SATURNO

Saturno es el sexto planeta del Sistema Solar, es el segundo en tamaño y masa después de Júpiter y es el único con un sistema de anillos visible desde nuestro planeta. Su nombre proviene del dios romano Saturno. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos, también llamados jovianos por su parecido a Júpiter. El aspecto más característico de Saturno son sus brillantes anillos. Antes de la invención del telescopio, Saturno era el más lejano de los planetas conocidos y, a simple vista, no parecía luminoso ni interesante. El primero en observar los anillos fue Galileo en 1610 pero la baja inclinación de los anillos y la baja resolución de su telescopio le hicieron pensar en un principio que se trataba de grandes lunas. Christiaan Huygens con mejores medios de observación pudo en 1659 observar con claridad los anillos. James Clerk Maxwell en 1859 demostró matemáticamente que los anillos no podían ser un único objeto sólido sino que debían ser la agrupación de millones de partículas de menor tamaño.

ORIGEN DEL NOMBRE DE SATURNO

Debido a su posición orbital más lejana que Júpiter los antiguos romanos le otorgaron el nombre del padre de Júpiter al planeta Saturno. En la mitología romana, Saturno era el equivalente del antiguo titán griego Cronos, dios del tiempo. Cronos era hijo de Urano y Gaia y gobernaba el mundo de los dioses y los hombres devorando a sus hijos en cuanto nacían para que no lo destronaran. Zeus, uno de ellos consiguió esquivar este destino y finalmente derrocó a su padre para convertirse en el dios supremo.

Los griegos y romanos, herederos de los sumerios en sus conocimientos del cielo, habían establecido en siete el número de astros que se movían en el firmamento: el Sol, la Luna, y los planetas Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno, las estrellas errantes que a distintas velocidades orbitaban en torno a la Tierra, centro del Universo. De los cinco planetas, Saturno es el de movimiento más lento, emplea unos treinta años (29,457 años) en completar su órbita, casi el triple que Júpiter (11,862 años) y respecto a Mercurio, Venus y Marte la diferencia es mucho mayor. Saturno destacaba por su lentitud y si Júpiter era Zeus, Saturno tenía que ser Cronos, el padre anciano, que paso a paso deambula entre las estrellas.

CARACTERISTICAS GENERALES

Saturno es un planeta visiblemente achatado en los polos con un ecuador que sobresale formando la figura de un esferoide ovalado. Los diámetros ecuatorial y polar son respectivamente 120.536 y 108.728 km. Este efecto es producido por la rápida rotación del planeta, su naturaleza fluida y su relativamente baja gravedad. Los otros planetas gigantes son también ovalados pero no en tan gran medida. Saturno posee una densidad específica de 690 kg/m³ siendo el único planeta del Sistema Solar con una densidad inferior a la del agua (1000 kg/m³). Si existiera un recipiente lleno de agua con las dimensiones suficientes para introducir a Saturno, este flotaría. El planeta está formado por un 90% de hidrógeno y un 5% de helio. El volumen del planeta es suficiente como para contener 740 veces la Tierra, pero su masa es sólo 95 veces la terrestre, debido a la ya mencionada densidad media relativa.

El periodo de rotación de Saturno es incierto dado que no posee superficie y su atmósfera gira con un periodo distinto en cada latitud. Desde la época de los Voyager se consideraba que el periodo de rotación de Saturno, basándose en la periodicidad de señales de radio emitidas por él, era de 10 h 39 min 22,4 s (810,8°/día). Las misiones espaciales Ulysses y Cassini han mostrado que este periodo de emisión en radio varía en el tiempo siendo en la actualidad: 10 h 45 m 45 s (± 36 s). La causa de este cambio en el periodo de rotación de radio podría estar relacionada con la actividad criovolcánica en forma de géisers de la luna Encélado, que libera material en órbita de Saturno capaz de interaccionar con el campo magnético externo del planeta, utilizado para medir la rotación del núcleo interno donde se genera. En general se considera que el periodo de rotación interno del planeta puede ser conocido tan sólo de forma aproximada.

ESTRUCTURA INTERNA

El interior del planeta es semejante al de Júpiter, con un núcleo sólido en el interior. Sobre él se extiende una extensa capa de hidrógeno líquido y sólido (debido a los efectos de las elevadas presiones y temperaturas). Los 30.000 km exteriores del planeta están formados por una extensa atmósfera de hidrógeno y helio. El interior del planeta contiene probablemente un núcleo formado por materiales helados acumulados en la formación temprana del planeta y que se encuentran en estado líquido en las condiciones de presión y temperatura cercanas al núcleo. Éste se encuentra a temperaturas en torno a 12.000 K (aproximadamente el doble de la temperatura de la superficie del Sol). Por otro lado, y al igual que Júpiter y Neptuno, Saturno irradia más calor al exterior del que recibe del Sol. Una parte de esta energía está producida por una lenta contracción del planeta que libera la energía potencial gravitacional producida en la compresión. Este mecanismo se denomina mecanismo de Kelvin-Helmholtz. El calor extra generado se produce en una separación de fases entre el hidrógeno y el helio relativamente homogéneos que se están diferenciando desde la formación del planeta liberando energía gravitatoria en forma de calor.

ATMOSFERA

La atmósfera de Saturno posee un patrón de bandas oscuras y zonas claras similar al de Júpiter aunque la distinción entre ambas es mucho menos clara en el caso de Saturno. La atmósfera del planeta posee fuertes vientos en la dirección de los paralelos alternantes en latitud y altamente simétricos en ambos hemisferios a pesar del efecto estacional de la inclinación axial del planeta. El viento está dominado por una intensa y ancha corriente ecuatorial al nivel de la altura de las nubes que llegó a alcanzar velocidades de hasta 450 m/s en la época de los Voyager. A diferencia de Júpiter no son aparentes grandes vórtices estables aunque sí los hay más pequeños.

Las nubes superiores están formadas probablemente por cristales de amoníaco. Sobre ellas parece extenderse una niebla uniforme sobre todo el planeta producida por fenómenos fotoquímicos en la atmósfera superior (alrededor de 10 mbar). A niveles más profundos (cerca de 10 bar de presión) el agua de la atmósfera condensa probablemente en una capa de nubes de agua que no ha podido ser observada.

Al igual que en Júpiter ocasionalmente se forman tormentas en la atmósfera de Saturno algunas de las cuales han podido ser observadas desde la Tierra. En 1933 se observó una mancha blanca situada en la zona ecuatorial por el astrónomo aficionado W.T. Hay. Era lo suficientemente grande como para ser visible con un refractor de 7 cm, pero no tardó en disiparse y desvanecerse. En 1962 empezó a desarrollarse una nueva mancha, pero no llegó nunca a destacar. En 1990 se pudo observar una gigantesca nube blanca en el ecuador de Saturno que ha sido asimilada a un proceso de formación de grandes tormentas. Se han observado manchas similares en placas fotográficas tomadas durante el último siglo y medio a intervalos de aproximadamente 30 años. En 1994 se pudo observar una segunda gran tormenta de aproximadamente la mitad de tamaño que la producida en el año 1990.

La sonda Cassini ha podido captar varias grandes tormentas en Saturno, una de las mayores con rayos 10.000 veces más potentes que los de cualquier tormenta de la Tierra y que apareció el día 27 de noviembre de 2007, habiendo durado 7 meses y medio -lo que fue por un tiempo el récord de duración de una tormenta en el Sistema Solar -. Ésta tormenta apareció en el hemisferio S de Saturno, en una zona conocida cómo "callejón de las tormentas" por la elevada frecuencia con la que aparecen allí éstos fenómenos. Éste récord, sin embargo, ha sido batido por otra tormenta aparecida en la misma zona, que fue detectada en enero de 2009 y que a mediados de septiembre de ése año aún continuaba activa

Característica nube hexagonal en el polo norte, descubierta por Voyager 1 y confirmada en 2006 por Cassini.

Las regiones polares presentan corrientes en chorro a 78ºN y 78ºS. Las sondas Voyager detectaron en los años 80 un patrón hexagonal en la región polar norte que ha sido observado también por el telescopio espacial Hubble durante los años 90. Las imágenes más recientes obtenidas por la sonda Cassini han mostrado el vórtice polar con gran detalle. Saturno es el único planeta conocido que posee un vórtice polar de estas características si bien los vórtices polares son comunes en las atmóferas de la Tierra o Venus.

En el caso del hexágono de Saturno los lados tienen unos 13.800 kilómetros de longitud (algo más del diámetro de la Tierra) y la estructura rota con un periodo idéntico al de la rotación planetaria siendo una onda estacionaria que no cambia su longitud ni estructura, como hacen el resto de nubes de la atmósfera. Estas formas poligonales entre dos y seis lados se han podido replicar mediante modelos de fluidos en rotación a escala de laboratorio.

Al contrario que el polo norte, las imágenes del polo sur muestran la presencia de una corriente de chorro, pero no vórtices ni ondas hexagonales persistentes. Sin embargo, NASA informó en noviembre del 2006 que la sonda Cassini había observado un huracán en el polo sur, con un ojo bien definido. Ojos de tormenta bien definidos solo habían sido observados en la Tierra (incluso no se ha logrado observarlo en la Gran Mancha Roja de Júpiter por la sonda Galileo). Ése vórtice, de aproximadamente 8000 kilómetros de diámetro, ha podido ser fotografiado y estudiado con gran detalle por la sonda Cassini, midiéndose en él vientos de más de 500 kilómetros por hora

ORBITA

Saturno gira alrededor del Sol a una distancia media de 1.418 millones de kilómetros en una órbita de excentricidad 0,056, que sitúa el afelio a 1.500 millones de km y el perihelio a 1.240 millones de km. Saturno se encontró en el perihelio en 1974. El periodo de traslación alrededor del Sol es de 29 años y 167 días, mientras que su período sinódico es de 378 días, de modo que, cada año la oposición se produce con casi dos semanas de retraso respecto al año anterior. El período de rotación sobre su eje es corto, de 10 horas, 14 minutos, con algunas variaciones entre el ecuador y los polos.

Los elementos orbitales de Saturno son modificados en una escala de 900 años por una resonancia orbital de tipo 5:2 con el planeta Júpiter, bautizado por los astrónomos franceses del siglo XVIII como la grande inégalité (Júpiter completa 5 vueltas por cada 2 de Saturno). Los planetas no se encuentran en una resonancia perfecta, pero están lo suficientemente cercanos a ella como para que las perturbaciones a sus respectivas órbitas sean apreciables.

SATELITES

Saturno tiene un gran número de satélites, el mayor de los cuales, Titán es la única luna del Sistema Solar con una atmósfera importante. Los satélites más grandes, conocidos antes del inicio de la investigación espacial son: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto y Febe. Tanto Encélado como Titán son mundos especialmente interesantes para los científicos planetarios ya que en el primero se deduce la posible existencia de agua líquida a poca profundidad de su superficie a partir de la emisión de vapor de agua en géiseres y el segundo presenta una atmósfera rica en metano y similar a la de la primitiva Tierra.

Otras 30 lunas de Saturno tienen nombre pero el número exacto de satélites es incierto por existir una gran cantidad de objetos que orbitan este planeta. En el año 2000, fueron detectados 12 nuevos satélites, cuyas órbitas sugieren que son fragmentos de objetos mayores capturados por Saturno. La misión Cassini-Huygens también ha encontrado nuevos satélites, la última de ellas anunciada el 3 de marzo de 2009 y que hace la número sesenta y uno del planeta .

El disco aparente de Titán (un borroso círculo anaranjado de bordes algo más oscuros) puede verse con telescopios de aficionados a partir de los 200 mm de abertura, utilizando para ello más de 300 aumentos y cielos estables: en sus mayores aproximaciones llega a medir 0,88 segundos de arco. El resto de los satélites son mucho menores y siempre parecen "estrellas" incluso a gran aumento.

Los satélites más internos pueden capturarse, sin embargo, con cualquier cámara CCD empleando focales superiores a los 2 m.

Mapa del sistema de anillos y satelites de Saturno

Satélites de Saturno

Saturno tiene un gran número de satélites (61, y 3 posibles más), el mayor de los cuales, Titán, es el único satélite del Sistema Solar con una atmósfera importante. El sistema de satélites de Saturno ofrece varios ejemplos de dinámica orbital muy interesantes, tales como satélites coorbitales, satélites troyanos y satélites pastores. Algunos satélites también se encuentran en resonancia entre sí.

Los satélites conocidos antes del inicio de la investigación espacial son: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto y Febe.

En el año 2004 fueron detectados 12 nuevos satélites, cuyas órbitas sugieren que son fragmentos de objetos mayores capturados por Saturno, y cuya existencia ha sido confirmada por la misión Cassini/Huygens; esta misión también ha descubierto varios satélites nuevos.

GRUPOS DE SATELITES

Los satélites de Saturno se pueden dividir en diferentes grupos:

·         Titán: El satélite más grande de Saturno, de tamaño planetario (mayor que Mercurio). Tiene una densa atmósfera. Es el único que puede mostrar su disco aparente a los aficionados, empleando para ello telescopios con diámetro superior a los 200 mm de abertura con más de 300 aumentos; en las mejores oposiciones sólo llega a medir 0,88 segundos de arco.

·         Satélites medianos helados. Son satélites de tamaño mediano, todos estos descubiertos a través de observaciones telescópicas: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Hiperión y Jápeto. Todos tienen superficies compuestas por hielos, y están altamente craterizados.

·         Satélites de anillo: Pequeños satélites que orbitan dentro de los anillos de Saturno, creando regiones aparentemente limpias de material. El ejemplo más conocido es Pan, que ayuda a crear la división de Encke. Otro pequeño satélite Dafne (S/2005 S 1) es responsable por la división de Keeler.

·         Satélites pastor: Son satélites cuyas órbitas están cerca del sistema de anillos del planeta y que contribuyen a modelar la estructura de estos. Prometeo y Pandora ayudan a modelar el anillo F.

·         Satélites troyanos: Los satélites troyanos orbitan a la misma distancia de Saturno, pero a 60^o delante o detrás de alguno de los satélites mayores. Por ejemplo, Telesto y Calipso son troyanos de Tetis, y Helena y Pollux (recientemente descubierto por la misión Cassini/Huygens) son troyanos de Dione.

·         Satélites coorbitales: Son satélites que comparten la misma órbita, por ejemplo Jano y Epimeteo, ello produjo confusión en su descubrimiento pues siempre se pensó en un sólo satélite, además presentan en su dinámica orbital un curioso caso de intercambio evitando el choque mutuo.

·         Satélites irregulares. Es el grupo más numeroso, cuyo miembro más grande es Febe; el resto consiste de pequeños satélites (pocos kilómetros de diámetro) orbitando a grandes distancias de Saturno. A su vez, este grupo se puede dividir aún más en familias tales como el grupo Inuit , el grupo Norse y el grupo Gallic.

·         Satélites interiores menores. Satélites pequeños que orbitan entre Mimas y Encélado, como Metone y Palene, recientemente descubiertos por la misión Cassini/Huygens. Recientemente, gracias a dicha misión, se han descubierto arcos de anillos orbitando junto a algunos de ésos satélites, cómo por ejemplo Anthe y la ya mencionada Metone, probablemente causados por impactos de meteoritos en dichos satélites.

