Saturno posee el sistema de anillos más expansivo e intrincado de todos los planetas del Sistema Solar. Estos anillos comprenden partículas en órbita, que varían en tamaño desde micrómetros hasta varios metros, y están compuestos predominantemente de hielo de agua, con una pequeña mezcla de componentes rocosos.
Saturno tiene el sistema de anillos más extenso y complejo de todos los planetas del Sistema Solar. Los anillos consisten en partículas en órbita alrededor del planeta, cuyo tamaño varía desde micrómetros hasta metros, y están hechos casi en su totalidad de hielo de agua, con un componente traza de material rocoso.
Aunque la reflectividad de los anillos mejora la luminosidad percibida de Saturno, siguen siendo imperceptibles desde la Tierra sin ayuda telescópica. En 1610, tras sus observaciones telescópicas iniciales, Galileo Galilei se convirtió en el primer individuo en observar los anillos de Saturno; sin embargo, su visión carecía de suficiente claridad para determinar su morfología precisa. En 1655, Christiaan Huygens los caracterizó con precisión como un disco distinto que rodeaba a Saturno. El marco teórico que postula que los anillos de Saturno están compuestos por numerosos rizos diminutos se atribuye a Pierre-Simon Laplace.
El sistema de anillos presenta numerosas divisiones caracterizadas por una reducción significativa de la densidad de partículas. Dos de esos espacios son mantenidos por lunas incrustadas, mientras que muchos otros corresponden a ubicaciones de resonancias orbitales desestabilizadoras establecidas con los diversos satélites de Saturno. Sin embargo, aún no se comprenden del todo los orígenes de otras lagunas. Por el contrario, las resonancias estabilizadoras contribuyen a la persistencia de varios anillos, incluidos el Titan Ringlet y el G Ring. Mucho más allá del sistema de anillos primarios se encuentra el anillo de Phoebe, que se cree que se originó en la luna Phoebe y, en consecuencia, comparte su trayectoria orbital retrógrada. Este anillo es coplanar con el plano orbital de Saturno. Dada la inclinación axial de Saturno de 27 grados, el anillo de Phoebe está igualmente inclinado 27 grados en relación con los anillos más prominentes situados sobre el plano ecuatorial de Saturno.
La época precisa de la formación de los anillos sigue siendo un tema de debate continuo: los modelos teóricos indicaron inicialmente una formación temprana dentro de la historia del Sistema Solar, mientras que los datos más recientes adquiridos de Cassini sugieren una fecha de formación considerablemente posterior.
Resumen histórico
Observaciones iniciales
En 1610, Galileo Galilei fue el primero en observar los anillos de Saturno a través de su telescopio, aunque no identificó correctamente su naturaleza. Le comunicó al duque de Toscana que "El planeta Saturno no está solo, sino que está compuesto de tres, que casi se tocan y nunca se mueven ni cambian uno con respecto al otro. Están dispuestos en una línea paralela al zodíaco, y el del medio (el propio Saturno) es aproximadamente tres veces más grande que los laterales". También se refirió coloquialmente a los anillos como las "orejas" de Saturno. En 1612, el paso de la Tierra a través del plano de los anillos los hizo invisibles, lo que provocó el perplejo comentario de Galileo: "No sé qué decir en un caso tan sorprendente, tan inesperado y tan novedoso". Especuló: "¿Se ha tragado Saturno a sus hijos?", una referencia al consumo de su progenie por parte del mitológico Titán Saturno para evitar una profecía de su derrocamiento. Su confusión se intensificó cuando los anillos reaparecieron en 1613.
Los astrónomos pioneros utilizaban con frecuencia anagramas como método para afirmar la prioridad de los nuevos descubrimientos antes de la publicación formal de sus hallazgos. Por ejemplo, Galileo utilizó el anagrama "smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras" para representar Altissimum planetam tergeminum observavi ("He observado que el planeta más distante tiene una forma triple"), afirmando así su observación de los anillos de Saturno.
En 1657, Christopher Wren fue nombrado profesor de Astronomía en el Gresham College de Londres. Desde alrededor de 1652 había realizado observaciones de Saturno con el objetivo de dilucidar su peculiar apariencia. La hipótesis que propuso, documentada en De corpore saturni, casi postulaba la existencia de un anillo planetario. Sin embargo, Wren no estaba seguro de si este anillo era gravitacionalmente distinto del planeta o si estaba físicamente unido a él. Antes de la publicación de la hipótesis de Wren, Christiaan Huygens avanzó su propia teoría sobre los anillos de Saturno. Wren rápidamente reconoció que la formulación de Huygens era superior a la suya, lo que llevó a la supresión permanente de De corpore saturni. Robert Hooke también contribuyó a las primeras observaciones de los anillos de Saturno, documentando en particular las sombras proyectadas sobre ellos.
La hipótesis del anillo de Huygens y avances posteriores
En 1655, Christiaan Huygens, en colaboración con su padre Constantijn Huygens, comenzó a pulir lentes, lo que le permitió construir un telescopio refractor de potencia 43×. Este instrumento permitió realizar observaciones detalladas de Saturno sin precedentes. Huygens fue el primero en proponer que Saturno estaba rodeado por un anillo distinto del propio planeta. Inicialmente publicó este descubrimiento de forma enigmática, presentándolo como la cadena de letras "aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu". Tres años después de esto, reveló que estas letras codificaban la frase latina Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato, que se traduce como: "[Saturno] está rodeado por un anillo delgado y plano, que en ninguna parte toca [el cuerpo del planeta], inclinado hacia la eclíptica". Su completa hipótesis de los anillos, junto con su descubrimiento de Titán, la luna de Saturno, y la delimitación inicial precisa de las dimensiones del Sistema Solar, se publicó posteriormente en Systema Saturnium en 1659.
Giovanni Domenico Cassini, en 1675, determinó que el sistema de anillos de Saturno comprendía numerosos anillos más pequeños separados por espacios distintos. El más destacado de estos intersticios fue posteriormente denominado División Cassini. Esta división en particular tiene una anchura de 4.800 kilómetros (3.000 millas) y está situada entre el anillo A y el anillo B.
Pierre-Simon Laplace demostró en 1787 que un anillo uniformemente sólido carecería inherentemente de estabilidad. En consecuencia, propuso que los anillos de Saturno estuvieran constituidos por una multitud de rizos sólidos.
James Clerk Maxwell, en 1859, demostró que ni un anillo sólido no uniforme, ni rizos sólidos, ni un anillo fluido continuo podían mantener la estabilidad. Esto lo llevó a concluir que el sistema de anillos debe estar formado por innumerables partículas pequeñas, cada una de las cuales orbita alrededor de Saturno de forma independiente. Posteriormente, la investigación de Sofia Kovalevskaya corroboró aún más esto al establecer que los anillos de Saturno no podían existir como formaciones líquidas en forma de anillos. Investigaciones espectroscópicas independientes realizadas en 1895 por James Keeler en el Observatorio Allegheny y Aristarkh Belopolsky en el Observatorio Pulkovo confirmaron posteriormente la exactitud del análisis teórico de Maxwell.
