los anillos de Saturno. [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]

En 1657, Christopher Wren se convirtió en profesor de Astronomía en el Gresham College de Londres. Había estado realizando observaciones del planeta Saturno desde alrededor de 1652 con el objetivo de explicar su apariencia. Su hipótesis quedó plasmada en De corpore saturni, donde estuvo a punto de sugerir que el planeta tenía un anillo. Sin embargo, Wren no estaba seguro de si el anillo era independiente del planeta o si estaba físicamente unido a él. Antes de que se publicara la hipótesis de Wren, Christiaan Huygens presentó la suya sobre los anillos de Saturno. Wren reconoció de inmediato que esta era una hipótesis mejor que la suya y De corpore saturni nunca se publicó. Robert Hooke fue otro de los primeros observadores de los anillos de Saturno y notó la proyección de sombras sobre ellos. [ 10 ]

La hipótesis del anillo de Huygens y sus desarrollos posteriores

La hipótesis de los anillos de Huygens en Systema Saturnium (1659)

Christiaan Huygens comenzó a pulir lentes con su padre Constantijn Huygens en 1655 y pudo observar Saturno con mayor detalle utilizando un telescopio refractor de 43× de potencia que él mismo diseñó. Fue el primero en sugerir que Saturno estaba rodeado por un anillo separado del planeta, y publicó sus hallazgos de forma confusa como la cadena de letras " aaaaaaa cccccdeeeeeghiiiiiii llllmm nnnnnnnnnoooopp qrrs tttttuuuuu " . [ 11 ] Tres añosdespués , reveló que las letras eran las de la frase Annulo cingitur , tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato ("[Saturno] está rodeado por un anillo delgado y plano, que no toca [el cuerpo del planeta] en ninguna parte, inclinado a la eclíptica"). [ 12 ] [ 2 ] [ 13 ] Publicó su hipótesis de los anillos en Systema Saturnium (1659), que también incluía su descubrimiento de la luna de Saturno, Titán , así como el primer esquema claro de las dimensiones del Sistema Solar . [ 14 ]

En 1675, Giovanni Domenico Cassini determinó que el anillo de Saturno estaba compuesto por múltiples anillos más pequeños con espacios entre ellos; [ 15 ] el mayor de estos espacios fue posteriormente denominado División de Cassini . Esta división es una región de 4800 kilómetros de ancho (3000 millas) entre el Anillo A y el Anillo B. [ 16 ] 

En 1787, Pierre-Simon Laplace demostró que un anillo sólido uniforme sería inestable y sugirió que los anillos estaban compuestos por una gran cantidad de pequeños anillos sólidos. [ 17 ] [ 2 ] [ 18 ]

En 1859, James Clerk Maxwell demostró que un anillo sólido no uniforme, anillos sólidos pequeños o un anillo fluido continuo tampoco serían estables, lo que indica que el anillo debe estar compuesto de numerosas partículas pequeñas, todas orbitando Saturno de forma independiente. [ 19 ] [ 18 ] Posteriormente, Sofia Kovalevskaya también descubrió que los anillos de Saturno no pueden ser cuerpos líquidos con forma de anillo. [ 20 ] [ 21 ] Los estudios espectroscópicos de los anillos, realizados independientemente en 1895 por James Keeler del Observatorio Allegheny y por Aristarkh Belopolsky del Observatorio Pulkovo, demostraron que el análisis de Maxwell era correcto. [ 22 ] [ 23 ]

Four robotic spacecraft have observed Saturn's rings from the vicinity of the planet. Pioneer 11's closest approach to Saturn occurred in September 1979 at a distance of 20,900 km (13,000 mi).[24]Pioneer 11 was responsible for the discovery of the F ring.[24]Voyager 1's closest approach occurred in November 1980 at a distance of 64,200 km (39,900 mi).[25] A failed photopolarimeter prevented Voyager 1 from observing Saturn's rings at the planned resolution; nevertheless, images from the spacecraft provided unprecedented detail of the ring system and revealed the existence of the G ring.[26]Voyager 2's closest approach occurred in August 1981 at a distance of 41,000 km (25,000 mi).[25]Voyager 2's working photopolarimeter allowed it to observe the ring system at higher resolution than Voyager 1, and to thereby discover many previously unseen ringlets.[27] The Cassini spacecraft entered into orbit around Saturn in July 2004.[28]Cassini's images of the rings are the most detailed to date, and are responsible for the discovery of yet more ringlets.[29]

The rings are named alphabetically in the order they were discovered:[30] A and B in 1675 by Giovanni Domenico Cassini, C in 1850 by William Cranch Bond and his son George Phillips Bond, D in 1933 by Nikolai Barabashov and Boris Semeykin, E in 1967 by Walter A. Feibelman, F in 1979 by Pioneer 11, and G in 1980 by Voyager 1. The main rings are, working outward from the planet, C, B and A, with the Cassini Division, the largest gap, separating Rings B and A. Several fainter rings were discovered more recently. The D Ring is exceedingly faint and closest to the planet. The narrow F Ring is just outside the A Ring. Beyond that are two far fainter rings named G and E. The rings show a tremendous amount of structure on all scales, some related to perturbations by Saturn's moons, but much unexplained.[30]

Observation

La inclinación axial de Saturno es de 26,7°, lo que significa que se obtienen vistas muy variables de los anillos, de los cuales los visibles ocupan su plano ecuatorial, desde la Tierra en diferentes momentos. [ 31 ] La Tierra pasa por el plano de los anillos cada 13 a 15 años, aproximadamente cada medio año de Saturno, y hay aproximadamente las mismas probabilidades de que ocurra un solo cruce o tres en cada ocasión. Los cruces más recientes del plano de los anillos fueron el 22 de mayo de 1995, el 10 de agosto de 1995, el 11 de febrero de 1996, el 4 de septiembre de 2009 y el 23 de marzo de 2025; los próximos eventos ocurrirán el 15 de octubre de 2038, el 1 de abril de 2039 y el 9 de julio de 2039. Las oportunidades favorables para observar el cruce del plano de los anillos (con Saturno no cerca del Sol) solo se dan durante los cruces triples. [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]

Los equinoccios de Saturno , cuando el Sol atraviesa el plano de los anillos, no están espaciados uniformemente. El Sol pasa de sur a norte a través del plano de los anillos cuando la longitud heliocéntrica de Saturno es de 173,6 grados (por ejemplo, el 11 de agosto de 2009), aproximadamente cuando Saturno cruza de Leo a Virgo. 15,7 años después, la longitud de Saturno alcanza los 353,6 grados y el Sol pasa al lado sur del plano de los anillos. En cada órbita, el Sol se encuentra al norte del plano de los anillos durante 15,7 años terrestres y luego al sur durante 13,7 años. [ a ] ​​Las fechas para los cruces de norte a sur incluyen el 19 de noviembre de 1995 y el 6 de mayo de 2025, con cruces de sur a norte el 11 de agosto de 2009 y el 23 de enero de 2039. [ 36 ] Durante el período alrededor de un equinoccio la iluminación de la mayoría de los anillos se reduce considerablemente, lo que permite observaciones únicas que resaltan características que se desvían del plano del anillo. [ 37 ]

Saturno muestra patrones complejos en su brillo. [ 38 ] La mayor parte de la variabilidad se debe al aspecto cambiante de los anillos, [ 39 ] [ 40 ] y esto pasa por dos ciclos en cada órbita. Sin embargo, a esto se superpone la variabilidad debida a la excentricidad de la órbita del planeta, que hace que este muestre oposiciones más brillantes en el hemisferio norte que en el hemisferio sur. [ 41 ]

Características generales

Imagen simulada que utiliza color para presentar datos de tamaño de partículas derivados de ocultación radioeléctrica . La atenuación de las señales de 0,94, 3,6 y 13 cm enviadas por Cassini a través de los anillos hacia la Tierra muestra abundancia de partículas de tamaños similares o mayores que esas longitudes de onda. El púrpura (B, anillo A interior) significa que pocas partículas son <  5 cm (todas las señales se atenúan de manera similar). El verde y el azul (C, anillo A exterior) significan que las partículas <  5 cm y <  1 cm, respectivamente, son comunes. Las áreas blancas (anillo B) son demasiado densas para transmitir una señal adecuada. Otras evidencias muestran que los anillos A a C tienen un amplio rango de tamaños de partículas, de hasta m de diámetro.