SATELITES SIN NOMBRE

Cuando una luna es descubierta por primera vez se le asigna un nombre o designación provisional hasta que la Unión Astronómica Internacional le proporciona uno propio. La designación de los satélites se proporciona siguiendo un estandar en todos los planetas:

1.    Se coloca una S mayúscula simbolizando satélite.

2.    Le sigue una barra y el año de descubrimiento.

3.    Se coloca la inicial del nombre del planeta al que orbita, en el caso de Saturno una S mayúscula.

4.    Y por último se le añade el número en el sentido ordinal en el que se descubrió en ese año. Así por ejemplo S/2004 S 13 fue la 13ª luna que se encontró en 2004 y S/2006 S 1 fue la 1ª que se encontró en 2006.

TABLA DE SATELITES

Los siguientes objetos aun no han sido clasificados como satélites:

Notas sobre los nombres

Algunos asteroides comparten el nombre con alguna de las lunas de Saturno: (55) Pandora, (106) Dione, (577) Rhea, (1809) Prometeo, (1810) Epimeteo, (4450) Pan.

TITAN

Titán es el satélite más grande de Saturno y el segundo satélite más grande del Sistema Solar. Fue descubierto el 25 de marzo de 1655 por el astrónomo holandés Christiaan Huygens y fue el primer satélite del Sistema Solar en ser descubierto tras los satélites galileanos de Júpiter. Titán posee un diámetro de 5150 km y es la única luna del Sistema Solar que cuenta con una atmósfera significativa. La presencia de esta atmósfera fue propuesta por el astrónomo español Josep Comas y Solà en 1908 basándose en sus observaciones del oscurecimiento hacia el borde del disco del satélite. La atmósfera de Titán, densa y anaranjada se compone principalmente de nitrógeno y es rica en metano y otros hidrocarburos superiores. Precisamente su composición química se supone muy similar a la atmósfera primitiva de la Tierra en tiempos prebióticos. Las temperaturas de cerca de 90 K deberían haber preservado un entorno muy similar al de la primitiva Tierra razón por la cual Titán ha sido objeto de un gran número de estudios científicos. La sonda Huygens de la misión espacial Cassini/Huygens descendio en Titán el 14 de enero 2005 y ha aumentado sustancialmente nuestro conocimiento de Titán.

DESCUBRIMIENTO

Christiaan Huygens descubrió en 1655 el mayor de los satélites de Saturno y le dio el nombre de Luna Saturni. Huygens publicó este descubrimiento así como sus observaciones de los anillos del planeta en una obra titula Systema Saturnium publicada en 1659. El nombre de "Titán" y los otros siete satélites de Saturno conocidos por John Herschel (hijo de William Herschel) proviene de su publicación en el año 1847 de sus observaciones sobre Saturno donde sugería los nombres de los titanes, hermanos y hermanas de Crono (el nombre griego para el dios romano del tiempo Saturno) como un método más efectivo para nombrar a los satélites de Saturno que hasta entonces se designaban por numerales romanos siguiendo el orden de proximidad al planeta.

Visibilidad desde la Tierra

Titán tiene una magnitud de entre +7,9 y +8,7 y alcanza una distancia angular de alrededor de 20 veces el radio de Saturno. Titán puede en general observarse con telescopios pequeños (con diámetro superior a unos 5 cm). En las mejores aproximaciones a la Tierra presenta un tamaño aparente de hasta 0,85 segundos de arco de diámetro, apareciendo como una diminuta mancha de color amarillo-anaranjado que sólo puede apreciarse como un pequeño "disco" aparente con telescopios a partir de 200 mm de diámetro utilizando más de 240 aumentos.

Características físicas

Estructura interna

Uno de los objetivos de la misión Cassini es estudiar la estructura interna de esta luna. La baja densidad que posee -1,9 gramos por centímetro cúbico- apunta a que es 50% roca y 50% hielo, con un núcleo rocoso de diámetro 3400 kilómetros rodeado por diversas capas de hielo, y finalmente posiblemente un océano subterráneo de agua y amoníaco disuelto en él que se halla a una profundidad de 100 kilómetros.

Es posible que Titán tenga también un océano subterráneo de hidrocarburos

Atmósfera

Imagen de Titán obtenida en infrarrojo por la misión Cassini/Huygens

Titán es la única luna conocida con una atmósfera densa. La primera persona que sugirió que Titán podia tener atmósfera fue el astónomo español José Comas y Solá por el efecto de oscurecimiento al borde. La presencia de una atmósfera significativa fue confirmada por Gerard P. Kuiper en 1944 a partir de espectros tomados desde telescopios en aviones a gran altitud. La sonda Voyager 1 demostró en 1981 que, de hecho, la atmósfera de Titán es más densa que la de la Tierra, con una presión en superficie de una vez y media la de nuestro planeta y con una capa nubosa opaca formada por aerosoles de hidrocarburos que oculta los rasgos de la superficie de Titán. La presión parcial del metano es del orden de 100 milibares. Ésa densa atmósfera es la responsable de que la iluminación existente en la superficie de Titán sea de 1/1000 de la existente en la superficie terrestre -aún así, la luminosidad existente es 350 veces superior a la existente en una noche de luna llena en la Tierra. De hecho, el equipo de la sonda Huygens comparó las fotografías de Titán a "fotografiar el asfalto de un parking en el crepúsculo"

La atmósfera está compuesta en un 94% de nitrógeno y es la única atmósfera rica en nitrógeno, en el sistema solar aparte de nuestro propio planeta, con rastros significativos de varios hidrocarburos que constituyen el resto (incluyendo metano, etano, diacetileno, metilacetileno, cianoacetileno, acetileno, propano, junto con anhídrido carbónico, monóxido de carbono, cianógeno, cianuro de hidrógeno, y helio). Se piensa que estos hidrocarburos se forman en la atmósfera superior de Titán en reacciones que son el resultado de la disociación del metano por la luz ultravioleta del Sol produciendo una bruma anaranjada y espesa.

La presión parcial del metano es del orden de 100 hPa y este gas cumple el papel del agua en la Tierra, formando nubes en su atmósfera. Estas nubes causan tormentas de metano líquido en Titán que descargan precipitaciones importantes de metano que llegan a la superficie produciendo, en total, unos 50 L/m² de precipitación anual.

Titán no tiene ningún campo magnético y su órbita alcanza el exterior de la magnetosfera de Saturno exponiéndose directamente al viento solar. Esto puede ionizar y elevar algunas moléculas a la cima de la atmósfera.

Las observaciones de la nave Cassini de la atmósfera hecha en 2004 sugieren que la atmósfera de Titán gira mucho más rápido que su superficie al igual que ocurre en Venus, un régimen dinámico de la atmósfera que no se comprende en ninguno de los dos casos,

Hay nubes en la atmósfera de Titán además de una espesa niebla que afecta a todo el planeta. Estas nubes están probablemente compuestas de metano, etano y otros compuestos orgánicos simples. Otros compuestos químicos más complejos en pequeñas cantidades deben ser responsables del color anaranjado que se aprecia desde el espacio.

Una investigación reciente apunta a que es posible que Titán albergue moléculas prebióticas. De acuerdo con ella, el agua líquida que aparece en Titán tras por ejemplo el impacto de un meteorito contra su superficie helada ó su criovulcanismo puede permanecer en éste estado durante cientos ó miles de años, tiempo más que suficiente para que las tolinas presentes en su atmósfera se hidrolicen (reaccionen con ella), y den lugar a moléculas orgánicas complejas.

En octubre de 2004 durante uno de los sobrevuelos de Titán por la nave Cassini se fotografiaron nubes altas y densas sobre el polo sur de Titán. Este tipo de formaciones nubosas son frecuentes en el polo sur de Titán tal y como revelan las observaciones con el telescopio Keck desde la Tierra. Aunque inicialmente se pensaba que tales nubes sólo podían estar formadas por la condensación del abundante metano atmosférico, las observaciones de mayor resolución han planteado algunos problemas a esta interpretación, por lo que varios estudios actuales sobre la atmósfera de Titán pretenden determinar la composición de las nubes, para decidir si nuestra idea de la atmósfera de Titán necesita ser revisada.

También han sido descubiertas nubes en el polo norte de esta luna. En el sobrevuelo de Titán del día 28 de diciembre de 2006, el instrumento VIMS de la sonda Cassini ha descubierto un gran sistema nuboso -de la mitad de superficie que Estados Unidos- que cubre completamente el polo norte. Los modelos de circulación atmosférica de Titán ya habían predicho la existencia de esta nube.

Investigaciones posteriores muestran la presencia de nubes que se forman y mueven cómo las terrestres, aunque bastante más lentamente y se ha predicho en base a las observaciones que el comienzo de otoño en Titán será "cálido y húmedo", según los patrones existentes allí

Interesantemente se había predicho que las nubes del sur desaparecerían en 2005; sin embargo, se ha comprobado que a finales de 2007 las nubes seguían estando presentes allí y además muy activas

Ahora (año 2009) es primavera en el hemisferio norte y otoño en el hemisferio sur, un ciclo estacional que dura 29,5 años.

Ciclo del metano

Titán es un mundo extraordinariamente abundante en compuestos orgánicos, sobre todo metano. Probablemente el contenido de hidrocarburos líquidos de ésta luna -en la forma de mares y lagos- es centenares de veces superior al de todas las reservas de petróleo y de gas natural de la Tierra juntas. Además, sus dunas ecuatoriales -de las que se habla más abajo- posiblemente contienen centenares de veces más materia orgánica que todas las reservas de carbón de la Tierra juntas.

El metano cumple el papel del agua en la Tierra, forma nubes en su atmósfera, cuando condensa sobre los aerosoles forma una lluvia de metano con partículas que llena los torrentes con un material negro que fluye. Pero ahora los cañones y los lagos en la zona dónde aterrizó la sonda Huygens están secos porque el metano al igual que el agua en la Tierra se infiltra bajo el suelo de Titán y deja en la superficie restos de materia orgánica cubriéndolo de una especie de alquitrán. En febrero de 2006 un grupo de científicos de las Universidades de Nantes, Francia y de la Universidad de Arizona, descifraron un poco más el ciclo del metano en la atmósfera, descubrieron que el agua congelada rica en metano formaría una capa sólida en la superficie de Titán, por encima de un océano de agua líquida mezclada con amonio. Explican los procesos por medio de cuales durante tres instantes en la historia de Titán el metano se sublimó a la atmósfera desde este reservorio superficial. En la atmósfera el metano tiene una vida breve por lo que es necesaria su reposición. El metano formaría nubes en la atmósfera, condensado sobre aerosoles formaría lluvia cuyos ríos serían responsables del moldeado del relieve de Titán y de hipotéticos lagos o mares. Es también responsable en parte de la opacidad de la atmósfera. Su futura desaparición de la atmósfera por no haber más procesos de sublimación provocaría un cambio drástico del régimen climático de Titán.

La compleja atmósfera de Titán en colores naturales

La compleja fotoquímica de la atmósfera superior podría convertir el etano en acetileno y etileno que combinados con el nitrógeno atmosférico podrían formar los bloques básicos para la aparición de aminoácidos.

Lluvias de metano

Imagen mostrando el desarrollo de nubes de metano y de una estructura superficial oscura y de bordes definidos sugerente de un lago de metano líquido.

El 27 de julio de 2006 investigadores españoles de la Universidad del País Vasco en Bilbao, Ricardo Hueso y Agustín Sánchez-Lavega, publicaron en la revista Nature un artículo estudiando la formación de tormentas de metano líquido en Titán. Según este estudio se producen cada cierto tiempo, cuando se dan las condiciones apropiadas de humedad y temperatura, "fuertes tormentas" que descargan precipitaciones importantes de metano. Los investigadores han formulado un modelo que demostraría que estas tormentas y las subsiguientes precipitaciones de metano serían las causantes de los cauces y estructuras fluviales de reciente formación detectadas por la sonda Cassini/Huygens.

El modelo publicado en Nature demuestra que puede haber tormentas y llover en la superficie. De este modo Titán y la Tierra serían los únicos lugares en el Sistema Solar en los que llueve sobre su superficie. Las simulaciones numéricas por ordenador han demostrado que las nubes rápidas y brillantes observadas en Titán pueden desencadenar lluvias de metano con gotas de este líquido de hasta 5 mm de radio. Según estos autores estas tormentas se desencadenan en cuestión de horas de forma similar a como lo hacen las tormentas terrestres. Las tormentas de metano, capaces de alcanzar en su desarrollo vertical los 35 kilómetros de altura, producirían en cuestión de horas densas nubes de metano y copiosas precipitaciones de gotitas líquidas de este compuesto, semejantes a las más intensas trombas de agua que se producen en las tormentas terrestres.

Una de tales tormentas -del tamaño de la India- ha sido detectada mediante el uso de observaciones con telescopios terrestres y el telescopio de infrarrojos Spitzer en la región tropical de Titán, una zona que en la que no se habían visto nubes. Tras su formación se desplazó en dirección sureste generando nuevos sistemas nubosos^.

En el mismo número de Nature se publica un estudio de Tetsuya Tokano de la Universidad de Colonia, Alemania, donde se estudia la lluvia de metano en forma de rocío sobre la superficie de Titán en la región de descenso de la sonda Huygens.

 Los datos de Huygens indican la presencia de una baja y apenas visible nube de metano-nitrógeno que libera gotas de lluvia que caen hacia la superficie de Titán todo el tiempo, produciendo, en total, unos 50 litros por m² de precipitación anual.

Una comparación de imágenes tomadas en 2004 y 2005 muestra cambios en lagos situados en el polo S de la Luna, los cuales han sido atribuidos a una tormenta de metano que ha llenado tales lagos, muy posiblemente causada por la actividad meteorológica existente allí

Superficie

Xanadu es la región blanca brillante cercana al ecuador del satélite y a la derecha de la zona oscura.

Tortola Facula, posible criovolcán en Titán observado por la sonda Cassini.

A pesar de las densas capas de niebla que rodean a Titán el instrumento VIMS a bordo de la misión Cassini/Huygens fue capaz de obtener esta imagen infrarroja de la superficie de la luna mostrando una superficie cubierta de diferentes materiales en el hemisferio sur. También se puede apreciar una región circular que podría ser un cráter en el norte. La brillante mancha blanca en el hemisferio sur cerca del polo podría ser una formación meteorológica en la nube de metano.

Hasta los reiterados pasos de la sonda Cassini los mapas de la superficie de Titán eran poco precisos debido a la opacidad de la atmósfera. Mediante las imágenes en 1994 del Telescopio Espacial Hubble se descubrió una región que se denominó extraoficialmente Xanadu, por la antigua capital de verano del imperio mongol, y de su señor Kublai Khan. Es un área grande del tamaño de Australia, e inicialmente no estaba claro el tipo de terreno que era y se pensó en que se trataba de mares de metano. Los lagos de hidrocarburo podrían haber sido perceptibles observando luz del sol que se refleja en la superficie de cualquier líquido, pero no se ha observado ninguna reflexión especular. Imágenes de la nave espacial Cassini revelaron que la región de Xanadu, poseía características geológicas similares a la Tierra, con colinas, valles y dunas de arena oscura, cortadas por cauces similares a los ríos de la Tierra. Xanadú, es una inmensa zona de Titán cuya altura es considerablemente más elevada que el promedio, se trata pues de un continente. En octubre de 2007 en imágenes tomadas con los telescopios VLT y Keck, se ha detectado metano líquido en la parte baja de la atmósfera de Titán y sobre el continente, se trata de lluvia de metano que según la nota de prensa  conjunta entre los observatorios de ESO y de los telescopios Keck, podría estar producida por una fenómeno análogo a la lluvia costera en la Tierra. La bruma ascendería por las laderas de las montañas al amanecer, se enfriaría, y se condensaría en forma de gotas de lluvia.

