Saturno

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
(Redirixido desde "Saturno (planeta)")
Este é un dos 1000 artigos que toda Wikipedia debería ter.
SaturnoSaturn symbol.svg
Saturno, imaxe dende a sonda Cassini o 23 xullo de 2008.
Descubrimento
Descuberto por civilizacións antigas
Descuberto na antigüedade
Características orbitais
Distancia media do Sol 9,55495 UA
1.429.400.000 km
Raio medio ~9,53707032 UA
1,4267254·1012 m
Excentricidade 0.055 723 219
Período orbital (sideral) 29a 167d 6,7h (~9,3·108 s)
Período orbital (sinódico) 378,1 días(~3,27·107 s)
Velocidade orbital media 9672,4 m/s
Inclinación orbital 2,48446°
Número de satélites ~200 observados
(62 con órbitas seguras)
Características físicas
Diámetro ecuatorial 1,20536·108 m
Área superficial 4.27×1010 km²
83,703 Planetas Terra
Masa 5,688·1026 kg
Densidade media 690 kg/m³
Gravidade superficial 10,44 m/s²
Período de rotación Ecuatorial 10h.,13 m.,59s.
Interno 10 h.,39m.,25s.
Inclinación axial 26,73°
Albedo 0,47
Velocidade de escape 35.490 m/s
Temperatura superficial
mín. media máx.
82 K  143 K   ? K
Características atmosféricas
Presión atmosférica 1,4·105 Pa
Hidróxeno(H2) ~96%
Helio ~3%
Metano ~0,4%
Vapor de Auga 0,1%
Amoníaco 0,01%
Etano 0,000 7%
Fosfina 0,0001%

Saturno é o sexto planeta do Sistema solar e o único con aneis visíbeis dende o noso planeta. Foi chamado así polo deus romano Saturno. Forma parte dos denominados planetas exteriores ou gasosos, tamén chamados xovianos, por Xúpiter. Antes da invención do telescopio, Saturno era o planeta coñecido máis distante. O primeiro en observarlle os aneis foi Galileo en 1610, aínda que a baixa inclinación dos aneis e a baixa resolución do seu telescopio fíxolle pensar que se trataban de grandes lúas. Christiaan Huygens, con mellores medios de observación puido en 1659 ollar con claridade os aneis. No ano 1859 James Clerk Maxwell demostrou matematicamente que os aneis non podían ser un único obxecto sólido, senón que debían ser unha agrupación de millóns de partículas de menor tamaño.

O planeta Saturno é un xigante de gas, o segundo do sistema en tamaño despois de Xúpiter, ó que se asemella bastante en constitución. A súa distancia media do Sol é duns 1430 millóns de quilómetros.

Orixe do nome de Saturno[editar | editar a fonte]

O planeta Saturno.

Debido á súa posición orbital máis distante que Xúpiter os antigos romanos outorgáronlle o nome do pai de Xúpiter ao planeta Saturno. Na mitoloxía romana, Saturno era o equivalente do antigo titán grego Cronos, deus do tempo. Cronos era fillo de Urano e Gaia e gobernaba o mundo dos deuses e os homes devorando aos seus fillos en canto nacían para que non o destronaran. Zeus —un deles— conseguiu esquivar este destino e finalmente derrocou ao seu pai para converterse no deus supremo.

Os gregos e romanos, herdeiros dos sumerios nos seus coñecementos do ceo, estableceran en sete o número de astros que se movían no firmamento: o Sol, a Lúa, e os planetas Mercurio, Venus, Marte, Xúpiter e Saturno, as estrelas errantes que a distintas velocidades orbitaban arredor da Terra, centro do Universo. Dos cinco planetas, Saturno é o de movemento máis lento, emprega uns trinta anos (29,457 anos) en completar a súa órbita, case o triplo que Xúpiter (11,862 anos), e respecto a Mercurio, Venus e Marte a diferenza aínda é maior. Saturno destacaba pola súa lentitude e se Xúpiter era Zeus, Saturno tiña que ser Cronos, o pai ancián, que paso a paso vaga entre as estrelas.

Características xerais[editar | editar a fonte]

Aneis de Saturno.