Los densos anillos principales se extienden desde 7000 km (4300 mi) hasta 80 000 km (50 000 mi) del ecuador de Saturno, cuyo radio es de 60 300 km (37 500 mi) ( véase más abajo ). Con un espesor local estimado de tan solo 10 metros (32' 10") [ 42 ] y hasta 1 km (1093 yardas) [ 43 ], están compuestos de hielo de agua 99,9 % puro con una pequeña cantidad de impurezas que pueden incluir tolinas o silicatos [ 44 ] . Los anillos principales están compuestos principalmente de partículas menores de 10 m [ 45 ] .       

Cassini midió directamente la masa del sistema de anillos a través de su efecto gravitacional durante su conjunto final de órbitas que pasaron entre los anillos y las cimas de las nubes, obteniendo un valor de 1,54 (± 0,49) × 10 19 kg, o 0,41 ± 0,13 masas de Mimas . [ 4 ] Esto es alrededor de dos tercios de la masa de toda la capa de hielo antártica de la Tierra , extendida sobre un área de superficie 80 veces mayor que la de la Tierra. [ 46 ] [ 47 ] La estimación es cercana al valor de 0,40 masas de Mimas derivado de las observaciones de Cassini de ondas de densidad en los anillos A, B y C. [ 4 ] Es una pequeña fracción de la masa total de Saturno (alrededor de 0,25 ppb ). Observaciones anteriores de Voyager de ondas de densidad en los anillos A y B y un perfil de profundidad óptica habían arrojado una masa de aproximadamente 0,75 masas de Mimas, [ 48 ] con observaciones posteriores y modelos informáticos que sugieren que fue una subestimación. [ 49 ] 

Saturno y sus anillos A, B y C en luz visible e infrarroja (recuadro). En la imagen infrarroja de falso color, un mayor contenido de hielo de agua y un mayor tamaño de grano dan como resultado un color azul verdoso, mientras que un mayor contenido de material no helado y un menor tamaño de grano producen un tono rojizo.

Aunque las mayores brechas en los anillos, como la División de Cassini y la Brecha de Encke , pueden verse desde la Tierra, la sonda Voyager descubrió que los anillos tienen una intrincada estructura de miles de finas brechas y anillos. Se cree que esta estructura surge, de varias maneras diferentes, de la atracción gravitatoria de las numerosas lunas de Saturno. Algunas brechas se limpian con el paso de diminutas lunas como Pan , [ 50 ] muchas más de las cuales podrían descubrirse, y algunos anillos parecen mantenerse por los efectos gravitatorios de pequeños satélites pastores (similar al mantenimiento del anillo F por parte de Prometeo y Pandora ). Otras brechas surgen de resonancias entre el período orbital de las partículas en la brecha y el de una luna más masiva más alejada; Mimas mantiene la División de Cassini de esta manera. [ 51 ] Otra parte de la estructura de los anillos consiste en ondas espirales elevadas por las perturbaciones gravitatorias periódicas de las lunas interiores en resonancias menos disruptivas. [ 52 ]

Los datos de la sonda espacial Cassini indican que los anillos de Saturno poseen su propia atmósfera, independiente de la del planeta. Esta atmósfera está compuesta de oxígeno molecular (O₂ ) producido cuando la luz ultravioleta del Sol interactúa con el hielo de agua en los anillos. Las reacciones químicas entre fragmentos de moléculas de agua y la estimulación ultravioleta adicional crean y expulsan, entre otras cosas, O₂ . Según los modelos de esta atmósfera, también está presente el hidrógeno (H₂). Las atmósferas de O₂ y H₂ son tan escasas que, si toda la atmósfera se condensara de alguna manera sobre los anillos, tendría aproximadamente un átomo de espesor. [ 53 ] Los anillos también tienen una atmósfera de OH (hidróxido) igualmente escasa. Al igual que el O₂ , esta atmósfera se produce por la desintegración de moléculas de agua, aunque en este caso la desintegración la realizan iones energéticos que bombardean las moléculas de agua expulsadas por Encélado , la luna de Saturno . Esta atmósfera, a pesar de ser extremadamente escasa, fue detectada desde la Tierra por el Telescopio Espacial Hubble. [ 54 ]

En 1980, la Voyager 1 sobrevoló Saturno y mostró que el anillo F estaba compuesto por tres anillos estrechos que parecían estar entrelazados en una estructura compleja; ahora se sabe que los dos anillos exteriores consisten en protuberancias, dobleces y bultos que dan la ilusión de estar entrelazados, con el tercer anillo, menos brillante, situado en su interior. [ 55 ]

Nuevas imágenes de los anillos tomadas alrededor del equinoccio de Saturno del 11 de agosto de 2009 por la sonda Cassini de la NASA han demostrado que los anillos se extienden significativamente fuera del plano nominal en algunos lugares. Este desplazamiento alcanza hasta 4 km (2,5 millas) en el borde de la brecha de Keeler , debido a la órbita fuera del plano de Daphnis , la luna que crea dicha brecha. [ 56 ]  

El equipo UVIS de Cassini , liderado por Larry Esposito , utilizó la ocultación estelar para descubrir 13 objetos, con diámetros que oscilan entre los 27 metros (89') y los 10  kilómetros (6 millas), dentro del anillo F. Son translúcidos, lo que sugiere que se trata de agregados temporales de bloques de hielo de unos pocos metros de diámetro. Esposito cree que esta es la estructura básica de los anillos de Saturno: partículas que se agrupan y luego se dispersan. [ 57 ]

Imagen tomada por la sonda espacial Cassini del lado no iluminado de los anillos de Saturno (10 de octubre de 2013).

Formación y evolución de los anillos principales

Las estimaciones de la edad de los anillos de Saturno varían ampliamente, dependiendo del método utilizado. Se ha considerado que posiblemente sean muy antiguos, datando de la formación del propio Saturno. Sin embargo, los datos de Cassini sugieren que son mucho más jóvenes, habiéndose formado probablemente en los últimos 100 millones de años, y por lo tanto podrían tener entre 10 millones y 100 millones de años. [ 4 ] [ 58 ] Este escenario de origen reciente se basa en un nuevo modelo de estimación de masa baja de la evolución dinámica de los anillos y mediciones del flujo de polvo interplanetario, que alimentan una estimación de la tasa de oscurecimiento de los anillos a lo largo del tiempo. [ 4 ] Dado que los anillos están perdiendo material continuamente, habrían sido más masivos en el pasado que en el presente. [ 4 ] La estimación de masa por sí sola no es muy diagnóstica, ya que los anillos de alta masa que se formaron temprano en la historia del Sistema Solar habrían evolucionado para ahora a una masa cercana a la medida. [ 4 ] Basándose en las tasas de agotamiento actuales, podrían desaparecer en 300 millones de años. [ 59 ] [ 60 ]