La presencia de lagos ha sido descubierta por la nave Cassini en julio de 2006 cerca del polo norte de Titán. Cassini ha tomado fotos de mayor resolución de estos rasgos, y también ha descubierto enigmáticos rasgos lineales que algunos científicos han sugerido pueden indicar actividad tectónica.

Durante el acercamiento a Titán del 26 de octubre de 2004, se observó una superficie lisa con pocos cráteres de impacto; hasta la fecha sólo se conocen unos pocos, los cuales incluyen un cráter de 440 kilómetros de diámetro y varios anillos conocido cómo Menrva, otro llamado Sinlap de suelo liso y 80 kilómetros de diámetro, otro con pico central y suelo oscuro llamado Ksa, que tiene 30 kilómetros de diámetro., y finalmente uno de de 112 kilómetros de diámetro con pico central pequeño, suelo llano, y de forma algo irregular aún sin nombre. Además, se han descubierto diversas estructuras crateriformes que quizás sean cráteres de impacto, pero que carecen de ciertos rasgos que faciliten su identificación de manera segura. Esto sugiere que la luna tiene una superficie activa que se renueva constantemente. Las primeras imágenes de radar han revelado un mundo complejo, con unas áreas rugosas y otras lisas. Hay rasgos que parecen de origen volcánico cómo por ejemplo Ganesa Macula, la cual fue estudiada con el radar de la sonda tanto durante ése sobrevuelo cómo en uno posterior acontecido durante el 13 de enero de 2007 y que es interpretada cómo un volcán que funcionaría a bajas temperaturas por lo que se ha denominado crio-volcán y que probablemente arroja agua mezclada con amoníaco, aunque otras interpretaciones cómo un cráter de impacto también han sido sugeridas.

 Otros rasgos que se sospechan de origen criovolcánico son una cuenca descubierta cerca del polo sur (aunque también se ha sugerido que puede ser un cráter de impacto degradado y lleno de materiales sedimentarios ó el producto de un colapso debido a metano existente bajo la superficie), que quizás haya estado llena de hidrocarburos líquidos, y Hotei Arcus, un rasgo brillante en el infrarrojo y quizás variable con el tiempo que muestra estructuras posiblemente causadas por el fluir de fluidos tan viscosos cómo la lava terrestre, así cómo canales seguramente excavados por lluvias de metano y la presencia de compuestos distintos a los que se hallan a su alrededor; se sospecha que ahora hay cierta actividad allí, lo cual de confirmarse convertiría a ésta estructura en el primer criovolcán activo descubierto en Titán

Recientes análisis de los datos enviados por Cassini -cómo la presencia de depósitos temporales de hielo de amoniaco (que se cree se halla en el interior de Titán) en la superficie - parecen dar un fuerte espaldarazo a la presencia de criovulcanismo, aunque no todos los científicos están de acuerdo con dichos análisis

Durante los diversos acercamientos a Titán de la sonda Cassini se han observado más detalles gracias sobre todo al uso de su radar.Destacan en particular formaciones lineales interpretadas cómo campos de dunas,lo que parecen ser cráteres de impacto,canales seguramente producidos por metano líquido similares a los vistos por la sonda Huygens en su descenso,y lo que parece ser una línea de costa en el hemisferio S de la luna.

Las temperaturas en la superficie de ésta luna son del orden de 90 K. y la presión cercana a 1.4 bar. En estas condiciones el metano estaría por debajo de su punto de saturación y no existirían lagos o ríos de metano. Otros hidrocarburos formados a partir del metano, como el etano sí podrían estar saturados y en estado líquido en la superficie constituyendo una analogía con el agua en la Tierra. Estos depósitos líquidos podrían contener importantes cantidades de metano disueltos.

Durante el sobrevuelo del día 25 de octubre de 2006, han sido descubiertas mediante el uso del instrumento VIMS las que son las montañas más altas de Titán hasta la fecha, con una longitud de 150 kilómetros, una anchura de 30 kilómetros, y una altura de 1,5 kilómetros. Éstas montañas parecen estar hechas de hielo cubierto por una especie de "nieve" de material orgánico. En ése mismo sobrevuelo, también ha sido descubierto lo que parece ser un nuevo criovolcán.

Dunas ecuatoriales

El 5 de mayo de 2006 se publicó en la revista Science que mediante observaciones de radar de la nave Cassini, se había descubierto que Titán tiene dunas de color marrón oscuro que se elevan unos 150 metros sobre la superficie y corren paralelas, una al lado de la otra, en el ecuador de Titán. Una de estas dunas tiene 1500 kilómetros de largo. Se extienden a lo largo de cientos de kilómetros en Titán. De acuerdo con las mediciones del instrumento VIMS, las dunas de Titán probablemente están compuestas de un núcleo central de hielo de agua rodeado por materia orgánica, estimándose que la "arena" formada por ésos granos es un poco más granulosa, pero menos densa que la terrestre o la marciana y que los granos tienen el tamaño de granos de café. Este trabajo se basó en las imágenes tomadas en el mes de octubre de 2005.

Se han encontrado dunas, aparte de la Tierra en Marte y Venus. Titán tiene una densa atmósfera, pero está tan alejado del Sol que los científicos dudaban de que la atmósfera tuviese la suficiente energía para desarrollar los vientos necesarios para erosionar y apilar la arena. La enorme gravedad de Saturno crea fuerzas mareas en la atmósfera de Titán, que si es comparada con la que ejerce la Tierra sobre la Luna, es 400 veces mayor. Los modelos de computadora revelan que estas mareas serían los responsables de los vientos cercanos a la superficie de Titán. Los tipos de dunas observadas con forma longitudinal o lineal son características de su formación por vientos.

Es posible que las mareas de viento acarreen sedimentos oscuros desde latitudes altas hacia el ecuador y formen así el cinturón oscuro de Titán. Se presume que estas dunas se forman cuando la lluvia de metano líquido erosiona partículas de rocas de hielo. Así pues la región ecuatorial del satélite no estaría formada por mares sino que sería una zona desértica, aunque en latitudes más altas podría haber lagos de metano; según se cree, la "arena" se forma mediante la fusión de partículas de materia orgánica del tamaño de partículas de humo que precipitan desde la atmósfera, y no por erosión cómo ocurre en la Tierra. Una prueba a favor de ésta teoría es que los granos parecen tener poca agua y bastante material orgánico.

Recientemente, la NASA ha hecho público un mapa en el que se muestra el patrón global de dichas dunas. De acuerdo con los resultados publicados, la dirección predominante de los vientos cerca de la superficie es hacia el este y no hacia el oeste cómo se pensó en un principio

Lagos de metano

Las observaciones continuadas por parte de la sonda Cassini han permitido explorar con menor grado de detalle áreas mucho mayores que la región sobre la que aterrizo Huygens. Algunas de las imágenes así obtenidas sugieren la presencia de lagos líquidos de metano en la superficie.

La sonda Cassini, utilizando su sistema de radares, captó el 21 de julio de 2006 dos "manchas oscuras", similares a los lagos terrestres, que constituyen una "poderosa evidencia" de que hay depósitos de hidrocarburos en el satélite. Las "manchas" miden 420 kilómetros por 150, y 475 por 150 y están en el polo norte de Titán, es decir, donde aún son más bajas las temperaturas, dado que el satélite tiene un ángulo de inclinación de su eje de 27 grados, lo que le hace tener —como la Tierra, donde el ángulo es de 23 grados— estaciones y zonas más frías.

La sonda Cassini, en su sobrevuelo de Titán del día 23 de septiembre de 2006, descubrió más posibles lagos cerca del polo norte. El primero se localiza a 74º Norte y 65º Oeste, y tiene un tamaño de 20 × 25 kilómetros. Muestra claramente las líneas de costa y se observan varias bahías estrechas y una península. En otra imagen se ven dos lagos comunicados de unos 60 × 40 kilómetros. Están localizados a 73º Norte y 46º Oeste, y uno de ellos tiene manchas más claras, lo que podría indicar que se está secando lentamente según se aproxima el verano al hemisferio norte.

En el sobrevuelo del día 9 de octubre de 2006 han sido descubiertos más de 75 posibles lagos en las proximidades del polo norte de Titán, entre 70ºN y 83ºN.

También han sido descubiertas estructuras similares —los primeros en un sobrevuelo acaecido el día 2 de octubre de 2007 —, así cómo estructuras causadas por el fluir de líquidos, en la región polar del hemisferio S. El hecho de que parezca haber menos de ellas en ésa zona que en su equivalente del hemisferio N, así cómo la presencia de lo que posiblemente son cuencas de lagos secos es consistente con la teoría de que dichas estructuras son lagos que se llenan durante el invierno y se secan durante el verano titaniano.

Con todo, el mayor de todos los posibles lagos conocido hasta la fecha ha sido descubierto durante un sobrevuelo acontecido el día 22 de febrero de 2007. Con una superficie de más de 100.000 km², es mayor que el Lago Superior en América del Norte y en proporción es mayor que el Mar Negro, lo cual ha llevado a los científicos ha considerarlo un mar más que un lago. Recientemente (3 de enero de 2007) la revista Nature publica el descubrimiento de que estos lagos son de metano líquido y se llenan bien por lluvia o por depósitos de metano líquido del subsuelo, siendo lo primero es bastante pausible al verse los barrancos que las alimentan.

 Éste descubrimiento ha sido confirmado en un sobrevuelo realizado en diciembre de 2007, en el cual se han detectado de manera inequívoca hidrocarburos líquidos en uno de tales posibles lagos (Ontario Lacus), el cual en concreto está situado en el polo S de Titán.

Otras pruebas de que dichas estructuras están llenas de líquido —probablemente metano— son la baja reflectividad en el radar, la cual indica profundidades de al menos decenas de metros así cómo la presencia de islas. , y que una comparación de imágenes tomadas por radar en diferentes sobrevuelos muestra cómo están desapareciendo lagos en el hemisferio S de Titán, algo interpretado cómo que se están evaporando

Exploración espacial de Titán

Las misiones espaciales Pioneer 11 en 1979 y Voyager 1 y Voyager 2 en 1980 y 1981 realizaron sobrevuelos del sistema de Saturno. El Voyager 1 se desvió y abandonó la eclíptica para hacer un sobrevuelo más cercano a Titán. Desgraciadamente el Voyager 1 no poseía ningún instrumento para penetrar la niebla de Titán. Muchos años después, un proceso digital de las imágenes tomadas por Voyager 1 con el filtro anaranjado reveló el rasgo oscuro conocido como Xanadu. El Voyager 2 sólo echó una mirada superficial a Titán, pues el equipo de vuelo tenía la opción de dirigir la nave espacial para una exploración en detalle de Titán o usar otra trayectoria que le permitiría visitar Urano y Neptuno. Dado la falta de rasgos de la superficie vista por Voyager 1, se adoptó la segunda opción.

En los últimos años las principales observaciones de Titán han sido realizadas por grandes telescopios terrestres equipados con óptica adaptativa como el telescopio Keck. La misión Cassini/Huygens, de las agencias NASA y ESA, que explora el sistema de Saturno se puso en órbita a Saturno el 1 de julio de 2004. La sonda Cassini sobrevoló Titán el 26 de octubre de 2004 y ha empezado el proceso de trazar la superficie de Titán con el radar.

Conclusiones tras el aterrizaje de la sonda Huygens

Imagen de la superficie de Titán tomada por la Huygens

El 14 de enero de 2005 la sonda Huygens aterrizó de manera satisfactoria sobre la superficie de Titán en una región conocida como Adiri, obteniendo imágenes durante su descenso y en la superficie. La panorámica durante el descenso muestra suaves colinas con canales de drenaje. Los canales parecen conducir a una región cercana, ancha plana y oscura. Parece incluso verse una zona de costa e incluso islas, y lo que parece ser un mar de metano, todo en un ambiente brumoso.

Los científicos de la ESA estiman que la sonda podría haber descendido sobre la región oscura. La imagen tomada tras el aterrizaje muestra una superficie plana cubierta por piedras en forma de guijarros redondeados. Los guijarros podrían estar formados en su mayoría de hielos de agua. No hay que olvidar que, en Titan, no existe agua líquida en su superficie, aunque si existe agua congelada; dicho hielo está presente en forma de rocas.

Una semana después del aterrizaje, Martín Tomasko de la Universidad de Arizona y responsable de las cámaras de la Huygens declaró: "Ahora disponemos de la clave para saber lo que moldea el paisaje de Titán. Las pruebas geológicas de precipitaciones, erosión, abrasión mecánica y actividad fluvial que han dado forma a Titán son muy parecidos a los que han moldeado la Tierra".

Para Jean Pierre Levreton: "La superficie de Titán sería parecida a un desierto en Arizona" donde el suelo sería de hielo sucio; las rocas que se aprecian en la fotografía serían hielos.

Las fotos muestran una compleja red de estrechos canales de drenaje que descienden desde las brillantes montañas hasta regiones más bajas llanas y oscuras. Hay lagos, costas e islas asombrosamente parecidos a la Tierra; e incluso llueve, no cuando aterrizó la nave, pero probablemente hacía poco que lo había hecho. Sin embargo la analogía acaba aquí. Titán es un mundo gobernado por sus bajas temperaturas de –179 °C con una atmósfera de nitrógeno y metano. Allí el metano cumple el papel del agua en la Tierra formando nubes en su atmósfera; cuando condensa sobre los aerosoles forma una lluvia de metano con partículas que llena los torrentes con un material negro que fluye. Pero ahora los cañones y los lagos están secos porque el metano, al igual que el agua en la Tierra, se infiltra bajo el suelo de Titán, dejando en la superficie restos de materia orgánica.

Sabemos que llueve metano porque la sonda iba provista de un sensor en forma de bastón, que fue lo primero que tocó tierra y que luego penetró en ella. Según John Zarnecki de la Open University, en un primer instante encontró fuerte resistencia, de lo que se deduce que sobre la superficie hay una costra con la consistencia de arcilla. Los sensores detectaron transferencia de calor y evaporación de metano. Una parte importante de los datos se perdió debido a un fallo de comunicación a través de uno de los dos canales de comunicaciones de los que disponía la sonda.

En marzo de 2007, la ESA, la NASA, y el COSPAR (international Commitee for Space Research) decidieron de común acuerdo nombrar el lugar de aterrizaje de la sonda Huygens cómo Hubert Curien Memorial Station, en memoria de Hubert Curien, un presidente de la Agencia Espacial Europea.

Titán en la cultura popular

Titán es escenario de grandes obras de la literatura de ciencia ficción: Titán de John Varley, Regreso a Titán, de Arthur C. Clarke, Ojos de ámbar, de Joan D. Vinge, Los anillos de Saturno, de Isaac Asimov, Las sirenas de Titán, de Kurt Vonnegut, etc.

También aparece brevemente en la película Star Trek (2009), dirigida por J.J. Abrams.

