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Anillos de Saturno

El conjunto completo de anillos, fotografiado mientras Saturno eclipsaba al Sol desde la posición privilegiada de la sonda Cassini , a 1,2 millones de kilómetros (¾ millones de ...

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El conjunto completo de anillos, fotografiado mientras Saturno eclipsaba al Sol desde la posición privilegiada de la sonda Cassini , a 1,2 millones de kilómetros (¾ millones de millas) de distancia, el 19 de julio de 2013 (el brillo está exagerado). La Tierra aparece como un punto a las 4 en punto, entre los anillos G y E.

Los anillos de Saturno son el sistema de anillos más extenso y complejo de cualquier planeta del Sistema Solar . Están formados por innumerables partículas pequeñas, cuyo tamaño varía desde micrómetros hasta metros , [1] que orbitan alrededor de Saturno . Las partículas de los anillos están hechas casi en su totalidad de hielo de agua, con un componente traza de material rocoso . Todavía no hay consenso en cuanto a su mecanismo de formación. Aunque los modelos teóricos indicaban que era probable que los anillos se hubieran formado temprano en la historia del Sistema Solar, [2] datos más recientes de Cassini sugirieron que se formaron relativamente tarde. [3]

Aunque el reflejo de los anillos aumenta el brillo de Saturno , no son visibles desde la Tierra con visión sin ayuda . En 1610, un año después de que Galileo Galilei apuntara un telescopio al cielo, se convirtió en la primera persona en observar los anillos de Saturno, aunque no podía verlos lo suficientemente bien como para discernir su verdadera naturaleza. En 1655, Christiaan Huygens fue la primera persona en describirlos como un disco que rodea a Saturno. [4] El concepto de que los anillos de Saturno están formados por una serie de pequeños anillos se remonta a Pierre-Simon Laplace , [4] aunque los verdaderos huecos son pocos: es más correcto pensar en los anillos como un disco anular con máximos y mínimos locales concéntricos en densidad y brillo. [2] En la escala de los cúmulos dentro de los anillos hay mucho espacio vacío.

Los anillos tienen numerosos huecos donde la densidad de partículas cae bruscamente: dos abiertos por lunas conocidas incrustadas en ellos, y muchos otros en lugares de resonancias orbitales desestabilizadoras conocidas con las lunas de Saturno . Otros huecos permanecen sin explicación. Las resonancias estabilizadoras, por otro lado, son responsables de la longevidad de varios anillos, como el Anillo Titán y el Anillo G.

Mucho más allá de los anillos principales se encuentra el anillo de Febe, que se supone 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.

En septiembre de 2023, los astrónomos informaron sobre estudios que sugerían que los anillos de Saturno podrían haber sido resultado de la colisión de dos lunas "hace unos cientos de millones de años". [5] [6]

Historia

Observaciones tempranas

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 que «el planeta Saturno no está solo, sino que está compuesto de tres, que casi se tocan entre sí y nunca se mueven ni cambian uno con respecto al otro. Están dispuestos en una línea paralela al zodíaco , y el del medio (Saturno mismo) es aproximadamente tres veces el tamaño de los laterales». [7] También describió los anillos como las «orejas» de Saturno. En 1612 la Tierra pasó a través del plano de los anillos y se volvieron invisibles. Desconcertado, Galileo comentó: «No sé qué decir en un caso tan sorprendente, tan inesperado y tan novedoso». [4] Reflexionó: «¿Saturno se ha tragado a sus hijos?», refiriéndose al mito del titán Saturno devorando a su descendencia para evitar la profecía de que lo derrocarían. [7] [8] Pero quedó aún más confundido cuando los anillos volvieron a ser visibles en 1613. [4]

Los primeros astrónomos utilizaban anagramas como una forma de esquema de compromiso para reivindicar nuevos descubrimientos antes de que sus resultados estuvieran listos para su publicación. Galileo utilizó el anagrama " smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras" para Altissimum planetam tergeminum observavi ("He observado que el planeta más distante tiene una forma triple") para el descubrimiento de los anillos de Saturno. [9] [10 ] [11 ]

En 1657, Christopher Wren se convirtió en profesor de astronomía en el Gresham College de Londres. Había estado haciendo observaciones del planeta Saturno desde alrededor de 1652 con el objetivo de explicar su apariencia. Su hipótesis fue escrita en De corpore saturni, en el que 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 estaba físicamente unido a él. Antes de que se publicara la hipótesis de Wren, Christiaan Huygens presentó su hipótesis de los anillos de Saturno. Inmediatamente Wren reconoció 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 los anillos. [12]

Hipótesis del anillo de Huygens y desarrollos posteriores

La hipótesis del anillo de Huygens en Systema Saturnium (1659)

Huygens comenzó a pulir lentes con su padre Constantijn en 1655 y pudo observar Saturno con mayor detalle utilizando un telescopio refractor de 43 aumentos que él mismo diseñó. Fue el primero en sugerir que Saturno estaba rodeado por un anillo separado del planeta, y publicó la famosa cadena de letras " aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu". [13] Tres años después , reveló que significaba Annulo cingitur , tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato ("[Saturno] está rodeado por un anillo delgado y plano, que no toca en ninguna parte [el cuerpo del planeta], inclinado hacia la eclíptica"). [14] [4] [15] Publicó su hipótesis del anillo 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 . [16]

En 1675, Giovanni Domenico Cassini determinó que el anillo de Saturno estaba compuesto por múltiples anillos más pequeños con espacios entre ellos; [17] el más grande de estos espacios fue posteriormente llamado División de Cassini. Esta división es una región de 4.800 kilómetros de ancho (3.000 millas) entre el anillo A y el anillo B. [18]

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 anillos sólidos. [19] [4] [20]

En 1859, James Clerk Maxwell demostró que un anillo sólido no uniforme, anillos sólidos o un anillo fluido continuo tampoco serían estables, indicando que el anillo debe estar compuesto de numerosas partículas pequeñas, todas orbitando independientemente Saturno. [21] [20] Más tarde, Sofia Kovalevskaya también descubrió que los anillos de Saturno no pueden ser cuerpos líquidos en forma de anillo. [22] [23] Los estudios espectroscópicos de los anillos que se llevaron a cabo de forma independiente en 1895 por James Keeler del Observatorio Allegheny y por Aristarkh Belopolsky del Observatorio Pulkovo mostraron que el análisis de Maxwell era correcto. [24] [25]