Saturno é un planeta visiblemente achatado nos polos cun ecuador que sobresae formando a figura dun esferoide ovalado. Os diámetros ecuatorial e polar son respectivamente 120.536 e 108.728 km. Este efecto prodúcese pola rápida rotación do planeta, a súa natureza fluída e a súa relativamente baixa gravidade. Os outros planetas xigantes son tamén ovalados, mais non tanto coma este. Saturno posúe unha densidade específica de 690 kg/m³, sendo o único planeta do Sistema Solar cunha densidade inferior á da auga (1000 kg/m³), é dicir, flotaría sobre a auga. O planeta está formado por un 94% de hidróxeno e un 3% de helio xunto con outros gases residuais. O volume do planeta é o dunhas 740 veces o da Terra, mais a súa masa é 95 veces a terrestre, debido á baixa densidade media relativa mencionada.

Comparación coa Terra.

O período de rotación de Saturno é incerto dado que non posúe superficie e a súa atmosfera xira cun período distinto en cada latitude. Dende a época dos Voyager considerábase que o período de rotación de Saturno, baseándose na periodicidade de sinais de raio emitidos por el, era de 10 h 39 min 22,4 s (810,8°/día). As misións espaciais Ulysses e Cassini mostraron que este período de emisión en raio varía no tempo, sendo na actualidade de 10 h 45 m 45 s (±36 s). A causa deste cambio no período de rotación de raio podería estar relacionada coa actividade criovolcánica en forma de geysers do satélite Encélado, que libera material en órbita de Saturno capaz de interaccionar co campo magnético externo do planeta, utilizado para medir a rotación do núcleo interno onde se xera. En xeral considérase que o período de rotación interno do planeta pode ser coñecido tan só de forma aproximada.

Comparado co planeta Terra, o tamaño de Saturno é nove veces maior, e a súa órbita está nove veces máis lonxe do Sol. Isto significa que se observamos dende o Sol á Terra e a Saturno cando están no mesmo punto, nun nodo de intersección das súas órbitas, a Terra ten o mesmo tamaño aparente que Saturno.

Estrutura interna[editar | editar a fonte]

O interior do planeta é semellante ao de Xúpiter, cun núcleo sólido no interior. Sobre el esténdese unha extensa capa de hidróxeno líquido, debido aos efectos das elevadas presións e temperaturas. Os 30 000 km exteriores do planeta están formados por unha extensa atmosfera de hidróxeno e helio. O interior do planeta probabelmente conteña un núcleo formado por materiais xeados acumulados na formación temperá do planeta e que se atopan en estado líquido nas condicións de presión e temperatura próximas ao núcleo. Este encóntrase a temperaturas en torno a 12 000 K —aproximadamente o dobre da temperatura da superficie do Sol—.

Por outro lado, e ao igual que Xúpiter e Neptuno, Saturno irradia máis calor ao exterior do que recibe do Sol. Unha parte desta enerxía está producida por unha lenta contracción do planeta que libera a enerxía potencial gravitacional producida na compresión. Este mecanismo denomínase mecanismo de Kelvin-Helmholtz. A calor extra xerada prodúcese nunha separación de fases entre o hidróxeno e o helio relativamente homoxéneos que se están a diferenciar dende a formación do planeta, liberando enerxía gravitacional en forma de calor.

Atmosfera[editar | editar a fonte]

Emisións da temperatura de Saturno. A mancha quente da parte inferior da imaxe é o polo sur de Saturno.
Imaxe composta de falsa cor de Saturno feita pola Voyager 1 que resalta características das partes de Saturno.

A atmosfera de Saturno posúe un patrón de bandas escuras e zonas claras similar ao de Xúpiter aínda que a distinción entre ambas as dúas é moito menos clara no caso de Saturno. A atmosfera do planeta posúe fortes ventos na dirección dos paralelos alternantes en latitude e altamente simétricos en ambos os dous hemisferios a pesar do efecto estacional da inclinación axial do planeta. O vento está dominado por unha intensa e ancha corrente ecuatorial ao nivel da altura das nubes que chegou a alcanzar velocidades de até 450 m/s na época dos Voyager. A diferenza de Xúpiter, non son aparentes grandes vórtices estábeis, aínda que si os hai máis pequenos.

É probábel que as nubes superiores estean formadas por cristais de amoníaco. Sobre elas parece estenderse unha néboa uniforme sobre todo o planeta, producida por fenómenos fotoquímicos na atmosfera superior —ao redor de 10 mbar—. A niveis máis profundos —preto de 10 bar de presión—, a auga da atmosfera podería condensarse nunha capa de nubes de auga que aínda non puido ser observada.

Hemisferio norte de Saturno, visto pola sonda Cassini–Huygens.