ENCELADO

Encélado es un satélite de Saturno, descubierto en 1789 por William Herschel. A pesar de su pequeño tamaño, tiene una gran variedad de características superficiales como, por ejemplo, superficies viejas y craterizadas, como también superficies jóvenes y muy lisas. Dada su posición en el anillo E, la joven apariencia de parte de su superficie y el descubrimiento reciente de una tenue atmósfera, es muy probable que esté geológicamente activo. Encélado se encuentra en una resonancia orbital 2:1 con Dione, situación similar al caso de Io y Europa, lo cual pudiera proveer la energía necesaria para calentar levemente este satélite, aunque la causa (o causas) del calentamiento de Encélado es actualmente un tema de investigación.

Nombre

El satélite se llama Encélado por el mitológico ser Encélado. También se lo denomina Saturno II. El nombre "Encélado" y los nombres de los siete satélites de Saturno conocidos en ese entonces fueron propuestos por John Herschel en 1847.

Encélado y Titán

CARACTERISTICAS FISICAS

Interior

Interior de Encélado

Se sabe relativamente poco sobre el interior de Encélado. Sin embargo, se ha podido averiguar algo cuando la nave Cassini/Huygens lo sobrevoló. Según los efectos que la gravedad de Encélado ha tenido en la trayectoria de la nave Cassini, el grupo de navegación determinó que posee una masa de 1,08 x 10²⁰ kg; combinando esta información con los datos sobre su tamaño se obtiene una densidad de 1,61 g/cm³, la cual es un poco más alta que la de los otros satélites medianos de Saturno.

No se sabe todavía si el interior de Encélado es diferenciado. Exámenes de los efectos gravitatorios en la trayectoria de Cassini en pasadas futuras pudieran ayudar a entender mejor su interior. Sin embargo, existen fisuras, llanuras y mesetas arrugadas que indican que el interior puede estar líquido, y por ende, diferenciado. Además, imágenes recientes del orbitador Cassini muestran características muy similares a las de luna, lo cual pudiera indicar que existe un océano bajo su superficie, sobre todo en la región polar sur -dónde se concentra el grueso de la actividad geológica-.

Superficie

Encélado en falso color, donde se pueden ver los diferentes tipos de superficie.

En agosto de 1981 la nave Voyager 2 pudo obtener imágenes con las cuales se podía estudiar la geología del satélite. La foto superior muestra la imagen de mejor resolución obtenida por la nave Voyager 2, donde se pueden apreciar diferentes tipos de superficies como regiones craterizadas, y regiones lisas y jóvenes. Dado de que existen pocos cráteres en la regiones lisas, se piensa que estas son más o menos jóvenes (menos de 100 millones de años). Esto sugiere que Encélado debe haber estado activo geológicamente muy recientemente, quizás con criovolcanismo u otro proceso que renueve su superficie. El hielo fresco que cubre su superficie hace que tenga el albedo más alto del Sistema Solar (0.99), lo que redunda en una baja temperatura promedio de -193°C.

Cráteres deformados.
las imágenes fueron tomadas por la sonda Cassini

Imagen de color falso en la cual se pueden apreciar características tectónicas y degradación de cráteres.

Samarkand Sulci, en Encélado.

La craterización a través de impactos es un proceso común en el Sistema Solar, y Encélado no es la excepción. Su superficie se halla cubierta de cráteres; sin embargo, la densidad de craterización no es uniforme. Algunas regiones prácticamente no poseen cráteres y otras se encuentran acribilladas. No obstante, la densidad de cráteres en las regiones más craterizadas es inferior a la de otros satélites helados del sistema saturniano, lo que revela la relativa juventud de su superficie. Observaciones recientes de la nave misión Cassini/Huygens han develado que los cráteres de Encélado en general son deformes, ya sea por procesos de relajación viscosa o a través de efectos tectónicos/fracturización. Dunyazad en la Figura 2c, es un ejemplo de un cráter en Encélado con piso levantado.

Voyager 2 encontró varios tipos de fracturas tectónicas en Encélado, verbigracia valles lineales y cinturones de surcos curvilíneos, parecidos a los de Ganímedes. Resultados recientes de Cassini indican que el tectonismo es el proceso de deformación principal en Encélado. Uno de los tipos de características tectónicas más interesantes son las fracturas, las cuales pueden tener hasta doscientos kilómetros de largo y unos 5-10 kilómetros de ancho, con una profundidad de un kilómetro. La Figura 2b muestra una fractura típica; otro ejemplo puede verse en la parte inferior de la Figura 2c. Se piensa que estas fracturas son relativamente jóvenes.

Otro ejemplo de tectonismo en Encélado es la zona con surcos descubierta por Voyager 2. Estas zonas son similares, aunque más complejas, que las que se encuentran en Ganímedes.

Ejemplos de surcos lineales se pueden observar en las Figuras 1 y 2d. Se han observado también crestas, aunque éstas no son tan extensas como las de Europa; se pueden ver varios ejemplos en la parte izquierda-inferior de la Figura 2b.

Las llanuras planas fueron descubiertas en imágenes de la nave Voyager 2. Estas generalmente tienen poco relieve y muy pocos cráteres, una indicación segura de juventud, quizás menos de unos pocos cientos de millones de años. Imágenes obtenidas por la sonda Cassini el 14 de julio de 2005 han revelado un nuevo tipo de llanura plana. Esta región rodea al polo sur de Encélado hasta la latitud 60^o sur y está cubierta de fracturas tectónicas y crestas. Esta región es muy joven, ya que no se ve cráter alguno. Inspecciones detenidas de imágenes de la sonda Cassini en esta región han revelado hielo azul y rocas del tamaño de casas, de entre 10-100 metros de diámetro.

Fuentes de Encélado; imagen obtenida por Cassini/Huygens

Se ha confirmado que Encélado es la principal fuente de partículas para el tenue anillo E de Saturno. Los científicos estiman que micrometeoroides chocan con la superficie expulsando partículas al espacio y formando una nube alrededor del satélite. Otras partículas con más energía escapan y orbitan Saturno formando así el anillo E.

Las "rayas de tigre" (en color falso) sobre el polo sur de Encélado. La línea de cuadrados indican la temperatura en Kelvin, según mediciones del intrumento espectrómetro-infrarojo-compuesto, a bordo de la nave Cassini; se puede observar cómo la temperatura es más alta sobre las rayas. Esta imagen fue tomada el 14 de julio de 2005.

Instrumentos a bordo de Cassini han encontrado evidencias de actividad geológica en Encélado. Existen sobre el polo sur unos surcos denominados "rayas de tigre (tiger stripes en inglés), los cuales sirven de rejillas de ventilación, y de las cuales se puede observar el escape de vapor y partículas finas de hielo (ver la Figura 4). La cristalización de estas partículas en un proceso que se puede usar como cronómetro: el hielo fresco es cristalino, y a través del tiempo este se convierte en hielo amorfo, un proceso que dura décadas. La conclusión es que las rayas de tigre tienen solo entre 10 y 1000 años de edad. Se ha detectado una atmósfera de vapor de agua que se concentra sobre la región del polo sur, un área con muy pocos cráteres. La composición de esta atmósfera es consistente con la emisión o evaporación de agua. Adicionalmente, el instrumento Composite InfraRed Spectromer (CIRS) descubrió en julio de 2005 que la región del polo sur es relativamente más tibia (15 grados por encima de la temperatura promedio) que el resto de Encélado. El hecho de que la región del polo sur de Encélado este geológicamente activa es uno de los grandes descubrimientos de la nave Cassini.

Atmósfera de Encélado

Instrumentos de la sonda Cassini han revelado la existencia de una atmósfera. Dado que las moléculas de la atmósfera de Encélado poseen una velocidad más alta que la de escape, se piensa que se escapa permanentemente al espacio y al mismo tiempo se restaura a través de la actividad geológica. Está compuesta mayoritariamente por agua (aproximadamente 65%). Las partículas que escapan de la atmósfera de Encélado son la principal fuente del anillo E que está en la órbita del satélite y tiene una anchura de 180.000 km.

Resultados recientes

Tras los encuentros de las sondas Voyager a principio de los años 1980, los científicos planetarios postularon que esta luna pudiese estar geológicamente activa, dado su alto albedo (indicando una superficie relativamente joven), y su ubicación en el centro del anillo E. Basándose en estos datos se pensaba que Encélado podía ser la fuente del material para el anillo E, quizás a través de un mecanismo de escape de vapor de agua desde su interior.

Recientemente los datos obtenidos a través de varios de los instrumentos a bordo de la sonda Cassini han confirmado esta hipótesis. La sonda Cassini ha encontrado también posibles reservas de agua líquida a poca profundidad que erupcionan como geisers en la superficie de Encélado. Este resultado, potencialmente muy importante, ha sido publicado en la revista Science, marzo de 2006. Imágenes de Cassini de alta resolución muestran chorros helados y altas "plumas" eyectando grandes cantidades de partículas a alta velocidad desde las formaciones denominadas Rayas de Tigre (ver Fig. 4), en el hemisferio sur de Encélado; típicamente, estas tienen 130 km de longitud, 2 km de ancho y 500 m de profundidad. Se han examinado varios modelos para explicar este proceso. La evidencia y los modelos muestran que los jets escapan de depósitos de agua líquida a poca profundidad de la superficie.

De hecho, la evidencia a favor de la existencia de un océano subterráneo en ésta luna es cada vez mayor, aunque una alternativa sugerida a tal océano pueden ser grandes cavernas de hielo llenas de agua; modelos recientes muestran que su actividad geológica es incompatible con estar controlada únicamente por las fuerzas de marea y que está mejor explicada asumiendo la existencia de tal característica geológica, lo que convierte a ésta pequeña luna en un objetivo ideal para la búsqueda de vida extraterrestre

Previamente se sabía que existía vulcanismo en tres lugares en el Sistema Solar: Io, la Tierra, Tritón y posiblemente Venus. Ahora debemos agregar Encélado, considerado ahora como uno de los lugares más interesantes del sistema solar por la presencia de agua líquida tan cerca de la superficie.

En mayo de 2006, Francis Nimmo y Robert Pappalardo (de la Universidad de California y de JPL en Pasadena, California respectivamente) publicaron un estudio en la revista científica Nature donde proponen una explicación de por qué la actividad geológica se encuentra en el polo sur de Encélado. De acuerdo a los autores de este trabajo, es posible que la región activa en el polo sur tuviese su origen en otra región del planeta. Dado que la parte activa contiene materiales más cálidos y de baja densidad que el resto de esta luna la fuerza centrífuga impulsaría el material más denso hacia el ecuador y el más ligero hacia los polos desplazando las bolsas de material ligero hacia las regiones polares.

Durante un sobrevuelo realizado por la sonda Cassini el 12 de marzo de 2008 se han descubierto sorprendentemente compuestos orgánicos en los chorros expulsados por las formaciones del polo S de Encélado.  En sobrevuelos posteriores acaecidos el 11 de agosto de 2008 y el 31 de octubre de ese año, Cassini ha tomado imágenes de muy alta resolución -hasta de 7 metros por pixel- de las Rayas de Tigre y se ha podido localizar con exactitud los lugares de dónde salen los geisers 

El escenario que emerge del análisis de los datos recogidos por la sonda Cassini es el de un mundo de cierta actividad geológica, sobre todo en su región sur, en la forma de una especie de (crio)tectónica de placas. Las "rayas de tigre" son lugares similares a las cordilleras existentes en el centro de los océanos terrestres, en las cuales el material que emerge del interior crea nueva corteza y, por otro lado, el material expulsado por los geiséres acaba por volver a caer y taponar sus fuentes para luego volver a aparecer en otro lado

Datos recientes enviados por Cassini muestran la presencia de sodio en el anillo más exterior de Saturno, que han sido interpretados cómo una nueva prueba de la presencia de un océano subterráneo (y de que tales chorros no son géiseres violentos sino chorros contenidos de emisión continua), ya que ése elemento no puede haber procedido de una sublimación del hielo. Sin embargo, investigaciones realizadas desde tierra no han detectado tal elemento, por lo que su presencia es controvertida.

Otro compuesto que ha sido detectado recientemente en tales chorros es amoniaco, lo que ha sido considerado una nueva evidencia de la presencia de agua líquida bajo la corteza

Exploración de Encélado

Antes del principio de los años ochenta, Encélado no se había visto nunca más que como un minúsculo punto blanco que estaba en órbita alrededor de Saturno. Los únicos datos conocidos eran las características de su órbita, y una estimación su masa, su densidad y su albedo.

Las primeras imágenes de Encélado de la era espacial fueron obtenidas por las dos sondas Voyager. Voyager 1 pasó muy lejos, pero Voyager 2 pasó cerca y obtuvo imágenes de alta resolución en agosto de 1981, revelando la joven superficie de este satélite.

El estudio detenido comenzó con la llegada de la misión Cassini/Huygens el 30 de junio de 2004, cuando se puso en órbita alrededor de Saturno. Dados los resultados obtenidos por Voyager 2 sobre esta enigmática luna, se considera un objetivo de alta prioridad para el estudio científico y se tienen planeados varios encuentros cercanos, los cuales están listados abajo:

Tormenta Dragón

Tormenta Dragón.

Se conoce con el nombre de Tormenta Dragón (término acuñado en septiembre de 2004 debido a su forma inusual) a una tormenta convectiva grande, brillante y compleja situada en el hemisferio meridional de Saturno. Esta tormenta parece datar de mucho tiempo atrás y periodicamente produce destellos que emiten espectaculares columnas blancas antes de amainar. La Tormenta Dragón también es una potente fuente de emisiones de radio.

SISTEMA DE ANILLOS

Vista panorámica de los anillos en color verdadero obtenida por la misión Cassini. Son claramente apreciables los diferentes anillos y las divisiones entre ellos.

La característica más notable de Saturno son sus anillos, que dejaron muy perplejos a los primeros observadores, incluido Galileo. Su telescopio no era tan potente como para revelar la verdadera naturaleza de lo que observaba y, por error de perspectiva, creyó que se trataba de dos cuerpos independientes que flanqueaban el planeta. Pocos años después, Saturno presentaba los anillos de perfil, y Galileo quedó muy sorprendido por la brusca desaparición de los dos hipotéticos compañeros del planeta. Por fin, la existencia del sistema de anillos fue determinada por Christiaan Huygens en 1659, con la ayuda de un telescopio más potente.

Los anillos de Saturno se extienden en el plano ecuatorial del planeta desde los 6630 km a los 120.700 km por encima del ecuador de Saturno y están compuestos de partículas con abundante agua helada. El tamaño de cada una de las partículas varía desde partículas microscópicas de polvo hasta rocas de unos pocos metros de tamaño. El elevado albedo de los anillos muestra que éstos son relativamente modernos en la historia del Sistema Solar. En un principio se creía que los anillos de Saturno eran inestables a lo largo de periodos de tiempo de decenas de millones de años, otro indicio de su origen reciente, pero los datos enviados por la sonda Cassini sugieren que son mucho más antiguos de lo que se pensaba en un principio . Los anillos de Saturno poseen una dinámica orbital muy compleja presentando ondas de densidad, e interacciones con los satélites de Saturno (especialmente con los denominados satélites pastores). Al estar en el interior del límite de Roche, los anillos no pueden evolucionar hacia la formación de un cuerpo mayor.

Imagen de los anillos de Saturno marcando los anillos principales.