Cuatro naves espaciales robóticas han realizado observaciones de los anillos de Saturno desde muy cerca del planeta. El encuentro más cercano del Pioneer 11 con Saturno tuvo lugar en septiembre de 1979, a una distancia de 20.900 kilómetros (13.000 millas). A esta misión se le atribuye el descubrimiento del anillo F. Posteriormente, la aproximación más cercana de la Voyager 1 se produjo en noviembre de 1980, a una distancia de 64.200 kilómetros (39.900 millas). Aunque un fotopolarímetro defectuoso impidió que la Voyager 1 alcanzara la resolución prevista para las observaciones de los anillos, las imágenes de la nave espacial proporcionaron detalles incomparables del sistema de anillos y revelaron el anillo G. El sobrevuelo más cercano de la Voyager 2 tuvo lugar en agosto de 1981, a una distancia de 41.000 kilómetros (25.000 millas). Equipada con un fotopolarímetro funcional, la Voyager 2' pudo observar el sistema de anillos con una resolución superior en comparación con la Voyager 1, lo que llevó a la identificación de numerosos rizos no observados previamente. La nave espacial Cassini comenzó su misión orbital alrededor de Saturno en julio de 2004. Hasta la fecha, las imágenes de los anillos de Cassini representan las observaciones más complejas y son responsables de la identificación de rizos adicionales.
Los anillos de Saturno se designan alfabéticamente según su secuencia de descubrimiento: los anillos A y B fueron identificados en 1675 por Giovanni Domenico Cassini; Anillo C en 1850 por William Cranch Bond y George Phillips Bond; Ring D en 1933, de Nikolai Barabashov y Boris Semeykin; Anillo E en 1967 de Walter A. Feibelman; Ring F en 1979 de Pioneer 11; y Ring G en 1980 por la Voyager 1. Avanzando hacia afuera del planeta, los anillos primarios son C, B y A, con la División Cassini, la brecha más sustancial, delineando los anillos B y A. Más recientemente se han identificado varios anillos menos prominentes. El Anillo D, excepcionalmente tenue, está situado más cerca del planeta. El delgado anillo F se encuentra inmediatamente detrás del anillo A. Más lejos se encuentran los anillos G y E, significativamente más débiles. Todo el sistema de anillos exhibe una inmensa complejidad de estructuras en todas las escalas, algunas atribuibles a perturbaciones gravitacionales de las lunas de Saturno, pero una parte sustancial sigue sin explicación.
Observación
La inclinación axial de Saturno de 26,7° garantiza que desde la Tierra se puedan obtener diversas perspectivas de sus anillos visibles, que ocupan su plano ecuatorial, en diferentes momentos. La Tierra atraviesa el plano de los anillos aproximadamente cada 13 a 15 años, lo que corresponde aproximadamente a medio año saturniano, con probabilidades aproximadamente iguales de que ocurra un cruce único o triple durante cada evento de este tipo. Los cruces de aviones de circunvalación más recientes tuvieron lugar 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 están programados para el 15 de octubre de 2038, el 1 de abril de 2039 y el 9 de julio de 2039. Los períodos de observación óptimos para los cruces del plano de los anillos, específicamente cuando Saturno no está muy cerca del Sol, están asociados exclusivamente con eventos de triple cruce.
Los equinoccios de Saturno, definidos por el paso del Sol a través del plano de los anillos, no ocurren a intervalos uniformes. La trayectoria del Sol de sur a norte a través del plano de los anillos coincide con la longitud heliocéntrica de Saturno que alcanza los 173,6 grados, un evento ejemplificado por el suceso del 11 de agosto de 2009, que se aproxima a la transición de Saturno de la constelación de Leo a Virgo. Posteriormente, después de un intervalo de 15,7 años, la longitud de Saturno alcanza 353,6 grados, momento en el que el Sol atraviesa hacia el lado sur del plano de los anillos. Dentro de cada ciclo orbital, el Sol permanece posicionado al norte del plano de los anillos durante 15,7 años terrestres, seguido de un período de 13,7 años al sur del plano. Las fechas de los cruces de norte a sur incluyen el 19 de noviembre de 1995 y el 6 de mayo de 2025, mientras que los cruces de sur a norte ocurrieron el 11 de agosto de 2009 y el 23 de enero de 2039. Durante el período alrededor de un equinoccio, la iluminación de la mayoría de los anillos disminuye significativamente, lo que permite observaciones distintivas que enfatizan las estructuras que se desvían del plano de los anillos.
Saturno exhibe patrones intrincados de variación de luminosidad. La fuente predominante de esta variabilidad proviene del aspecto evolutivo de los anillos, que experimentan dos ciclos completos por órbita. Además, la excentricidad de la órbita del planeta impone una capa adicional de variabilidad, lo que resulta en oposiciones más luminosas cuando se observa desde el hemisferio norte en comparación con el sur.
Características generales
Los densos anillos principales abarcan una distancia radial de 7.000 km (4.300 millas) a 80.000 km (50.000 millas) más allá del ecuador de Saturno, que posee un radio de 60.300 km (37.500 millas). Su espesor local estimado varía desde un mínimo de 10 metros (32' 10") hasta un máximo de 1 km (1093 yardas). Estos anillos están constituidos principalmente por un 99,9% de agua pura helada, intercalada con impurezas menores que potencialmente comprenden tolinas o silicatos. Las partículas constituyentes de los anillos principales tienen predominantemente menos de 10 metros de tamaño.
La misión Cassini determinó directamente la masa del sistema de anillos a través de su influencia gravitacional durante la fase orbital terminal, que implicó trayectorias entre los anillos y las cimas de las nubes. Esto arrojó un valor de masa de 1,54 (± 0,49) × 1019 kg, equivalente a 0,41 ± 0,13 masas de Mimas. Esta masa se aproxima a dos tercios de la masa total de la capa de hielo de la Antártida, distribuida sobre una superficie ochenta veces mayor que la de la Tierra. La estimación se alinea estrechamente con el valor de masas de 0,40 Mimas obtenido de las observaciones de Cassini de las ondas de densidad dentro de los anillos A, B y C. Representa aproximadamente 0,25 partes por mil millones, lo que constituye una fracción menor de la masa total de Saturno. observaciones posteriores y modelos computacionales sugirieron que esta cifra estaba subestimada.
Si bien desde la Tierra se pueden discernir prominentes espacios entre anillos, incluidos la División Cassini y el Encke Gap, la nave espacial Voyager reveló una intrincada estructura de anillos que comprende miles de espacios y rizos delgados. Se supone que esta compleja arquitectura se origina a partir de la influencia gravitacional de las numerosas lunas de Saturno, que se manifiesta a través de varios mecanismos. Ciertas lagunas se aclaran con el tránsito de diminutas lunas, como Pan, con el potencial de numerosos descubrimientos adicionales; Al mismo tiempo, algunos rizos parecen estar sostenidos por las interacciones gravitacionales de pequeños satélites pastores, similares a las funciones de Prometeo y Pandora en el mantenimiento del anillo F. Las brechas adicionales resultan de interacciones resonantes entre los períodos orbitales de las partículas dentro de la brecha y los de lunas masivas más distantes; Mimas, por ejemplo, preserva la División Cassini mediante este mecanismo. Además, el sistema de anillos exhibe ondas espirales, generadas por las perturbaciones gravitacionales periódicas de las lunas interiores en ubicaciones resonantes menos disruptivas.