Las principales hipótesis sobre el origen de los anillos interiores de Saturno implican que estos se formaron a partir de los restos de una o más lunas. Una hipótesis propuesta originalmente por Édouard Roche en el siglo XIX es que los anillos fueron alguna vez una luna de Saturno cuya órbita se desintegró hasta que estuvo lo suficientemente cerca como para ser destrozada por las fuerzas de marea (véase límite de Roche ). [ 61 ] Las simulaciones numéricas realizadas en 2022 apoyan esta hipótesis; los autores de ese estudio propusieron el nombre de " Crisálida " para la luna destruida. [ 62 ] Una variación de esta hipótesis es que esta luna se desintegró después de ser impactada por un gran cometa o asteroide . [ 63 ] En 2023, las simulaciones mostraron que la colisión de dos lunas heladas explicaría la escasez de roca en los anillos de Saturno. [ 64 ]

Ilustración artística de 2007 de los agregados de partículas heladas que forman las partes de los anillos de Saturno que parecen sólidas desde la distancia. Estos cúmulos alargados se forman y dispersan continuamente. Las partículas más grandes miden unos pocos metros de diámetro.
Los anillos y las lunas de Saturno
Tetis, Hiperión y Prometeo
Tetis y Jano

Una versión más tradicional de la hipótesis de la luna fragmentada plantea que los anillos están compuestos de escombros de una luna de entre 400 y 600  km (200 y 400 millas) de diámetro, ligeramente mayor que Mimas . La última vez que se produjeron colisiones lo suficientemente grandes como para haber fragmentado una luna de ese tamaño fue durante el Bombardeo Intenso Tardío, hace unos cuatro mil millones de años. [ 65 ]

Una variante más reciente de este tipo de hipótesis, propuesta por RM Canup, es que los anillos podrían representar parte de los restos del manto helado de una luna diferenciada mucho más grande, del tamaño de Titán, que fue despojada de su capa exterior al entrar en espiral en el planeta durante el período formativo, cuando Saturno aún estaba rodeado por una nebulosa gaseosa. [ 66 ] [ 67 ] Esto explicaría la escasez de material rocoso dentro de los anillos. Los anillos habrían sido inicialmente mucho más masivos (≈1000 veces) y más anchos que en la actualidad; el material en las porciones exteriores de los anillos se habría coalescido en las lunas más internas de Saturno (las más cercanas a Saturno), hasta Tetis , lo que también explicaría la falta de material rocoso en la composición de la mayoría de estas lunas. [ 67 ] La evolución posterior por colisión o criovolcánica de Encélado, que es otra de estas lunas, podría haber causado una pérdida selectiva de hielo de esta luna, elevando su densidad a su valor actual de 1,61 g/cm³ , en comparación con los valores de 1,15 para Mimas y 0,97 para Tetis. [ 67 ]

La idea de anillos primigenios masivos se extendió posteriormente para explicar la formación de las lunas de Saturno hasta Rea. [ 68 ] Si los anillos masivos iniciales contenían fragmentos de material rocoso (>100  km; 60 millas de diámetro) además de hielo, estos cuerpos de silicato habrían acumulado más hielo y habrían sido expulsados ​​de los anillos, debido a las interacciones gravitacionales con los anillos y la interacción de marea con Saturno, hacia órbitas cada vez más amplias. Dentro del límite de Roche , los cuerpos de material rocoso son lo suficientemente densos como para acumular material adicional, mientras que los cuerpos de hielo menos densos no lo son. Una vez fuera de los anillos, las lunas recién formadas podrían haber continuado evolucionando mediante fusiones aleatorias. Este proceso podría explicar la variación en el contenido de silicato de las lunas de Saturno hasta Rea, así como la tendencia a un menor contenido de silicato a medida que se acercan a Saturno. Rea sería entonces la más antigua de las lunas formadas a partir de los anillos primordiales, siendo las lunas más cercanas a Saturno progresivamente más jóvenes. [ 68 ]

El brillo y la pureza del hielo de agua en los anillos de Saturno también se han citado como evidencia de que los anillos son mucho más jóvenes que Saturno, [ 58 ] ya que la caída de polvo meteórico habría llevado a un oscurecimiento de los anillos. Sin embargo, nuevas investigaciones indican que el Anillo B puede ser lo suficientemente masivo como para haber diluido el material que cae y, por lo tanto, haber evitado un oscurecimiento sustancial a lo largo de la edad del Sistema Solar. El material del anillo puede reciclarse en forma de cúmulos desde dentro de los anillos y luego ser desintegrado por impactos. Esto explicaría la aparente juventud de parte del material dentro de los anillos. [ 69 ] Se ha recopilado evidencia que sugiere un origen reciente del anillo C por parte de investigadores que analizan datos del Mapeador de Radar de Titán de Cassini , que se centró en analizar la proporción de silicatos rocosos dentro de este anillo. Si gran parte de este material fue aportado por un centauro o luna recientemente desintegrado, la edad de este anillo podría ser del orden de 100 millones de años o menos. Por otro lado, si el material provino principalmente de la afluencia de micrometeoritos, la edad estaría más cerca de mil millones de años. [ 70 ]

Las investigaciones basadas en las tasas de caída de material hacia Saturno favorecen una edad más joven del sistema de anillos, de cientos de millones de años. El material de los anillos cae continuamente en espiral hacia Saturno; cuanto más rápida sea esta caída, menor será la vida útil del sistema de anillos. Un mecanismo implica que la gravedad atrae granos de hielo de agua cargados eléctricamente desde los anillos a lo largo de las líneas del campo magnético planetario, un proceso denominado "lluvia de anillos". Se infirió que esta tasa de flujo era de 432 a 2870 kg/s utilizando observaciones del telescopio Keck  terrestre ; como consecuencia de este proceso por sí solo, los anillos desaparecerán en aproximadamente 100 millones de años.292 +818 −124 millones de años. [ 71 ] Mientras atravesaba el espacio entre los anillos y el planeta en septiembre de 2017, la nave espacial Cassini detectó un flujo ecuatorial de material eléctricamente neutro desde los anillos hacia el planeta de 4.800–44.000  kg/s. [ 72 ] Suponiendo que esta tasa de afluencia sea estable, al agregarla al proceso continuo de "lluvia de anillos" implica que los anillos podrían desaparecer en menos de 100 millones de años. [ 71 ] [ 73 ]

Estructura física de los anillos

Las partes más densas del sistema de anillos de Saturno son los anillos A y B, separados por la División de Cassini (descubierta en 1675 por Giovanni Domenico Cassini ). Junto con el anillo C, descubierto en 1850 y de características similares a la División de Cassini, estas regiones constituyen los anillos principales . Los anillos principales son más densos y contienen partículas de mayor tamaño que los tenues anillos polvorientos . Estos últimos incluyen el anillo D, que se extiende hacia el interior hasta las cimas de las nubes de Saturno, los anillos G y E, y otros más allá del sistema de anillos principales. Estos anillos difusos se caracterizan como "polvorientos" debido al pequeño tamaño de sus partículas (a menudo de aproximadamente 1 μm ); su composición química, al igual que la de los anillos principales, es casi en su totalidad hielo de agua. El estrecho anillo F, justo en el borde exterior del anillo A, es más difícil de clasificar; algunas partes son muy densas, pero también contiene una gran cantidad de partículas del tamaño del polvo.