Los anillos se distribuyen en zonas de mayor y menor densidad de material existiendo claras divisiones entre estas regiones. Los anillos principales son los llamados anillos A y B, separados entre sí por la división de Cassini. En la región interior al anillo B se distinguen otro anillo más tenue aunque extenso: C y otro anillo tenue y fino: D. En el exterior se puede distinguir un anillo delgado y débil denominado anillo F. El tenue anillo E se extiende desde Mimas hasta Rea y alcanza su mayor densidad a la distancia de Encelado, el cual se piensa lo provee de partículas, debido a las emisiones de unos géiseres que se encuentran en su polo sur.

Spokes en los anillos de Saturno observados por la sonda Voyager 2 en 1981.

Hasta los años 1980 la estructura de los anillos se explicaba por medio de las fuerzas gravitacionales ejercidas por los satélites cercanos. Las sondas Voyager encontraron sin embargo estructuras radiales oscuras en el anillo B llamadas cuñas radiales (en inglés: spokes) que no podían ser explicadas de esta manera ya que su rotación alrededor de los anillos no era consistente con la mecánica orbital. Se considera que estas estructuras oscuras interactúan con el campo magnético del planeta, ya que su rotación sobre los anillos seguía la misma velocidad que la magnetosfera de Saturno. Sin embargo el mecanismo preciso de su formación todavía se desconoce. Es posible que las cuñas aparezcan y desaparezcan estacionalmente.

El 17 de agosto de 2005 los instrumentos a bordo de la nave Cassini desvelaron que existe algo similar a una atmósfera alrededor del sistema de anillos, compuesta principalmente de oxígeno molecular. Los datos obtenidos han demostrado que la atmósfera en el sistema de anillos de Saturno es muy parecida a la de las lunas de Júpiter, Europa y Ganímedes.

El 19 de septiembre de 2006 la NASA anunció el descubrimiento de un nuevo anillo en Saturno, por la nave espacial Cassini durante una ocultación solar, cuando el Sol pasa directamente detrás de Saturno y Cassini viaja en la sombra dejada por Saturno con lo que los anillos tienen una iluminación brillante. Habitualmente una ocultación solar puede durar una hora pero el 17 de septiembre de 2006 duró 12 horas, siendo la más larga de la misión Cassini. La ocultación solar dio la oportunidad a Cassini de realizar un mapa de la presencia de partículas microscópicas que no son visibles normalmente, en el sistema de anillos.

El nuevo anillo, apenas perceptible, está entre el Anillo F y el Anillo G. Esta ubicación coincide con las órbitas de las lunas de Saturno Jano y Epimeteo, dos satélites coorbitales de Saturno cuyas distancias al centro de Saturno se diferencian menos que el tamaño de dichos satélites, por lo que describen una extraña danza que los lleva a intercambiar sus órbitas. Los investigadores de la NASA aseguraron que el impacto de meteoros en esas lunas ha hecho que otras partículas se unan al anillo.

Las cámaras a bordo de la nave Cassini captaron imágenes de un material helado que se extiende decenas de miles de kilómetros desde Encélado, otra confirmación de que la luna está lanzando material que podría formar el E. El satélite Encélado pudo ser visto a través del anillo E con sus chorros saliendo de su superficie semejando "dedos", dirigidos al anillo en cuestión. Estos chorros están compuestos de partículas heladas muy delgadas, que son expulsadas por los geiser del Polo Sur de Encelado y entran en el anillo E.

"Tanto el nuevo anillo como las estructuras inesperadas del E nos dan una importante pista de cómo las lunas pueden lanzar pequeñas partículas y esculpir sus propios ambientes locales", dijo Matt Hedman, un investigador asociado a la Universidad Cornell en Ithaca, Nueva York.

La nave también tomó una fotografía en color de la Tierra, a cerca de 1500 millones de kilómetros de distancia, en la que parece una esfera azul claro. En otra imagen, tomada en la misma fecha, puede apreciarse también la Luna. "Nada tiene tanto poder para alterar nuestra perspectiva de nosotros mismos y de nuestro sitio en el cosmos como esas imágenes de la Tierra que obtenemos de sitios tan lejanos como Saturno", dijo Carolyn Porco, responsable del equipo que opera las cámaras de la sonda Cassini en el Instituto de Ciencia Espacial de Boulder, en Colorado.

Las imágenes pueden verse en internet en http://www.nasa.gov/cassini; en http://saturn.jpl.nasa.gov o en http://ciclops.org.

La NASA también ha anunciado el 24 de octubre de 2007 el descubrimiento de un cinturón de microlunas en el borde exterior del anillo A y cuyo tamaño varía desde el de un camión pequeño al de un estadio, probablemente causado por la destrucción de una luna pequeña

En octubre de 2009 el telescopio espacial Spitzer descubre un nuevo y enorme anillo alrededor de Saturno, mucho más grande de los que le rodean. Después de muchos siglos, éste había pasado desapercibido hasta ahora, porque está tan enrarecido que resulta casi invisible. Podríamos llamarlo a priori; un "superanillo". Este nuevo cinturón se despliega en el confín del sistema saturniano. Su masa comienza a unos seis millones de kilómetros del planeta y se extiende hasta alcanzar 13 millones de kilómetros de diámetro. Una de las más lejanas lunas de Saturno, Febe, orbita dentro del nuevo anillo, y probablemente sea la fuente de su composición.

Anillos de Saturno

Los anillos de Saturno se observaron por primera vez en julio de 1610. Le cupo tal mérito a Galileo Galilei. En parte porque las imágenes que daba el recién inventado telescopio, eran de mala calidad;para aquel entonces, y en parte porque hacía sólo unos meses que había descubierto los cuatro mayores satélites de Júpiter, pensó inicialmente que las estructuras borrosas, parecidas a orejas, que había visto, eran dos satélites próximos a Saturno. Pronto cambió de opinión. Aquellos "extraños apéndices" no variaban su posición respecto a Saturno de una noche a la siguiente y, además, desaparecieron en 1612. Sucedió que los anillos habían quedado orientados con su plano según la visual desde la Tierra en 1612 y con ello se habían hecho muy débiles. La geometría de los apéndices dejó perplejos a los astrónomos, hasta el punto de llegarse a proponer que se trataba de asas unidas a Saturno o que constaban de varios satélites en órbita solamente alrededor de la parte posterior de Saturno, por lo que nunca arrojaban sombra sobre el planeta.

Finalmente, en 1655, Christiaan Huygens sugirió que los apéndices eran el signo visible de un disco de materia delgado y plano, separado del planeta y dispuesto en el plano ecuatorial de éste. Dependiendo de cuáles fueran las posiciones de Saturno y de la Tierra en sus respectivas órbitas alrededor del Sol, la inclinación del disco respecto a la Tierra variaría; de ahí que su apariencia variase también desde la de una delgada línea hasta la de una ancha elipse. El ciclo de los anillos al igual que la órbita del planeta Saturno duraba 30 años.

Durante los dos siglos siguientes se supuso que el disco era una capa continua de materia. La primera objeción contra la hipótesis no tardaría, sin embargo, en plantearse. En 1675, Giovanni Cassini halló una oscura banda (la división que lleva su nombre) que separaba el disco en dos anillos concéntricos.

A finales del siglo XVIII, Pierre-Simon Laplace mostró que bastarían las fuerzas combinadas de la gravedad en el planeta Saturno y la rotación del disco para desgarrar una capa única de materia. En principio, cualquier partícula del disco mantiene su distancia radial desde Saturno porque hay dos fuerzas que se equilibran. La gravedad tira de la partícula hacia dentro; la fuerza centrífuga la empuja hacia fuera. La fuerza centrífuga procede de la velocidad de rotación; de aquí que el disco haya de estar girando. Ahora bien, en el caso de un disco en rotación rígida, las fuerzas se equilibran solamente para una cierta distancia radial. Por ello, Laplace propuso la hipótesis de que los anillos de Saturno estaban formados por muchos anillos delgados, lo suficiente cada uno de ellos para soportar el ligero desequilibrio de fuerzas que aparecería a lo largo de su anchura radial.

El último paso hacia la visión moderna de los anillos se dio en 1857, cuando James Clerk Maxwell ganó el Premio Adams de la Universidad de Cambridge por su demostración matemática de que los anillos delgados estaban formados en realidad por numerosas masas pequeñas que mantenían órbitas independientes. La comprobación experimental de esta hipótesis llegó en 1895, cuando los astrónomos estadounidenses James E. Keeler y William W. Campbell dedujeron la velocidad de las partículas en los anillos a partir de su desplazamiento Doppler, o modificación de la longitud de onda de las líneas espectrales de la luz del Sol que las partículas reflejan hacia la Tierra. Encontraron que los anillos giraban alrededor de Saturno a una velocidad distinta de la de la atmósfera del planeta. Además, las partes internas de los anillos giraban a mayor velocidad que las externas, según prescribían las leyes de la física para partículas en órbitas independientes.

CARACTERISTICAS DE LOS ANILLOS

El cuerpo principal del sistema de anillos de Saturno incluye los brillantes anillos A y B, de escasa opacidad. Media entre uno y otro una franja de 5.000 kilómetros: la División de Cassini, región relativamente transparente, aunque no vacía en absoluto. El cuerpo principal del sistema de Saturno comprende también el anillo C, más débil y menos opaco, que queda dentro del borde interior del anillo B. Tiene un grado de opacidad comparable al de la División de Cassini. El todavía más débil anillo D queda dentro del anillo C. Antes de que los Voyager pasaran por la proximidad de Saturno se había reconocido ya la configuración estructural en los anillos del planeta A, B, C y D, observables desde la Tierra, así como las Divisiones de Cassini y de Encke. Tomados en su conjunto, los principales anillos de Saturno (A, B y C) miden unos 275.000 kilómetros de anchura anular, lo que representa tres cuartas partes de la distancia que separa la Tierra de la Luna. El anillo A está dividido en dos partes por la División de Encke.

Las fotografías de los anillos con alta resolución, tomadas por los vehículos espaciales Voyager y Cassini aportaron muchas novedades:

·         Tres anillos muy pálidos, E, F y G, que quedan fuera del anillo A. En septiembre de 2006 se descubrió otro anillo entre el F y G.

·         Aparecieron estrechas regiones anulares de diferente brillo y opacidad, como los surcos del disco de un gramófono.

·         Se hallaron, además, desviaciones respecto a la forma circular.

·         Aparecen nudos, trenzados y torcimientos en el anillo F.

·         El anillo A presenta un brillo uniforme frente al anillo B que presenta variaciones a lo largo de sus distancias radiales.

·         En la parte exterior del anillo A existe un auténtico cinturón de "microlunas", cuyo tamaño oscila desde el de un camión pequeño al de un estadio

·         En el anillo B había unas perturbaciones orientadas radialmente, en forma de cuña.

·         Grupos de bandas causadas por resonancia de satélites.

·         Satélites pastores produciendo huecos en los anillos o fijando sus bordes.

La parte del anillo exterior a la División de Encke muestra un débil grupo de bandas. Las bandas están más apretadas hacia la órbita del satélite Prometeo, que se descubrió en las imágenes tomadas por el Voyager 1. Se cree que las bandas se producen por resonancias en el anillo debidas a los efectos gravitatorios del satélite. El borde del anillo A lo mantiene el satélite pastor Atlas.

Además, los satélites Prometeo y Pandora, son los satélites pastores interior y exterior respectivamente que dan forma al anillo F de Saturno que tiene 80 km de anchura.

La mayoría de los huecos en los anillos de Saturno están causados por la presencia de satélites pastores. Mimas, por ejemplo, es responsable de la existencia del mayor de ellos, la División de Cassini.

En comparación, el espesor de los anillos de Saturno resulta despreciable. El límite superior de su extensión vertical se ha estimado en alrededor de un kilómetro. En relación con su anchura, los anillos son miles de veces más delgados que una hoja de afeitar.

COMPOSICION DE LOS ANILLOS

La capacidad de los anillos para reflejar o absorber luz de diferentes longitudes de onda permite deducir información sobre la composición de las partículas de los Anillos de Saturno. Por ejemplo, los anillos A, B y C son malos reflectores de la luz del Sol para ciertas longitudes de onda del infrarrojo próximo. Por tratarse de una propiedad característica del hielo, cabe presumir que el hielo es un constituyente importante de las partículas que forman esos anillos. Pero es un hielo de color blanco, lo que significa que es más o menos igualmente reflector para todas las longitudes de onda en el visible. Por el contrario, las partículas de los anillos A, B y C son menos reflectores en luz azul que en luz roja. Quizás hay alguna sustancia adicional presente en pequeñas cantidades; polvo tal vez, que portara óxido de hierro como fuente del color rojizo. También se ha propuesto la hipótesis de que ciertos compuestos generados por la radiación ultravioleta del Sol fueran los responsables del color rojizo.

En 1973, se exploraron los anillos de Saturno con ondas de radar (de longitud de onda del orden de centímetros) cuya reflexión detectaron con la antena de 64 metros de la Red de Espacio Profundo en Goldstone, California. La alta reflectividad de los anillos A y B implicaba que la mayoría de las partículas de esos dos anillos eran al menos de un tamaño comparable a la longitud de onda del radar, es decir, del orden de centímetros. Si las partículas hubieran sido menores que las longitudes de onda del radar, habrían resultado transparentes a las ondas de éste. Si hubieran sido mucho mayores, se habría apreciado la emisión de radiación térmica. El bajo nivel de tal radiación limita su tamaño a no más de algunos metros.

Los datos de los vehículos espaciales Voyager han confirmado estos descubrimientos. En un tipo de experimento se enviaron radio-ondas desde el vehículo espacial a la Tierra, a través de los anillos, y se midió la potencia difundida por las partículas de los anillos para varios ángulos de desviación respecto al trayecto inicial de las ondas.

Así como la difusión de las ondas de radar por las partículas en los anillos hace posible detectar partículas del orden del tamaño de la longitud de onda del radar, la difusión de la luz solar permite detectar partículas del tamaño de una longitud de onda de la luz visible. El intenso incremento de brillo de un segmento del anillo, cuando se contempla bajo un ángulo para el que la difusión hacia delante es pequeña, implica que, en ese segmento, abundan las partículas de un micrómetro de magnitud.

Observación que sólo puede acometerse cuando Saturno queda entre el Sol y el astrofísico. Esta condición no se puede cumplir para observaciones verificadas desde la Tierra, pero sí a bordo de un vehículo espacial. Así, los estudios de los datos de los Voyager señalan que las partículas de tamaños del orden de un micrómetro constituyen una proporción grande de las partículas en el anillo F, una proporción apreciable en muchas partes del anillo B y una proporción menor en la parte externa del anillo A. Por otra parte, el anillo C y la división de Cassini no presentan rastros de tales partículas pequeñas.

La difusión de la luz o de alguna otra forma de radiación electromagnética por las partículas de un anillo permite deducir el tamaño de las partículas que abundan en el anillo:

·         Difusión de luz de una partícula de tamaño 1/10 de la longitud de onda de la radiación incidente: difunde la luz casi por igual en todas las direcciones.

·         Difusión de luz de una partícula de tamaño del orden de la longitud de onda de la radiación incidente: difunde la luz hacia delante.

·         Difusión de luz de una partícula de tamaño mayor que la longitud de onda de la radiación incidente: difunde la luz en todos los ángulos, predominando hacia delante.