Las observaciones de la sonda espacial Cassini revelan que los anillos de Saturno mantienen una atmósfera independiente, distinta de la del planeta. Esta atmósfera se compone principalmente de gas oxígeno molecular (O2), que se forma mediante la interacción de la luz ultravioleta solar con el hielo de agua dentro de los anillos. Una mayor estimulación ultravioleta y reacciones químicas que involucran fragmentos de moléculas de agua conducen a la creación y expulsión de sustancias como O§45§. Los modelos atmosféricos también sugieren la presencia de H§67§. Tanto la atmósfera O§89§ como la H§1011§ son extremadamente tenues; si se condensara en los anillos, su espesor se aproximaría a un solo átomo. Además, los anillos poseen una atmósfera de hidróxido (OH) comparativamente escasa. Al igual que la atmósfera O§1213§, la atmósfera de hidróxido resulta de la desintegración de las moléculas de agua, específicamente cuando iones energéticos bombardean las moléculas de agua expulsadas por Encelado, la luna de Saturno. A pesar de su extrema escasez, esta atmósfera fue detectada con éxito desde la Tierra utilizando el Telescopio Espacial Hubble.
Durante su sobrevuelo de Saturno en 1980, la Voyager 1 reveló que el anillo F comprende tres anillos estrechos, que inicialmente aparecen como una estructura compleja y trenzada. Análisis posteriores han aclarado que los dos anillos exteriores presentan protuberancias, torceduras y bultos distintos, que crean la ilusión óptica de un trenzado, mientras que un tercer anillo menos luminoso está situado en el interior.
Imágenes recientes de los anillos de Saturno, capturadas por la nave espacial Cassini de la NASA cerca del equinoccio del 11 de agosto de 2009, demuestran extensiones localizadas significativas más allá del plano nominal del anillo. Este desplazamiento puede alcanzar hasta 4 km (2,5 millas) en el límite de Keeler Gap, un fenómeno atribuido a la trayectoria orbital fuera del plano de Dafnis, la luna responsable de formar la brecha.
El equipo UVIS de la Cassini, bajo la dirección de Larry Esposito, identificó 13 objetos dentro del anillo F a través de ocultación estelar, con tamaños que varían desde 27 metros (89 pies) hasta 10 km (6 millas) de diámetro. Estos objetos exhiben translucidez, lo que indica que son agregaciones transitorias de rocas de hielo, cada una de varios metros de tamaño. Esposito postula que este proceso dinámico de acumulación de partículas y posterior dispersión representa el mecanismo estructural fundamental de los anillos de Saturno.
Formación y evolución de los anillos principales de Saturno
La edad estimada de los anillos de Saturno muestra una variabilidad considerable, dependiendo de las metodologías empleadas. Si bien algunas hipótesis proponen un origen antiguo, potencialmente contemporáneo a la formación de Saturno, los datos de Cassini indican una edad significativamente más joven, lo que sugiere que su formación ocurrió dentro de los últimos 100 millones de años, situando su edad entre 10 y 100 millones de años. Esta reciente hipótesis del origen está respaldada por nuevos modelos que incorporan estimaciones de baja masa para la evolución dinámica de los anillos y por mediciones del flujo de polvo interplanetario, que informan las estimaciones de la tasa de oscurecimiento de los anillos a lo largo del tiempo. Dada la continua pérdida de material de los anillos, su masa pasada habría excedido su masa actual. Sin embargo, las estimaciones de masa por sí solas no son un diagnóstico definitivo, ya que los anillos masivos formados temprano en la historia del Sistema Solar podrían haber evolucionado hasta alcanzar una masa comparable a la observada hoy. Según las tasas de agotamiento actuales, se prevé que los anillos se disipen en aproximadamente 300 millones de años.
Las principales hipótesis sobre la génesis de los anillos internos de Saturno postulan su formación a partir de los restos de una o más lunas. Una de esas hipótesis, inicialmente propuesta por Édouard Roche en el siglo XIX, sugiere que los anillos se originaron en una antigua luna de Saturno (llamada Veritas, en honor a una diosa romana que se decía se escondía en un pozo) cuya órbita decayó, acercándola lo suficiente como para ser perturbada por fuerzas de marea. Las simulaciones numéricas realizadas en 2022 respaldan esta teoría, y los autores del estudio propusieron la designación "Crisálida" para la luna desintegrada. Una versión alternativa de esta hipótesis propone que la luna se fragmentó tras un impacto con un cometa o asteroide importante. Además, las simulaciones de 2023 demostraron que la colisión de dos lunas heladas podría explicar la escasez observada de material rocoso dentro de los anillos de Saturno.
Una iteración más convencional de la hipótesis de la luna perturbada postula que los anillos consisten en restos de una luna de aproximadamente 400 a 600 km (200 a 400 millas) de diámetro, un tamaño ligeramente superior al de Mimas. La última vez que se produjeron colisiones de magnitud suficiente para perturbar una luna de este tipo fue durante el Bombardeo Intenso Tardío, hace aproximadamente cuatro mil millones de años.
R. M. Canup propuso una hipótesis contemporánea que sugiere que los anillos constituyen restos del manto helado de una luna diferenciada sustancialmente más grande, del tamaño de Titán. La capa exterior de esta luna supuestamente fue despojada mientras giraba en espiral hacia Saturno durante la era de formación del planeta, cuando todavía estaba envuelto por una nebulosa gaseosa. Este modelo explica la escasez de material rocoso observado dentro de los anillos. Inicialmente, se postula que estos anillos eran considerablemente más masivos (aproximadamente 1.000 veces) y extensos que su estado actual. El material de sus regiones exteriores se habría acumulado para formar las lunas más internas de Saturno, extendiéndose hasta Tetis, aclarando así también la ausencia de constituyentes rocosos en la composición de la mayoría de estos satélites. La posterior evolución colisional o criovolcánica de Encelado, otra de estas lunas, podría haber provocado una pérdida selectiva de hielo, aumentando su densidad hasta su valor actual de 1,61 g/cm3, en comparación con 1,15 de Mimas y 0,97 de Tetis.
Este concepto de anillos primordiales sustanciales se amplió más tarde para dilucidar la génesis de las lunas de Saturno, extendiéndose hasta Rea. Si estos anillos masivos iniciales hubieran estado compuestos tanto por componentes helados como por fragmentos rocosos (de más de 100 km o 60 millas de diámetro), estos cuerpos de silicato habrían acumulado hielo adicional. Posteriormente, las interacciones gravitacionales con los anillos y las fuerzas de marea de Saturno los habrían expulsado a órbitas cada vez más distantes. Dentro del límite de Roche, los cuerpos rocosos poseen densidad suficiente para acumular más material, una capacidad que no comparten los cuerpos helados menos densos. Al salir del sistema de anillos, estas lunas nacientes podrían haber experimentado una mayor evolución mediante fusiones estocásticas. Este mecanismo potencialmente explica la variabilidad observada en el contenido de silicato entre las lunas de Saturno hasta Rea, junto con una tendencia discernible de disminución de la proporción de silicato más cerca del planeta. En consecuencia, Rea representaría la luna más antigua originada a partir de estos anillos primordiales, y los satélites más cercanos a Saturno exhiben edades progresivamente más jóvenes.