Cuatro naves espaciales robóticas han observado los anillos de Saturno desde las proximidades del planeta. El máximo acercamiento de la Pioneer 11 a Saturno se produjo en septiembre de 1979 a una distancia de 20.900 km (13.000 mi). [26] La Pioneer 11 fue responsable del descubrimiento del anillo F. [26] El máximo acercamiento de la Voyager 1 se produjo en noviembre de 1980 a una distancia de 64.200 km (39.900 mi). [27] Un fotopolarímetro averiado impidió que la Voyager 1 observara los anillos de Saturno con la resolución prevista; sin embargo, las imágenes de la nave espacial proporcionaron un detalle sin precedentes del sistema de anillos y revelaron la existencia del anillo G. [28] El máximo acercamiento de la Voyager 2 se produjo en agosto de 1981 a una distancia de 41.000 km (25.000 mi). [27] El fotopolarímetro funcional de la Voyager 2 le permitió observar el sistema de anillos con mayor resolución que la Voyager 1 , y así descubrir muchos anillos nunca antes vistos. [29] La nave espacial Cassini entró en órbita alrededor de Saturno en julio de 2004. [30] Las imágenes de los anillos de Cassini son las más detalladas hasta la fecha, y son responsables del descubrimiento de aún más anillos. [31]

Los anillos se nombran alfabéticamente en el orden en que fueron descubiertos: [32] A y B en 1675 por Giovanni Domenico Cassini , C en 1850 por William Cranch Bond y su hijo George Phillips Bond , D en 1933 por Nikolai P. Barabachov y B. Semejkin, E en 1967 por Walter A. Feibelman, F en 1979 por Pioneer 11 y G en 1980 por Voyager 1. Los anillos principales son, trabajando hacia afuera del planeta, C, B y A, con la División de Cassini, la brecha más grande, separando los anillos B y A. Varios anillos más tenues se descubrieron más recientemente. El anillo D es extremadamente débil y el más cercano al planeta. El estrecho anillo F está justo afuera del anillo A. Más allá de eso hay dos anillos mucho más tenues llamados G y E. Los anillos muestran una tremenda cantidad de estructura en todas las escalas, algunas relacionadas con perturbaciones de las lunas de Saturno, pero muchas sin explicación. [32]

En septiembre de 2023, los astrónomos informaron sobre estudios que sugerían que los anillos de Saturno podrían haber sido resultado de la colisión de dos lunas "hace unos cientos de millones de años". [5] [6]

Inclinación axial de Saturno

La inclinación axial de Saturno es de 26,7°, lo que significa que desde la Tierra se obtienen vistas muy variadas de los anillos, de los cuales los visibles ocupan su plano ecuatorial, en diferentes momentos. [33] La Tierra realiza cruces del 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 una de esas ocasiones. Los cruces más recientes del plano de los anillos tuvieron lugar el 22 de mayo de 1995, el 10 de agosto de 1995, el 11 de febrero de 1996 y el 4 de septiembre de 2009; los próximos eventos ocurrirán el 23 de marzo de 2025, el 15 de octubre de 2038, el 1 de abril de 2039 y el 9 de julio de 2039. Las oportunidades favorables de ver el cruce del plano de los anillos (ya que Saturno no está cerca del Sol) solo se dan durante los cruces triples. [34] [35] [36]

Los equinoccios de Saturno , cuando el Sol pasa por el plano de los anillos, no están espaciados de manera uniforme. El Sol pasa de sur a norte por el plano de los anillos cuando la longitud heliocéntrica de Saturno es de 173,6 grados (por ejemplo, el 11 de agosto de 2009), aproximadamente en el momento en que 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 está al norte del plano de los anillos durante 15,7 años terrestres y, luego, al sur del plano durante 13,7 años. [a] Las fechas de 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. [38] Durante el período alrededor de un equinoccio, la iluminación de la mayoría de los anillos se reduce considerablemente, lo que hace posible observaciones únicas que resaltan características que se alejan del plano de los anillos. [39]

Características físicas

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

Los densos anillos principales se extienden desde 7.000 km (4.300 mi) a 80.000 km (50.000 mi) de distancia del ecuador de Saturno, cuyo radio es de 60.300 km (37.500 mi) (ver Subdivisiones principales). Con un espesor local estimado de tan sólo 10 metros (32' 10") [40] y tanto como 1 km (1093 yardas), [41] están compuestos de 99,9% de hielo de agua pura con un puñado de impurezas que pueden incluir tolinas o silicatos . [42] Los anillos principales están compuestos principalmente de partículas más pequeñas que 10 μm. [43]

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, produciendo un valor de 1,54 (± 0,49) × 10 19 kg, o 0,41 ± 0,13 masas de Mimas . [3] Esto es alrededor de dos tercios de la masa de toda la capa de hielo antártica de la Tierra , extendida en una superficie 80 veces mayor que la de la Tierra. [44] [45] La estimación es cercana al valor de 0,40 masas de Mimas derivadas de las observaciones de Cassini de las ondas de densidad en los anillos A, B y C. [3] Es una pequeña fracción de la masa total de Saturno (alrededor de 0,25  ppb ). Observaciones anteriores de las ondas de densidad en los anillos A y B realizadas con la Voyager y un perfil de profundidad óptica habían arrojado una masa de aproximadamente 0,75 masas Mimas [46] , aunque observaciones posteriores y modelos informáticos sugirieron que se trataba de una subestimación. [47]

Saturno y sus anillos A, B y C en luz visible e infrarroja (recuadro). En la imagen infrarroja en falso color, un mayor contenido de hielo de agua y un mayor tamaño de grano dan lugar a un color azul verdoso, mientras que un mayor contenido de agua sin hielo y un tamaño de grano más pequeño dan lugar a un tono rojizo.

