Saturno

Planeta Saturno





De todos los planetas de nuestro sistema solar, el planeta Saturno indudablemente es el más impresionante. Eso es, por supuesto, debido a su extenso sistema y sus anillos. Sin embargo, cuando pensamos en esos anillos, el planeta parece ser un hermano menor del planeta Júpiter. Fuera de la gran luna Titán Saturno tiene un número de lunas más pequeñas y mini-lunas.

El planeta Saturno ha estado haciendo su viaje alrededor del sol casi 30 años. El planeta gira alrededor de su eje en 10 horas y 14 minutos. Debido a esta rotación rápida y debido a que el planeta tiene una baja densidad, está fuertemente aplanado: ¡el eje ecuatorial es 10% más largo que el eje polar!

¿ Cual es la composición del planeta Saturno ?

Las composiciones internas de Júpiter y Saturno son muy similares: alrededor de un pequeño núcleo de piedra hay una fina capa de hielo, con un extenso manto de hidrógeno a su alrededor. Ese manto existe en Júpiter y Saturno desde dos zonas: dentro del hidrógeno metálico, que está ionizado por la enorme presión y el hidrógeno molecular ordinario.

En Júpiter el manto consiste en aproximadamente el 90% de hidrógeno metálico, con Saturno solo la mitad: es mucho menos masivo, por lo que la presión interna también es mucho menor. El manto de hidrógeno metálico tiene 30 000 km de espesor en Saturno. Las sondas Voyager descubrieron que la atmósfera de Saturno contiene mucho menos helio de lo esperado, es decir, aproximadamente una cuarta parte de lo que se podría esperar en esa ubicación en el sistema solar.

Es de suponer que este helio ha terminado en la capa de hidrógeno metálico en forma de lluvia. La densidad promedio de Saturno es de 0.7 g / cm3 (el agua tiene una densidad de 1 g / cm3) y es la más baja de todos los planetas. Esto explica por qué Saturno está tan aplanado: es más sensible a la fuerza centrífuga debido a su rotación de eje.

Atmósfera en Saturno

Al igual que Júpiter, el planeta Saturno tiene una serie de bandas de nubes horizontales que son menos visibles que las de Júpiter. Debido a un menor contraste de las estructuras de la nube, también hay menos tormentas y torbellinos. La composición de las nubes en ambos planetas es más o menos la misma: amoníaco (NH3), amoníaco-hidrosulfuro (NH4SH) y agua (H2O).

El viento sopla más fuerte en Saturno que en cualquier otro lugar del sistema solar. ¡En el ecuador, la velocidad promedio del viento es de casi 500 m / s! En comparación, en Urano y Neptuno, el promedio está entre 200 y 300 m / s, con Júpiter aún más bajo: 150 m / s. Sin embargo, estos vientos no se pueden comparar con los de la tierra: debido a la falta de características de la superficie, apenas se menciona la turbulencia. No se trata de poderosas tormentas, sino de un flujo continuo de aire.

Campo magnético

La Pioneer 11 fue la que descubrió el campo magnético de Saturno. Es solo un 5% más fuerte que el de Júpiter, que es notablemente débil para un planeta tan grande. Además, el eje del campo magnético corre completamente paralelo al eje de rotación, de modo que los polos geográficos y magnéticos están en el mismo punto. Esto no ocurre en ningún otro planeta con campo magnético.

Misiones de exploración en el planeta Saturno

La Pioneer 10 y 11

La Pioneer 11, que fue lanzada en el año 1973, voló hacia Saturno después de su paso por el planeta Júpiter y es la primera sonda que alcanzó el planeta anillado el 1 de septiembre del año 1979. Allí, entre otras cosas, midió el campo magnético del planeta y tomó imágenes espectaculares de los anillos. La Pioneer 10, lanzada en el año 1972, no voló a Saturno después de su paso más allá de Júpiter, sino que se inclinó desde el plano de la eclíptica para examinar el espacio interplanetario.