La luminosidad y la naturaleza prístina del hielo de agua que compone los anillos de Saturno se han aducido como prueba de que los anillos son considerablemente más jóvenes que el propio Saturno, dado que la acumulación continua de polvo meteórico normalmente resultaría en su oscurecimiento. Sin embargo, investigaciones recientes sugieren que el Anillo B posee masa suficiente para diluir eficazmente el material entrante, evitando así un oscurecimiento significativo a lo largo de la vida útil del Sistema Solar. Los componentes de los anillos podrían reciclarse, formando grupos dentro de los anillos que posteriormente se fragmentan por los impactos. Este mecanismo podría explicar las características aparentemente juveniles de ciertos materiales dentro del sistema de anillos. Los investigadores han acumulado evidencia que apunta a una génesis reciente del anillo C, basándose en el análisis de datos del Cassini Titan Radar Mapper, que examinó específicamente la proporción de silicatos rocosos presentes en este anillo. Si una porción sustancial de este material se originara en un centauro o luna recientemente perturbado, la edad del anillo C podría estimarse en 100 millones de años o menos. Por el contrario, si el material fuera el resultado principal de la afluencia de micrometeoroides, su edad se aproximaría a los mil millones de años.
Las investigaciones basadas en la tasa de caída de material en Saturno tienden a respaldar una edad más joven para el sistema de anillos, estimada en cientos de millones de años. El material del anillo gira perpetuamente en espiral hacia Saturno; una mayor tasa de caída se correlaciona con una vida útil más corta del sistema de anillos. Un mecanismo propuesto describe la gravedad que extrae granos de hielo de agua cargados eléctricamente de los anillos a lo largo de las líneas del campo magnético del planeta, un fenómeno denominado "lluvia de anillos". Las observaciones del telescopio terrestre Keck dedujeron que este caudal estaba entre 432 y 2870 kg/s. En consecuencia, basándose únicamente en este proceso, se prevé que los anillos se disipen en aproximadamente ~292+818
−124 millones de años. Durante su tránsito en septiembre de 2017 a través de la brecha que separa los anillos y el planeta, la nave espacial Cassini identificó un flujo ecuatorial de material de carga neutra desde los anillos hacia Saturno, que oscilaba entre 4.800 y 44.000 kg/s. Suponiendo la estabilidad de esta tasa de afluencia, su adición al actual proceso de "lluvia de anillos" sugiere que los anillos podrían desaparecer en menos de 100 millones de años.
Estructura física de los anillos
Los anillos A y B representan los componentes más sustanciales del sistema de anillos de Saturno, delineados por la División Cassini, que Giovanni Domenico Cassini descubrió en 1675. El Anillo C, identificado en 1850 y que exhibe características similares a la División Cassini, une estas regiones para formar los anillos principales. Estos anillos primarios exhiben una mayor densidad y comprenden partículas más grandes en comparación con los anillos polvorientos más difusos. La última categoría abarca el Anillo D, que se extiende hacia el interior, hacia el límite atmosférico de Saturno, junto con los Anillos G y E y otras formaciones situadas más allá del sistema de anillos principal. Estos anillos difusos se denominan "polvorientos" debido a las diminutas dimensiones de sus partículas constituyentes, que frecuentemente se aproximan a un micrómetro; su composición química, similar a la de los anillos principales, consiste predominantemente en hielo de agua. El delgado Anillo F, ubicado inmediatamente más allá del límite exterior del Anillo A, presenta desafíos de clasificación; si bien ciertos segmentos son notablemente densos, también incorpora una cantidad sustancial de partículas del tamaño de polvo.
Descripción estructural integral
Características estructurales del anillo C
Características estructurales de la División Cassini
- Fuente:
Elementos estructurales del anillo A
El anillo D
El anillo D representa el componente más interno y notablemente débil del sistema de anillos. En 1980, la misión Voyager 1 identificó tres rizos distintos dentro de esta estructura, denominados D73, D72 y D68, con D68 posicionado como el rizo discreto más interno en relación con Saturno. Aproximadamente 25 años después, las imágenes de la nave espacial Cassini revelaron que D72 había experimentado un ensanchamiento y una difusión sustanciales, al mismo tiempo que había migrado 200 km (100 millas) más cerca del planeta.
El Anillo D exhibe una estructura de escala fina caracterizada por ondas espaciadas a 30 km (20 millas) de distancia. Inicialmente observada dentro de la brecha entre los anillos entre el Anillo C y D73, se determinó posteriormente durante el equinoccio de Saturno de 2009 que esta estructura abarcaba una extensión radial de 19.000 km (12.000 millas), extendiéndose desde el Anillo D hasta el límite interior del Anillo B. Estas ondas se interpretan como una configuración en espiral de corrugaciones verticales, con amplitudes que oscilan entre 2 y 20 metros. La disminución temporal observada en el período de las ondas (de 60 km (40 millas) en 1995 a 30 km (20 millas) en 2006) sugiere que este patrón probablemente se originó a finales de 1983. Se supone que este origen es el resultado del impacto de una nube de escombros, estimada en ≈1012 kg, derivada de un cometa fragmentado, que posteriormente inclinó los anillos. lejos del plano ecuatorial. De manera análoga, se ha atribuido un patrón espiral comparable dentro del sistema de anillos primarios de Júpiter a una perturbación inducida por el impacto del material del cometa Shoemaker-Levy 9 en 1994.
El anillo C
El Anillo C se caracteriza por ser un anillo ancho pero tenue, situado dentro del Anillo B. Su descubrimiento en 1850 se atribuye a William y George Bond, aunque William R. Dawes y Johann Galle también lo observaron de forma independiente. William Lassell lo designó posteriormente como 'Anillo Crepe', debido a su aparente composición de material más oscuro que el que se encuentra en los anillos A y B, más luminosos.
Las estimaciones sitúan su espesor vertical en 5 metros (16 pies) y su masa en aproximadamente 1,1 × 1018 kg. Su profundidad óptica oscila entre 0,05 y 0,12. Esta profundidad óptica implica que entre el 5% y el 12% de la luz que incide perpendicularmente sobre el anillo se atenúa, haciendo que el anillo sea casi transparente cuando se ve desde una perspectiva aérea. Durante el equinoccio de Saturno de 2009, se observó que las corrugaciones espirales de 30 km de longitud de onda, identificadas inicialmente en el Anillo D, se propagaban por todo el Anillo C.
La brecha de Colombo y el anillo de Titán
El Colombo Gap está situado dentro de la región interior del Anillo C. Dentro de esta brecha se encuentra el luminoso pero esbelto Anillo de Colombo, ubicado a una distancia central de 77.883 km (48.394 millas) de Saturno, exhibiendo una morfología ligeramente elíptica en lugar de perfectamente circular. Este rizo también se conoce como Titán Ringlet, debido a su resonancia orbital con la luna Titán. En este radio orbital específico dentro del sistema de anillos, el período de precesión absidal de una partícula anular coincide exactamente con el período del movimiento orbital de Titán, orientando en consecuencia el ábside de este rizo excéntrico consistentemente hacia Titán.