CUÑAS RADIALES EN EL ANILLO  B

En la parte central y más opaca del anillo B aparecen unas perturbaciones orientadas radialmente, en forma de cuña. Cada una de las cuales puede verse a lo largo de una fracción importante de las 10 horas que una partícula del anillo B invierte en realizar una revolución orbital. Mientras tanto, nuevas cuñas radiales están surgiendo esporádicamente en otras zonas del anillo. Comparadas con su entorno, las cuñas radiales aparecen brillantes en luz difundida hacia delante y oscuras en luz difundida hacia atrás. De ahí que las partículas de tamaños del orden de un micrómetro abunden en las cuñas radiales.

Cada parte de una cuña radial gira alrededor de Saturno a la misma velocidad que lo hacen las partículas del anillo a su distancia radial. Las porciones interiores se mueven más aprisa; así, una cuña radial se va inclinando con el tiempo y llega a desaparecer. El extremo más estrecho (el "pincho") de cada cuña radial parece coincidir aproximadamente con la distancia desde Saturno a la cual el período de una partícula en órbita iguala al período de rotación del planeta Saturno. El campo magnético en Saturno está encerrado dentro del planeta; gira, por tanto, con él. De aquí que las fuerzas electromagnéticas sean parcialmente responsables de que existan cuñas radiales. A este respecto puede hacerse notar que se observaron brotes de estática de banda ancha. Los brotes parecen haberse originado en fuentes del anillo B, cerca de regiones donde la actividad de las cuñas era intensa.

La observación de que la difusión de la luz en las partículas de las cuñas radiales del anillo B de Saturno ocurre predominantemente hacia delante permite deducir que las cuñas son concentraciones locales y transitorias de partículas del anillo, de un micrómetro de tamaño.

LISTA DE LOS NILLOS Y DIVISIONES MAS IMPORTANTES

ANILLO EXTERIOR

Mediante observaciones realizadas con el telescopio de infrarrojos Spitzer se ha podido determinar la existencia de un anillo mucho más exterior y débil que los antes mencionados, extendiéndose de manera asimétrica en un radio entre 6 millones de kilómetros y 12 millones de kilómetros, inclinado 27 grados respecto al ecuador de Saturno, y cuya fuente puede ser la luna Febe

MAGNETOSFERA

Fenómenos de tipo aurora producidos en la atmósfera superior de Saturno y observados por el HST.

El campo magnético de Saturno es mucho más débil que el de Júpiter, y su magnetosfera es una tercera parte de la de Júpiter. La magnetosfera de Saturno consta de un conjunto de cinturones de radiación toroidales en los que están atrapados electrones y núcleos atómicos. Los cinturones se extienden unos 2 millones de kilómetros desde el centro de Saturno, e incluso más, en dirección contraria al Sol, aunque el tamaño de la magnetosfera varía dependiendo de la intensidad del viento solar (el flujo desde el Sol de las partículas cargadas). El viento solar y los satélites y anillos de Saturno suministran las partículas que están atrapadas en los cinturones de radiación. El periodo de rotación de 10 horas, 39 minutos y 25 segundos del interior de Saturno fue medido por el Voyager 1 mientras atravesaba la magnetosfera, que gira de forma sincrónica con el interior de Saturno. La magnetosfera interactúa con la ionosfera, la capa superior de la atmósfera de Saturno, causando emisiones aurorales de radiación ultravioleta; recientes estudios muestran que en el polo norte del planeta existe en vez de un anillo de varias auroras menores cómo en Júpiter ó la Tierra una única gran aurora de forma anillada.

Rodeando la órbita de Titán, y extendiéndose hasta la órbita de Rea, se encuentra una enorme nube toroidal de átomos de hidrógeno neutro. Un disco de plasma, compuesto de hidrógeno y posiblemente de iones oxígeno, se extiende desde fuera de la órbita de Tetis hasta casi la de Titán. El plasma gira en sincronía casi perfecta con el campo magnético de Saturno.

EXPLORACION ESPACIAL DE SATURNO

Visto desde la Tierra, Saturno aparece como un objeto amarillento, uno de los más brillantes en el cielo nocturno. Observado a través de un telescopio, los anillos A y B se ven fácilmente, mientras que los D y E sólo se ven en condiciones atmosféricas óptimas. Con telescopios de gran sensibilidad situados en la Tierra se distinguen, en la niebla de la envoltura gaseosa de Saturno, pálidos cinturones y estructuras de bandas paralelas al ecuador.

Tres naves espaciales estadounidenses incrementaron enormemente el conocimiento del sistema de Saturno: la sonda Pioneer 11 y las Voyager 1 y 2, que sobrevolaron el planeta en septiembre de 1979, noviembre de 1980 y agosto de 1981, respectivamente. Estas naves espaciales llevaban cámaras e instrumentos para analizar las intensidades y polarizaciones de la radiación en las regiones visible, ultravioleta, infrarroja y de radio del espectro electromagnético. También estaban equipadas con instrumentos para el estudio de los campos magnéticos y para la detección de partículas cargadas y granos de polvo interplanetario.

En octubre de 1997 fue lanzada la nave Cassini, con destino a Saturno, que incluía también la sonda Huygens para explorar Titán, la mayor y más interesante de las lunas del planeta. Se trata del último proyecto de gran presupuesto de la NASA, en colaboración con la Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Italiana. Tras un viaje de casi siete años, está previsto que la Cassini recoja datos sobre Saturno y sus satélites durante otros cuatro años. En octubre de 2002 la nave obtuvo su primera fotografía del planeta, tomada a una distancia de 285 millones de kilómetros, y en la que aparece también Titán. En junio de 2004 la Cassini sobrevoló Febe, otro satélite de Saturno (el más alejado), obteniendo imágenes espectaculares de su superficie, llena de cráteres. En julio del mismo año, la nave entró en órbita de Saturno. En enero de 2005 la sonda Huygens atravesó la atmósfera de Titán y alcanzó su superficie, enviando a la Tierra datos e imágenes de gran interés del satélite.

Cassini-Huygens

Cassini-Huygens es un proyecto conjunto de la NASA, la ESA y la ASI. Se trata de una misión espacial no tripulada cuyo objetivo es estudiar el planeta Saturno y sus satélites naturales, comúnmente llamados lunas. La nave espacial consta de dos elementos principales: la nave Cassini y la sonda Huygens. El lanzamiento tuvo lugar el 15 de octubre de 1997 y entró en la órbita el 1 de julio de 2004. El 25 de diciembre de 2004 la sonda se separó de la nave aproximadamente a las 02:00 UTC. La sonda alcanzó la mayor luna de Saturno, Titán, el 14 de enero de 2005, momento en el que descendió a su superficie para recoger información científica. Se trata de la primera nave que orbita Saturno y el cuarto artefacto espacial humano que lo visita.

Lanzamiento de la misión Cassini-Huygens.

Los principales objetivos de la nave Cassini son:

1.    Determinar la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de los anillos de Saturno

2.    Determinar la composición de la superficie de los satélites y la historia geológica de cada objeto

3.    Determinar la naturaleza y el origen del material oscuro de la superficie de Jápeto

4.    Medir la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de la magnetosfera

5.    Estudiar el comportamiento dinámico de la atmósfera de Saturno

6.    Estudiar la variabilidad atmosférica de Titán

7.    Realizar la cartografía detallada de la superficie de Titán

La nave Cassini-Huygens despegó el 15 de octubre de 1997 de la estación de Cabo Cañaveral por medio de un cohete Titan IV/B de dos etapas.

La misión se compone de la nave Cassini y de la sonda Huygens. Está previsto que el orbitador Cassini sobrevuele Saturno y sus lunas durante 4 años, y que la sonda Huygens penetre en la atmósfera de Titán y aterrice en su superficie. La misión Cassini-Huygens es fruto de la colaboración entre tres agencias espaciales. Diecisiete países han contribuido a su desarrollo. El orbitador Cassini fue construido por la NASA/JPL. La sonda Huygens la realizó la ESA, mientras que la Agencia Espacial Italiana se encargó de proporcionar la antena de comunicación de alta ganancia de la Cassini.

El coste total de la misión es de aproximadamente 3.200 millones de dólares, de los cuales EEUU aportó 2.600 millones, la Agencia Espacial Europea 500 millones y la Agencia Espacial Italiana 160 millones.

DESCUBRIMIENTOS

Júpiter

El 30 de diciembre de 2000 Cassini llegó al punto en que estaría más próxima a Júpiter. La nave obtuvo 26 mil imágenes y aportó información de ondas, movimientos de nubes y anillos del gigantesco planeta. Los resultados de la investigación se darían en marzo de 2003.

Teoría de la Relatividad

La Teoría de la Relatividad de Albert Einstein fue ratificada en 2003 por los científicos que estudiaron fotografías y otra información de la sonda Cassini.

Lunas

Tras descubrir los primeros días de junio de 2004 dos nuevos satélites de Saturno: Metone y Palene, Cassini sobrevoló la luna Febe el día 11 del mismo mes. Phoebe orbita Saturno en dirección contraria al resto de satélites. Parece ser que la luna podría contener cantidades de agua bajo la superficie.

Imágenes de los anillos y Titán

Tras penetrar en la influencia de Saturno, la sonda obtuvo las primeras imágenes de los anillos del planeta y de su luna más grande, Titán.

Orbita a Saturno

El 28 de junio de 2004 la sonda comenzó a investigar la rotación el planeta y el 1 de julio de ese mismo año se convirtió en el primer vehículo en orbitar el lejano mundo y acercarse a sus anillos (más adelante se descubriría un nuevo anillo).

Vuelos sobre Titán y fotografías de Mimas

El 2 de julio de 2004 Cassini se encontró con Titán y obtuvo más imágenes que servirían para demostrar la existencia de metano en el satélite. En Agosto obtuvo fotografías de otro satélite Mimas. En Octubre de ese año comenzarían las 45 pasadas sobre Titán que aportarían imágenes sobre la superficie del satélite.

Desprendimiento de Huygens

Cassini se desprendió de la sonda Huygens y ésta entró en la atmósfera de Titán el 14 de enero de 2005.

Encélado

Durante estas primeras pasadas de 2005 se detectó al encontrarse Cassini con la luna Encélado que esta tenía un débil campo electromagnético y una significativa atmósfera.

Los anillos

El 1 de mayo de 2005 Cassini detectó una nueva luna entre los anillos que por ese periodo comenzó a investigar exhaustivamente, volando tras ellos y detectando en éstos iones de oxígeno (una sorpresa). La luna genera ondas como efecto gravitacional en los anillos.

Superficie de Encélado

Tras descubrir en el último periodo de 2005 actividad volcánica (que sólo tiene Ío, la Tierra y quizá Tritón) Cassini hizo un nuevo descubrimiento en marzo de 2006. En Encélado hay grandes cantidades de agua (posiblemente helada) que es expulsada a la atmósfera de forma parecida a un géiser.

Diseño de la nave

La nave Cassini, incluido el orbitador y la sonda Huygens es la mayor y más compleja nave interplanetaria construida hasta la fecha. Solo el orbitador tiene un peso de 2150 kilos. Cuando la sonda Huygens, de 350 kilos, el adaptador al vehículo de lanzamiento, y los 3132 kilos de carburante estén cargados, el conjunto tendrá un peso de 5600 kilos. Únicamente las dos naves del proyecto Phobos enviadas a Marte por la Unión Soviética eran más pesadas. La nave Cassini mide más de 6,8 metros, y tiene un diámetro de más de 4 metros. La complejidad del proyecto viene dada por su larga trayectoria hasta Saturno y por el ambicioso programa de experimentos científicos programados para cuando la nave llegue a su destino. Contiene 1.630 circuitos interconectados, 22.000 conexiones por cable, y más de 14 kilómetros de cableado.

Cuando la nave Cassini llegue a Saturno, estará a una distancia de entre 8,2 y 10,2 unidades astronómicas de la Tierra. Por esta razón, las señales que nos envíe o que se le manden desde la Tierra tardarán entre 68 y 84 minutos en alcanzar su destino. En la práctica, esto significa que los controladores en tierra no podrán operar en tiempo real con la nave, ya sea para operaciones cotidianas o en caso de una avería inesperada.

Instrumentación

La instrumentación de la Cassini consiste en: un RADAR, una cámara CCD, un espectrómetro de luz visible e infrarroja, un espectrómetro compuesto infrarrojo, un analizador de polvo cósmico, un experimento de ondas de radio y plasma, un espectrómetro de plasma, un espectrógrafo ultravioleta, un analizador de imágenes magnetosféricas, un magnetómetro, un espectrómetro de masa. A esto hay que añadir una serie de antenas, unas para comunicaciones con la Tierra y otras para realizar mediciones científicas.

Cassini Plasma Spectrometer (CAPS)

Este instrumento mide la energía y carga eléctrica de partículas como electrones y protones que pueda encontrar. El espectrómetro medirá las moléculas que se originan en la ionosfera de Saturno y determinará la configuración de su campo magnético. También analizará el plasma de estas áreas así como el viento solar en la magnetosfera de Saturno.

Cosmic Dust Analyzer (CDA)

El analizador de polvo cósmico determina el tamaño, velocidad y dirección de partículas de polvo cerca de Saturno. Algunas de ellas orbitan Saturno, mientras que otras podrían proceder de otros sistemas solares.

Composite Infrared Spectrometer (CIRS)

Este espectrómetro mide la luz infrarroja procedente de un objeto (como la atmósfera o la superficie de un planeta) para conocer mejor su temperatura y composición. Este instrumento creará un mapa tridimensional de Saturno para determinar las diferencias de temperatura y presión en diferentes altitudes, entre otras cosas.

Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS)

Es el encargado de medir las partículas con carga ( protones e iones pesados) y partículas neutras (como los átomos) cercanas a Saturno y Titán para conocer mejor sus atmósferas.

Imaging Science Subsystem (ISS)

El llamado Subsistema de Imágenes es el que se encarga de capturar imágenes en el espectro de luz visible, y mediante el uso de filtros también en el ultravioleta y en el infrarrojo. Incorpora dos cámaras: una de gran campo y otra de campo estrecho, ambas de tipo CCD y con una matriz cuadrada de 1.024*1.024 píxeles.

Dual Technique Magnetometer (MAG)

Este magnetómetro mide la intensidad y la dirección del campo magnético de Saturno. Este campo magnético está generado en parte por el núcleo extremadamente caliente de Saturno, y medirlo nos permitirá saber más sobre sus características.

Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI)

Este instrumento proporcionará imágenes y otros datos sobre las partículas atrapadas en el gigantesco campo magnético de Saturno.

Radio Detection and Ranging Instrument (RADAR)

Este radar nos permitirá crear mapas de la superficie de Titán y de sus elevaciones y depresiones (montañas, cañones) mediante el uso de ondas de radio, que pueden atravesar la densa atmósfera de Titán. Además, captará las señales de radio que procedan de Saturno o sus lunas.

Radio and Plasma Wave Science instrument (RPWS)

Además de las ondas de radio, este instrumento medirá los campos magnético y eléctrico del medio interplanetario y en las magnetosferas de los planetas. También determinarán la densidad de electrones y la temperatura en Titán y en algunas regiones de Saturno.

Radio Science Subsystem (RSS)

Básicamente utiliza los radiotelescopios situados en la Tierra para observar cómo cambian las señales emitidas por la nave al atravesar objetos como la atmósfera de Titán, los anillos de Saturno, o incluso desde detrás del Sol.

Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)

El espectrógrafo ultravioleta es un instrumento que captura imágenes de la luz ultravioleta que refleja un objeto, como las nubes de Saturno o sus anillos, y servirá para aprender más sobre su estructura y composición.

Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)

Compuesto por dos cámaras, este instrumento capta con una de ellas la luz visible, y con la otra la luz infrarroja. De este modo se pueden recoger detalles nuevos sobre la superficie de Saturno y sus satélites: su composición, la de sus atmósferas y anillos.

La polémica sobre el uso de energía nuclear

Debido a la gran distancia entre Saturno y el Sol, los paneles solares se mostraron insuficientes para proveer de electricidad a la nave al llegar a su destino. Para conseguirlo deberían haber sido demasiado grandes y pesados. Así, Cassini se alimenta de tres RTG (generadores termoeléctricos de radioisótopos), que generan electricidad a partir de la descomposición natural del plutonio. Al final de su periodo de servicio (once años) aún serán capaces de generar 628 vatios de energía. Esto ha generado las protestas de grupos de defensa del medio ambiente, algunos físicos (el más notable M. Kaku) e incluso antiguos miembros de la NASA, a pesar de las afirmaciones por parte de la Agencia Espacial Norteamericana de que el riesgo de accidente nuclear era muy bajo.

La sonda Huygens

La sonda Huygens, fabricada por la Agencia Espacial Europea y llamada así por el astrónomo holandés del siglo XVII Christiaan Huygens, estaba preparada para analizar la atmósfera y superficie de Titán, la mayor de las lunas de Saturno, atravesando la atmósfera de Titán y descendiendo en paracaídas sobre su superficie, donde depositó un laboratorio científico que se encargará de realizar diversos análisis y de mandar dicha información a la nave Cassini, que a su vez la reenviará a la Tierra. La sonda se separó de la Cassini el día 25 de diciembre de 2004 y llegó a Titán el día 14 de enero de 2005, cumpliendo prácticamente con éxito su misión y convirtiéndose no sólo en la primera sonda que aterriza en un satélite que no sea la luna terrestre sino también en la primera en hacerlo en un mundo del Sistema Solar exterior .

Instrumentación

La sonda Huygens contiene seis complejos instrumentos a bordo que proporcionarán una amplia variedad de datos a los científicos tras su descenso en la atmósfera de Titán. Estos instrumentos son:

Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI)

Este instrumento contiene una serie de sensores que medirán las propiedades físicas y eléctricas de la atmósfera de Titán. El acelerómetro permitirá medir la densidad de la atmósfera de Titán y las corrientes de aire. Los sensores de temperatura y presión determinarán las propiedades térmicas de la atmósfera. El HASI también contiene un micrófono, que grabará sonidos durante el descenso y el aterrizaje de la sonda.

Doppler Wind Experiment (DWE)

Este experimento usa un oscilador ultrasensible para mejorar la comunicación con la sonda, dotándola de una señal muy estable. Los vaivenes producidos por los vientos de la atmósfera se podrán entonces medir para sacar conclusiones acerca de sus características.

Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR)

Los detectores de imágenes y de espectros de este instrumento realizarán diversas mediciones sobre la radiación y el tamaño y densidad de las partículas en suspensión. Las imágenes, en el espectro de la luz visible e infrarroja, crearán un mosaico que permitirá reconstruir la zona de aterrizaje y sus alrededores.

Gas Chromatograph Mass Spectrometer (GCMS)

Este instrumento es un versátil analizador químico de gas, diseñado para identificar y medir sustancias químicas en la atmósfera de Titán. Está equipado con dos módulos para toma de muestras que se llenarán a gran altitud para un posterior análisis. El espectrómetro de masas construirá un modelo de la masa molecular de cada gas, mientras que el cromatógrafo de gases llevará a cabo un estudio más detallado de las muestras de isótopos y moléculas. Poco antes del aterrizaje se calentará el instrumento, a fin de que en contacto con la superficie se evaporen los materiales que la componen y se puedan analizar mejor.

Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP)

Este experimento captará partículas de la atmósfera en el interior de un horno, que calentará las muestras atrapadas y, mediante un proceso de pirólisis, descompondrá los materiales orgánicos volatilizados para estudiarlos.

Surface-Science Package (SSP)

El SSP contiene varios sensores diseñados para determinar las propiedades físicas de la superficie de Titán en el punto de impacto. Un sónar vigilará durante los últimos 100 metros la distancia a la superficie, midiendo la velocidad de descenso y la rugosidad del suelo.

Subfases de la misión primaria

Además de ser uno de los principales objetivos de su misión, Titán, mediante su gravedad, se encarga de ayudar a cambiar la órbita de la sonda permitiéndole así realizar los distintos estudios para los que fue preparada. Esta es la razón de que las subfases que se detallan a continuación empiecen y acaben con un sobrevuelo de Titán, salvo dónde se especifique lo contrario.

1 - Entrada en órbita alrededor de Saturno y lanzamiento de la sonda Huygens. Esta secuencia abarcó desde el día 1 de julio de 2004 -día en el que la sonda se situó en órbita alrededor de Saturno- hasta el día 15 de febrero de 2005. Durante ella, la sonda realizó tres órbitas alrededor de Saturno y cuatro sobrevuelos a Titán -incluyendo el correspondiente para recoger los datos enviados desde Titán por la sonda Huygens- además de uno de Jápeto. Además de la entrada en órbita alrededor de Saturno de la sonda Cassini, el principal hecho de esta parte de la misión fue el descenso de la sonda Huygens a Titán.

2 - Secuencia de ocultación. Duró desde el día 15 de febrero de 2005 hasta el día 7 de septiembre de 2005. En ella la sonda realizó 11 órbitas alrededor de Saturno, llegando a tener éstas cierta inclinación respecto al ecuador del planeta. En ésta parte de la misión, se aprovechó el hecho de que Cassini podía ver cómo el Sol y la Tierra eran ocultados por los anillos del planeta para estudiar la estructura y evolución de éstos últimos. También se realizaron cuatro nuevos sobrevuelos de Titán, y tres de Encélado.

3 - Secuencia de estudio de la magnetocola. Ésta parte de la misión duró desde el día 7 de septiembre de 2005 hasta el día 22 de julio de 2006. Cassini realizó durante ésos 10 meses y medio 12 órbitas alrededor de Saturno. En su transcurso, la órbita de la nave fue cambiando hasta situarse primero en el plano ecuatorial de Saturno y luego en el lado nocturno del planeta, para estudiar su magnetocola y durante ella Cassini, además de realizar un sobrevuelo de cada una de casi todas las principales lunas de Saturno -excepto Japeto y Febe-, realizó nueve sobrevuelos de Titán.

4 - Transferencia de 180º. Empezó el día 22 de julio de 2006 y acabó el 30 de junio de 2007. Durante ella, la sonda ha utilizado la gravedad de Titán para primero cambiar su órbita hasta situarse prácticamente perpendicular al ecuador de Saturno, pudiendo así estudiar sus anillos y sus regiones polares desde "arriba" y luego devolverla al plano ecuatorial de éste, y también para progresivamente situarse de nuevo en el lado diurno del planeta. Se realizaron en total diecisiete sobrevuelos de Titán, siendo la parte de la misión en la que la mayor luna de Saturno fue más veces estudiada de cerca. Asimismo a mediados de septiembre de 2006, la órbita de Cassini la llevó a un punto en el que el Sol sería ocultado durante varias horas por Saturno, algo que probablemente no se repetirá en el resto de la misión. Durante ésas horas se realizaron estudios intensivos de los anillos y se tomaron numerosas imágenes del planeta y de éstos, pudiéndose ver en una de ellas la Tierra próxima a los anillos.

5 - Subfase de estudio de lunas heladas. Duró desde el día 30 de junio de 2007 hasta el 31 de agosto del mismo año y la sonda orbitó Saturno apenas un par de veces. Ésta parte de la misión se caracteriza por estar la nave en el plano del ecuador de Saturno, habiendo varios encuentros relativamente cercanos con las lunas heladas de Saturno, además de dos sobrevuelos de Titán.

6 - Secuencia de alta inclinación. Abarcó desde el día 31 de agosto de 2007 hasta el día 30 de junio de 2008, final de la misión primaria. Cassini realizó veinticinco órbitas alrededor del planeta anillado en las cuales de nuevo su órbita estuvo fuertemente inclinada respecto a su ecuador, pudiendo estudiarse así de nuevo sus anillos y sus regiones polares. También se realizaron un sobrevuelo de Encélado, uno de Japeto,y nueve sobrevuelos de Titán.

Prórroga de la misión y posibles finales

Finalmente, en abril de 2008 la NASA ha decidido prorrogar la misión Cassini al menos un par de años más , habiéndose conocido esta prórroga cómo Misión del Equinoccio, ya que durante ella tendrá lugar el equinoccio en Saturno . Durante esos dos años, Cassini va a realizar sesenta nuevas órbitas alrededor del planeta anillado, veintiséis sobrevuelos de Titán, siete de Encélado, uno de Dione, uno de Rhea, y otro de Helena. Esta misión extendida se divide en cinco fases: alta inclinación, transferencia de 180 grados, observación del equinoccio, lunas heladas y ocultaciones de asa a asa, y observaciones del polo Norte de Titán . Se ha propuesto también prorrogar la misión hasta el año 2017, fecha del próximo solsticio en Saturno.

El destino final de la sonda Cassini aún no ha sido decidido. Hacerla impactar contra Saturno como ocurrió con la sonda Galileo una vez acabada su misión en Júpiter no es en principio factible, ya que -si se hace en una trayectoria a través del plano ecuatorial del planeta-, la presencia de los anillos hace probable la colisión con las partículas que los componen, perdiéndose así el control de la nave. Ni tampoco estrellarla contra cualquiera de las lunas de Saturno —particularmente Titán y Encélado— debido al calor generado en la colisión y por sus reactores nucleares, el cual podría perturbar posibles formas de vida. Las alternativas sugeridas van desde situarla en una "órbita de aparcamiento" en la que no exista riesgo de colisión con ninguna otra luna hasta sacarla del sistema de Saturno mediante sobrevuelos de Titán para acabar estrellándola en Júpiter o en Mercurio, o incluso sacarla del Sistema Solar .

Sin embargo, una opción que se ha sugerido y que ha sido apoyada por una buena cantidad de científicos de la misión es enviar a Cassini en una órbita de muy alta excentricidad que la llevaría entre la atmósfera del planeta y el anillo D, a través de un hueco de 3800 kilómetros que hay entre ambos y en la que tras realizar 20 de ésas órbitas sería precipitada contra Saturno, ardiendo en su atmósfera el día 15 de septiembre de 2017

Voyager 1

La Voyager 1 es una Sonda espacial robótica de 722 kilogramos, lanzada el 5 de septiembre de 1977, desde Cabo Cañaveral, Florida. Permanece operacional actualmente, prosiguiendo su misión extendida que es localizar y estudiar los límites del sistema solar, incluyendo el Cinturón de Kuiper y más allá. Su misión original era visitar Júpiter y Saturno. Fue la primera sonda en proveer imágenes detalladas de las lunas de esos planetas.

La Voyager 1 es actualmente el objeto hecho por el hombre más alejado de la Tierra, viajando a una velocidad relativa de la Tierra y el Sol más rápido que ninguna otra sonda espacial. A pesar de que su hermana Voyager 2 fue lanzada 16 días antes, la Voyager 2 nunca rebasará a Voyager 1. Ni tampoco la misión New Horizons a Plutón, a pesar de que fue lanzada de la Tierra a una velocidad superior que las dos Voyager, ya que durante el curso del su viaje, la velocidad de la Voyager 1 fue incrementada debido a tirones gravitacionales asistidos.Ver Asistencia gravitatoria. La actual velocidad de New Horizons es mayor que la del Voyager 1 pero cuando New Horizons llegue a la misma distancia del Sol de la que la Voyager 1 está ahora, la velocidad será de 13 km/s a diferencia de la del Voyager 1 que es de 17 km/s

El 7 de julio de 2009 Voyager 1 estaba a 109.71 UA Unidades astronómicas (16.414 millones de Km)del Sol y ha entrado a la Heliopausa, la zona terminal entre el Sistema Solar y el Espacio Interestelar, una vasta área donde la influencia del sol cede ante las radiaciones de otros cuerpos lejanos de la galaxia. Si el Voyager es aun funcional cuando pase la heliopausa (y efectivamente convertirse en el primer objeto de fabricación humana que abandone nuestro sistema estelar), los científicos obtendrán las primeras mediciones directas de las condiciones del espacio interestelar, las cuales podrían proveer pistas relevantes del origen y la naturaleza del universo. A esta distancia, las señales del Voyager 1 tardan más de catorce horas en alcanzar el centro de control en el Jet Propulsion Laboratory en La Cañada Flintridge, California. Voyager 1 tiene una trayectoria parabolica, y ha alcanzado velocidad de escape, lo que significa que su orbita no regresará al Sistema solar interior. Junto con la Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 2 y la New Horizons, Voyager 1 es una sonda interestelar.

Ambas sondas han sobrepasado su tiempo de vida calculado en un principio. Cada sonda obtiene su energía eléctrica de tres RTGs, (Generador termoeléctrico de radioisótopos) de los cuales se espera que estén generando suficiente energía para que las sondas estén en comunicación con la Tierra hasta por lo menos el año 2025

Representación artística de una de las sondas Voyager

PLANIFICACION Y LANZAMIENTO

Trayectoria de las Voyager

Lanzamiento de la Voyager 1

La sonda fue lanzada con el fin de aprovechar las posiciones de Júpiter y Saturno, así como la entonces reciente técnica de impulso gravitatorio. De esta forma, una misma misión podría visitar varios planetas con el ahorro que ello suponía.

La sonda fue lanzada el 5 de septiembre de 1977 desde el Centro Espacial Kennedy de la NASA en Cabo Cañaveral a bordo de un cohete Titan IIIE.

Un defecto de quemado de combustible de la segunda fase del cohete hizo, en principio, temer a los técnicos que la sonda no llegase a Júpiter. Sin embargo, la fase superior Centauro permitió compensar este defecto.

A pesar de haber sido lanzada después de su gemela Voyager 2, la Voyager 1 siguió una trayectoria más rápida, por lo que llegó antes a Júpiter.

Desarrollo de la misión

La atmósfera de Júpiter fotografiada desde la Voyager 1

Júpiter

Voyager 1 realizó sus primeras fotografías de Júpiter en enero de 1979 y alcanzó su máximo acercamiento el 5 de marzo de 1979 a una distancia de 278.000 km. En su misión a Júpiter realizó 19.000 fotografías, en un periodo que duró hasta abril.

Debido a la máxima resolución permitida por tal acercamiento, la mayor parte de las observaciones acerca de las lunas, anillos, campo magnético y condiciones de radiación de Júpiter fueron tomadas en un periodo de 48 horas alrededor de dicho acercamiento.

Se acercó a 18.640 km de la luna Io de Júpiter y pudo comprobar por primera vez actividad volcánica fuera de la Tierra, algo que pasó inadvertido para las Pioneer 10 y 11.

Saturno

Acelerada por el campo gravitatorio de Júpiter, alcanzó Saturno el 12 de noviembre de 1980, acercándose a una distancia de 124.200 km. En esta ocasión descubrió estructuras complejas en el sistema de anillos del planeta y consiguió datos de la atmósfera de Saturno y de su mayor luna, Titán, de la que pasó a menos de 6.500 km. Debido al descubrimiento de atmósfera en este satélite, los controladores de la misión decidieron que la Voyager 1 hiciera un acercamiento más cercano a esta luna, sacrificando así las siguientes etapas de su viaje: Urano y Neptuno, que fueron visitadas por su gemela Voyager 2.

