Aniellos de Saturnu

De Wikipedia
Saltar a navegación Saltar a la gueta
Aníos de Saturno. Hai etiquetes nos más importantes.

Los aníos de Saturno son un sistema de 4 aníos planetarios qu'arrodien a esi planeta y fueron reparaos per primer vegada en xunetu de 1610 por Galiléu Galilei. En parte porque les imáxenes que daba l'acabante inventar telescopiu yeren de mala calidá p'aquel entós, y en parte porque faía solo unos meses qu'afayara los cuatro mayores satélites de Xúpiter, pensó primeramente que les estructures borroses, paecíes a oreyes, qu'había vistu, yeren dos satélites próximos a Saturno. Llueu camudó d'opinión. Aquellos "estraños apéndices" nun variaben la so posición al respective de Saturno d'una nueche a la siguiente y, amás, sumieron en 1612. Asocedió que los aníos, compuestos por hidróxenu, heliu y sulfuru, habíen quedáu empobinaos col so planu según la visual dende la Tierra en 1612 y collo habíense fechu bien débiles. La xeometría de los apéndices dexó perplexos a los astrónomos, hasta'l puntu de llegase a proponer que se trataba d'ases xuníes a Saturno o que constaben de dellos satélites n'órbita solamente alredor de la parte posterior de Saturno, polo que nunca refundiaben solombra sobre'l planeta.

Finalmente, en 1655, Christiaan Huygens suxurió que los apéndices yeren el signu visible d'un discu de materia delgao y planu, separáu del planeta y dispuestu nel planu ecuatorial d'este. Dependiendo de cuálos fueren les posiciones de Saturno y de la Tierra nes sos respectives órbites alredor del Sol, l'enclín del discu al respective de la Tierra variaría; d'ende que la so apariencia variara tamién dende la d'una delgada llinia hasta la d'una ancha elipse. El ciclu de los aníos al igual que la órbita del planeta Saturno duraba 30 años.

Mientres los dos sieglos siguientes supúnxose que'l discu yera una capa continua de materia. La primer oxeción contra la hipótesis nun tardaría, sicasí, en plantegase. En 1675, Giovanni Cassini topó una escura banda (la división que lleva'l so nome) que dixebraba'l discu en dos aníos concéntricos.

A finales del sieglu XVIII, Pierre-Simon Laplace amosó que bastaríen les fuerces combinaes de la gravedá nel planeta Saturno y la rotación del discu pa esgañar una capa única de materia. En principiu, cualquier partícula del discu caltién la so distancia radial dende Saturno porque hai dos fuerces que se permedien. La gravedá tira de la partícula escontra dientro; la fuerza centrífugo embúrrialo pa escontra fora. La fuerza centrífugo vien de la velocidá de rotación; d'equí que'l discu haya de tar xirando. Agora bien, nel casu d'un discu en rotación ríxida, les fuerces permédiense solamente pa una cierta distancia radial. Por ello, Laplace propunxo la hipótesis de que los aníos de Saturno taben formaos por munchos aníos delgaos, lo suficiente cada unu d'ellos pa soportar el llixeru desequilibriu de fuerces qu'apaecería a lo llargo del so anchor radial.

L'últimu pasu escontra la visión moderna de los aníos dar en 1857, cuando James Clerk Maxwell ganó'l Premiu Adams de la Universidá de Cambridge pola so demostración matemática de que los aníos delgaos taben formaos en realidá por numberoses mases pequenes que calteníen órbites independientes. La comprobación esperimental d'esta hipótesis llegó en 1895, cuando los astrónomos estauxunidenses James Edward Keeler y William W. Campbell deducieron la velocidá de les partícules nos aníos a partir del so desplazamientu Doppler, o cambéu del llargor d'onda de les llinies espectrales de la lluz del Sol que les partícules reflexen escontra la Tierra. Atoparon que los aníos xiraben alredor de Saturno a una velocidá distinta de la de l'atmósfera del planeta. Amás, les partes internes de los aníos xiraben a mayor velocidá que les esternes, según prescribíen les lleis de la física pa partícules n'órbites independientes.

Característiques de los aníos[editar | editar la fonte]

El cuerpu principal del sistema d'aníos de Saturno inclúi los brillosos aníos A y B, d'escasa opacidá. Hai una distancia ente unu y otru una franxa de 52,12,000 kilómetros: la división de Cassini, rexón relativamente tresparente, anque nun balera n'absolutu. El cuerpu principal del sistema de Saturno entiende tamién l'aníu C, más débil y menos opacu, que queda dientro del cantu interior del aníu B. Tien un grau d'opacidá comparable al de la división de Cassini. L'inda más débil aníu D queda dientro del aníu C. Primero que los Voyager pasaren pola proximidá de Saturno reconociérase yá la configuración estructural nos aníos del planeta A, B, C y D, observables dende la Tierra, según les divisiones de Cassini y de Encke. Tomaos nel so conxuntu, los principales aníos de Saturno (A, B y C) miden unos 275 000 kilómetros d'anchor anular, lo que representa trés cuartes partes de la distancia que dixebra la Tierra de la Lluna. L'aníu A ta estremáu en dos partes pola división de Encke.