Mosaico en color natural de imágenes de la cámara de ángulo estrecho de Cassini del lado no iluminado de los anillos D, C, B, A y F de Saturno (de izquierda a derecha), tomadas el 9 de mayo de 2007 (las distancias se indican al centro del planeta).
Imágenes oblicuas (ángulo de 4 grados) de Cassini de los anillos C, B y A de Saturno (de izquierda a derecha; el anillo F es apenas visible en la imagen superior a tamaño completo si se observa con suficiente brillo). Imagen superior: mosaico en color natural de fotografías de la cámara de ángulo estrecho de Cassini del lado iluminado de los anillos, tomadas el 12 de diciembre de 2004. Imagen inferior: vista simulada construida a partir de una observación de ocultación radioeléctrica realizada el 3 de mayo de 2005. El color en la imagen inferior se utiliza para representar información sobre el tamaño de las partículas de los anillos (véase el pie de foto de la segunda imagen del artículo para una explicación).

Estructura general

Estructuras de anillo C

Estructuras de la División Cassini

Estructuras de anillo

Anillo en D

Una imagen de Cassini del tenue Anillo D, con el Anillo C interior debajo.

El anillo D es el anillo más interno y es muy tenue. En 1980, la Voyager 1 detectó dentro de este anillo tres anillos más pequeños, denominados D73, D72 y D68, siendo D68 el anillo más discreto y cercano a Saturno. Unos 25 años después, las imágenes de Cassini mostraron que D72 se había vuelto significativamente más ancho y difuso, y se había desplazado hacia el planeta unos 200  km (100 millas). [ 88 ]

En el Anillo D se encuentra una estructura de escala fina con ondas  separadas por 30 km (20 millas). Vista por primera vez en el espacio entre el Anillo C y D73, [ 88 ] durante el equinoccio de Saturno de 2009 se descubrió que la estructura se extendía a una distancia radial de 19 000  km (12 000 millas) desde el Anillo D hasta el borde interior del Anillo B. [ 89 ] [ 90 ] Las ondas se interpretan como un patrón espiral de ondulaciones verticales de 2 a 20 m de amplitud; [ 91 ] El hecho de que el período de las ondas esté disminuyendo con el tiempo (de 60  km; 40 millas en 1995 a 30  km; 20 millas en 2006) permite deducir que el patrón pudo haberse originado a finales de 1983 con el impacto de una nube de escombros (con una masa de ≈10 12 kg) de un cometa desintegrado que inclinó los anillos fuera del plano ecuatorial. [ 88 ] [ 89 ] [ 92 ] Un patrón espiral similar en el anillo principal de Júpiter se ha atribuido a una perturbación causada por el impacto de material del cometa Shoemaker-Levy 9 en 1994. [ 89 ] [ 93 ] [ 94 ]

Anillo C

Vista del anillo exterior C; el espacio Maxwell, con el anillo Maxwell pequeño a su derecha, se encuentra por encima y a la derecha del centro. El espacio Bond está sobre una amplia banda clara hacia la parte superior derecha; el espacio Dawes se encuentra dentro de una banda oscura justo debajo de la esquina superior derecha.

El anillo C es un anillo ancho pero tenue ubicado hacia el interior del anillo B. Fue descubierto en 1850 por William y George Bond , aunque William R. Dawes y Johann Galle también lo observaron de forma independiente. William Lassell lo denominó el "Anillo Crepe" porque parecía estar compuesto de un material más oscuro que los anillos A y B, que son más brillantes. [ 78 ]

Su espesor vertical se estima en 5 metros (16'), su masa en alrededor de 1,1 × 10¹⁸ kg y su profundidad óptica varía de 0,05 a 0,12. Es decir, entre el 5 y el 12 por ciento de la luz que incide perpendicularmente a través del anillo queda bloqueada, de modo que, vista desde arriba, el anillo es casi transparente. Las ondulaciones espirales de 30 km de longitud de onda, observadas por primera vez en el Anillo D, se detectaron durante el equinoccio de Saturno de 2009 y se extendieron por todo el Anillo C (véase más arriba).  

Gap de Colombo y Anillo de Titán

La brecha de Colombo se encuentra en el anillo C interior. Dentro de la brecha se halla el brillante pero estrecho anillo de Colombo, centrado a 77 883  km (48 394 millas) del centro de Saturno, que es ligeramente elíptico en lugar de circular. Este anillo también se denomina anillo de Titán, ya que está regido por una resonancia orbital con la luna Titán . [ 95 ] En esta ubicación dentro de los anillos, la longitud de la precesión apsidal de una partícula del anillo es igual a la longitud del movimiento orbital de Titán, de modo que el extremo exterior de este anillo excéntrico siempre apunta hacia Titán. [ 95 ]

Maxwell Gap y Ringlet

La brecha de Maxwell se encuentra dentro de la parte exterior del anillo C. También contiene un anillo denso no circular, el anillo de Maxwell. En muchos aspectos, este anillo es similar al anillo ε de Urano . Hay estructuras onduladas en el centro de ambos anillos. Si bien se cree que la onda en el anillo ε es causada por la luna uraniana Cordelia , hasta julio de 2008 no se había descubierto ninguna luna en la brecha de Maxwell. [ 96 ]

Traer

El Anillo B es el más grande, brillante y masivo de los anillos. Su grosor se estima entre 5 y 15 m, y su profundidad óptica varía de 0,4 a más de 5, [ 97 ] lo que significa que más del 99% de la luz que pasa a través de algunas partes del Anillo B queda bloqueada. El Anillo B contiene una gran variación en su densidad y brillo, casi toda sin explicación. Estas variaciones son concéntricas y aparecen como pequeños anillos estrechos, aunque el Anillo B no contiene huecos. En algunos lugares, el borde exterior del Anillo B contiene estructuras verticales que se desvían hasta 2,5 km (1,5 millas) del plano del anillo principal, una desviación significativa del grosor vertical de los anillos principales A, B y C, que generalmente es de solo unos 10 metros (unos 30 pies). Las estructuras verticales pueden ser creadas por pequeñas lunas incrustadas invisibles. [ 98 ] 

Un estudio de 2016 sobre ondas de densidad espirales mediante ocultaciones estelares indicó que la densidad superficial del Anillo B se encuentra en el rango de 40 a 140 g/cm² , menor de lo que se creía anteriormente, y que la profundidad óptica del anillo tiene poca correlación con su densidad de masa (un hallazgo previamente reportado para los anillos A y C). [ 97 ] [ 99 ] La masa total del Anillo B se estimó en algún lugar del rango de 7 a24 × 10 18 kg. Esto se compara con una masa para Mimas de37,5 × 10 18 kg. [ 97 ]

Vista en color de alta resolución (aproximadamente 3 km por píxel) del anillo B interno-central (de 98 600 a 105 500 km; de 61 300 a 65 600 millas del centro de Saturno). Las estructuras mostradas (desde pequeños anillos de 40 km; 25 millas de ancho en el centro hasta bandas de 300 a 500 km; de 200 a 300 millas de ancho a la derecha) permanecen nítidamente definidas a escalas inferiores a la resolución de la imagen.
El borde exterior del Anillo B, visto cerca del equinoccio, donde las sombras son proyectadas por estructuras verticales de hasta 2,5 km (1½ millas) de altura, probablemente creadas por pequeñas lunas incrustadas invisibles. La División Cassini está en la parte superior. [ 98 ] [ f ]

Radios

En las imágenes de Cassini con ángulo de fase bajo, se aprecian radios oscuros que marcan el lado iluminado por el sol del anillo B. Este es un vídeo de baja tasa de bits. Versión de baja resolución de este vídeo.

