Los anillos de Saturno están formados por una cantidad enorme de cuerpos muy pequeños que orbitan alrededor del plano ecuatorial. Fueron observados por primera vez en julio de 1610 por Galileo Galilei, que tras haber descubierto los cuatro satélites jovianos, y debido a la mala calidad de la imagen de su telescopio, pensó que se trataba de dos satélites de Saturno.
El hecho de que el plano ecuatorial de Saturno esté inclinado 26,73° respecto al plano de la eclíptica provoca que los anillos adopten un aspecto diferente según las posiciones recíprocas de los dos planetas (la Tierra y Saturno). Por tanto, es posible observarlos de perfil o verlos a lo ancho.
Composición
Los anillos están formados por un número enorme de cuerpos muy pequeños que poseen un alto coeficiente de reflexión. Esta es la razón por la que los anillos de Saturno son visibles a gran distancia. Pese a que el espesor de los anillos es muy pequeño, su brillo supera el del disco planetario.
Entre las partículas que forman los anillos figuran cristales de hielo; hay, además, mucho material rocoso recubierto de hielo. La estructura de los anillos es muy delgada, con un diámetro de más de 275000 km y un espesor no superior a 1 km. La masa total de los anillos es muy pequeña; tanto, que el cuerpo formado por su acumulación tendría un diámetro inferior a los 100 km.
Anillos y divisiones
Observando el sistema de anillos se distinguen tres formaciones principales, llamadas por comodidad anillos A, B y C, y otros cuatro anillos menores definidos también mediante letras del alfabeto. El anillo B es el central, más ancho y brillante. En su interior se encuentra el anillo C, casi transparente, mientras que en su exterior se encuentra el anillo A, separado por la división de Cassini.
La estructura de los anillos no es continua, ya que aparecen separados por una serie de zonas oscuras que se conocen como divisiones. La división mayor que separa los anillos B y A se conoce como división de Cassini. Esta división toma el nombre del famoso astrónomo italiano Giovanni Cassini. La división de Encke también es importante, y se encuentra en el interior del anillo A.
| Nombre | Anchura |
|---|---|
| Anillo D | 7500 km |
| Anillo C | 17500 km |
| Anillo B | 25500 km |
| División de Cassini | 4700 km |
| Anillo A | 14600 km |
| División de Encke | 325 km |
| Anillo F | 30-500 km |
| Anillo G | 9000 km |
| Anillo E | 300000 km |
Los anillos D y C
Conforme nos alejamos de las regiones más próximas al disco de Saturno encontramos en primer lugar el anillo D, caracterizado por una luminosidad muy baja. Muy probablemente, la parte más interna del anillo termina en los estratos superiores de la atmósfera de Saturno.
A continuación encontramos el anillo C, más ancho y complejo que el anterior. Las imágenes de las sondas Voyager ponen de manifiesto que en su interior hay numerosas bandas de subanillos secundarios menos transparentes.
En la parte exterior del anillo C hay una laguna de unos 270 km precedida y seguida por dos anillos con los bordes muy nítidos. Dentro de la laguna se ha descubierto un anillo pequeño, excéntrico, cuya anchura varía entre los 35 y los 90 km. Los cuerpos que componen el anillo C tienen diámetros que llegan a los dos metros.
La división de Cassini
Entre los anillos B y A se extiende la división de Cassini, la más grande del sistema, con una anchura de 4700 kilómetros. En su interior hay estructuras secundarias con un material muy escaso. Hacia el borde interno hay un delgado anillo excéntrico similar al que está presente en el anillo C.
Para explicar la presencia de estas zonas de densidad tan baja (las divisiones), numerosas en todos los anillos, hay que recurrir al concepto de resonancia. Si el cociente entre los períodos de revolución de dos cuerpos se puede expresar como un cociente de números enteros se dice que las dos órbitas están en resonancia.
Si un período es el triple el otro, los dos cuerpos estarán en una resonancia 1:3 (de uno a tres). El que algunas zonas estén casi vacías depende de las partículas, que en aquellas regiones sienten más intensamente la atracción gravitacional de los satélites más externos y se mueven hacia estos cuerpos mayores, vaciando la región afectada. Los satélites de esta clase se llaman satélites pastores.
El anillo B
El anillo B es la formación principal de todo el sistema de anillos, y también es la más visible: tiene una anchura de 25500 km. Esta región es la que registra la mayor concentración de cuerpos pequeños. El cuerpo principal está dividido en numerosos anillos más pequeños y divisiones.
En la parte externa del anillo B (últimos 10 o 15000 km) están presentes además unas extrañas estructuras llamadas manchas radiales. Estas manchas tienen más o menos la forma de triángulos estrechos con la base vuelta hacia el planeta. Los materiales en su interior son muy pequeños, del orden de la micra.