Ao igual que en Xúpiter, ocasionalmente fórmanse tormentas na atmosfera de Saturno, e algunhas delas puideron observarse dende a Terra. En 1933 observouse unha mancha branca situada na zona ecuatorial polo astrónomo afeccionado W.T. Hai. Era o suficientemente grande como para ser visíbel cun refractor de 7 cm, pero non tardou en disiparse e esvaecerse. En 1962 empezou a desenvolverse unha nova mancha, pero non chegou nunca a destacar. En 1990 púidose observar unha xigantesca nube branca no ecuador de Saturno que foi asimilada a un proceso de formación de grandes tormentas. Observáronse manchas similares en placas fotográficas tomadas durante o último século e medio a intervalos de aproximadamente 30 anos. En 1994 púidose observar unha segunda gran tormenta de aproximadamente a metade de tamaño que a producida en 1990.

A sonda Cassini puido captar varias grandes tormentas en Saturno. Unha das maiores tormentas, con raios 10 000 veces máis potentes que os de calquera tormenta da Terra, apareceu o día 27 de novembro de 2007, despois de durar 7 meses e medio —o que foi por un tempo o récord de duración dunha tormenta no Sistema Solar—.[1] Esta tormenta apareceu no hemisferio S de Saturno, nunha zona coñecida como «quella das tormentas» pola elevada frecuencia coa que aparecen alí estes fenómenos.[2] Este récord, porén, foi batido por outra tormenta aparecida na mesma zona, que foi detectada en xaneiro de 2009 e que a mediados de setembro aínda continuaba activa, durando até outubro dese ano.[3][4]

A enorme tormenta atopada en decembro de 2010 (foto da NASA).

Unha enorme tormenta, tan grande que rodeou o planeta, apareceu en decembro de 2010 no hemisferio N de Saturno desenvolvendo un vórtice central de cor escura de 5000 quilómetros de ancho similar á Gran Mancha Vermella de Xúpiter, sendo tan potente —moito máis que calquera tormenta terrestre— que dragou nubes de cristais de amoníaco das profundidades da atmosfera do planeta. Durante os aproximadamente 200 días que durou,[5] sendo estudada con axuda da sonda Cassini e de telescopios terrestres,[6] creceu e expandiuse até acadar unha área 8 veces superior ao da Terra, e puideron captarse as ondas de raio producidas polo aparato eléctrico asociado a ela.[7]

As rexións polares presentan correntes en chorro a 78ºN e 78. As sondas Voyager detectaron nos anos 1980 un patrón hexagonal na rexión polar norte que foi observado tamén polo telescopio espacial Hubble durante os anos 1990. As imaxes máis recentes obtidas pola sonda Cassini mostraron o vórtice polar con gran detalle. Saturno é o único planeta coñecido que posúe un vórtice polar destas características se ben os vórtices polares son comúns nas atmosferas da Terra ou Venus.

No caso do hexágono de Saturno, os lados teñen uns 13 800 quilómetros de lonxitude —algo máis do diámetro da Terra— e a estrutura rota cun período idéntico ao da rotación planetaria, sendo unha onda estacionaria que non cambia a súa lonxitude nin estrutura, como fan o resto de nubes da atmosfera. Estas formas poligonais entre tres e seis lados puidéronse replicar mediante modelos de fluídos en rotación a escala de laboratorio.[8][9]

Ao contrario que o polo norte, as imaxes do polo sur mostran a presenza dunha corrente de chorro, pero non vórtices nin ondas hexagonais persistentes.[5] Porén, a NASA informou en novembro de 2006 que a sonda Cassini observara un furacán no polo sur, cun ollo ben definido. Ollos de tormenta ben definidos só foran observados na Terra —mesmo non se logrou observalo na Gran Mancha Vermella de Xúpiter pola sonda Galileo—. Ese vórtice, de aproximadamente 8000 quilómetros de diámetro, puido ser fotografado e estudado con gran detalle pola sonda Cassini, medíndose nel ventos de máis de 500 quilómetros por hora.[10]

En abril de 2010, a NASA fixo públicos uns vídeos e imaxes nos que se pode apreciar o aparato eléctrico asociado ás tormentas que se producen na atmosfera de Saturno, a primeira vez que se consegue isto.[11]

Órbita[editar | editar a fonte]

Saturno xira arredor do Sol a unha distancia media de 1 418 millóns de quilómetros nunha órbita de excentricidade de 0,056, que sitúa o afelio a 1 500 millóns de km, e o perihelio a 1 240 millóns de km. Saturno achouse no perihelio en 1974. O período de translación arredor do Sol é de 29 anos e 167 días, mentres que o seu período sinódico é de 378 días, de modo que, cada ano, a oposición se produce con case dúas semanas de atraso respecto ao ano anterior. O período de rotación sobre o seu eixe é curto, de 10 horas e 14 minutos, con algunhas variacións entre o ecuador e os polos.