Hasta 1980, la estructura de los anillos de Saturno se explicaba como causada exclusivamente por la acción de las fuerzas gravitacionales . Luego, las imágenes de la sonda Voyager mostraron características radiales en el Anillo B , conocidas como radios , [ 100 ] [ 101 ] que no podían explicarse de esta manera, ya que su persistencia y rotación alrededor de los anillos no eran consistentes con la mecánica orbital gravitacional . [ 102 ] Los radios aparecen oscuros en la luz retrodispersada y brillantes en la luz dispersada hacia adelante ; la transición ocurre en un ángulo de fase cercano a 60 ° . La hipótesis principal sobre la composición de los radios es que consisten en partículas de polvo microscópicas suspendidas lejos del anillo principal por repulsión electrostática , ya que giran casi sincrónicamente con la magnetosfera de Saturno. El mecanismo preciso que genera los radios aún se desconoce. Se ha sugerido que las perturbaciones eléctricas podrían ser causadas por rayos en la atmósfera de Saturno o impactos de micrometeoritos en los anillos. [ 102 ] Alternativamente, se propone que los radios son muy similares a un fenómeno conocido como resplandor del horizonte lunar o levitación de polvo, y causados ​​por intensos campos eléctricos a través del terminador de partículas de anillo, no por perturbaciones eléctricas. [ 103 ]

Los radios no se observaron de nuevo hasta unos veinticinco años después, esta vez por la sonda espacial Cassini . Los radios no eran visibles cuando Cassini llegó a Saturno a principios de 2004. Algunos científicos especularon que los radios no volverían a ser visibles hasta 2007, basándose en modelos que intentaban describir su formación. Sin embargo, el equipo de imágenes de Cassini continuó buscando los radios en las imágenes de los anillos, y se observaron de nuevo en imágenes tomadas el 5 de septiembre de 2005. [ 104 ]

Los radios parecen ser un fenómeno estacional , desapareciendo en el solsticio de invierno y verano de Saturno y reapareciendo a medida que Saturno se acerca al equinoccio . Las sugerencias de que los radios podrían ser un efecto estacional, que varía con la órbita de Saturno de 29,7 años, se vieron respaldadas por su reaparición gradual en los últimos años de la misión Cassini. [ 105 ]

Lunas pequeñas

En 2009, durante el equinoccio, se descubrió una pequeña luna incrustada en el anillo B a partir de la sombra que proyectaba. Se estima que tiene 400 m (1300 pies) de diámetro. [ 106 ] A la pequeña luna se le asignó la designación provisional S/2009 S 1. Otra pequeña luna en el anillo B también fue observada en 2009, aunque se informó mucho más tarde, en junio de 2026. Esa pequeña luna ahora se designa como S/2009 S 2. [ 107 ]  

División Cassini

La división Cassini, fotografiada por la sonda Cassini . La brecha de Huygens se encuentra en su borde derecho; la brecha de Laplace está hacia el centro. También se observan otras brechas más estrechas. La luna que se ve al fondo es Mimas .

La División de Cassini es una región de 4800 km (3000 mi) de ancho entre el Anillo A y el Anillo B de Saturno . Fue descubierta en 1675 por Giovanni Cassini en el Observatorio de París usando un telescopio refractor que tenía una lente objetivo de 2,5 pulgadas con una distancia focal de 20 pies y un aumento de 90x . [ 108 ] [ 109 ] Desde la Tierra aparece como un delgado hueco negro en los anillos. Sin embargo, Voyager descubrió que el hueco está poblado por material de anillo que guarda mucha similitud con el Anillo C. [ 96 ] La división puede aparecer brillante en las vistas del lado no iluminado de los anillos, ya que la densidad relativamente baja del material permite que se transmita más luz a través del grosor de los anillos.  

El borde interior de la División de Cassini está regido por una fuerte resonancia orbital. Las partículas anulares en esta ubicación orbitan dos veces por cada órbita de la luna Mimas . [ 110 ] La resonancia provoca que las fuerzas de atracción de Mimas sobre estas partículas anulares se acumulen, desestabilizando sus órbitas y dando lugar a un abrupto corte en la densidad de los anillos. Sin embargo, muchos de los otros huecos entre los anillos dentro de la División de Cassini permanecen sin explicación. [ 111 ]

Brecha de Huygens

Descubierta en 1981 mediante imágenes enviadas por la Voyager 2, [ 112 ] la brecha de Huygens se encuentra en el borde interior de la división de Cassini. Contiene el denso y excéntrico anillo de Huygens en su centro. Este anillo presenta variaciones azimutales irregulares de anchura geométrica y profundidad óptica, que podrían deberse a la resonancia cercana 2:1 con Mimas y a la influencia del borde exterior excéntrico del anillo B. Hay otro anillo estrecho justo fuera del anillo de Huygens. [ 96 ]

Un anillo

El anillo central de la brecha de Encke del anillo A coincide con la órbita de Pan , lo que implica que sus partículas oscilan en órbitas en forma de herradura .

El Anillo A es el más externo de los grandes y brillantes anillos. Su límite interior es la División de Cassini y su límite exterior bien definido se encuentra cerca de la órbita de la pequeña luna Atlas . El Anillo A está interrumpido a una distancia del 22% de su ancho desde el borde exterior por la Brecha de Encke . Una brecha más estrecha, al 2% del ancho del anillo desde el borde exterior, se denomina Brecha de Keeler .

Se estima que el espesor del Anillo A es de 10 a 30 m, su densidad superficial de 35 a 40 g/cm² y su masa total de 4 a5 × 10 18 kg [ 97 ] (un poco menos que la masa de Hiperión ). Su profundidad óptica varía de 0,4 a 0,9. [ 97 ]

De forma similar al Anillo B, el borde exterior del Anillo A se mantiene mediante resonancias orbitales, aunque en este caso un conjunto más complejo. Está influenciado principalmente por la resonancia 7:6 con Janus y Epimetheus , con otras contribuciones de la resonancia 5:3 con Mimas y varias resonancias con Prometheus y Pandora . [ 113 ] [ 114 ] Otras resonancias orbitales también excitan muchas ondas de densidad espiral en el Anillo A (y, en menor medida, en otros anillos también), que explican la mayor parte de su estructura. Estas ondas se describen mediante la misma física que describe los brazos espirales de las galaxias . Las ondas de curvatura espiral, también presentes en el Anillo A y descritas también por la misma teoría, son ondulaciones verticales en el anillo en lugar de ondas de compresión. [ 115 ]

En abril de 2014, científicos de la NASA informaron haber observado la posible etapa formativa de una nueva luna cerca del borde exterior del Anillo A. [ 116 ] [ 117 ]

Encke Gap

El movimiento de Pan a través del hueco de Encke del anillo A induce ondas de borde y estelas espirales (no autopropagantes) [ 118 ] delante y hacia dentro de él. Las otras bandas más densamente enrolladas son ondas de densidad espirales .

La brecha de Encke es una brecha de 325 km (200 millas) de ancho dentro del anillo A , centrada a una distancia de 133.590  km (83.000 millas) del centro de Saturno. [ 119 ] Es causada por la presencia de la pequeña luna Pan , [ 120 ] que orbita dentro de ella. Imágenes de la sonda Cassini han mostrado que hay al menos tres anillos delgados y anudados dentro de la brecha. [ 96 ] Las ondas de densidad espirales visibles a ambos lados de ella son inducidas por resonancias con lunas cercanas fuera de los anillos, mientras que Pan induce un conjunto adicional de estelas espirales. [ 96 ]

Johann Encke no observó personalmente esta brecha; recibió su nombre en honor a sus observaciones de los anillos. La brecha en sí fue descubierta por James Edward Keeler en 1888. [ 78 ] La segunda brecha importante en el anillo A , descubierta por la Voyager , fue nombrada Brecha de Keeler en su honor. [ 121 ]

La brecha de Encke es una brecha porque se encuentra completamente dentro del anillo A. Existía cierta ambigüedad entre los términos brecha y división hasta que la IAU aclaró las definiciones en 2008; antes de eso, la separación a veces se denominaba "División de Encke". [ 122 ]

Keeler Gap

Vista de Daphnis orbitando en el Keeler Gap, creando ondas que proyectan sombras sobre los anillos.