Aunque los huecos más grandes en los anillos, como la División de Cassini y la Brecha de Encke, pueden verse desde la Tierra, la sonda espacial Voyager descubrió que los anillos tienen una estructura intrincada de miles de huecos y bucles delgados. Se cree que esta estructura surge, de varias formas diferentes, de la atracción gravitatoria de las muchas lunas de Saturno. Algunos huecos se limpian con el paso de pequeñas lunas como Pan , [48] muchas más de las cuales aún pueden descubrirse, y algunos bucles parecen mantenerse por los efectos gravitacionales de pequeños satélites pastores (similar al mantenimiento del anillo F por parte de Prometeo y Pandora ). Otros huecos surgen de resonancias entre el período orbital de partículas en el hueco y el de una luna más masiva más alejada; Mimas mantiene la División de Cassini de esta manera. [49] Aún más estructura en los anillos consiste en ondas espirales generadas por las perturbaciones gravitacionales periódicas de las lunas interiores en resonancias menos disruptivas. [ cita requerida ] Los datos de la sonda espacial Cassini indican que los anillos de Saturno poseen su propia atmósfera, independiente de la del propio planeta. La atmósfera está compuesta de gas de oxígeno molecular (O 2 ) 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 una mayor estimulación ultravioleta crean y expulsan, entre otras cosas, O 2 . Según los modelos de esta atmósfera, también está presente H 2 . Las atmósferas de O 2 y H 2 son tan escasas que si toda la atmósfera se condensara de alguna manera sobre los anillos, tendría un espesor de aproximadamente un átomo. [50] Los anillos también tienen una atmósfera de OH (hidróxido) igualmente escasa. Al igual que el O 2 , esta atmósfera se produce por la desintegración de moléculas de agua, aunque en este caso la desintegración se realiza por iones energéticos que bombardean las moléculas de agua expulsadas por la luna de Saturno Encélado . Esta atmósfera, a pesar de ser extremadamente escasa, fue detectada desde la Tierra por el Telescopio Espacial Hubble. [51] Saturno muestra patrones complejos en su brillo. [52] La mayor parte de la variabilidad se debe al aspecto cambiante de los anillos, [53] [54]y esto pasa por dos ciclos en cada órbita. Sin embargo, a esto se suma la variabilidad debida a la excentricidad de la órbita del planeta, que hace que el planeta muestre oposiciones más brillantes en el hemisferio norte que en el sur. [55]

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

En 1980, la Voyager 1 realizó un sobrevuelo de Saturno que mostró que el anillo F estaba compuesto de tres anillos estrechos que parecían estar trenzados en una estructura compleja; ahora se sabe que los dos anillos exteriores consisten en protuberancias, dobleces y bultos que dan la ilusión de trenzado, con el tercer anillo menos brillante dentro de ellos. [ cita requerida ]

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

Formación y evolución de los anillos principales

Las estimaciones de la edad de los anillos de Saturno varían ampliamente, dependiendo del enfoque 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 muy probablemente en los últimos 100 millones de años, y por lo tanto pueden tener entre 10 millones y 100 millones de años. [3] [57] 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 con el tiempo. [3] Dado que los anillos están perdiendo material continuamente, habrían sido más masivos en el pasado que en la actualidad. [3] La estimación de masa por sí sola no es muy diagnóstica, ya que los anillos de alta masa que se formaron al principio de la historia del Sistema Solar habrían evolucionado a esta altura hasta una masa cercana a la medida. [3] Según las tasas de agotamiento actuales, podrían desaparecer en 300 millones de años. [58] [59]

Existen dos teorías principales sobre el origen de los anillos internos de Saturno. Una teoría propuesta originalmente por Édouard Roche en el siglo XIX es que los anillos alguna vez fueron una luna de Saturno (llamada Veritas, en honor a una diosa romana que se escondió en un pozo). Según la teoría, la órbita de la luna decayó hasta que estuvo lo suficientemente cerca como para ser destrozada por las fuerzas de marea (ver límite de Roche ). [60] Las simulaciones numéricas realizadas en 2022 respaldan esta teoría; los autores de ese estudio propusieron el nombre de " Crisálida " para la luna destruida. [61] Una variación de esta teoría es que esta luna se desintegró después de ser golpeada por un gran cometa o asteroide . [62] La segunda teoría es que los anillos nunca fueron parte de una luna, sino que son restos del material nebular original del que se formó Saturno. [ cita requerida ]

Impresión artística de 2007 de los agregados de partículas heladas que forman las partes "sólidas" de los anillos de Saturno. Estos cúmulos alargados se forman y se dispersan continuamente. Las partículas más grandes miden unos pocos metros de diámetro.

Los anillos y las lunas de Saturno

Una versión más tradicional de la teoría de la luna destrozada es que los anillos están compuestos de restos de una luna de 400 a 600 km (200 a 400 millas) de diámetro, un poco más grande que Mimas . La última vez que hubo colisiones lo suficientemente grandes como para tener la probabilidad de destrozar una luna de ese tamaño fue durante el Bombardeo Pesado Tardío hace unos cuatro mil millones de años. [63]

Una variante más reciente de este tipo de teoría de 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 mientras giraba en espiral hacia el planeta durante el período de formación cuando Saturno todavía estaba rodeado por una nebulosa gaseosa. [64] [65] Esto explicaría la escasez de material rocoso dentro de los anillos. Los anillos inicialmente habrían sido mucho más masivos (≈1,000 veces) y más anchos que en la actualidad; el material en las partes externas de los anillos se habría fusionado en las lunas de Saturno hasta Tetis , lo que también explica la falta de material rocoso en la composición de la mayoría de estas lunas. [65] La posterior evolución colisional o criovolcánica de Encélado podría haber causado una pérdida selectiva de hielo de esta luna, elevando su densidad a su valor actual de 1,61 g/cm 3 , en comparación con los valores de 1,15 para Mimas y 0,97 para Tetis. [65]

La idea de los anillos masivos primitivos se amplió posteriormente para explicar la formación de las lunas de Saturno hasta Rea. [66] Si los anillos masivos iniciales contenían trozos 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 las mareas con Saturno, hacia órbitas progresivamente 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 seguido evolucionando a través de fusiones aleatorias. Este proceso puede explicar la variación en el contenido de silicato de las lunas de Saturno hasta Rea, así como la tendencia hacia un menor contenido de silicato más cerca de Saturno. Rea sería entonces la más antigua de las lunas formadas a partir de los anillos primordiales, y las lunas más cercanas a Saturno serían progresivamente más jóvenes. [66]