Os elementos orbitais de Saturno son modificados nunha escala de 900 anos por unha resonancia orbital de tipo 5:2 co planeta Xúpiter, bautizado polos astrónomos franceses do século XVIII como a grande inégalité (Xúpiter completa 5 voltas por cada 2 de Saturno). Os planetas non se atopan nunha resonancia perfecta, pero están o suficientemente próximos a ela como para que as perturbacións ás súas respectivas órbitas sexan apreciábeis.

Satélites de Saturno[editar | editar a fonte]

Nestes momentos coñécense sesenta e dúas lúas do planeta, das que xa foron nomeadas cincuenta e tres, e outras nove agardan nome definitivo.

O satélite Themis, presuntamente descuberto no 1905 por William H. Pickering non existe.

Nome Diámetro (km) Masa (kg) Semieixo maior
(km)
Período Orbital Posición Descuberto
no
Saturno I Mimas 397 3,80×1019 185.520 0,942422 días   1789
Saturno II Encélado 499 7,30×1019 238.020 1,370218 días Na espesura do anel E 1789
Saturno III Tetis 1.060 6,22×1020 294.660 1,887802 días   1684
Saturno IV Dione 1.118 1,05×1021 377.400 2,736915 días   1684
Saturno V Rhea 1.528 2,49×1021 527.040 4,5175 días   1672
Saturno VI Titán 5.151 1,35×1023 1.221.850 15,94542 días   1655
Saturno VII Hiperión 286 (410 × 260 × 220) 1,77×1019 1,481,100 21,27661 días   1848
Saturno VIII Iapeto 1.460 1.88×1021 3.561.300 79,33018 días   1671
Saturno IX Febe 220 4,00×1018 12.944.300 -548,2 días** Grupo Escandinavo 1899
Saturno X Xano 178 (196 × 192 × 150) 2,01×1018 151.472 0,6945 días Coorbitais 1966
Saturno XI Epimeteo 115 (144 × 108 × 98) 5,60×1017 151.422 0,6942 días 1980
Saturno XII Helena 33 (36 × 32 × 30) ~0,02446 377.400 2,736915 días Troiano traseiro de Dione 1980
Saturno XIII Telesto 29 (34 × 28 × 36) ~0,010 294.660 1,887802 días Troiano dianteiro de Tethys 1980
Saturno XIV Calipso 26 (34 × 22 × 22) ~0,0065 294.660 1,887802 días Troiano traseiro de Tethys 1980
Saturno XV Atlas 30 (40 × 20) 0,0066 ± 0,0006 137.670 0,6019 días Pastor exterior ó anel A 1980
Saturno XVI Prometeo 86,2 ± 5,4 (133×79×61) 0,1566 ± 0,0020 139.350 0,6130 días Pastor interior ó anel F 1980
Saturno XVII Pandora 80,6 ± 4,4 (103×80×64) 0,1356 ± 0,0023 141.700 0,6285 días Pastor exterior ó anel F 1980
Saturno XVIII Pan 28,4 ± 2,6 (35×32×21) 0,00495 ± 0,00075 133.583 0,575 días Na división Encke 1990
Saturno XIX Ymir ≈ 18 ~0,00397 23.096.000 -1312,4 días** Grupo Escandinavo 2000
Saturno XX Paaliaq 22 ~0,00725 15.199.000 +687 días Grupo Inuit 2000
Saturno XXI Tarvos 15 Descoñecido 18.247.000 +926 días Grupo Galo 2000
Saturno XXII Ijiraq 12 ~0,00118 11.442.000 451,5 días Grupo Inuit 2000
Saturno XXIII Suttungr 7 ~0,00023 19.463.000 -1016,3 días** Grupo Escandinavo 2000
Saturno XXIV Kiviuq 16 ~0,00279 11 110 000 449,2 días Grupo Inuit 2000
Saturno XXV Mundilfari 7 ~0,00023 18 690 000 −953 días** Grupo Escandinavo 2000
Saturno XXVI Albiorix 32 ~0,0223 16 180 000 783,5 días Grupo Galo 2000