La brecha y el rizo de Maxwell
El Maxwell Gap está ubicado dentro del segmento exterior del Anillo C. Esta brecha también abarca una formación densa y no circular conocida como Maxwell Ringlet. En numerosos aspectos, este rizo se parece al anillo ε de Urano. Ambos anillos exhiben estructuras onduladas dentro de sus regiones centrales. Aunque se supone que la onda en el anillo ε es el resultado de la influencia gravitacional de la luna de Urano Cordelia, hasta julio de 2008 no se había identificado ninguna luna dentro de la brecha de Maxwell.
El anillo B
El Anillo B es el más extenso, luminoso y masivo del sistema de anillos de Saturno. Su espesor estimado oscila entre 5 y 15 metros, con una profundidad óptica que fluctúa entre 0,4 y más de 5, lo que indica que más del 99% de la luz incidente está obstruida en determinadas regiones del Anillo B. Importantes variaciones en densidad y brillo caracterizan al Anillo B, y la mayoría de estos fenómenos carecen actualmente de explicación científica. Estas variaciones se manifiestan como rizos estrechos y concéntricos, a pesar de que el anillo B en sí carece de espacios diferenciados. En su periferia exterior, el Anillo B exhibe estructuras verticales que pueden desviarse hasta 2,5 kilómetros (1,5 millas) del plano del anillo primario. Esto representa una desviación sustancial del espesor vertical típico de los anillos A, B y C, que generalmente es de aproximadamente 10 metros (30 pies). Se supone que estas formaciones verticales son el resultado de la influencia gravitacional de lunas incrustadas no detectadas.
La investigación realizada en 2016, empleando ocultaciones estelares para analizar ondas de densidad espirales, reveló que la densidad de la superficie del Anillo B oscila entre 40 y 140 g/cm2. Esta medición es menor que las estimaciones anteriores e indica una correlación mínima entre la profundidad óptica del anillo y su densidad de masa, una relación que también se observa en los anillos A y C. Se ha estimado que la masa total del Anillo B se encuentra dentro del rango de 7 a 24×1018 kilogramos. A efectos comparativos, Mimas posee una masa de 37,5ק1415§18 kilogramos.
Radios
Antes de 1980, las características estructurales de los anillos de Saturno se atribuían únicamente a las fuerzas gravitacionales. Sin embargo, imágenes posteriores de la nave espacial Voyager revelaron características radiales dentro del Anillo B, denominadas radios. Estas características desafiaban la explicación a través de la mecánica gravitacional debido a su presencia sostenida y comportamiento rotacional, que eran inconsistentes con la dinámica orbital. Estos radios se manifiestan como oscuros en la luz retrodispersada y brillantes en la luz dispersada hacia adelante, y esta transición óptica se produce en un ángulo de fase de aproximadamente 60 grados. La hipótesis predominante sobre la composición de los radios postula que comprenden partículas microscópicas de polvo, levitadas desde el plano del anillo primario por repulsión electrostática, y que giran casi sincrónicamente con la magnetosfera de Saturno. El mecanismo exacto responsable de la generación de estos radios sigue siendo indeterminado. Una explicación propuesta sugiere que las perturbaciones eléctricas, como los rayos dentro de la atmósfera de Saturno o los impactos de micrometeoroides en los anillos, podrían ser factores causales. Una teoría alternativa postula que los radios guardan un gran parecido con fenómenos como el brillo del horizonte lunar o la levitación de polvo, y en cambio son inducidos por intensos campos eléctricos a través del terminador de las partículas del anillo, en lugar de por perturbaciones eléctricas generales.
Los radios permanecieron sin ser observados durante aproximadamente veinticinco años, hasta su detección por la sonda espacial Cassini. A la llegada de Cassini a Saturno a principios de 2004, los radios no eran discernibles. Basándose en modelos que intentaban dilucidar su formación, algunos científicos plantearon la hipótesis de que los radios no reaparecerían hasta 2007. A pesar de estas predicciones, el equipo de imágenes de Cassini continuó buscando radios dentro de las imágenes de los anillos, y finalmente los observó nuevamente en fotografías capturadas el 5 de septiembre de 2005.
Los radios exhiben características de un fenómeno estacional, desapareciendo durante el pleno invierno y verano de Saturno, y reapareciendo posteriormente. a medida que Saturno se acerca a sus equinoccios. La hipótesis de que los radios representan un efecto estacional, correlacionado con el período orbital de 29,7 años de Saturno, se vio corroborada por su progresiva reaparición durante las últimas etapas de la misión Cassini.
Moonlet
Durante el equinoccio de 2009, se identificó una luna incrustada dentro del anillo B a través de la sombra que proyectaba. Su diámetro estimado es de 400 metros (1.300 pies). Esta luna recibió la designación provisional S/2009 S 1.
División Cassini
La División Cassini constituye una región que mide 4.800 kilómetros (3.000 millas) de ancho, situada entre los anillos A y B de Saturno. Su descubrimiento en 1675 se atribuye a Giovanni Cassini, quien lo observó desde el Observatorio de París utilizando un telescopio refractor equipado con un objetivo de 2,5 pulgadas, una distancia focal de 20 pies y un aumento de 90x. Cuando se ve desde la Tierra, se presenta como un vacío estrecho y oscuro dentro del sistema de anillos. Sin embargo, la misión Voyager reveló que esta aparente brecha está, de hecho, poblada por material de anillo que presenta similitudes significativas con el Anillo C. La división puede parecer luminosa cuando se observa desde el lado no iluminado de los anillos, un fenómeno atribuible a la densidad relativamente baja del material que facilita una mayor transmisión de luz a través de su profundidad.
El límite interior de la División Cassini está influenciado principalmente por una fuerte resonancia orbital. Específicamente, las partículas anulares situadas aquí exhiben una resonancia orbital de 2:1 con la luna Mimas. Esta resonancia da como resultado perturbaciones gravitacionales acumulativas de Mimas, que desestabilizan las órbitas de estas partículas y, en consecuencia, producen una clara reducción en la densidad del anillo. Por el contrario, los orígenes de muchas otras brechas observadas entre los rizos dentro de la División Cassini siguen sin dilucidarse.
Brecha de Huygens
La Brecha Huygens, identificada en 1981 a partir de imágenes transmitidas por la Voyager 2, está situada en el límite interior de la División Cassini. Dentro de este espacio reside el denso y excéntrico Huygens Ringlet. El rizo muestra variaciones azimutales irregulares tanto en su ancho geométrico como en su profundidad óptica, potencialmente atribuibles a su proximidad a la resonancia 2:1 con Mimas y la influencia gravitacional del excéntrico borde exterior del anillo B. Un rizo estrecho adicional se coloca inmediatamente exterior al rizo de Huygens.
Un anillo
El Anillo A constituye el más externo de los principales anillos brillantes de Saturno. Su demarcación interna es la División Cassini, mientras que su límite externo distintivo se aproxima a la trayectoria orbital de la diminuta luna Atlas. El anillo A está atravesado transversalmente por el espacio de Encke, ubicado aproximadamente en el 22% del ancho total del anillo hacia adentro desde su periferia exterior. Una brecha más delgada, la Brecha de Keeler, se encuentra al 2% del ancho del anillo desde su borde exterior.