La Voyager 1 y 2

La nave espacial Voyager voló más allá del planeta Saturno en el mes de noviembre del año 1980 y agosto de 1981. Enviaron datos muy detallados sobre la composición de la atmósfera y la magnetosfera de Saturno y por supuesto una serie completa de fotografías.

La Cassini-Huygens

Actualmente el explorador de Saturno no tripulado Cassini sigue en órbita alrededor del planeta Saturno. Este fue lanzado en el año 1997 y entró en órbita alrededor de Saturno el 1 de julio del año 2004. A bordo estaba la sonda Huygens, que ahora ha buceado en la atmósfera de Titán, una de las lunas de Saturno.

Las Lunas y anillos de Saturno

Actualmente se han descubierto alrededor de 30 lunas alrededor de SaturnoAparte del gran moonTitan, están las pequeñas lunas heladas Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rea y Japeto. Además Saturno, como cualquier gigante gaseoso, tiene toda una serie de minilunas y lunas de pastor. Las cuales sin duda, habrá muchos descubrimientos en un futuro.

Once de estas lunas tienen un nombre: Pan, Atlas, Prometeo, Pandora, Epimeteo, Janus, Telesto, Calipso, Helene, Hyperion y Phoebe. Doce lunas descubiertas no tienen nombre hasta ahora. Por el momento se los denomina S / 2000S1 a S / 2000S12. Saturno también posee el sistema de anillos más masivo e impresionante que se puede encontrar en nuestro sistema solar: miles de anillos proporcionan un impulso espectacular que incluso rodea el planeta a través del telescopio más pequeño.

planeta saturno

Lunas del planeta Saturno

Titan

Después de las 4 lunas que Galileo había descubierto alrededor de Júpiter, el holandés Christiaan Huygens tuvo el honor de descubrir la próxima luna extraterrestre. En el año 1655 notó una brillante mancha de luz cerca del planeta Saturno. Esta luna, que fue bautizada por Titán, gira alrededor de su planeta en 15 días y tiene un diámetro de 5 150 km. Con eso, después de Ganimedes, es el satélite más grande de nuestro sistema solar, más grande que Plutón y Mercurio.

Al igual que Ganímedes y Calisto, Titán es una luna de hielo, con un núcleo de piedra y una gruesa capa de diferentes tipos de hielo. Titán no tiene un campo magnético, pero generalmente está (pero no siempre) dentro de la magnetosfera protectora de Saturno.

Atmósfera

Eso era todo lo que sabía Titán cuando Gerard Kuiper examinó el espectro de la Luna de Saturno en 1940. Descubrió la presencia de grandes cantidades de metano (CH4), a partir de lo cual pudo concluir que Titán debe tener una atmósfera. La atmósfera de Titán es incluso muy espesa: a diferencia de la mayoría de las otras lunas, Titán tiene suficiente gravedad para contener gases.

Además, el metano es muy ligero, lo que significa que puede permanecer gaseoso incluso a temperaturas muy bajas. Otros gases terminarían en la superficie bajo las mismas condiciones que el hielo. La presión sobre Titán es de aproximadamente 1.5 atmósferas.Al igual que la atmósfera de Venus, Titán es muy grueso y opaco, por lo que no podemos ver ningún detalle superficial de la Tierra.

La sonda Huygens, que descendió a la superficie de Titán en 2005, nos proporcionó las primeras imágenes de la superficie. Al igual que en la Tierra, la atmósfera de Titán consiste principalmente en nitrógeno (N2). El metano que Kuiper descubrió en la década de 1940 es solo una pequeña parte de la atmósfera de Titán. Además, hay numerosos compuestos de hidrocarburo (materiales orgánicos) que se presentan como oligoelementos, incluidos el acetileno (C2H2), el propano (C3H8) y el cianuro (HCN).