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, [57] 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 caía y así evitar un oscurecimiento sustancial a lo largo de la edad del Sistema Solar. El material del anillo puede reciclarse a medida que se forman grumos dentro de los anillos y luego se rompen por impactos. Esto explicaría la aparente juventud de parte del material dentro de los anillos. [67] Los investigadores han reunido evidencia que sugiere un origen reciente del anillo C al analizar datos del Cassini Titan Radar Mapper , 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 una luna recientemente alterados, 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 micrometeoroides, la edad estaría más cerca de los mil millones de años. [68]

El equipo UVIS de Cassini , dirigido por Larry Esposito , utilizó la ocultación estelar para descubrir 13 objetos, de entre 27 metros (89') y 10 km (6 millas) de diámetro, dentro del anillo F. Son translúcidos, lo que sugiere que son agregados temporales de rocas 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 separan. [69]

Las investigaciones basadas en las tasas de caída de material hacia Saturno indican que el sistema de anillos es más joven, de cientos de millones de años. El material de los anillos cae en espiral continuamente hacia Saturno; cuanto más rápido caiga, más corta será la vida del sistema de anillos. Uno de los mecanismos implica que la gravedad tire de los granos de hielo de agua cargados eléctricamente hacia abajo desde los anillos a lo largo de las líneas del campo magnético planetario, un proceso denominado "lluvia de anillos". Se dedujo que esta tasa de flujo era de 432–2870 kg/s utilizando observaciones del telescopio Keck desde la Tierra ; como consecuencia de este proceso por sí solo, los anillos desaparecerán en ~292+818
−124millones de años. [70] Mientras atravesaba la brecha entre los anillos y el planeta en septiembre de 2017, la nave espacial Cassini detectó un flujo ecuatorial de material de carga neutra desde los anillos al planeta de 4.800–44.000 kg/s. [71] Suponiendo que esta tasa de entrada es estable, agregarla al proceso continuo de "lluvia de anillos" implica que los anillos pueden desaparecer en menos de 100 millones de años. [70] [72]

Subdivisiones y estructuras dentro de los anillos

Las partes más densas del sistema de anillos de Saturno son los anillos A y B, que están separados por la División de Cassini (descubierta en 1675 por Giovanni Domenico Cassini ). Junto con el anillo C, que fue descubierto en 1850 y es similar en carácter a la División de Cassini, estas regiones constituyen los anillos principales . Los anillos principales son más densos y contienen partículas más grandes 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 principal. Estos anillos difusos se caracterizan como "polvorientos" debido al pequeño tamaño de sus partículas (a menudo alrededor de un μm ); su composición química es, como los anillos principales, casi completamente hielo de agua. El estrecho anillo F, justo al lado del borde exterior del anillo A, es más difícil de categorizar; partes de él 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 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 corresponden al centro del planeta).
Imágenes oblicuas (ángulo de 4 grados) de los anillos C, B y A de Saturno tomadas por Cassini (de izquierda a derecha; el anillo F es apenas visible en la imagen superior de tamaño completo si se observa con suficiente brillo). Imagen superior: mosaico en color natural de fotografías de la cámara Cassini de ángulo estrecho del lado iluminado de los anillos tomadas el 12 de diciembre de 2004. Imagen inferior: vista simulada construida a partir de una observación de radioocultación realizada el 3 de mayo de 2005. El color de la imagen inferior se utiliza para representar información sobre los tamaños de las partículas de los anillos (consulte el título de la segunda imagen del artículo para obtener una explicación).

Parámetros físicos de los anillos

Subdivisiones principales

Estructuras de anillo C

Estructuras de la división de Cassini

  • Fuente: [86]

Estructuras en anillo

Anillo D

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

El anillo D es el más interno y es muy débil. En 1980, la Voyager 1 detectó dentro de este anillo tres anillos pequeños denominados D73, D72 y D68, siendo D68 el anillo pequeño más cercano a Saturno. Unos 25 años después, las imágenes de Cassini mostraron que D72 se había vuelto significativamente más amplio y difuso, y se había desplazado 200 km (100 millas) hacia el planeta. [87]

En el anillo D se encuentra una estructura a escala fina con ondas separadas por 30 km (20 millas). La estructura, que se observó por primera vez en el espacio entre el anillo C y D73, [87] se descubrió durante el equinoccio de Saturno de 2009 y se extendía una distancia radial de 19 000 km (12 000 millas) desde el anillo D hasta el borde interior del anillo B. [88] [89] Las ondas se interpretan como un patrón espiral de corrugaciones verticales de 2 a 20 m de amplitud; [90] el hecho de que el período de las ondas disminuya con el tiempo (de 60 km; 40 millas en 1995 a 30 km; 20 millas en 2006) permite deducir que el patrón puede haberse originado a fines de 1983 con el impacto de una nube de escombros (con una masa de ≈10 12 kg) de un cometa desbaratado que inclinó los anillos fuera del plano ecuatorial. [87] [88] [91] 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. [88] [92] [93]

Anillo C

Vista del anillo C exterior; la brecha de Maxwell con el anillo de Maxwell en su lado derecho se encuentran arriba y a la derecha del centro. La brecha de Bond se encuentra sobre una amplia banda clara hacia la esquina superior derecha; la brecha de 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 en el interior del anillo B. Fue descubierto en 1850 por William y George Bond , aunque William R. Dawes y Johann Galle también lo vieron de forma independiente. William Lassell lo denominó "Anillo de Crepe" porque parecía estar compuesto de material más oscuro que los anillos A y B, que son más brillantes. [77]

Su espesor vertical se estima en 5 metros (16'), su masa en alrededor de 1,1 × 10 18 kg, y su profundidad óptica varía de 0,05 a 0,12. [ cita requerida ] Es decir, entre el 5 y el 12 por ciento de la luz que brilla perpendicularmente a través del anillo está bloqueada, de modo que cuando se ve desde arriba, el anillo es casi transparente. Las corrugaciones espirales de longitud de onda de 30 km vistas por primera vez en el anillo D se observaron durante el equinoccio de Saturno de 2009 y se extendieron por todo el anillo C (ver arriba).