La brecha de Keeler es una brecha de 42 km (26 millas) de ancho en el anillo A , aproximadamente a 250  km (150 millas) del borde exterior del anillo. La pequeña luna Daphnis , descubierta el 1 de mayo de 2005, orbita dentro de ella, manteniéndola despejada. [ 123 ] El paso de la luna induce ondas en los bordes de la brecha (esto también está influenciado por su ligera excentricidad orbital). [ 96 ] Debido a que la órbita de Daphnis está ligeramente inclinada con respecto al plano del anillo, las ondas tienen un componente perpendicular a dicho plano, que alcanza una distancia de 1500  m "por encima" del mismo. [ 124 ] [ 125 ]

La brecha de Keeler fue descubierta por la Voyager y nombrada en honor al astrónomo James Edward Keeler . Keeler, a su vez, había descubierto y nombrado la brecha de Encke en honor a Johann Encke . [ 78 ]

Lunas de hélice

Ubicación de los primeros cuatro pequeños satélites detectados en el anillo A.

En 2006, se encontraron cuatro diminutas " lunares " en imágenes del Anillo A captadas por Cassini . [ 126 ] Los lunares en sí tienen solo unos cien metros de diámetro, demasiado pequeños para ser vistos directamente; lo que Cassini ve son las perturbaciones en forma de "hélice" que crean los lunares, que tienen varios kilómetros (millas) de diámetro. Se estima que el Anillo A contiene miles de objetos de este tipo. En 2007, el descubrimiento de ocho lunares más reveló que están confinados en gran medida a un  cinturón de 3000 km (2000 millas), a unos 130 000  km (80 000 millas) del centro de Saturno, [ 127 ] y para 2008 se habían detectado más de 150 lunares con forma de hélice. [ 128 ] Uno que ha sido rastreado durante varios años ha sido apodado Bleriot . [ 129 ]

División Roche

La División Roche (que pasa por el centro de la imagen) entre el Anillo A y el Anillo F. Se aprecian el Atlas , el Paso de Encke y el Paso de Keeler.

La separación entre el anillo A y el anillo F ha sido denominada División de Roche en honor al físico francés Édouard Roche . [ 130 ] La División de Roche no debe confundirse con el límite de Roche , que es la distancia a la que un objeto grande está tan cerca de un planeta (como Saturno) que las fuerzas de marea del planeta lo separarán. [ 131 ] Situada en el borde exterior del sistema de anillos principal, la División de Roche está, de hecho, cerca del límite de Roche de Saturno, razón por la cual los anillos no han podido acumular materia para formar una luna. [ 132 ]

Al igual que la División Cassini , la División Roche no está vacía, sino que contiene una capa de material. [ 133 ] El carácter de este material es similar al de los tenues y polvorientos Anillos D, E y G. [ 134 ] Dos ubicaciones en la División Roche tienen una mayor concentración de polvo que el resto de la región. Estas fueron descubiertas por el equipo de imágenes de la sonda Cassini y recibieron designaciones temporales : R/2004 S 1, que se encuentra a lo largo de la órbita de la luna Atlas ; y R/2004 S 2, centrada a 138.900  km (86.300 millas) del centro de Saturno, hacia el interior de la órbita de Prometeo . [ 135 ] [ 136 ]

Anillo F

Las pequeñas lunas Pandora (izquierda) y Prometeo (derecha) orbitan a ambos lados del anillo F. Prometeo actúa como guardián del anillo y es seguido por canales oscuros que ha excavado en las hebras internas del mismo.

El anillo F es el anillo discreto más externo de Saturno y quizás el anillo más activo del Sistema Solar, con características que cambian en una escala de tiempo de horas. [ 137 ] Está ubicado a 3000  km (2000 millas) más allá del borde exterior del anillo A. [ 138 ] El anillo fue descubierto en 1979 por el equipo de imágenes de Pioneer 11. [ 81 ] Es muy delgado, de solo unos cientos de km de extensión radial. Si bien la visión tradicional ha sido que está mantenido unido por dos lunas pastoras , Prometeo y Pandora , que orbitan dentro y fuera de él, [ 120 ] estudios recientes indican que solo Prometeo contribuye al confinamiento. [ 139 ] [ 140 ] Las simulaciones numéricas sugieren que el anillo se formó cuando Prometeo y Pandora colisionaron entre sí y se desintegraron parcialmente. [ 141 ]

Imágenes más recientes tomadas por la sonda Cassini muestran que el Anillo F consta de un anillo central y una espiral a su alrededor. [ 142 ] También muestran que cuando Prometeo se encuentra con el anillo en su apoapsis , su atracción gravitatoria crea torceduras y nudos en el Anillo F a medida que la luna "roba" material, dejando un canal oscuro en la parte interior del anillo. Dado que Prometeo orbita Saturno más rápidamente que el material del Anillo F, cada nuevo canal se forma aproximadamente 3,2 grados delante del anterior. [ 137 ]

En 2008, se detectó un mayor dinamismo, lo que sugiere que pequeñas lunas invisibles que orbitan dentro del Anillo F pasan continuamente a través de su núcleo estrecho debido a perturbaciones de Prometeo. Una de las pequeñas lunas fue identificada tentativamente como S/2004 S 6. [ 137 ]

A partir de 2023, se cree que la estructura grumosa del anillo "es causada por la presencia de miles de pequeños cuerpos progenitores (de 1,0 a 0,1 km de tamaño) que colisionan y producen densas hebras de partículas de tamaño micrométrico a centimétrico que se vuelven a acumular durante unos meses sobre los cuerpos progenitores en un régimen de estado estacionario". [ 143 ]

Un mosaico de 107 imágenes que muestra 255° (aproximadamente el 70%) del Anillo F tal como se vería si estuviera extendido, mostrando la hebra primaria curvada y la hebra secundaria espiral. El ancho radial (de arriba a abajo) es de 1500  km (1000 millas).

Anillos exteriores

Los anillos exteriores se ven retroiluminados por el Sol.