Les fotografíes de los aníos con altu resolvimientu, tomaes polos vehículos espaciales Voyager y Cassini apurrieron munches novedaes:

  • Tres anillo bien pálidos, Y, F y G, que queden fuera del aníu A. En septiembre de 2006 afayóse otru aníu ente'l F y G.
  • Apaecieron estreches rexones anulares de distintu rellumu y opacidá, como los riegos del discu d'un gramófonu.
  • Topáronse, amás, esviaciones al respective de la forma circular.
  • Apaecen nuedos, trenzados y torcimientos nel aníu F.
  • El aníu A presenta un rellumu uniforme frente al aníu B que presenta variaciones a lo llargo de les sos distancies radiales.
  • Na parte esterior del aníu A esiste una auténtica petrina de "microlunas", que'l so tamañu bazcuya dende'l d'un camión pequenu al d'un estadiu.
  • Nel aníu B había unes saperturbaciones empobinaes radialmente, en forma de cuña.
  • Grupos de bandes causaes por resonancia de satélites.
  • Satélites pregueros produciendo buecos nos aníos o afitando los sos cantos.

La parte del aníu esterior a la división de Encke amuesa un débil grupu de bandes. Les bandes tán más apertaes escontra la órbita del satélite Prometeo, que s'afayó excsfn les imáxenes tomaes pol Voyager 1. Créese que les bandes producir por resonancies nel aníu debíes a los efeutos gravitatorios del satélite. El cantu del aníu A caltener el satélite pregueru Atles.

Imaxe de Pandora y Prometeo curiando'l aníu F de Saturno.

Amás, los satélites Prometeo y Pandora, son los satélites pregueros interior y esterior respectivamente que dan forma al aníu F de Saturno que tien 80 km d'anchor.

La mayoría de los buecos nos aníos de Saturno tán causaos pola presencia de satélites pregueros. Acoriques, por casu, ye responsable de la esistencia del mayor d'ellos, la división de Cassini.

En comparanza, la espesura de los aníos de Saturno resulta despreciable. La llende cimera de la so estensión vertical envaloróse n'alredor d'un km. En relación col so anchor, los aníos son miles de vegaes más delgaos qu'una fueya d'afaitar, siendo'l so anchor mínimo unos pocos metros.

Composición de los aníos[editar | editar la fonte]

La capacidá de los aníos pa reflexar o absorber lluz de distintos llargores d'onda dexa deducir información sobre la composición de les partícules de los aníos de Saturno. Por casu, los aníos A, B y C son malos reflectores de la lluz del Sol pa ciertos llargores d'onda del infrarroxu próximu. Por tratase d'una propiedá característica del xelu, cabo presumir que'l xelu ye un constituyente importante de les partícules que formen esos aníos. Pero ye un xelu de color blancu, lo que significa que ye más o menos igualmente reflector pa toes los llargores d'onda nel visible. Otra manera, les partícules de los aníos A, B y C son menos reflectores en lluz azul qu'en lluz colorao. Quiciabes hai dalguna sustanza adicional presente en pequenes cantidaes; polvu seique, que portara óxidu de fierro como fonte d'el color acoloratáu. Tamién se propunxo la hipótesis de que ciertos compuestos xeneraos pola radiación ultravioleta del Sol fueren los responsables d'el color acoloratáu.

En 1973, esquizáronse los aníos de Saturno con ondes de radar (de llargor d'onda del orde de centímetros) que la so reflexón detectaron cola antena de 64 metros de la Rede d'Espaciu Fondu en Goldstone, California. L'alta reflectividad de los aníos A y B implicaba que la mayoría de les partícules d'esos dos aníos yeren siquier d'un tamañu comparable al llargor d'onda del radar, esto ye, del orde de centímetros. Si les partícules fueren menores que los llargores d'onda del radar, resultaríen tresparentes a les ondes d'este. Si fueren enforma mayores, apreciaríase la emisión de radiación térmico. El baxu nivel de tal radiación llinda'l so tamañu a non más de dellos metros.

Los datos de los vehículos espaciales Voyager confirmaron estos descubrimientos. Nun tipu d'esperimentu unviáronse radio-ondes dende'l vehículu espacial a la Tierra, al traviés de los aníos, y midióse la potencia espublizada poles partícules de los aníos pa dellos ángulos d'esviación respecto al trayectu inicial de les ondes.