El espesor estimado del Anillo A varía de 10 a 30 metros, su densidad superficial está entre 35 y 40 g/cm2, y su masa total se calcula en aproximadamente 4 a 5×1018 kg, que es un poco menos que la masa de Hyperion. Su profundidad óptica fluctúa entre 0,4 y 0,9.
Al igual que el anillo B, el perímetro exterior del anillo A está sostenido por resonancias orbitales, aunque el conjunto específico de interacciones es considerablemente más complejo. Su influencia principal proviene de la resonancia 7:6 con Janus y Epimeteo, complementada por contribuciones de la resonancia 5:3 con Mimas y varias resonancias que involucran a Prometeo y Pandora. Además, otras resonancias orbitales inducen numerosas ondas de densidad espirales dentro del Anillo A (y, en menor grado, en otros anillos), que definen en gran medida sus características estructurales. Los principios físicos que gobiernan estas ondas son idénticos a los que aclaran las formaciones de brazos espirales en las galaxias. Las ondas de flexión espiral, también observadas dentro del Anillo A y explicadas por el mismo marco teórico, se manifiestan como ondulaciones verticales dentro del anillo en lugar de perturbaciones de compresión.
En abril de 2014, los científicos de la NASA documentaron la posible formación incipiente de una luna nueva próxima al límite exterior del Anillo A.
Brecha de Encke
La Brecha de Encke, una discontinuidad de 325 km (200 millas) de ancho dentro del Anillo A, está ubicada centralmente a una distancia de 133.590 km (83.000 millas) del núcleo de Saturno. Su existencia se atribuye a la diminuta luna Pan, que mantiene una órbita dentro de esta región. Las imágenes adquiridas por la sonda Cassini han revelado la presencia de al menos tres rizos delgados y retorcidos dentro de la brecha. Las ondas de densidad espiral, observables en ambos flancos del agujero, se generan por resonancias con lunas adyacentes situadas fuera de los anillos, mientras que el propio Pan genera una serie adicional de estelas en espiral.
Johann Encke no observó personalmente este agujero; su nomenclatura honra sus contribuciones a las observaciones de anillos. La brecha fue descubierta de forma independiente por James Edward Keeler en 1888. Posteriormente, la segunda brecha prominente dentro del Anillo A, identificada por Voyager, fue designada como Brecha Keeler en reconocimiento a su trabajo.
La Brecha Encke se clasifica como una brecha debido a su recinto completo dentro del Anillo A. Antes de la aclaración de las definiciones por parte de la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 2008, existía ambigüedad terminológica entre brecha y división; en consecuencia, esta separación se denominó ocasionalmente "División Encke".
Brecha de Keeler
El Keeler Gap constituye una discontinuidad de 42 km (26 millas) de ancho dentro del Anillo A, situada aproximadamente a 250 km (150 millas) de la periferia exterior del anillo. La diminuta luna Dafnis, identificada el 1 de mayo de 2005, orbita dentro de esta brecha, manteniendo así su estado despejado. El tránsito orbital de Dafnis genera ondas a lo largo de los bordes de la brecha, un fenómeno modulado aún más por su menor excentricidad orbital. Dada la ligera inclinación orbital de Dafnis con respecto al plano del anillo, estas ondas poseen una componente perpendicular al plano, que se extiende hasta 1500 metros "por encima" de él.
La Brecha Keeler fue identificada por la Voyager y posteriormente nombrada en honor al astrónomo James Edward Keeler. El propio Keeler había descubierto previamente y nombrado Encke Gap en homenaje a Johann Encke.
lunas de hélice
En 2006, se identificaron cuatro diminutas "lunas" dentro de las imágenes de Cassini del Anillo A. Estas lunas, de aproximadamente cien metros de diámetro, son demasiado pequeñas para la observación directa; en cambio, Cassini detecta las distintivas perturbaciones en forma de "hélice" que generan, que se extienden por varios kilómetros. Las proyecciones sugieren que el Anillo A alberga miles de entidades de este tipo. En 2007, la identificación de ocho lunas adicionales indicó su confinamiento principal en un cinturón de 3.000 kilómetros (2.000 millas), situado aproximadamente a 130.000 kilómetros (80.000 millas) del núcleo de Saturno. En 2008, se habían catalogado más de 150 lunas de hélice, y una de ellas, monitoreada constantemente durante varios años, fue designada Bleriot.
La División Roche
La región intersticial que separa el anillo A y el anillo F se denomina División Roche, una nomenclatura en honor al físico francés Édouard Roche. Esta división debe distinguirse del límite de Roche, que define la proximidad a la que un cuerpo celeste sustancial, al acercarse a un planeta como Saturno, sería perturbado por las fuerzas de marea del planeta. Situada en la periferia del sistema de anillos primarios, la División de Roche está de hecho próxima al límite de Roche de Saturno, un factor que explica la incapacidad de los anillos para fusionarse en una luna.
Al igual que la División de Cassini, la División de Roche no está exenta de materia, sino que abarca una lámina difusa de material. La composición de este material se asemeja a la que se encuentra en los tenues y polvorientos anillos D, E y G. Dentro de la División Roche, dos lugares específicos exhiben concentraciones de polvo elevadas en comparación con el área circundante. Estos fueron identificados por el equipo de imágenes de la sonda Cassini y recibieron designaciones provisionales: R/2004 S 1, situado a lo largo de la trayectoria orbital de la luna Atlas; y R/2004 S 2, centrado a 138.900 km (86.300 millas) del núcleo de Saturno, en el interior de la órbita de Prometeo.
El anillo F
El Anillo F representa el anillo discreto más externo de Saturno y es potencialmente el anillo más dinámicamente activo dentro del Sistema Solar, exhibiendo características que evolucionan en escalas de tiempo cada hora. Está situado a 3.000 km (2.000 millas) más allá del límite exterior del Anillo A. El equipo de imágenes Pioneer 11 descubrió este anillo en 1979. Caracterizado por su extrema delgadez, se extiende radialmente sólo unos pocos cientos de kilómetros. Históricamente, se postuló que dos lunas pastoras, Prometeo y Pandora, en órbita interna y externa, mantenían su cohesión; sin embargo, la investigación contemporánea sugiere que sólo Prometeo contribuye significativamente a su confinamiento. Las simulaciones numéricas proponen que el anillo se originó a partir de una interrupción parcial tras una colisión entre Prometeo y Pandora.
Imágenes de alta resolución posteriores de la sonda Cassini revelan que el Anillo F comprende un anillo central rodeado por una hebra en espiral. Estas observaciones demuestran además que durante los encuentros de Prometeo con el anillo en su apoapsis, la influencia gravitacional de la luna induce torceduras y nudos dentro del Anillo F al "acretar" material, formando así un canal oscuro en la región interior del anillo. Dado que Prometeo orbita Saturno a una velocidad mayor que el material constituyente del Anillo F, cada canal sucesivo tiene una incisión aproximadamente 3,2 grados por delante de su predecesor.