Saturno XXVII Skathi 8 ~0,00035 15.647.000 -728,9 días** Grupo Escandinavo 2000
Saturno XXVIII Erriapus 10 ~0,00068 17 340 000 871,9 días Grupo Galo 2000
Saturno XXIX Siarnaq 40 ~0,0435 17 530 000 896 días Grupo Inuit 2000
Saturno XXX Thrymr 7 ~0,00023 20 470 000 −1 094 días** Grupo Escandinavo 2003
Saturno XXXI Narvi ≈ 7 ~0,00023 19 010 000 −1 004 días** Grupo Escandinavo 2000
Saturno XXXII Methone 3,2 ± 1,2 ~0,00002 194 440 1,01 días Grupo das Alcionedas 2004
Saturno XXXIII Pallene 4,4 ± 0,6 (5×4×4) ~0,00006 212 280 1,14 días Grupo das Alcionedas 2004
Saturno XXXIV Polideuco/Pollux 2,6 ± 0,8 (3×2×2) ~0,00001 377 200 2,74 días** Punto de Lagrange despois de Dione 2004
Saturno XXXV Daphnis 7,8 ± 1,6 (9×8×6) 0,000084 ± 0,000012 136 500 0,594 días Brecha de Keeler 2005
Saturno XXXVI Æegir ≈ 6 ~0,00015 20 740 000 −1 117 días** Grupo Escandinavo 2004
Saturno XXXVII Bebhionn ≈ 6 ~0,00015 17 120 000 835 días Grupo Galo 2004
Saturno XXXVIII Bergelmir ≈ 6 ~0,00015 19 340 000 −1006 días** Grupo Escandinavo 2004
Saturno XXXIX Bestla ≈ 7 ~0,00023 20 130 000 −1 084 días** Grupo Escandinavo 2004
Saturno XL Farbauti ≈ 5 ~0,00009 20 390 000 −1 086 días** Grupo Escandinavo 2004
Saturno XLI Fenrir ≈ 4 ~0,00005 22 450 000 −1 260 días** Grupo Escandinavo 2004
Saturno XLII Fornjot ≈ 6 ~0,00015 25 110 000 −1 491 días** Grupo Escandinavo 2004
Saturno XLIII Hati ≈ 6 ~0,00015 19 860 000 −1 039 días** Grupo Escandinavo 2004
Saturno XLIV Hyrrokkin ≈ 8 ~0,00035 18 440 000 −932 días** Grupo Escandinavo 2006
Saturno XLV Kari ≈ 7 ~0,00023 22 120 000 −1 234 días** Grupo Escandinavo 2006
Saturno XLVI Loge ≈ 6 ~0,00015 23 070 000 −1 313 días** Grupo Escandinavo 2006
Saturno XLVII Skoll ≈ 6 ~0,00015 17 670 000 −878 días** Grupo Escandinavo 2006
Saturno XLVIII Surtur ≈ 6 ~0,00015 22 710 000 −1 298 días** Grupo Escandinavo 2006
Saturno XLIX Anthe ≈ 2 ~0,000005 197 700 1,04 días Grupo das Alcionedas 2007
Saturno L Jarnsaxa ≈ 6 ~0,00015 18 810 000 −965 días** Grupo Escandinavo 2006
Saturno LI Greip ≈ 6 ~0,00015 18 210 000 −921 días** Grupo Escandinavo 2006
Saturno LII Tarqeq ≈ 7 ~0,00023 18 010 000 888 días Grupo Inuit 2007
Saturno LIII Aegaeon ≈ 0,5 ~0,0000001 167 500 0,8081 días No anel G 2008
S/2007 S 2* ≈ 6 ~0,00015 16 730 000 −808 días** Grupo Escandinavo 2008
S/2009 S 1* ≈ 0,3 < 0,0000001 ≈ 117 000 0,4715 días División de Cassini 2009
S/2006 S 1* ≈ 6 ~0,00015 18 980 000 −1015 días** Grupo Escandinavo 2006
S/2007 S 3* ≈ 5 ~0,00009 18 980 000 −978 días** Grupo Escandinavo 2007
S/2004 S 13* ≈ 6 ~0,00015 18 400 000 −933 días** Grupo Escandinavo 2004
S/2004 S 17* ≈ 4 ~0,00005 19 450 000 −986 días** Grupo Escandinavo 2004
S/2004 S 12* ≈ 5 ~0,00009 19 890 000 −1 046 días** Grupo Escandinavo 2004
S/2004 S 7* ≈ 6 ~0,00015 21 000 000 −1 140 días** Grupo Escandinavo 2004
S/2006 S 3* ≈ 6 ~0,00015 22 100 000 −1 227 días** Grupo Escandinavo 2006

* Agardando nomeamento definitivo pola Unión Astronómica Internacional.