Anillo de Jano/Epimeteo

Un tenue anillo de polvo rodea la región ocupada por las órbitas de Janus y Epimetheus , como revelan las imágenes tomadas en luz dispersada hacia adelante por la sonda Cassini en 2006. El anillo tiene una extensión radial de aproximadamente 5000  km (3000 millas). [ 144 ] Su origen son las partículas expulsadas de la superficie de las lunas por impactos de meteoroides, que luego forman un anillo difuso alrededor de sus órbitas. [ 145 ]

Anillo G

El Anillo G es un anillo muy delgado y tenue, situado aproximadamente a medio camino entre el Anillo F y el comienzo del Anillo E , con su borde interior a unos 15 000  km (10 000 millas) dentro de la órbita de Mimas . Contiene un único arco claramente más brillante cerca de su borde interior (similar a los arcos en los anillos de Neptuno ) que se extiende aproximadamente una sexta parte de su circunferencia, centrado en la luna Aegaeon , de medio kilómetro (500 yardas) de diámetro, que se mantiene en su lugar por una resonancia orbital 7:6 con Mimas. [ 146 ] [ 147 ] Se cree que el arco está compuesto de partículas de hielo de hasta unos pocos metros de diámetro, mientras que el resto del Anillo G consiste en polvo liberado desde el interior del arco. El ancho radial del arco es de unos 250  km (150 millas), en comparación con un ancho de 9000  km (6000 millas) para el Anillo G en su conjunto. [ 146 ] Se cree que el arco contiene materia equivalente a una pequeña luna helada de unos cien m de diámetro. [ 146 ] El polvo liberado de Egeón y otros cuerpos fuente dentro del arco por impactos de micrometeoritos se desplaza hacia afuera del arco debido a la interacción con la magnetosfera de Saturno (cuyo plasma corrota con el campo magnético de Saturno , que rota mucho más rápido que el movimiento orbital del Anillo G). Estas diminutas partículas son erosionadas constantemente por impactos posteriores y dispersadas por el arrastre del plasma. A lo largo de miles de años, el anillo pierde masa gradualmente, [ 148 ] que es repuesta por impactos posteriores en Egeón.

Anillo de metona

Un tenue arco anular, detectado por primera vez en septiembre de 2006, que abarca una extensión longitudinal de unos 10 grados, está asociado con la luna Methone . Se cree que el material del arco representa polvo expulsado de Methone por impactos de micrometeoritos. El confinamiento del polvo dentro del arco se atribuye a una resonancia 14:15 con Mimas (similar al mecanismo de confinamiento del arco dentro del anillo G). [ 149 ] [ 150 ] Bajo la influencia de la misma resonancia, Methone libra de un lado a otro en su órbita con una amplitud de 5° de longitud.

Arco del Anillo de Anthe

El Arco del Anillo de Anthe: el punto brillante es Anthe.

Un tenue arco anular, detectado por primera vez en junio de 2007, que abarca una extensión longitudinal de unos 20 grados, está asociado a la luna Anthe . Se cree que el material del arco representa polvo desprendido de Anthe por impactos de micrometeoritos. El confinamiento del polvo dentro del arco se atribuye a una resonancia 10:11 con Mimas. Bajo la influencia de esta misma resonancia, Anthe oscila en su órbita a lo largo de 14° de longitud. [ 149 ] [ 150 ]

Anillo de Palene

Un tenue anillo de polvo comparte la órbita de Pallene , como revelan las imágenes tomadas en luz dispersada hacia adelante por la sonda Cassini en 2006. [ 144 ] El anillo tiene una extensión radial de aproximadamente 2500  km (1500 millas). Su origen son las partículas expulsadas de la superficie de Pallene por impactos de meteoroides, que luego forman un anillo difuso alrededor de su órbita. [ 145 ] [ 150 ]

Anillo E

Vista del este a la derecha con Encélado y sus chorros polares del sur.
El anillo E retroiluminado, con Encélado recortado contra él. Los chorros polares del sur de la luna brillan intensamente debajo.

No confirmada hasta 1980, [ 83 ] la existencia del anillo E fue objeto de debate entre los astrónomos al menos desde 1908. En una cronología narrativa de las observaciones de Saturno, Arthur Francis O'Donel Alexander atribuye [ 151 ] la primera observación de lo que se denominaría el Anillo E a Georges Fournier , quien el 5 de septiembre de 1907 en Mont Revard observó una "zona luminosa" "que rodeaba el brillante anillo exterior". Al año siguiente, el 7 de octubre de 1908, E. Schaer observó independientemente "un nuevo anillo oscuro... que rodeaba los brillantes anillos de Saturno" en el Observatorio de Ginebra. Siguiendo el descubrimiento de Schaer, W. Boyer, T. Lewis y Arthur Eddington encontraron indicios de un anillo discontinuo que coincidía con la descripción de Schaer, pero describieron sus observaciones como "inciertas". Después de que Edward Barnard , utilizando el que en ese momento era el mejor telescopio del mundo , no lograra encontrar indicios de un anillo. EM Antoniadi defendió la existencia del anillo en una publicación de 1909, recordando una observación de William Wray del 26 de diciembre de 1861 de una "luz muy tenue... que daba la impresión de que era el anillo oscuro", [ 152 ] [ 153 ] pero después del resultado negativo de Barnard la mayoría de los astrónomos se volvieron escépticos sobre la existencia del Anillo E. [ 151 ]

A diferencia de los anillos A, B y C, la pequeña profundidad óptica y la gran extensión vertical del Anillo E hacen que se observe mejor de canto, lo cual solo es posible una vez cada 14-15 años, [ 154 ] por lo que quizás por esta razón, no fue hasta la década de 1960 que el Anillo E volvió a ser objeto de observaciones. Aunque algunas fuentes atribuyen a Walter Feibelman el descubrimiento del Anillo E en 1966, [ 2 ] [ 30 ] su artículo publicado al año siguiente anunciando las observaciones comienza reconociendo la controversia existente y el largo historial de observaciones que apoyan y refutan la existencia del anillo, y enfatiza cuidadosamente su interpretación de los datos como un nuevo anillo como "solo tentativa". [ 154 ] Un reanálisis de las observaciones originales de Feibelman , realizado en anticipación al próximo sobrevuelo de Saturno por Pioneer 11, volvió a calificar la evidencia de este anillo exterior como "inestable". [ 155 ] Incluso las observaciones polarimétricas de Pioneer 11 no lograron identificar de manera concluyente el Anillo E durante su sobrevuelo de 1979, aunque "su existencia se infirió a partir de [mediciones de partículas, radiación y campo magnético]". [ 83 ] Solo después de un reanálisis digital de las observaciones de 1966, así como de varias observaciones independientes utilizando telescopios terrestres y espaciales, su existencia fue finalmente confirmada en un artículo de 1980 de Feibelman y Klinglesmith. [ 83 ]

Comparación de los filamentos del anillo E de Saturno entre las fotografías de Cassini y las simulaciones por ordenador.
Zarcillos del anillo E procedentes de los géiseres de Encélado: comparación de imágenes (a, c) con simulaciones por ordenador.

El Anillo E es el segundo anillo más externo y es extremadamente ancho; consiste en muchas partículas diminutas (micrométricas y submicrométricas) de hielo de agua con silicatos, dióxido de carbono y amoníaco. [ 156 ] El Anillo E se distribuye entre las órbitas de Mimas y Titán . [ 157 ] A diferencia de los otros anillos, está compuesto de partículas microscópicas en lugar de trozos de hielo macroscópicos. En 2005, se determinó que la fuente del material del Anillo E eran plumas criovolcánicas [ 158 ] [ 159 ] que emanaban de las "rayas de tigre" de la región polar sur de la luna Encélado . [ 160 ] [ 161 ] A diferencia de los anillos principales, el Anillo E tiene más de 2000  km (1000 millas) de espesor y aumenta con su distancia de Encélado. [ 157 ] Las estructuras en forma de zarcillo observadas dentro del Anillo E pueden estar relacionadas con las emisiones de los chorros polares del sur más activos de Encélado. [ 162 ]

Las partículas del Anillo E tienden a acumularse en las lunas que orbitan dentro de él, principalmente debido a las excentricidades orbitales de las partículas y la proximidad de los semiejes mayores de otras lunas al de Encélado. [ 163 ] Las partículas que encuentran lunas que orbitan en el interior de Encélado tienden a moverse más rápido que ellas debido a que están cerca de sus pericentros, y por lo tanto golpean sus caras posteriores, y las partículas que encuentran lunas que orbitan en el exterior tienden a moverse más lento que las lunas debido a que están cerca del apocentro, y por lo tanto golpean sus hemisferios anteriores. Esto hace que Jano, Epimeteo y Mimas tengan caras posteriores más brillantes, mientras que Tetis, Dione y Rea son más brillantes en sus hemisferios anteriores. [ 163 ] Además, el ecuador del hemisferio anterior de Tetis está ligeramente teñido de azul debido al material que cae. [ 164 ] Las lunas troyanas Telesto , Calipso , Helena y Polideuces se ven particularmente afectadas a medida que sus órbitas se mueven hacia arriba y hacia abajo del plano del anillo. Esto da como resultado que sus superficies se recubran con un material brillante que suaviza los rasgos. [ 165 ]

Anillo de Phoebe

La enorme extensión del anillo de Febe empequeñece a los anillos principales. Recuadro: Imagen de Spitzer de 24 μm de parte del anillo.