Esta gran variedad de moléculas se explica por la ausencia de un campo magnético en Titán. Como resultado, el viento solar en las capas superiores de la atmósfera de Titán puede causar numerosas reacciones químicas. Uno de los elementos que se forma de esta manera es el gas de hidrógeno (H2), un gas que es muy volátil y desaparece rápidamente en el espacio. El hecho de que después de 4.500 millones de años, los átomos de hidrógeno todavía estén presentes en la atmósfera de Titán, significa que debe haber una fuente de la cual se rellena constantemente.

Esta fuente sigue siendo un misterio por el momento. Cuando comparamos la atmósfera de Titán con la de Venus y Marte, parece que el metano (CH4) en estos dos planetas ha sido reemplazado por dióxido de carbono (CO2). Esta diferencia puede explicarse por el hecho de que los átomos de oxígeno en Titán están atrapados en moléculas de agua (H2O), de modo que no terminan en la atmósfera donde podrían reaccionar. La atmósfera de Titán no solo consiste en gases, numerosos aerosoles (partículas de polvo volando) también flotan en el aire.

Estos aerosoles son responsables del color naranja sucio de la atmósfera, comparable con un bajo nivel de smog en las ciudades terrestres. Además, las fotografías del Voyager 1 muestran que las nubes en el hemisferio norte son más oscuras que las del hemisferio sur, donde el ecuador forma un límite bastante agudo. Por encima del Polo Norte, la atmósfera es aún más oscura y casi gris. Los aerosoles pueden consistir en gotitas de gases congelados.

Sin embargo, para explicar el color naranja, se necesitan partículas de polvo que sean más grandes que esas moléculas simples, por lo que tal vez sean compuestos de hidrocarburos mucho más complejos que flotan en la atmósfera. Lo interesante de Titán es que estos complejos compuestos de hidrocarburos, que están relacionados con los aminoácidos que forman la base de la vida en la Tierra, también terminan en la superficie de la atmósfera y forman allí una gruesa capa de materia orgánica.




Superficie de Titan

La espesa atmósfera de Titán nos impide ver la superficie de la luna directamente. Sin embargo, un mapa aproximado de la superficie podría estar compuesto por observaciones infrarrojas desde la tierra y con la sonda Cassini. Además, el 13 de enero de 2005, el descenso de la sonda europea Huygens nos proporcionó las primeras y muy intrigantes imágenes de la superficie de la luna de Saturno.

La superficie de Titán está formada por hielo de agua, que nunca se derrite a bajas temperaturas y cumple así la misma función que la piedra en la tierra. Al igual que en la Tierra, hay erosión líquida en Titán, bajo la influencia de la lluvia y la formación de ríos. Los datos de Cassini y Huygens parecen confirmar ampliamente lo que los científicos sospecharon hace mucho tiempo. Aunque todavía no hay evidencia clara de la presencia de un gran océano en la superficie, hay indicios muy fuertes de grandes lagos, ríos y mares. Por ejemplo, Huygens fotografió una costa desde una altura de 16 km.

Pequeñas lunas de Saturno

Saturno tiene seis pequeños satélites regulares, divididos aproximadamente en tres grupos de unos 500 km y alrededor de 1 000 km y 1 500 km.

Mimas

La superficie de Mimas está muy llena de cráteres. La mayoría de los cráteres no superan los 30 km, con la notable excepción del cráter Herschel, que corresponde a 100 km a los cráteres Copérnico o Tycho en nuestra luna. Para una luna tan pequeña como Mimas, el impacto que causó un cráter tan gigantesco como Herschel, debe haber sido casi catastrófico.

Un impacto ligeramente mayor y Mimas podría haber sido fundida. Mimas consiste principalmente en hielo de agua limpia, tanto internamente como en la superficie. Como era de esperar, Mimas se ha estado enfriando durante mucho tiempo.