** Períodos orbitais negativos indican unha órbita retrógrada ó redor de Saturno (contraria á rotación do planeta).

Sistema de aneis[editar | editar a fonte]

Vista dos aneis en cor verdadeira obtida pola misión Cassini.

A característica máis notábel de Saturno son os seus aneis, que deixaron moi perplexos os primeiros observadores, incluído Galileo. O seu telescopio non era tan potente como para revelar a verdadeira natureza do que observaba e, por erro de perspectiva, creu que se trataba de dous corpos independentes que flanqueaban o planeta. Poucos anos despois, Saturno presentaba os aneis de perfil, e Galileo quedou moi sorprendido pola brusca desaparición dos dous hipotéticos compañeiros do planeta. Por fin, a existencia do sistema de aneis foi determinada por Christiaan Huygens en 1659, coa axuda dun telescopio máis potente.

Os aneis de Saturno esténdense no plano ecuatorial do planeta dende os 6 630 km aos 120 700 km por riba do ecuador de Saturno e están compostos de partículas con abondosa auga xeada. O tamaño de cada unha das partículas varía dende partículas microscópicas de po até rochas duns poucos metros de tamaño. O elevado albedo dos aneis mostra que estes son relativamente modernos na historia do Sistema Solar. Nun principio críase que os aneis de Saturno eran inestábeis ao longo de períodos de decenas de millóns de anos, outro indicio da súa orixe recente, mais os datos enviados pola sonda Cassini suxiren que son moito máis antigos do que se pensaba nun principio. Os aneis de Saturno posúen unha dinámica orbital moi complexa presentando ondas de densidade, e interaccións cos satélites de Saturno (especialmente cos denominados satélites pastores). Ao estar no interior do límite de Roche, os aneis non poden evolucionar cara á formación dun corpo maior.

Imaxe dos aneis de Saturno marcando os aneis principais.

Os aneis distribúense en zonas de maior e menor densidade de material existindo claras divisións entre estas rexións. Os aneis principais son os chamados aneis A e B, separados entre si pola división de Cassini. Na rexión interior ao anel B distínguense outro anel máis tenue aínda que extenso: C e outro anel tenue e fino: D. No exterior pódese distinguir un anel delgado e feble denominado anel F. O tenue anel E esténdese dende Mimas até Rea e acada a súa maior densidade á distancia de Encelado, o cal pénsase proveo de partículas, debido ás emisións duns geysers que se achan no seu polo sur.

Spokes nos aneis de Saturno observados pola sonda Voyager 2 en 1981.

Até os anos 1980 a estrutura dos aneis explicábase por medio das forzas gravitacionais exercidas polos satélites próximos. As sondas Voyager atoparon, porén, estruturas radiais escuras no anel B chamadas cuñas radiais (en inglés: spokes) que non podían ser explicadas deste xeito xa que a súa rotación arredor dos aneis non era consistente coa mecánica orbital. Considérase que estas estruturas escuras interactuar co campo magnético do planeta, xa que a súa rotación sobre os aneis seguía a mesma velocidade que a magnetosfera de Saturno. Non obstante o mecanismo preciso da súa formación aínda descoñécese. É posíbel que as cuñas aparezan e desaparezan estacionalmente.

O 17 de agosto de 2005 os instrumentos a bordo da nave Cassini desvelaron que existe algo similar a unha atmosfera arredor do sistema de aneis, composta principalmente de osíxeno molecular. Os datos obtidos demostraron que a atmosfera no sistema de aneis de Saturno é moi parecida á das lúas de Xúpiter, EuropaGanímedes.

O 19 de setembro de 2006NASA anunciou o descubrimento dun novo anel en Saturno, pola nave espacial Cassini durante unha ocultación solar, cando o Sol pasa directamente detrás de Saturno e Cassini viaxa na sombra deixada por Saturno co que os aneis teñen unha iluminación brillante. Adoito unha ocultación solar pode durar unha hora pero o 17 de setembro de 2006 durou 12 horas, sendo a máis longa da misión Cassini. A ocultación solar deu a oportunidade a Cassini de realizar un mapa da presenza de partículas microscópicas que non son visíbeis normalmente, no sistema de aneis.