En 2008, se observó actividad dinámica adicional, lo que indica que lunas diminutas y no observadas que orbitan dentro del Anillo F atraviesan constantemente su estrecho núcleo debido a las perturbaciones gravitacionales de Prometeo. Una de esas lunas menores fue identificada provisionalmente como S/2004 S 6.
A partir de 2023, se supone que la morfología grumosa característica del Anillo F es el resultado de "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 centímetro que se vuelven a acumular en unos pocos meses sobre los cuerpos progenitores en un estado estacionario". régimen."
Anillos exteriores
El anillo de Janus/Epimetheus
Un tenue anillo de polvo rodea el dominio orbital de Jano y Epimeteo, una característica discernida a partir de imágenes adquiridas en luz dispersada hacia adelante por la nave espacial Cassini en 2006. Este anillo exhibe una dimensión radial de aproximadamente 5.000 km (3.000 millas). Su génesis se atribuye a partículas expulsadas de la superficie de las lunas por impactos de meteoritos, formando posteriormente un anillo difuso a lo largo de sus respectivas trayectorias orbitales.
El anillo G
El Anillo G, un anillo notablemente delgado y débil, está ubicado aproximadamente a medio camino entre el Anillo F y el comienzo del Anillo E, con su límite interior situado a unos 15.000 km (10.000 millas) al interior de la órbita de Mimas. Este anillo presenta un arco distintivamente más brillante cerca de su borde interior, que recuerda a los arcos observados en los anillos de Neptuno, que abarca aproximadamente una sexta parte de su circunferencia. Este arco está centrado en Aegaeon, una pequeña luna con un diámetro de medio kilómetro (500 yardas), y se mantiene en su posición mediante una resonancia orbital de 7:6 con Mimas. Se teoriza que el arco está formado por partículas heladas, algunas de las cuales alcanzan varios metros de diámetro, mientras que el resto del Anillo G está formado por polvo que se origina dentro de este arco. El ancho radial del arco es de aproximadamente 250 km (150 millas), un contraste notable con el ancho total del Anillo G de 9.000 km (6.000 millas). Se estima que el arco contiene material equivalente a una pequeña luna helada de aproximadamente cien metros de diámetro. Las partículas de polvo, desprendidas de Aegaeon y otros cuerpos fuente dentro del arco por impactos de micrometeoroides, migran hacia afuera debido a interacciones con la magnetosfera de Saturno. El plasma dentro de esta magnetosfera gira con el campo magnético de Saturno, que gira significativamente más rápido que el movimiento orbital del Anillo G. Estas diminutas partículas se erosionan progresivamente por impactos posteriores y se dispersan por el arrastre de plasma. Durante milenios, el anillo experimenta una pérdida gradual de masa, que se repone continuamente con nuevos impactos en Egeo.
El arco del anillo de Methone
Un arco de anillo sutil, identificado inicialmente en septiembre de 2006, se extiende aproximadamente 10 grados de longitud y está asociado con la luna Methone. Se presume que el material que constituye este arco es polvo expulsado de Methone tras impactos de micrometeoroides. El confinamiento de este polvo dentro del arco se atribuye a una resonancia 14:15 con Mimas, un mecanismo análogo al que gobierna el confinamiento del arco del Anillo G. Bajo la influencia de esta resonancia idéntica, Methone exhibe un movimiento de libración en su órbita, oscilando hacia adelante y hacia atrás con una amplitud longitudinal de 5 grados.
El arco del anillo de Anthe
Un débil arco anular, detectado por primera vez en junio de 2007, se extiende a lo largo de aproximadamente 20 grados de longitud y está vinculado a la luna Anthe. Se cree que el material dentro de este arco consiste en polvo desprendido de Anthe por impactos de micrometeoroides. El confinamiento de este polvo dentro del arco se explica por una resonancia 10:11 con Mimas. En consecuencia, Anthe sufre una deriva longitudinal en su órbita, oscilando más de 14 grados de longitud debido a la misma resonancia.
El Anillo de Palene
Un débil anillo de polvo coorbita con Pallene, un fenómeno revelado por imágenes capturadas con luz dispersada hacia adelante por la nave espacial Cassini en 2006. Este anillo posee una extensión radial de aproximadamente 2.500 km (1.500 millas). Su origen está en las partículas expulsadas de la superficie de Palene por los impactos de meteoritos, que posteriormente forman un anillo difuso a lo largo de su trayectoria orbital.
El anillo E
La existencia del anillo E, no confirmada hasta 1980, fue un tema polémico entre los astrónomos que se remonta al menos a 1908. En un relato histórico de las observaciones de Saturno, Arthur Francis O'Donel Alexander atribuye a Georges Fournier la observación inicial de lo que más tarde se denominaría el Anillo E. El 5 de septiembre de 1907, en Mont Revard, Fournier informó de 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... rodeando los brillantes anillos de Saturno" desde el Observatorio de Ginebra. Investigaciones posteriores de W. Boyer, T. Lewis y Arthur Eddington, impulsadas por el descubrimiento de Schaer, identificaron indicios de un anillo discontinuo consistente con la descripción de Schaer, aunque caracterizaron sus observaciones como "inciertas". Después de que Edward Barnard, utilizando lo que entonces era el telescopio más avanzado del mundo, no logró detectar ninguna evidencia de tal anillo, el escepticismo sobre la existencia del Anillo E creció entre la mayoría de los astrónomos. A pesar de esto, E. M. Antoniadi abogó por la presencia del anillo en una publicación de 1909, haciendo referencia a la observación de William Wray el 26 de diciembre de 1861 de una "luz muy tenue... para dar la impresión de que era el anillo oscuro".
A diferencia de los anillos A, B y C, la profundidad óptica mínima del anillo E y su importante dimensión vertical requieren una perspectiva de visión de canto, una alineación que ocurre sólo una vez cada 14 a 15 años. En consecuencia, las observaciones del Anillo E no se reanudaron hasta la década de 1960. Si bien algunos relatos atribuyen el descubrimiento del Anillo E a Walter Feibelman en 1966, su artículo posterior, publicado al año siguiente, reconoció el debate en curso y el extenso registro histórico de observaciones que apoyan y refutan la presencia del anillo. Feibelman presentó cautelosamente su interpretación de los datos como indicativos de un nuevo anillo, calificándolo de "sólo provisional". Un reanálisis posterior de las observaciones iniciales de Feibelman, realizado en anticipación del sobrevuelo de Saturno del Pioneer 11, caracterizó nuevamente la evidencia de este anillo exterior como "inestable". Incluso las observaciones polarimétricas realizadas por Pioneer 11 durante su sobrevuelo en 1979 no identificaron definitivamente el Anillo E, aunque su presencia se infirió a partir de mediciones de partículas, radiación y campos magnéticos. La confirmación definitiva de la existencia del Anillo E se logró finalmente en un artículo de 1980 de Feibelman y Klinglesmith, luego de un reanálisis digital de las observaciones de 1966 y varias observaciones independientes utilizando telescopios terrestres y espaciales.