Brecha de Colombo y anillo Titan

La brecha de Colombo se encuentra en el interior del anillo C. Dentro de la brecha se encuentra 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 llama anillo de Titán, ya que está gobernado por una resonancia orbital con la luna Titán . [94] 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. [94]

Brecha y bucle de Maxwell

La Brecha de Maxwell se encuentra en 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 con forma de onda en el medio de ambos anillos. Si bien se cree que la onda en el anillo ε es causada por la luna uraniana Cordelia , no se ha descubierto ninguna luna en la brecha de Maxwell hasta julio de 2008. [95]

Traer

El anillo B es el más grande, brillante y masivo de los anillos. Se estima que su grosor es de entre 5 y 15 m y su profundidad óptica varía de 0,4 a más de 5, [96] lo que significa que >99% de la luz que pasa a través de algunas partes del anillo B está bloqueada. El anillo B contiene una gran cantidad de variación en su densidad y brillo, casi toda ella inexplicable. Estos son concéntricos, apareciendo como anillos estrechos, aunque el anillo B no contiene ningún hueco. [ cita requerida ] En algunos lugares, el borde exterior del anillo B contiene estructuras verticales que se desvían hasta 2,5 km (1½ 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 lunas incrustadas invisibles. [97]

Un estudio de 2016 de ondas de densidad espirales utilizando ocultaciones estelares indicó que la densidad de la superficie del anillo B está en el rango de 40 a 140 g/cm 2 , menor de lo que se creía anteriormente, y que la profundidad óptica del anillo tiene poca correlación con su densidad de masa (un hallazgo informado previamente para los anillos A y C). [96] [98] Se estimó que la masa total del anillo B estaba en algún lugar en el rango de 7 a24 × 10 18 kg. Esto equivale a una masa para Mimas de37,5 × 10 18 kg. [96]

Radios

Los rayos oscuros marcan el lado iluminado por el sol del anillo B en las imágenes de Cassini de bajo ángulo de fase . Este es un video de baja tasa de bits. Versión de baja resolución de este video

Hasta 1980, la estructura de los anillos de Saturno se explicaba como causada exclusivamente por la acción de las fuerzas gravitacionales . Entonces, las imágenes de la nave espacial Voyager mostraron características radiales en el Anillo B, conocidas como radios , [99] [100] que no podían explicarse de esta manera, ya que su persistencia y rotación alrededor de los anillos no era consistente con la mecánica orbital gravitacional . [101] Los radios aparecen oscuros en luz retrodispersada y brillantes en luz dispersada hacia adelante (ver imágenes en la Galería); la transición ocurre en un ángulo de fase cercano a 60 ° . La teoría 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 micrometeoroides en los anillos. [101] Alternativamente, se propone que los radios son muy similares a un fenómeno conocido como resplandor del horizonte lunar o levitación de polvo, y causado por campos eléctricos intensos a través del terminador de las partículas del anillo, no por perturbaciones eléctricas. [102]

Los radios no fueron observados nuevamente hasta 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 serían visibles nuevamente hasta 2007, basándose en modelos que intentaban describir su formación. Sin embargo, el equipo de imágenes de Cassini siguió buscando radios en imágenes de los anillos, y fueron vistos nuevamente en imágenes tomadas el 5 de septiembre de 2005. [103]

Los rayos parecen ser un fenómeno estacional , que desaparece en pleno invierno y pleno verano saturnianos y reaparece cuando Saturno se acerca al equinoccio . Las sugerencias de que los rayos pueden ser un efecto estacional, que varía con la órbita de Saturno de 29,7 años, fueron apoyadas por su reaparición gradual en los últimos años de la misión Cassini. [104]

Luna pequeña

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. [105] La pequeña luna recibió la designación provisional S/2009 S 1 .

División de Cassini

La división de Cassini fotografiada por la sonda Cassini . La brecha de Huygens se encuentra en su borde derecho y la brecha de Laplace está hacia el centro. También hay otras brechas más estrechas. La luna del fondo es Mimas .

La División de Cassini es una región de 4.800 km (3.000 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 utilizando un telescopio refractor que tenía una lente de objetivo de 2,5 pulgadas con una longitud focal de 20 pies de largo y un aumento de 90x . [106] [107] Desde la Tierra aparece como un delgado hueco negro en los anillos. Sin embargo, la Voyager descubrió que el hueco está poblado por material de los anillos que tiene mucha similitud con el Anillo C. [95] La división puede aparecer brillante en 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 espesor de los anillos (ver la segunda imagen en la galería). [ cita requerida ]

El borde interior de la División de Cassini está regido por una fuerte resonancia orbital. Las partículas del anillo en esta ubicación orbitan dos veces por cada órbita de la luna Mimas . [108] La resonancia hace que la atracción de Mimas sobre estas partículas del anillo se acumulen, desestabilizando sus órbitas y provocando un corte brusco en la densidad de anillos. Sin embargo, muchas de las otras brechas entre los anillos dentro de la División de Cassini no tienen explicación. [109]

Brecha de Huygens

Descubierta en 1981 a través de imágenes enviadas por la Voyager 2, [110] la Brecha de Huygens está ubicada en el borde interior de la División de Cassini. Contiene el denso y excéntrico Anillo de Huygens en el medio. Este anillo muestra variaciones azimutales irregulares de ancho geométrico y profundidad óptica, que pueden ser causadas por la resonancia 2:1 cercana con Mimas y la influencia del borde exterior excéntrico del anillo B. Hay un anillo estrecho adicional justo afuera del Anillo de Huygens. [95]

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 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 nítido está cerca de la órbita de la pequeña luna Atlas . El anillo A está interrumpido en un lugar que se encuentra a un 22 % del ancho del anillo desde su borde exterior por la Brecha de Encke. Una brecha más estrecha, que se encuentra a un 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 a 6 m.5 × 10 18 kg [96] (justo por debajo de la masa de Hyperion ). Su profundidad óptica varía de 0,4 a 0,9. [96]

De manera similar al Anillo B, el borde exterior del Anillo A se mantiene mediante resonancias orbitales, aunque en este caso se trata de un conjunto más complicado. Principalmente actúa sobre él la resonancia 7:6 con Jano y Epimeteo , con otras contribuciones de la resonancia 5:3 con Mimas y varias resonancias con Prometeo y Pandora . [111] [112] Otras resonancias orbitales también excitan muchas ondas de densidad espirales en el Anillo A (y, en menor medida, también en otros anillos), 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 flexión espiral, también presentes en el Anillo A y también descritas por la misma teoría, son corrugaciones verticales en el anillo en lugar de ondas de compresión. [113]

En abril de 2014, los científicos de la NASA informaron haber observado la posible etapa de formación de una nueva luna cerca del borde exterior del Anillo A. [114] [115]

Brecha de Encke

El movimiento de Pan a través del espacio de Encke del anillo A induce ondas de borde y estelas espirales (no autopropagantes) [116] por delante y hacia dentro de él. Las otras bandas más estrechamente enrolladas son ondas de densidad espirales .