La gran cantidad de cráteres muestra que la superficie de la luna ya es muy antigua.

Luna Encelado

Las fotos que nos envió la Voyager desde Encelado fueron muy sorprendentes. La superficie de esta luna es, a diferencia de la de Mimas y la de los otros Saturnos, relativamente intacta y por lo tanto, aún bastante joven. Hay grandes llanuras libres de cráteres que exhiben un patrón de crestas que recuerda a los patrones de flujo de salida que se observan en Europa y en el fondo terroso del Atlántico Medio. La única conclusión posible es que Encelado todavía está geológicamente activa en este momento.

Las estructuras de línea indican actividad tectónica y hay indicios de vulcanismo activo. Esta actividad volcánica también explicaría por qué Encelado es tan claro: la superficie de la luna es la más reflectora de todas las superficies del sistema solar. En contraste con los otros Saturno, que tienen una superficie de hielo ligeramente contaminado, el hielo en Encelado estaría completamente limpio y por lo tanto, recién sacado del interior del satélite.

El volcanismo de Encelado como el de Io, se explica por el poder de las mareas del planeta madre. La órbita de Encelado es ligeramente excéntrica (una desviación de 0.005), provocando que el interior del satélite se amase constantemente y no se le dé la oportunidad de congelarse. Mimas, cuya órbita está más cerca de Saturno pero no es excéntrica, está completamente congelada.

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Tetis y Dione

La luna Tetis es más del doble que Mimas, pero también tiene una gran característica llamada Odiseo. Odiseo es de 400 km, casi tan grande como Mimas. El hemisferio de Tetis en el que Odiseo está lleno de cráteres. En el otro hemisferio encontramos una llanura grande con menos cráteres y más pequeños. Un sistema de surcos, llamado Ithaca Chasma, también corre sobre el terreno con muchos cráteres. Ithaca Chasma tiene 100 km de ancho y más de 500 km de largo, y en varios lugares tal vez varios kilómetros de profundidad. Como esta línea de fractura es más o menos concéntrica con Odiseo, puede haber surgido junto con el cráter de impacto.

Al igual que Tetis, Dione está muy craterizada, con algunas áreas más jóvenes y más planas. Sin embargo, estos son más grandes en Dione y contienen una serie de gargantas que recuerdan estructuras similares en el maria en nuestra luna. Los científicos suponen que las superficies más jóvenes en Tetis y Dione son volcánicas, similar a la maria en la luna. En el caso del hielo, no tenemos que lidiar con roca fundida, sino con una mezcla de amoníaco fundido y agua. Los científicos sospechan que es amoníaco, porque esta sustancia explicaría por qué el agua todavía está líquida a una temperatura de aproximadamente -100 ° C: después de todo, el amoníaco también se usa como anticongelante.

Esta solución de amoníaco es más ligera que el hielo puro que compone la mayoría de Tetis y Dione y por lo tanto se arrastra a la superficie donde puede erupcionar como una especie de volcán de hielo. La solución no es tan fluida como el agua y el amoniaco que conocemos aquí en la tierra: está muy concentrada, por lo tanto es gruesa y se le puede comparar mejor con la lava de la tierra.

Rea

Si todos estos mundos relativamente pequeños son tan diversos, pensaron los científicos, entonces la luna Rhea que es una clase aún más grande, sin duda será muy interesante. Las imágenes detalladas que la Voyager envió de vuelta fueron una decepción: la superficie de Rea es – segundo las fotografías de la Voyager -están completamente cubierta de cráteres y apenas hay un rastro de actividad geológica.

Las únicas características notables son grandes crestas, que indican que Rhea se contrae cuando se enfría, de modo que las capas externas de la superficie se encogen un poco. Esta contracción excluiría inmediatamente todas las formas de vulcanismo, porque la chaqueta estaba tan comprimida que se volvió impenetrable.