No son estructuras permanentes pero tienen una duración de unas 10 horas. Su presencia sería debida a la interacción entre las moléculas de agua (presente en la forma de hielo) ionizadas y el campo magnético de Saturno.
Cerca del borde externo del anillo B se han fotografiado además algunos anillos excéntricos de tamaños diversos, similares a los del anillo C.
El anillo A
Más allá de la división de Cassini se extiende el anillo A, que tiene la presencia en su interior de una laguna llamada división de Encke.
La división de Cassini está cerca del borde interior del anillo A y es una región cuyo período de revolución está en resonancia con el satélite Mimas, si bien en su interior se han encontrado algunos anillos muy delgados e irregulares.
La división de Encke
La división Encke es un hueco dentro del anillo A, y tiene una anchura de 325 km. Dentro de este hueco se encuentra el tránsito del satélite Pan, que mantiene la división libre de material. Esta división fue descubierta por James Edward Keeler en 1888. No obstante, se bautizó en honor de Johann Encke, director del observatorio de Berlín, por sus observaciones en los anillos de Saturno.
El anillo F
El anillo F de Saturno fue descubierto por la sonda Pioneer en 1979. Las fotos de este anillo tomadas por el Voyager mostraron tres anillos pequeños separados que aparecían trenzados. A una resolución más alta, Voyager 2 encontró cinco subanillos en una región que parecía homogénea.
El polarímetro de la sonda descubrió que el subanillo más luminoso del anillo F estaba a su vez subdividido en al amenos 10 filamentos. Se cree que los trenzados de estas delgadas estructuras se deben a las perturbaciones gravitacionales producidas por los satélites pastores.
En el anillo F, las concentraciones de materia están distribuidas de forma uniforme a lo largo del anillo cada 9000 km, una distancia que casi coincide con el movimiento relativo de las partículas respecto al más interno de los satélites pastores durante un período orbital.
Estructura fina
Los anillos están formados a su vez por muchísimos anillos muy delgados separados por divisiones. Algunos son nítidos y poco extensos, mientras que otros son difusos y menos definidos. La sonda Voyager 1 logró fotografiar los anillos y confirmar la presencia de estas estructuras.
Los científicos creen que las lagunas pudieron haber sido creadas por minúsculos satélites que orbitan dentro de los anillos y que con su presencia barrieron un cinturón de partículas. Una de estas lagunas ha sido hallada en el límite interno de la división de Cassini.
Las imágenes y los datos recogidos por la sonda Voyager 2 han permitido confirmar la existencia de estas estructuras, pero las fotos de alta resolución de dicha zona (la orilla interna de la división de Cassini) no han mostrado la presencia de satélites de mayor tamaño que 5-9 km. No ha sido posible realizar ninguna investigación sistemática ulterior de las demás divisiones de los anillos.
El polarímetro de la sonda Voyager 2
El polarímetro de la sonda Voyager 2 brindó otras sorpresas: midió un cambio de luminosidad de la estrella Delta Scorpii cuando la sonda se encontraba encima de los anillos y la luz de la estrella le llegaba pasando a través de ellos. De este modo, el polarímetro logró resolver estructuras más pequeñas que 300 m.
El experimento de la ocultación estelar demostró que existen pocas divisiones nítidas dentro de los anillos. Las estructuras interiores de los anillos parecen ser variaciones de ondas de densidad y otras ondas estacionarias.
Las ondas de densidad están producidas por los efectos gravitacionales de los satélites de Saturno. Por ello, la estructura a pequeña escala de los anillos puede ser transitoria, mientras que las características a mayor escala, como las divisiones de Cassini y Encke, son permanentes.
El diámetro de las partículas
Como ya se ha explicado, los anillos de Saturno están compuestos por un gran número de cuerpos muy pequeños. Para estimar el tamaño medio de los objetos, los científicos de la NASA han utilizado un medio muy ingenioso que aprovecha la difracción de las ondas electromagnéticas (luz) por parte de los cuerpos sobre los que inciden los rayos luminosos.
Si el diámetro de las partículas es menor o del mismo orden de magnitud que la longitud de onda de la luz incidente, la radiación electromagnética se dispersa en todas direcciones; en cambio, si los tamaños son mayores, la luz se refleja preferentemente hacia delante.
Dado que la longitud de onda de la luz es conocida, el diámetro de las partículas que componen los anillos se ha podido medir comparando las imágenes tomadas por las sondas que se acercan al sistema (luz dispersada hacia delante) con las de las sondas que se alejan (luz dispersada hacia atrás).