La brecha de Encke es un espacio de 325 km (200 millas) de ancho dentro del anillo A, centrado a una distancia de 133.590 km (83.000 millas) del centro de Saturno. [117] Es causada por la presencia de la pequeña luna Pan , [118] que orbita dentro de ella. Las imágenes de la sonda Cassini han demostrado que hay al menos tres anillos finos y anudados dentro del espacio. [95] Las ondas de densidad espirales visibles a ambos lados son inducidas por resonancias con lunas cercanas exteriores a los anillos, mientras que Pan induce un conjunto adicional de estelas en espiral (ver imagen en la galería). [95]

El propio Johann Encke no observó esta brecha, que recibió el nombre en honor a sus observaciones del anillo. La brecha en sí fue descubierta por James Edward Keeler en 1888. [77] La ​​segunda brecha importante en el anillo A, descubierta por la Voyager , recibió el nombre de Brecha de Keeler en su honor. [119]

La brecha de Encke es una brecha porque se encuentra completamente dentro del anillo A. Hubo cierta ambigüedad entre los términos brecha y división hasta que la UAI aclaró las definiciones en 2008; antes de eso, la separación a veces se denominaba "División de Encke". [120]

Brecha de Keeler

Vista de cerca de las ondas en los bordes de la brecha de Keeler inducidas por el movimiento orbital de Dafnis .

El Keeler Gap es un espacio 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 él, manteniéndolo despejado. [121] El paso de la luna induce ondas en los bordes del espacio (esto también está influenciado por su ligera excentricidad orbital). [95] Debido a que la órbita de Daphnis está ligeramente inclinada respecto del plano del anillo, las ondas tienen un componente que es perpendicular al plano del anillo, alcanzando una distancia de 1500 m "por encima" del plano. [122] [123]

La brecha de Keeler fue descubierta por la Voyager y bautizada en honor al astrónomo James Edward Keeler . Keeler, a su vez, había descubierto y bautizado la brecha de Encke en honor a Johann Encke . [77]

Lunas de hélice

Ubicación de las primeras cuatro lunetas detectadas en el anillo A.

En 2006, se encontraron cuatro diminutas " lunitas " en las imágenes del Anillo A tomadas por Cassini . [124] Las lunitas tienen sólo unos cien metros de diámetro, demasiado pequeñas para ser vistas directamente; lo que Cassini ve son las perturbaciones en forma de "hélice" que crean las lunitas, que tienen varios kilómetros de diámetro. Se estima que el Anillo A contiene miles de objetos de este tipo. En 2007, el descubrimiento de ocho lunitas más reveló que están confinadas en gran medida en un cinturón de 3.000 kilómetros, a unos 130.000 kilómetros del centro de Saturno, [125] y en 2008 se habían detectado más de 150 lunitas con hélice. [126] Una que ha sido rastreada durante varios años ha sido apodada Bleriot . [127]

División Roche

La división de Roche (que pasa por el centro de la imagen) entre el anillo A y el anillo F. Se ven el Atlas , la brecha de Encke y la brecha 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 . [128] 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. [129] Ubicada en el borde exterior del sistema de anillos principal, la División de Roche está de hecho cerca del límite de Roche de Saturno, por lo que los anillos no han podido acrecentarse para formar una luna. [130]

Al igual que la División Cassini, la División Roche no está vacía sino que contiene una capa de material. [ cita requerida ] El carácter de este material es similar a los tenues y polvorientos anillos D, E y G. [ cita requerida ] Dos lugares en la División Roche tienen una mayor concentración de polvo que el resto de la región. Estos fueron descubiertos 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, centrado a 138.900 km (86.300 millas) del centro de Saturno, hacia el interior de la órbita de Prometeo . [131] [132]

Anillo F

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

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. [133] Está ubicado 3000 km (2000 millas) más allá del borde exterior del anillo A. [134] El anillo fue descubierto en 1979 por el equipo de imágenes Pioneer 11. [80] Es muy delgado, solo unos pocos cientos de kilómetros (millas) en extensión radial. Si bien la visión tradicional ha sido que se mantiene unido por dos lunas pastoras , Prometeo y Pandora , que orbitan dentro y fuera de él, [118] estudios recientes indican que solo Prometeo contribuye al confinamiento. [135] [136] Las simulaciones numéricas sugieren que el anillo se formó cuando Prometeo y Pandora chocaron entre sí y se rompieron parcialmente. [137]

Imágenes de cerca más recientes de la sonda Cassini muestran que el Anillo F consiste en un anillo central y una hebra espiral alrededor de él. [138] También muestran que cuando Prometeo se encuentra con el anillo en su apoápside , su atracción gravitatoria crea torceduras y nudos en el Anillo F a medida que la luna "roba" material de él, dejando un canal oscuro en la parte interior del anillo (ver enlace de video e imágenes adicionales del Anillo F en la galería). Dado que Prometeo orbita Saturno más rápidamente que el material en el anillo F, cada nuevo canal está tallado aproximadamente 3,2 grados por delante del anterior. [133]

En 2008 se detectó un mayor dinamismo, lo que sugiere que pequeñas lunas invisibles que orbitan dentro del anillo F pasan continuamente por su estrecho núcleo debido a las perturbaciones de Prometeo. Una de las pequeñas lunas fue identificada provisionalmente como S/2004 S 6. [ 133]

A partir de 2023, se cree que la estructura grumosa del anillo "se debe a la presencia de miles de pequeños cuerpos parentales (de 1,0 a 0,1 km de tamaño) que chocan y producen densas hebras de partículas de tamaño micrométrico a centímetro que se vuelven a acumular en unos pocos meses sobre los cuerpos parentales en un régimen de estado estable". [139]

Mosaico de 107 imágenes que muestra un ángulo de 255° (aproximadamente el 70 %) del anillo F tal como se vería si se lo enderezara, mostrando la hebra primaria enroscada y la hebra secundaria en espiral. El ancho radial (de arriba a abajo) es de 1500 km (1000 millas).