En octubre de 2009, se informó del descubrimiento de un tenue disco de material justo en el interior de la órbita de Febe . El disco estaba alineado de canto con la Tierra en el momento del descubrimiento. Este disco puede describirse vagamente como otro anillo. Aunque muy grande (visto desde la Tierra, el tamaño aparente de dos lunas llenas [ 86 ] ), el anillo es prácticamente invisible. Fue descubierto utilizando el telescopio espacial infrarrojo Spitzer de la NASA , [ 166 ] y fue visto en todo el rango de las observaciones, que se extendieron desde 128 a 207 veces el radio de Saturno, [ 85 ] con cálculos que indican que puede extenderse hacia afuera hasta 300 radios de Saturno y hacia adentro hasta la órbita de Jápeto a 59 radios de Saturno. [ 167 ] El anillo fue estudiado posteriormente utilizando las naves espaciales WISE , Herschel y Cassini ; [ 168 ] Las observaciones de WISE muestran que se extiende desde al menos entre 50 y 100 hasta 270 radios de Saturno (el borde interior se pierde en el resplandor del planeta). [ 84 ] Los datos obtenidos con WISE indican que las partículas del anillo son pequeñas; aquellas con radios mayores de 10 cm comprenden el 10 % o menos del área de la sección transversal. [ 84 ] 

Febe orbita el planeta a una distancia que varía entre 180 y 250 radios. El anillo tiene un grosor de aproximadamente 40 radios. [ 169 ] Debido a que se presume que las partículas del anillo se originaron a partir de impactos ( micrometeoritos y mayores) en Febe, deberían compartir su órbita retrógrada , [ 167 ] que es opuesta al movimiento orbital de la siguiente luna interior, Jápeto . Este anillo se encuentra en el plano de la órbita de Saturno, o aproximadamente la eclíptica , y por lo tanto está inclinado 27 grados con respecto al plano ecuatorial de Saturno y los otros anillos. Febe está inclinado 5° con respecto al plano de la órbita de Saturno (a menudo escrito como 175°, debido al movimiento orbital retrógrado de Febe), y sus excursiones verticales resultantes por encima y por debajo del plano del anillo coinciden estrechamente con el grosor observado del anillo de 40 radios de Saturno.

La existencia del anillo fue propuesta en la década de 1970 por Steven Soter . [ 167 ] El descubrimiento fue realizado por Anne J. Verbiscer y Michael F. Skrutskie (de la Universidad de Virginia ) y Douglas P. Hamilton (de la Universidad de Maryland, College Park ). [ 85 ] [ 170 ] Los tres habían estudiado juntos en la Universidad de Cornell como estudiantes de posgrado. [ 171 ]

El material del anillo migra hacia adentro debido a la reemisión de la radiación solar , [ 85 ] con una velocidad inversamente proporcional al tamaño de la partícula; una  partícula de 3 cm migraría desde la proximidad de Febe hasta la de Jápeto a lo largo de la edad del Sistema Solar. [ 84 ] El material impactaría así el hemisferio frontal de Jápeto. La caída de este material causa un ligero oscurecimiento y enrojecimiento del hemisferio frontal de Jápeto (similar a lo que se observa en las lunas uranianas Oberón y Titania ), pero no crea directamente la dramática coloración bicolor de esa luna. [ 172 ] Más bien, el material que cae inicia un proceso de auto-segregación térmica de retroalimentación positiva de sublimación de hielo desde regiones más cálidas, seguido de condensación de vapor en regiones más frías. Esto deja un residuo oscuro de material "rezagado" que cubre la mayor parte de la región ecuatorial del hemisferio frontal de Jápeto, que contrasta con los brillantes depósitos de hielo que cubren las regiones polares y la mayor parte del hemisferio posterior. [ 173 ] [ 174 ] [ 175 ]

Véase también

  • Galileo Galilei : la primera persona en observar los anillos de Saturno, en 1610.
  • Christiaan Huygens fue el primero en proponer que Saturno estaba rodeado por un anillo, en 1655.
  • Giovanni Cassini descubrió la separación entre los anillos A y B (la División de Cassini) en 1675.
  • Édouard Roche – astrónomo francés que describió cómo un satélite que se acerca al límite de Roche de Saturno podría desintegrarse y formar los anillos.

Notas

  1. ↑ Con 0,0565, la excentricidad orbital de Saturno es la mayor de los planetas gigantes del Sistema Solar, y más de tres veces mayor que la de la Tierra. Su afelio se alcanza cerca del solsticio de verano en el hemisferio norte . [ 35 ]
  2. 1 2 3 4 Nombres según lo designado por la Unión Astronómica Internacional , a menos que se indique lo contrario. Las separaciones más amplias entre anillos con nombre se denominan divisiones, mientras que las separaciones más estrechas dentro de los anillos con nombre se denominan huecos.
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 Datos procedentes principalmente del Gazetteer of Planetary Nomenclature , una ficha informativa de la NASA y varios artículos. [ 74 ] [ 75 ] [ 76 ]
  4. 1 2 3 4 La distancia es al centro de huecos, anillos y rizos que son más estrechos que 1.000 km (600 millas).
  5. 1 2 3 4 nombre no oficial
  6. ↑ La imagen fue tomada en luz visible con la cámara de ángulo estrecho de la nave espacial Cassini el 26 de julio de 2009. La vista se obtuvo a una distancia aproximada de 336 000 kilómetros (209 000 millas) de Saturno y con un ángulo de fase (Sol-Saturno-nave espacial) de 132 grados. La escala de la imagen es de 2 kilómetros (1 milla) por píxel. [ 98 ]

Referencias

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  • Nodo de los anillos planetarios: El sistema de anillos de Saturno
  • Los anillos de Saturno, por el programa de exploración del sistema solar de la NASA.
  • Nomenclatura de los anillos de Saturno según la página de nomenclatura planetaria del USGS.
  • El anillo más grande que rodea a Saturno acaba de aumentar de tamaño (obtenido el 20 de diciembre de 2017 de Space.com).
  • Todo lo que una mente curiosa debería saber sobre los sistemas de anillos planetarios con el Dr. Mark Showalter (Podcast de Waseem Akhtar con Mark Showalter )
  • Animación de alta resolución de Seán Doran de los anillos retroiluminados
  • Animación de alta resolución realizada por Kevin M. Gill de un sobrevuelo del anillo B exterior durante el equinoccio (comienza a volverse menos uniforme después del primer minuto); consulte el álbum Rings para obtener más información.
  • Animación de alta resolución realizada por Nick Stevens de Saturno y sus anillos desde una órbita ecuatorial y una polar, y desde una inmersión bajo los anillos ; consulte la lista para obtener más información.
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