Sin importar cuán decepcionante sea la cantidad interminable de cráteres, los científicos también podrían deducir algo de esto. Se pueden distinguir dos tipos diferentes de cráteres en la superficie de Rhea, la especie más joven siempre es menor de 20 km, los otros cráteres más viejos son generalmente más grandes. La teoría es que los pequeños cráteres jóvenes causados por el material provienen de fragmentos de otro satélite que se habrían salpicado total o parcialmente en una colisión.

El candidato más probable es la luna Hyperion, que es el satélite de forma irregular más grande del sistema solar a unos 330 km por 260 km. Con tales dimensiones, el satélite normalmente debería ser esférico. La única explicación posible es que Hyperion sufrió una colisión, en la cual la luna perdió una gran cantidad de escombros. Eso también explica la órbita bastante caótica y contoneante del satélite. Que tales colisiones efectivamente ocurren, las marcas de impacto en las lunas Mimas y Tethys prueban que sobrevivieron al choque.

Jápeto

En la parte exterior de la luna regular de Saturno se encuentra Japeto, esta fue descubierta en el año 1671 por Jean-Dominique Cassini. Este notó que el satélite se iluminó y oscureció notablemente en su órbita alrededor del planeta. Esto no podría explicarse al declarar fantasmas (ya que las semilunas de los planetas exteriores vistas desde la tierra casi siempre están iluminadas por el sol, a menos que estén oscurecidas por la sombra de su planeta). Entonces Cassini pensó que si la luna estaba en una rotación acoplada con Saturno, lo cual era muy probable, su lado tendría que ser mucho más oscuro que el otro lado.

Las fotos enviadas por la Voyager de Japeto confirmaron esta teoría de trescientos años: Japeto consta de dos mitades, una de las cuales es notablemente clara y la otra notablemente oscura. El terreno despejado, que abarca el siguiente lado del satélite (es decir, la mitad que siempre está atrás en la órbita alrededor del planeta), está muy craterizado y por lo tanto, muy similar a la superficie de Rhea. El terreno oscuro, que refleja diez veces menos luz que el terreno claro, incluye una parte de la mitad delantera (es decir, la mitad en el frente).

Pronto los científicos dieron con una explicación para este extraño fenómeno: la mitad principal de Japeto está constantemente contaminada por polvo interplanetario que barre el satélite en su órbita alrededor de Saturno. Un poco como el parabrisas de un auto, que se ensucia mucho más rápido que la ventana trasera. Además, la existencia de manchas blancas en la parte negra muestra que puede tratarse de una capa de material bastante delgada que puede perforarse fácilmente con impáctos de meteoritos más grandes.

El origen del material negro sigue siendo un misterio por el momento. Una hipótesis establece que el material proviene de la luna Phoebe, un satélite pequeño e irregular capturado de Saturno que de hecho, es notablemente oscuro. El problema con esta teoría, sin embargo, es que el material de Phoebe es negro, mientras que el material oscuro en Japeto es bastante de color rojizo. Sin embargo, el material rojo oscuro se puede encontrar en el sistema solar en varios otros lugares, incluidos los cometas y una serie de asteroides.

¿ Por qué es tan claro en Japeto ? De momento no se puede explicar esta teoría. Una tercera hipótesis es que el material proviene de la misma luna. Al igual que Titán, que no está lejos de Japeto, el satélite contendría una cantidad de metano rojizo (CH4) en su interior. Este metano emergería entonces del manto cuando la corteza de Japeto se calentara por la arena oscura y caída de Febe, que ya encontramos en la primera hipótesis. El color rojo oscuro podría ser explicado. Solo podremos descubrir la respuesta con la llegada de Cassini en el sistema de Saturno.

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Los anillos de Saturno

Los anillos de Saturno son los más grandes de todos los sistemas de anillos de nuestro sistema solar y los únicos que se pueden ver claramente con un pequeño telescopio. Hay siete zonas para distinguir, pero las fotos muestran que los anillos más gruesos están cada uno divididos en innumerables anillos muy finos.