Anillos exteriores

Los anillos exteriores vistos retroiluminados por el Sol.

Anillo de Jano/Epimeteo

Un débil anillo de polvo está presente alrededor de la región ocupada por las órbitas de Jano y Epimeteo , como lo revelan las imágenes tomadas en luz dispersa hacia adelante por la nave espacial Cassini en 2006. El anillo tiene una extensión radial de aproximadamente 5000 km (3000 millas). [140] Su fuente son partículas expulsadas de las superficies de las lunas por impactos de meteoritos, que luego forman un anillo difuso alrededor de sus trayectorias orbitales. [141]

Anillo G

El Anillo G (ver la última imagen en la galería) es un anillo muy delgado y tenue aproximadamente a mitad de 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 solo 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. [142] [143] Se cree que el arco está compuesto de partículas heladas de hasta unos pocos m de diámetro, y que el resto del Anillo G consiste en polvo liberado desde el interior del arco. El ancho radial del arco es de aproximadamente 250 km (150 millas), en comparación con un ancho de 9.000 km (6.000 millas) para el Anillo G en su conjunto. [142] Se cree que el arco contiene materia equivalente a una pequeña luna helada de unos cien metros de diámetro. [142] El polvo liberado de Aegaeon y otros cuerpos fuente dentro del arco por los impactos de micrometeoroides 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 gira 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, [144] que se repone con impactos posteriores en Aegaeon.

Arco de anillo de metona

Un débil arco de anillo, detectado por primera vez en septiembre de 2006, que cubre una extensión longitudinal de unos 10 grados está asociado con la luna Metone . Se cree que el material en el arco representa polvo expulsado de Metone por impactos de micrometeoroides. El confinamiento del polvo dentro del arco es atribuible a una resonancia 14:15 con Mimas (similar al mecanismo de confinamiento del arco dentro del anillo G). [145] [146] Bajo la influencia de la misma resonancia, Metone 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 débil arco anular, detectado por primera vez en junio de 2007, que cubre una extensión longitudinal de unos 20 grados, está asociado con la luna Anthe . Se cree que el material del arco representa polvo arrancado de Anthe por impactos de micrometeoroides. El confinamiento del polvo dentro del arco es atribuible a una resonancia 10:11 con Mimas. Bajo la influencia de la misma resonancia, Anthe se desplaza de un lado a otro en su órbita a lo largo de 14° de longitud. [145] [146]

Anillo de Pallene

Un tenue anillo de polvo comparte la órbita de Pallene , como lo revelan las imágenes tomadas con luz dispersa hacia adelante por la sonda espacial Cassini en 2006. [140] El anillo tiene una extensión radial de unos 2.500 km (1.500 millas). Su origen son partículas expulsadas de la superficie de Pallene por impactos de meteoritos, que luego forman un anillo difuso alrededor de su trayectoria orbital. [141] [146]

Anillo E

Vista de la derecha E con Encélado y sus chorros polares sur.
El anillo E iluminado desde atrás, con la silueta de Encélado en su fondo. Los chorros del polo sur de la luna estallan con gran brillo debajo de él.

Aunque no se confirmó hasta 1980, [82] la existencia del anillo E fue un tema de debate entre los astrónomos al menos desde 1908. En una cronología narrativa de las observaciones de Saturno, Arthur Francis O'Donel Alexander atribuye [147] la primera observación de lo que vendría a llamarse el anillo E a Georges Fournier , quien el 5 de septiembre de 1907 en Mont Revard observó una "zona luminosa" "que rodeaba el anillo brillante exterior". Al año siguiente, el 7 de octubre de 1908, E. Schaer observó de forma independiente "un nuevo anillo oscuro... que rodeaba los anillos brillantes de Saturno" en el Observatorio de Ginebra. Siguiendo el descubrimiento de Schaer, W. Boyer, T. Lewis y Arthur Eddington encontraron signos de un anillo discontinuo que coincidía con la descripción de Schaer, pero describieron sus observaciones como "inciertas". Después, Edward Barnard , utilizando el que era en ese momento el mejor telescopio del mundo , no pudo encontrar signos de un anillo. EM Antoniadi defendió la existencia del anillo en una publicación de 1909, recordando una observación de William Wray el 26 de diciembre de 1861 de una "luz muy tenue... como para dar la impresión de que era el anillo oscuro", [148] [149] pero después del resultado negativo de Barnard la mayoría de los astrónomos se volvieron escépticos sobre la existencia del Anillo E. [147]

A diferencia de los anillos A, B y C, la pequeña profundidad óptica y la gran extensión vertical del anillo E hacen que se lo pueda ver mejor de canto, lo que sólo es posible una vez cada 14 o 15 años [150] , 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 [4] [32] su artículo publicado al año siguiente anunciando las observaciones comienza reconociendo la controversia existente y el largo registro de observaciones que tanto apoyan como cuestionan la existencia del anillo, y enfatiza cuidadosamente su interpretación de los datos como un nuevo anillo como "sólo provisional". [150] Un nuevo análisis de las observaciones originales de Feibelman, realizado en previsión del próximo paso de Saturno por la Pioneer 11, una vez más calificó la evidencia de este anillo exterior como "inestable". [151] Incluso las observaciones polarimétricas de la 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]". [82] Solo después de un reanálisis digital de las observaciones de 1966, así como de varias observaciones independientes utilizando telescopios terrestres y espaciales, su existencia finalmente se confirmó en un artículo de 1980 de Feibelman y Klinglesmith. [82]