O novo anel, apenas perceptíbel, está entre o Anel F e o Anel G. Esta situación coincide coas órbitas das lúas de Saturno Xano e Epimeteo, dous satélites coorbitais de Saturno cuxas distancias ao centro de Saturno se diferencian menos que o tamaño dos devanditos satélites, polo que describen unha estraña danza que os leva a intercambiar as súas órbitas. Os investigadores da NASA aseguraron que o impacto de meteoros nesas lúas fixo que outras partículas se unan ao anel.

As cámaras a bordo da nave Cassini captaron imaxes dun material xeado que se estende decenas de miles de quilómetros dende Encélado, outra confirmación de que a lúa está a lanzar material que podería formar o E. O satélite Encélado puido ser visto a través do anel E cos seus chorros saíndo da súa superficie semellando "dedos", dirixidos ao anel en cuestión. Estes chorros están compostos de partículas xeadas moi delgadas, que son expulsadas polos geysers do Polo Sur de Encelado e entran no anel E.

«Tanto o novo anel coma as estruturas inesperadas do L dannos unha importante pista de como as lúas poden lanzar pequenas partículas e esculpir os seus propios ambientes locais», dixo Matt Hedman, un investigador asociado á Universidade Cornell en Ithaca, Nova York.

Magnetosfera[editar | editar a fonte]

Fenómenos de tipo aurora producidos na atmosfera superior de Saturno e observados polo HST.

O campo magnético de Saturno é moito máis feble que o de Xúpiter, e a súa magnetosfera é unha terceira parte da de Xúpiter. A magnetosfera de Saturno consta dun conxunto de cintos de radiación toroidais nos que están atrapados electróns e núcleos atómicos. Os cintos esténdense uns 2 millóns de quilómetros dende o centro de Saturno, e mesmo máis, en dirección contraria ao Sol, aínda que o tamaño da magnetosfera varía dependendo da intensidade do vento solar (o fluxo dende o Sol das partículas cargadas). O vento solar e os satélites e aneis de Saturno subministran as partículas que están atrapadas nos cintos de radiación. O período de rotación de 10 horas, 39 minutos e 25 segundos do interior de Saturno foi medido polo Voyager 1 mentres atravesaba a magnetosfera, que xira de forma sincrónica co interior de Saturno. A magnetosfera interactúa coa ionosfera, a capa superior da atmosfera de Saturno, causando emisións aurorales de radiación ultravioleta; recentes estudos mostran que no polo norte do planeta existe en vez dun anel de varias auroras menores como en Xúpiter ou a Terra unha única grande aurora de forma anelada.[12]

Rodeando a órbita de Titán, e estendéndose até a órbita de Rea, atópase unha enorme nube toroidal de átomos de hidróxeno neutro. Un disco de plasma, composto de hidróxeno e posibelmente de ións de osíxeno, esténdese dende fóra da órbita de Tetis até case a de Titán. O plasma xira en sincronía case perfecta co campo magnético de Saturno.

Exploración de Saturno[editar | editar a fonte]

Representación artística da manobra de inserción orbital da misión Cassini/Huygens e o seu paso polos aneis do planeta.

Visto dende a Terra, Saturno atópase coma un obxecto amarelento, un dos máis brillantes no ceo nocturno. Observado a través dun telescopio, os aneis A e B vense doadamente, mentres que os D e E só se ven en condicións atmosféricas óptimas. Con telescopios de gran sensibilidade situados na Terra distínguense, na brétema da envoltura gasosa de Saturno, pálidos cintos e estruturas de bandas paralelas ao ecuador.

Tres naves espaciais estadounidenses incrementaron enormemente o coñecemento do sistema de Saturno: a sonda Pioneer 11 e as Voyager 1 e 2, que sobrevoaron o planeta en setembro de 1979, novembro de 1980 e agosto de 1981, respectivamente. Estas naves espaciais levaban cámaras e instrumentos para analizar as intensidades e polarizacións da radiación nas rexións visíbel, ultravioleta, infravermella e de raio do espectro electromagnético. Tamén estaban equipadas con instrumentos para o estudo dos campos magnéticos e para a detección de partículas cargadas e grans de po interplanetario.