El Anillo E, posicionado como el segundo anillo más externo, exhibe una extensión excepcionalmente amplia. Se compone de numerosas partículas diminutas, que varían desde micras hasta submicras de tamaño, y consisten en hielo de agua mezclado con silicatos, dióxido de carbono y amoníaco. Este anillo está situado entre las trayectorias orbitales de Mimas y Titán. A diferencia de otros anillos, el Anillo E está compuesto de partículas microscópicas en lugar de fragmentos de hielo macroscópicos. En 2005, el origen del material constituyente del Anillo E fue identificado como columnas criovolcánicas que emanaban de las "rayas de tigre" ubicadas en la región polar sur de la luna Encelado. A diferencia de los anillos primarios, el Anillo E posee un espesor superior a los 2.000 km (1.000 millas), que aumenta progresivamente con su distancia de Encelado. Además, las formaciones en forma de zarcillos observadas dentro del Anillo E son atribuibles a las emisiones de los chorros más activos del polo sur de Encelado.
Las partículas del Anillo E exhiben una propensión a acumularse en las lunas que orbitan dentro de su extensión, principalmente debido a las excentricidades orbitales de las partículas y la proximidad de los semiejes mayores de otras lunas al de Encelado. Las partículas que se encuentran con lunas que orbitan en el interior de Encelado normalmente se mueven a mayor velocidad, estando cerca de sus pericentros, impactando en consecuencia en las caras traseras de las lunas. Por el contrario, las partículas que se encuentran con lunas que orbitan fuera de Encelado tienden a moverse más lentamente, estando cerca de sus apocentros, golpeando así los hemisferios principales de las lunas. Este mecanismo de impacto diferencial da como resultado que Jano, Epimeteo y Mimas muestren lados posteriores más brillantes, mientras que Tetis, Dione y Rea exhiben un brillo mejorado en sus hemisferios principales. Además, el ecuador del hemisferio principal de Tetis está sutilmente teñido de azul por la acumulación de material que cae. Las lunas troyanas, incluidas Telesto, Calipso, Helena y Polideuces, se ven notablemente afectadas cuando sus órbitas atraviesan el plano de los anillos. Esta interacción hace que sus superficies se recubran con un material brillante, que posteriormente suaviza las características topográficas existentes.
Anillo Phoebe
En octubre de 2009, se anunció la detección de un tenue disco de material situado justo en el interior de la órbita de Phoebe. En el momento de su descubrimiento, este disco se observó alineado de canto con respecto a la Tierra. Esta formación se puede caracterizar en términos generales como un anillo adicional. A pesar de su inmenso tamaño, que parece equivalente a dos lunas llenas visto desde la Tierra, el anillo permanece prácticamente imperceptible. Su descubrimiento fue facilitado por el telescopio espacial infrarrojo Spitzer de la NASA, y se observó en toda la extensión de las observaciones iniciales, abarcando de 128 a 207 veces el radio de Saturno. Cálculos posteriores sugieren su potencial extensión hacia afuera a 300 radios de Saturno y hacia adentro hasta la órbita de Jápeto a 59 radios de Saturno. Posteriormente, el anillo fue investigado utilizando las naves espaciales WISE, Herschel y Cassini. Las observaciones de WISE indican su extensión desde al menos entre 50 y 100 a 270 radios de Saturno, con el límite interior oscurecido por el resplandor del planeta. Los datos adquiridos por WISE sugieren además que las partículas de los anillos son predominantemente pequeñas, y las que superan los 10 cm de radio constituyen el 10 % o menos del área transversal total.
Phoebe mantiene una órbita alrededor de Saturno a una distancia que abarca entre 180 y 250 radios planetarios. El sistema de anillos asociado presenta un espesor de aproximadamente 40 radios. Dado que se supone que las partículas del anillo se originan a partir de impactos (tanto micrometeoroides como más grandes) en Phoebe, se espera que compartan su movimiento orbital retrógrado, que es contrario a la órbita prograda de la luna interior adyacente, Jápeto. Este anillo en particular está situado dentro del plano orbital de Saturno, acercándose a la eclíptica y, en consecuencia, muestra una inclinación de 27 grados en relación con el plano ecuatorial de Saturno y sus otros anillos. La inclinación orbital de Phoebe es de 5° con respecto al plano orbital de Saturno (frecuentemente expresado como 175° debido a su movimiento retrógrado), y el desplazamiento vertical resultante por encima y por debajo del plano del anillo se alinea precisamente con el espesor observado del anillo de 40 radios de Saturno.
La existencia teórica de este anillo fue postulada inicialmente en la década de 1970 por Steven Soter. Su posterior descubrimiento se atribuye a Anne J. Verbiscer y Michael F. Skrutskie, afiliados a la Universidad de Virginia, y a Douglas P. Hamilton, de la Universidad de Maryland, College Park. En particular, estos tres investigadores habían realizado previamente estudios de posgrado en colaboración en la Universidad de Cornell.
El material del anillo sufre una migración hacia adentro, un proceso impulsado por la reemisión de radiación solar, con su velocidad inversamente correlacionada con el tamaño de las partículas. Por ejemplo, una partícula de 3 cm recorrería la distancia desde la proximidad de Febe a la de Jápeto durante toda la vida útil del Sistema Solar. En consecuencia, este material migratorio impacta el hemisferio principal de Jápeto. Si bien la acumulación de este material induce un menor oscurecimiento y enrojecimiento del hemisferio principal de Jápeto (análogo a las observaciones de las lunas de Urano, Oberón y Titania), no es la causa directa de la distintiva coloración de dos tonos de la luna. En cambio, las partículas que caen inician un mecanismo de retroalimentación positiva que implica la autosegregación térmica, caracterizada por la sublimación del hielo de áreas más cálidas y la posterior condensación de vapor en regiones más frías. En última instancia, este proceso deposita un residuo oscuro de "retraso" en la mayor parte de la zona ecuatorial del hemisferio principal de Jápeto, creando un marcado contraste con las luminosas formaciones de hielo que cubren sus regiones polares y la mayor parte de su hemisferio posterior.
Galileo Galilei fue el primer individuo en documentar observaciones de los anillos de Saturno, logrando este hito en 1610.
- Galileo Galilei – la primera persona en observar los anillos de Saturno, en 1610
- Christiaan Huygens fue el primero en proponer formalmente la existencia de una estructura de anillo que rodea a Saturno, una hipótesis que avanzó en 1655.
- A Giovanni Cassini se le atribuye el descubrimiento de la clara separación entre los anillos A y B de Saturno, conocida como División Cassini, en 1675.
- Édouard Roche, un astrónomo francés, aclaró el mecanismo por el cual un satélite que entrara en el límite de Roche de Saturno podría desintegrarse, contribuyendo así a la formación de los anillos del planeta.
Notas editoriales
Referencias académicas
- Nodo de anillos planetarios: sistema de anillos de Saturno
- Nomenclatura de los anillos de Saturno de la página de nomenclatura planetaria del USGS
- Todo lo que una mente curiosa debe saber sobre los sistemas de anillos planetarios con el Dr. Mark Showalter (podcast de Waseem Akhtar con Mark Showalter)
- Animación de alta resolución realizada por Kevin M. Gill de un paso elevado del Anillo B exterior en el equinoccio (comienza a volverse menos uniforme después del primer minuto); ver el álbum Rings para más información
- Animación en alta resolución realizada por Nick Stevens de Saturno y sus anillos desde una órbita ecuatorial y polar, y desde una inmersión debajo de los anillos; ver listado para más