Según l'espardimientu de les ondes de radar poles partícules nos aníos fai posible detectar partícules del orde del tamañu del llargor d'onda del radar, l'espardimientu de la lluz solar dexa detectar partícules del tamañu d'un llargor d'onda de la lluz visible. La intensa medría de rellumu d'un segmentu del aníu, cuando se contempla so un ángulu pal que l'espardimientu palantre ye pequena, implica que, nesi segmentu, abonden les partícules d'un micrómetru de magnitú.

Observación que solo puede acometese cuando Saturno queda ente'l Sol y el astrofísico. Esta condición non puede cumplise pa observaciones verificaes dende la Tierra, pero sí a bordu d'un vehículu espacial. Asina, los estudios de los datos de los Voyager señalen que les partícules de tamaños del orde d'un micrómetru constitúin una proporción grande de les partícules nel aníu F, una proporción apreciable en munches partes del aníu B y una proporción menor na parte esterna del aníu A. Per otra parte, el aníu C y la división de Cassini nun presenten rastros de tales partícules pequenes.

La espardimientu de la lluz o de dalguna otra forma de radiación electromagnético poles partícules d'un aníu dexa deducir el tamañu de les partícules qu'abonden nel aníu:

  • Espardimientu de lluz d'una partícula de tamañu 1/10 del llargor d'onda de la radiación incidente: espubliza la lluz casi por igual en toles direcciones.
  • Espardimientu de lluz d'una partícula de tamañu del orde del llargor d'onda de la radiación incidente: espubliza la lluz palantre.
  • Espardimientu de lluz d'una partícula de tamañu mayor que'l llargor d'onda de la radiación incidente: espubliza la lluz en tolos ángulos, predominando palantre.

Cuñas radiales nel aníu B[editar | editar la fonte]

Cuñas radiales nel aníu B de Saturno.

Na parte central y más opaca del aníu B apaecen unes perturbaciones empobinaes radialmente, en forma de cuña. Caúna de les cualos puede trate a lo llargo d'una fracción importante de les 10 hores qu'una partícula del aníu B invierte en realizar una revolución orbital. Mentanto, nueves cuñas radiales tán surdiendo esporádicamente n'otres zones del aníu. Comparaes cola so redolada, les cuñas radiales apaecen brillantes en lluz espublizada palantre y escures en lluz espublizada escontra tras. D'ende que les partícules de tamaños del orde d'un micrómetru abonden nes cuñas radiales.

Cada parte d'una cuña radial xira alredor de Saturno a la mesma velocidá que lo faen les partícules del aníu a la so distancia radial. Les porciones interiores mover a mayor velocidá; asina, una cuña radial va inclinándose col tiempu y llega a sumir. L'estremu más estrechu (el "pinchu") de cada cuña radial paez coincidir aprosimao cola distancia dende Saturno a la cual el periodu d'una partícula n'órbita iguala al periodu de rotación del planeta Saturno. El campu magnético en Saturno ta zarráu dientro del planeta; xira, por tanto, con él. D'equí que les fuerces electromagnétiques sían parcialmente responsables de qu'esistan cuñas radiales. A esti respectu puede faese notar que se repararon biltos d'estática de banda ancha. Los biltos paecen habese aniciáu en fontes del aníu B, cerca de rexones onde l'actividá de les cuñas yera intensa.

La observación de que la espardimientu de la lluz nes partícules de les cuñas radiales del aníu B de Saturno asocede predominantemente palantre dexa deducir que les cuñas son concentraciones locales y transitories de partícules del aníu, d'un micrómetru de tamañu.

Llista de los aníos y divisiones más importantes[editar | editar la fonte]

Nome Alloña al centru de Saturno (km) Anchor(km) Nomáu n'honor
Aníu D 67.000 - 74.500 7.500
Aníu C 74.500 - 92.000 17.500  
División de Colombo 77.800 100 Giuseppe "Bepi" Colombo
División de Maxwell 87.500 270 James Clerk Maxwell
Aníu B 92.000 - 117.500 25.500  
División de Cassini 117.500 - 122.200 4.700 Giovanni Cassini
División de Huygens 117.680 285-440 Christiaan Huygens
Aníu A 122.200 - 136.800 14.600  
División de Encke 133.570 325 Johann Encke
División de Keeler 136.530 35 James Keeler
Aníu R/2004 S 1 137.630 ?  
R/2004 S 2 138.900 ?  
Aníu F 140.210 30-500  
Aníu H? 151.450 ?  
Aníu G 165.800 - 173.800 8.000  
Aníu Y 180.000 - 480.000 300.000  

Aníu de Febe[editar | editar la fonte]

Por aciu observaciones realizaes col telescopiu d'infrarroxos Spitzer púdose determinar la esistencia d'un aníu muncho más esterior y débil que los antes mentaos, estendiéndose de manera asimétrica nun radiu ente 6 millones de kilómetros y 12 millones de kilómetros, inclináu 27 graos respecto al ecuador de Saturno, y que la so fonte puede ser la lluna Febe.[1]

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Referencies[editar | editar la fonte]

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]


Anillos de Saturno