Este segundo acercamiento a Titan aumentó el impulso gravitatorio de la sonda, alejándola del plano de la eclíptica y poniendo fin a su misión planetaria.

La Tierra y la Luna fotografiadas por la Voyager 1 el 18 de septiembre de 1977. La imagen fue procesada para equilibrar la luminosidad de ambos cuerpos.

En los límites del Sistema Solar

El 17 de febrero de 1998 a las 23:10 (hora Europea), la Voyager 1 se encontraba a 10.400.000.000 km de la Tierra, récord establecido 10 años antes por la sonda Pioneer 10.

En septiembre de 2004, la Voyager 1 alcanzó una distancia de 14 mil millones de km (93,2 unidades astronómicas, 8700 millones de millas o 13 horas luz) del Sol y es por lo tanto el objeto más lejano construido por el hombre. El 15 de agosto de 2006 la sonda Voyager 1 alcanzó la distancia de 100 UA, esto es, se encuentra a más de 15.000 millones de km del Sol.

Se aleja con una velocidad de 3,6 unidades astronómicas (29 minutos luz) por año del Sol, lo que corresponde a 17 km/s. Medidas exactas apuntan a que la velocidad disminuye muy lentamente de forma imprevista. Las causas de este frenado son objeto de diversas controversias.

En una declaración de prensa, el 24 de mayo de 2005 la NASA declaró que la Voyager 1 había alcanzado como primer objeto construido por el hombre, la zona llamada frente de choque de terminación, y continuará viajando por la región conocida como heliofunda, la última frontera del Sistema Solar, próxima a la heliopausa.

Al viajar muy distante del Sol, para su funcionamiento la Voyager 1 recibe su energía de tres generadores termoeléctricos de radioisótopos (RTG), que convierten el calor de la desintegración radiactiva del plutonio en electricidad, en lugar de los paneles solares utilizados en otras muchas sondas para viajes interplanetarios. Se estimó que la energía generada por esta pila nuclear bastaría para alimentar los principales sistemas hasta el año 2025. Los datos de degradación del RTG muestran que se ha conservado en mejor estado de lo previsto, por lo que la duración debería ser mayor.

La Voyager 1 lleva consigo en su viaje espacial uno de los dos discos con sonidos de la Tierra Sound of Earth.

El 31 de marzo de 2006, operadores de radio amateur del AMSAT en Alemania, rastrearon y recibieron ondas de radio provenientes del Voyager 1 usando una antena parabolica de 20 metros (66 pies) en la ciuidad de Bochum, con una técnica de integración larga. Los datos fueron comparados y verificados contra los datos de la estación en Madrid, España de la Red del espacio profundo. Se cree que este es el primer intento exitoso de localización del Voyager 1 por aficionados. En Mayo del 2008, el Voyager 1 esta en 12.45° declinación y a 17.125 horas de ascensión derecha, en dirección de la constelación de Ofiuco

MISION INTERESTELAR

Ambas sondas Voyager tendrán suficiente energía para operar hasta el año 2025.^[1]

* Las operaciones con la cinta de datos están sujetas a la capacidad de recibir datos a 1,4 kbps a través de la DSN (Red de espacio profundo), pudiendo alargarse en caso de usar una futura red con más sensibilidad.

** No antes de esta fecha.

Voyager 2

La sonda espacial Voyager 2 fue lanzada el 20 de agosto de 1977 desde Cabo Cañaveral, en un cohete Titán-Centauro. Es idéntica a su sonda hermana, la Voyager 1. Ambas sondas habían sido concebidas inicialmente como parte del programa Mariner con los nombres de Mariner 11 y Mariner 12, respectivamente.

A diferencia de su predecesora, la Voyager 2 adoptó una trayectoria diferente en su encuentro con Saturno, sacrificando la cercanía a Titán, pero adoptando un mayor impulso gravitacional en su viaje hacia Urano y Neptuno. La sonda alcanzó su mayor cercanía con estos planetas en los años 1986 y 1989, respectivamente.

A pesar de que muchos de sus instrumentos se encuentran fuera de servicio, aún continúa inspeccionando los alrededores del Sistema Solar. A la velocidad de 14,8 km/s, tardará unos 193.000 años en alcanzar la estrella Ross 248, de la que pasará a una distancia de 1,7 años luz.

El 10 de agosto de 2007 la Voyager 2 se encontraba a una distancia de 83.5 UA del Sol y viajaba aproximadamente a 3,3 UA al año.

El 10 de diciembre de 2007 descubrió que el sistema solar no tiene una forma esférica, sino ovalada, debido al campo magnético interestelar del espacio profundo.

Lanzamiento de la Voyager 2

La sonda fue lanzada con el fin de aprovechar las posiciones de Júpiter y Saturno, así como la entonces reciente técnica de impulso gravitatorio. De esta forma, una misma misión podría visitar varios planetas con el ahorro que ello suponía.

La sonda fue lanzada el 20 de agosto de 1977 desde el Centro Espacial Kennedy de la NASA en Cabo Cañaveral a bordo de un cohete Titan IIIE.

El personal de tierra estuvo tan concentrado en un problema ocurrido durante el lanzamiento de su gemela, la Voyager 1, que olvidó enviar a la Voyager 2 un código de activación de su antena de alta ganancia. Por suerte, el personal pudo contactar con la sonda a través de la antena de baja ganancia y activarlo.

Desarrollo de la misión

Júpiter

El máximo acercamiento a Júpiter tuvo lugar el 9 de julio de 1979, a 570.000 kilómetros sobre las nubes de las capas altas de la atmósfera del planeta.

La sonda descubrió un pequeño sistema de anillos, así como pudo fotografiar actividad volcánica en Io: la primera vez que se detectaban volcanes activos en otro cuerpo del sistema solar.

Aunque los astrónomos habían estudiado Júpiter desde telescopios en la Tierra desde hacía siglos, los científicos se sorprendieron de los descubrimientos realizados por la sonda.

Las cámaras de la nave revelaron una atmósfera de hidrógeno y helio cuyas nubes presentaban una dinámica mucho más compleja de lo que habían imaginado. La sonda descubrió también que el planeta emitía mucha más energía de la que recibía del Sol, lo que podría justificar una actividad atmosférica tan intensa que permitiera la existencia de fenómenos como la Gran Mancha Roja.

La existencia de vulcanismo en Io fue, probablemente, el descubrimiento más inesperado de la misión. En conjunto, las dos sondas registraron más de nueve erupciones, y hay evidencias de que hubo más en el espacio de tiempo comprendido entre sus visitas.

La Voyager 1 había descubierto en la luna Europa largas series de estrías que los científicos habían interpretado como fallas procedentes de procesos tectónicos. Sin embargo, las imágenes de mayor resolución enviadas por la Voyager 2 revelaron que se trataban de fracturas en una capa de hielo que cubre un océano interior.

La sonda descubrió que Ganímedes, la mayor luna del Sistema Solar, presentaba dos tipos bien diferenciados de terreno, uno cubierto de cráteres y otro estriado, sugieriendo que la costra helada de la luna pudiera haber sufrido fenómenos tectónicos.

Calisto presentaba una corteza de hielo muy antigua con muchos cráteres y anillos remanentes de grandes impactos. Los mayores cráteres aparentemente han sido borrados por el flujo de la corteza de hielo a lo largo de los tiempos geológicos. No hay relieves topográficos aparentes de estos inmensos impactos, salvo una coloración diferente y los restos de anillos concéntricos.

Se descubrió un pequeño anillo alrededor del planeta, así como los satélites Adrastea, Metis y Tebe.

Saturno fotografiado por la Voyager 2

Saturno

El máximo acercamiento de la sonda a Saturno tuvo lugar el 25 de agosto de 1981, cuando la sonda investigó las capas superiores de la atmósfera del planeta.

Sus mediciones revelaron que en los máximos niveles de presión (7 kilopascales) la temperatura era de 70 Kelvin (-203 ºC). El polo podría estar 10 K más frío, si bien esto podría ser estacional.

Tras sobrevolar Saturno, la plataforma de la cámara de la Voyager 2 se bloqueó, poniendo en peligro los planes de continuar la misión hacia Urano y Neptuno. Por suerte, el problema pudo ser solucionado y la sonda continuó su camino.

Urano a 18 millones de kilómetros

Urano

El máximo acercamiento a Urano tuvo lugar el 24 de enero de 1986 a 81.500 km de las capas más altas de la atmósfera.

La Voyager 2 descubrió 10 lunas antes desconocidas, estudió la atmósfera del planeta, resultado de la inclinación del eje de rotación (97,77º) e investigó el sistema de anillos.

La luna Miranda resultó ser uno de los cuerpos más sorprendentes. La Voyager 2 descubrió al sobrevolarla cañones de 20 km de profundidad y una mezcla de superficies nuevas y viejas. Las cinco mayores lunas parecieron ser agregados de roca y hielo, como las lunas de Saturno.

El análisis de los anillos reveló que eran diferentes de los de Júpiter y Saturno, pudiendo ser relativamente recientes.

La Voyager 2 descubrió uno de los efectos más sorprendentes de la inclinación del planeta: el campo magnético está inclinado 60º respecto al eje de rotación planetario. El campo magnético es arrastrado por la rotación del planeta siguiendo un movimiento de sacacorchos.

No se conocía la existencia de campo magnético en el planeta antes de la llegada de la sonda. Su intensidad es semejante a la del campo magnético de la Tierra, y su orientación hace pensar que se forma a profundidades en las que el agua puede actuar como conductor.

La sonda descubrió, asimismo, que Urano es un tipo de planeta gigante muy diferente de Júpiter y Saturno. Su atmósfera no está formada de hidrógeno y helio, sino de metano y amoníaco. El planeta es de menor tamaño que Júpiter y Saturno, y los investigadores sospechan que en su interior puede haber océanos de agua y hielo.

Neptuno

La máxima aproximación a Neptuno tuvo lugar el 25 de agosto de 1989. Al ser el último gran planeta que la sonda visitaría, se decidió hacer un vuelo cercano a la luna Tritón, de forma similar a como la Voyager 1 sobrevoló Titán.

La sonda descubrió que el planeta tenía en su atmósfera una gran mancha oscura, si bien ésta podría haber desaparecido, según muestran las imágenes del telescopio Hubble. Originalmente se pensó que podría ser una gran nube, aunque posteriormente se postuló que era un agujero en la capa de nubes que cubren el planeta.

Pese a encontrarse en los límites exteriores del sistema solar, donde la radiación solar es más débil, Neptuno desafió a los científicos mostrando unos fuertes vientos. Una posible explicación es que, cuanta menos luz solar se reciba, menos energía habrá para alterar los vientos.

Escapando del sistema solar

Desde que su misión planetaria ha terminado, la Voyager 2 ha pasado a ser una sonda interestelar que la NASA piensa utilizar para medir las condiciones más allá de la heliosfera.

Al igual que su gemela, la Voyager 1, la Voyager 2 en 2007 cruzó el frente de choque, por lo que ya no se encuentra dentro de la influencia del Sol.

Se espera que siga transmitiendo hasta 2030.

Disco de oro de las Voyager

Sonidos de la Tierra

Cubierta del disco

El Disco de oro de las Voyager (en inglés "Sound of Earth", en español Sonidos de la Tierra), es un disco de gramófono, que acompaña a las sondas espaciales Voyager, lanzadas en 1977 y que tardarán 74.500 años en alcanzar las proximidades de la estrella más cercana a nuestro sistema solar.

Contenido

El disco contiene sonidos e imágenes que retratan la diversidad de la vida y la cultura en la Tierra. Se diseñó con el objetivo de dar a conocer la existencia de vida en la Tierra a alguna posible forma de vida extraterrestre inteligente que lo encontrase, y que además tenga la capacidad de poder leer, entender y descifrar el disco. El contenido de la grabación fue seleccionado por la NASA y por un comité presidido por Carl Sagan de la Universidad Cornell.

Fechas importantes en la observación y exploración de Saturno

·         1610 Galileo observa a través de su telescopio los anillos de Saturno.

·         1655 Titán fue descubierto por el astrónomo holandés Christiaan Huygens.

·         1659 Christiaan Huygens observa con mayor claridad los anillos de Saturno y describe su verdadera apariencia.

·         1789 Las lunas Mimas y Encélado son descubiertas por William Herschel.

·         1971 Sobrevuelo por la Pioneer 11. El 11 de septiembre de 1979 la sonda norteamericana Pioneer 11 se aproximo a una distancia de 20,000 km de las nubes superiores.

·         1980 Acelerada por el campo gravitatorio de Júpiter, la sonda Voyager 1 alcanzó Saturno el 12 de noviembre a una distancia de 124 200 km. En esta ocasión descubrió estructuras complejas en el sistema de anillos del planeta y consiguió datos de la atmósfera de Saturno y de su mayor satélite, Titán de la que pasó a menos de 6500 km.

·         1982 Voyager 2 se acerca a Saturno.

·         2004 Cassini/Huygens alcanza Saturno. Se convirtió en el primer vehículo en orbitar el lejano mundo y acercarse a sus anillos. La misión espacial tiene programado su término a finales del año 2009.

·         2009 Gracias al telescopio espacial Spitzer se descubre otro anillo, alrededor de Saturno, que era invisible desde nuestro planeta, que a su vez es el más grande de nuestro Sistema Solar.

Observación de Saturno

Saturno es un planeta fácil de observar, pues es visible en el cielo la mayor parte del tiempo y sus anillos pueden observarse con cualquier telescopio de aficionado. Se observa mejor cuando el planeta está cerca o en oposición, es decir, la posición de un planeta cuando está a una elongación de 180°, por lo que aparece opuesto al Sol en el cielo. En la oposición del 13 de enero de 2005, Saturno pudo verse con un máximo que no será igualado hasta 2031, debido a una orientación de sus anillos con respecto a la Tierra bastante favorable.

Saturno se observa a simple vista en el cielo nocturno como un punto luminoso (que no parpadea) brillante y amarillento cuyo brillo varía normalmente entre la magnitud +1 y la 0, toma aproximadamente 29 años y medio en realizar una traslación completa en su órbita con respecto a las estrellas de fondo pertenecientes al zodiaco. Con apoyo óptico, como con grandes binoculares o un telescopio, se necesita una magnificación de al menos 20x para que la mayoría de las personas puedan distinguir claramente los anillos de Saturno.

Saturno en varias culturas

En la astrología hindú, hay nueve planetas, conocidos como Navagrahas. Conocen a Saturno como Sani o Shani, el Juez entre todos los planetas, y determina a cada uno según sus propios hechos realizados malos o buenos.

La Cultura china y japonesa designan a Saturno como la estrella de la tierra dentro del esquema tradicional oriental de utilizar cinco elementos para clasificar los elementos naturales.

En el hebreo, llaman Shabbathai a Saturno. Su Angel es Cassiel. Su Inteligencia, o el espíritu beneficioso, son Agiel (layga), y su espíritu (el aspecto más oscuro) es Zazel (lzaz). Ver: Cábala.

En turco y malayo, su nombre es Zuhal, sacado del árabe زحل.

Saturno fue también conocido como Φαίνων por los griegos.