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

El Anillo E es el segundo anillo más externo y es extremadamente ancho; consiste en muchas partículas diminutas (micrónicas y submicrónicas) de hielo de agua con silicatos, dióxido de carbono y amoníaco. [152] El Anillo E se distribuye entre las órbitas de Mimas y Titán . [153] 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 columnas criovolcánicas [154] [155] que emanaban de las "rayas de tigre" de la región polar sur de la luna Encélado . [156] A diferencia de los anillos principales, el Anillo E tiene más de 2000 km (1000 millas) de espesor y aumenta con su distancia a Encélado. [153] Las estructuras similares a zarcillos observadas dentro del Anillo E pueden estar relacionadas con las emisiones de los chorros polares sur más activos de Encélado. [157]

Las partículas del anillo E tienden a acumularse en las lunas que orbitan dentro de él. El ecuador del hemisferio delantero de Tetis está teñido ligeramente de azul debido al material que cae sobre él. [158] Las lunas troyanas Telesto , Calipso , Helene y Pólux se ven particularmente afectadas, ya que sus órbitas se mueven hacia arriba y hacia abajo en el plano del anillo. Esto hace que sus superficies queden recubiertas de material brillante que suaviza las características. [159]

Anillo de phoebe

La enorme extensión del anillo de Phoebe eclipsa a los anillos principales. Recuadro: imagen de 24 μm tomada por Spitzer de una 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 libremente como otro anillo. Aunque es muy grande (visto desde la Tierra, el tamaño aparente de dos lunas llenas [85] ), el anillo es virtualmente invisible. Fue descubierto utilizando el telescopio espacial infrarrojo Spitzer de la NASA , [160] y fue visto en todo el rango de las observaciones, que se extendieron desde 128 a 207 veces el radio de Saturno, [84] 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. [161] El anillo fue estudiado posteriormente utilizando las naves espaciales WISE , Herschel y Cassini ; [162] 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). [83] 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. [83]

Febe orbita el planeta a una distancia que varía de 180 a 250 radios. El anillo tiene un espesor de unos 40 radios. [163] Debido a que se presume que las partículas del anillo se originaron a partir de impactos ( micrometeoroides y mayores) en Febe, deberían compartir su órbita retrógrada , [161] 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 inclinada 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 concuerdan estrechamente con el espesor observado del anillo de 40 radios de Saturno.

La existencia del anillo fue propuesta en la década de 1970 por Steven Soter . [161] 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 ). [84] [164] Los tres habían estudiado juntos en la Universidad de Cornell como estudiantes de posgrado. [165]

El material del anillo migra hacia el interior debido a la reemisión de la radiación solar , [84] con una velocidad inversamente proporcional al tamaño de la partícula; una partícula de 3 cm migraría desde la proximidad de Febe a la de Jápeto a lo largo de la edad del Sistema Solar. [83] El material golpearía así el hemisferio delantero de Jápeto. La caída de este material provoca un ligero oscurecimiento y enrojecimiento del hemisferio delantero de Jápeto (similar a lo que se ve en las lunas de Urano Oberón y Titania ) pero no crea directamente la espectacular coloración de dos tonos de esa luna. [166] Más bien, el material que cae inicia un proceso de autosegregación térmica de retroalimentación positiva de sublimación de hielo de las regiones más cálidas, seguido de condensación de vapor en las regiones más frías. Esto deja un residuo oscuro de material "de retraso" que cubre la mayor parte de la región ecuatorial del hemisferio delantero de Jápeto, que contrasta con los brillantes depósitos de hielo que cubren las regiones polares y la mayor parte del hemisferio de cola. [167] [168] [169]

Posible sistema de anillos alrededor de Rea

Se ha planteado la hipótesis de que la segunda luna más grande de Saturno, Rea, tiene un tenue sistema de anillos propio que consiste en tres bandas estrechas incrustadas en un disco de partículas sólidas. [170] [171] Estos supuestos anillos no han sido fotografiados, pero su existencia se ha deducido de las observaciones de Cassini en noviembre de 2005 de un agotamiento de electrones energéticos en la magnetosfera de Saturno cerca de Rea. El Instrumento de Imágenes Magnetosféricas (MIMI) observó un gradiente suave puntuado por tres caídas pronunciadas en el flujo de plasma a cada lado de la luna en un patrón casi simétrico. Esto podría explicarse si fueron absorbidos por material sólido en forma de un disco ecuatorial que contiene anillos o arcos más densos, con partículas quizás de varios decímetros a aproximadamente un metro de diámetro. Una pieza más reciente de evidencia consistente con la presencia de anillos de Rea es un conjunto de pequeños puntos brillantes ultravioleta distribuidos en una línea que se extiende tres cuartas partes de la circunferencia de la luna, dentro de los 2 grados del ecuador. Las manchas se han interpretado como los puntos de impacto del material de los anillos que se desorbita. [172] Sin embargo, las observaciones dirigidas por Cassini del supuesto plano de los anillos desde varios ángulos no han arrojado ningún resultado, lo que sugiere que se necesita otra explicación para estas características enigmáticas. [173]

Véase también

  • Galileo Galilei , la primera persona que observó los anillos de Saturno, en 1610
  • Christiaan Huygens , el primero en proponer que había un anillo alrededor de Saturno, 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 encuentra dentro del límite de Roche de Saturno podría romperse 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 la de la Tierra. Su afelio se alcanza cerca del solsticio de verano del hemisferio norte . [37]
  2. ^ abcd Nombres según los designa la Unión Astronómica Internacional , a menos que se indique lo contrario. Las separaciones más amplias entre anillos nombrados se denominan divisiones, mientras que las separaciones más estrechas dentro de los anillos nombrados se denominan brechas.
  3. ^ abcdefgh Datos provenientes principalmente del Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria, una hoja informativa de la NASA y varios artículos. [73] [74] [75]
  4. ^ La distancia abcd es hasta el centro de los espacios, anillos y bucles que son más estrechos que 1000 km (600 millas)
  5. ^ abcd 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 fue adquirida a una distancia de aproximadamente 336.000 kilómetros (209.000 millas) de Saturno y en un ángulo de fase entre el Sol, Saturno y la nave espacial de 132 grados. La escala de la imagen es de 2 kilómetros (1 milla) por píxel. [97]

Referencias

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