En outubro de 1997 foi lanzada a nave Cassini, con destino a Saturno, que incluía tamén a sonda Huygens para explorar Titán, a maior e máis interesante das lúas do planeta. Trátase do último proxecto de gran presuposto da NASA, en colaboración coa Axencia Espacial Europea e a Axencia Espacial Italiana. Tras unha viaxe de case sete anos, está previsto que a Cassini recolla datos sobre Saturno e os seus satélites durante outros catro anos. En outubro de 2002 a nave obtivo a súa primeira fotografía do planeta, tomada a unha distancia de 285 millóns de quilómetros, e na que aparece tamén Titán. En xuño de 2004 a Cassini sobrevoou Febe, outro satélite de Saturno (o máis afastado), obtendo imaxes espectaculares da súa superficie, chea de cráteres. En xullo do mesmo ano, a nave entrou en órbita de Saturno. En xaneiro de 2005 a sonda Huygens atravesou a atmosfera de Titán e alcanzou a súa superficie, enviando á Terra datos e imaxes de grande interese do satélite.

Datas importantes na observación e exploración de Saturno[editar | editar a fonte]
  • 1610: Galileo observa a través do seu telescopio os aneis de Saturno.
  • 1655: Titán foi descuberto polo astrónomo holandés Christiaan Huygens.
  • 1659: Christiaan Huygens observa con maior claridade os aneis de Saturno e describe a súa verdadeira aparencia.
  • 1789: As lúas Mimas e Encélado son descubertos por William Herschel.
  • 1979: Sobrevoo pola Pioneer 11. O 1 de setembro de 1979 a sonda norteamericana Pioneer 11 aproximouse a unha distancia de 20 000 km das nubes superiores.
  • 1980: Acelerada polo campo gravitatorio de Xúpiter, a sonda Voyager 1 acadou Saturno o 12 de novembro a unha distancia de 124 200 km. Nesta ocasión descubriu estruturas complexas no sistema de aneis do planeta e conseguiu datos da atmosfera de Saturno e do seu maior satélite, Titán da que pasou a menos de 6 500 km.
  • 1982: Voyager 2 achégase a Saturno.
  • 2004: A sonda Cassini-Huygens acada Saturno. Converteuse no primeiro vehículo en orbitar o afastado mundo e achegarse aos seus aneis. A misión espacial ten programado o seu termo durante o ano 2017.
  • 2009: Grazas ao telescopio espacial Spitzer descóbrese outro anel, arredor de Saturno, que era invisíbel dende o noso planeta, que á súa vez é o máis grande do noso Sistema Solar.

Observación de Saturno[editar | editar a fonte]

Oposicións de Saturno: 2001-2029.

Saturno é un planeta doado de observar, pois é visible no ceo a maior parte do tempo e os seus aneis poden observarse con calquera telescopio de afeccionado. Obsérvase mellor cando o planeta está preto ou en oposición, é dicir, a posición dun planeta cando está a unha elongación de 180°, polo que aparece oposto ao Sol no ceo. Na oposición do 13 de xaneiro de 2005, Saturno puido verse cun máximo que non será igualado até 2031, debido a unha orientación dos seus aneis con respecto á Terra bastante favorábel.

Saturno obsérvase a simple vista no ceo nocturno como un punto luminoso (que non capelexa) brillante e amarelento cuxo brillo varía normalmente entre a magnitude +1 e a 0, toma aproximadamente 29 anos e medio en realizar unha translación completa na súa órbita con respecto ás estrelas de fondo pertencentes ao zodíaco. Con apoio óptico, como con grandes binoculares ou un telescopio, precísase unha magnificación de polo menos 20 x para que a maioría das persoas poidan distinguir claramente os aneis de Saturno.

Saturno nas diversas culturas[editar | editar a fonte]

Na astroloxía hindú, hai nove planetas, coñecidos coma Navagrahas. Coñecen a Saturno como Sani ou Shani, o Xuíz entre todos os planetas, e determina a cada un segundo os seus propios feitos realizados malos ou bos.

A cultura chinesa e xaponesa designan a Saturno como a estrela da terra dentro do esquema tradicional oriental de utilizar cinco elementos para clasificar os elementos naturais.

No hebreo, chaman Shabbathai a Saturno. O seu Anxo é Cassiel. A súa Intelixencia, ou o espírito beneficioso, son Agiel (layga), e o seu espírito (o aspecto máis escuro) é Zazel (lzaz). Ver: Cábala.

En turco e malaio, o seu nome é Zuhal, sacado do árabe زحل.

Saturno foi coñecido tamén como Φαίνων polos gregos.

Notas[editar | editar a fonte]

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Commons
Commons ten máis contidos multimedia na categoría: Saturno Modificar a ligazón no Wikidata

Bibliografía[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]