Los anillos más gruesos son A y B, separados por la separación de Cassini (descubierta en 1675), con el anillo interno B siendo el más grueso y el más ancho de los dos. En el año 1850 se descubrió un anillo C débil en B. La Voyager 1 encontró otro anillo D dentro de C, invisible desde la tierra, que llega a la mitad del planeta.

Fuera del sistema visible se encuentra el anillo E muy débil, en realidad no es más que una acumulación de polvo en la órbita del planeta. Este anillo E se extiende hasta la pista de Rhea, y se convierte en 30 000 km de espesor hacia el final. Las partículas de polvo de este anillo tienen unas micras de tamaño y son muy inestables, lo que significa que este anillo se renueva constantemente con material de la cercana luna Encelado.

Un sexto anillo, el anillo F, fue descubierto por Pioneer. Este anillo muy delgado se encuentra plano contra el borde exterior del anillo-A. El anillo F tiene como dientes a Pandora, Prometeo y Atlas. El anillo F no resulta ser un anillo ordinario, sino que consiste en una serie de anillos muy finos que se balancean uno tras otro bajo la influencia de las lunas del pastor.Finalmente, Voyager descubrió un anillo G bastante angosto entre el anillo F y el anillo E, que es similar al último pero es incluso más delgado.

Composición de los anillos del planeta Saturno

Los anillos A y B pueden no ser mucho más gruesos que unas pocas docenas de metros, lo que es notablemente plano para una estructura tan grande. El anillo F está inclinado unos pocos grados en relación con los otros anillos. El plano en el que se encuentra el anillo puede estar ligeramente doblado: si el disco se puede ver desde un lado, hay una diferencia de 50 ‘entre el enfoque más delgado en ambos lados. Mediante espectrometría infrarroja, los científicos pudieron establecer que los anillos de Saturno consisten en partículas de hielo. Esas partículas de hielo son quizás de 1 a 2 cm, posiblemente incluso de 5 cm.

En el medio hay unos pocos fragmentos grandes de 5 a 10 m. Quizás también haya una gran cantidad de partículas de polvo, que se actualizan constantemente por colisiones e impactos de micrometeoritos. Además, también puede haber mini-lunas más grandes desde cien metros hasta algunos kilómetros, como la luna Pan que explica la separación de Encke.

Las fotografías que las sonda Voyager hicieron de los anillos de Saturno mostraron de forma bastante inesperada que los anillos A, B y C consisten cada uno en miles de pequeños anillos, a menudo de no más de 10 metros de ancho. Incluso las separaciones no están vacías, pero contienen cientos de anillos que están muy separados.

Esta estructura parece estar en contradicción con los modelos teóricos, todos los cuales indican que las partículas en un sistema de anillos se distribuyen uniformemente, creando una estructura de disco. Una posible explicación es la presencia de mini-lunas que contrarrestan esta propagación igual.En el sistema de anillos se pueden ver varios agujeros grandes: la separación de Cassini (entre A y B), Encke (en el exterior de A) y Keeler (una separación muy delgada, también en el exterior de A) y Maxwell ( en el anillo C). Varias de estas pueden explicarse por resonancias con satélites o por lunas de pastor, como la mini luna Pan que se descubrió en la separación de Encke. Algunos científicos sospechan que algunas de estas mini-lunas en realidad no son obstrucciones de piedra, sino acumulaciones temporales de material.

Una de las características más misteriosas del sistema de anillos de Saturno son los radios: estructuras oscuras temporales que se producen transversalmente al anillo B y se asemejan a los radios de una rueda de bicicleta. Están compuestos de partículas microscópicas y giran con el campo magnético de Saturno. Por lo tanto, pueden ser partículas minúsculas que se cargan eléctricamente y temporalmente salen del camino de los anillos y luego toman su lugar de nuevo.