Introducción a la ciencia I. Ciencias Físicas (28 page)

El eje de rotación de Saturno está inclinado como el de la Tierra. La inclinación axial de Saturno es de 26,73 grados en comparación con los 23,45 grados de la Tierra. Los anillos de Saturno se encuentran en su plano ecuatorial, por lo que se hallan inclinados respecto del Sol (y de nosotros). Cuando Saturno se encuentra en un extremo de su órbita, miramos por encima del lado más cercano de su anillo, mientras que el lado más alejado permanece oculto. Cuando Saturno se encuentra en el otro extremo de su órbita, lo vemos por debajo hacia el lado más cercano del anillo, mientras el lado más alejado permanece oculto. Saturno emplea 14 años en ir de un extremo de su órbita al otro. Durante ese tiempo, el anillo deriva lentamente desde el extremo inferior al superior. A mitad del recorrido, el anillo está exactamente a la mitad, y los vemos de perfil. Luego, durante la otra parte de su órbita, cuando Saturno viaja desde el otro lado hasta el punto de inicio, el anillo deriva lentamente de arriba abajo de nuevo; y a medio camino, lo vemos otra vez de perfil. Dos veces en cada órbita de Saturno, o cada catorce años y un poco más, el anillo es visto de canto. El anillo es tan tenue que, en los momentos en que se halla de perfil, simplemente desaparece. Ésa fue la situación que tenía cuando lo observó Galileo a finales de 1612, y, contrariado (según cuentan), no volvió a mirar más hacia Saturno...

En 1675, Cassini se percató de que el anillo de Saturno no era una curva continua de luz. Había una línea oscura a todo lo largo del anillo, dividiéndolo en una sección exterior y otra interior. La sección exterior es más estrecha y no tan brillante como la interior. Al parecer, se trataba de dos anillos, uno dentro del otro; y desde entonces los anillos de Saturno han sido llamados así siempre en plural. A la línea oscura se la denomina ahora División de Cassini.

El astrónomo germanorruso Friedrich G. W. von Strove, denominó al anillo exterior Anillo A, en 1826, y al otro interior Anillo B. En 1850, un astrónomo norteamericano, William Cranch Bond, informó de un tenue anillo más cercano a Saturno que el Anillo B.

No hay nada parecido a los anillos de Saturno en ninguna parte del Sistema Solar o, pongamos por caso, en cualquier otro lugar en que podamos mirar con nuestros instrumentos. En realidad, sabemos que existe un tenue anillo de materia en tomo de Júpiter, y es posible que en cualquier planeta gigante gaseoso, como Júpiter o Saturno, pueda haber un anillo de restos cerca de él. No obstante, aunque el anillo de Júpiter sea típico, no está formado más que por cosas pobres y endebles, mientras que el sistema de anillos de Saturno constituye algo magnífico. De un extremo a otro del sistema de anillos de Saturno, tal y como se ven desde la Tierra, se extienden a una distancia de 275.000 kilómetros. Se trata de 1721 veces la anchura de la Tierra y, en realidad, es casi dos veces el diámetro de Júpiter.

¿Qué son los anillos de Saturno? Cassini pensó que se trataba de objetos lisos y sólidos, al igual que delgados tejos. En 1785, Laplace (que más tarde avanzaría la hipótesis de la nebulosa), señaló que las diferentes partes de los anillos se encontraban a distintas distancias del centro de Saturno, y que se hallarían sometidas a diferentes grados de atracción por parte del campo gravitatorio de Saturno. Tal diferencia en atracción gravitatoria la constituye el efecto de marea que ya he mencionado antes y que tendería a romper el anillo. Laplace creía que los anillos serían una serie de anillos muy tenues colocados tan cerca uno del otro que parecerían soldados desde la distancia de la Tierra.

Sin embargo, en 1855, Maxwell (que más tarde predeciría la existencia de una ancha banda de radiación electromagnética), mostró que esta sugerencia no era suficiente. La única forma en que los anillos pudiesen resistir la disrupción por el efecto de marea, sería que consistiesen en unas partículas relativamente pequeñas, de incontrolables meteoritos distribuidos por Saturno, de tal forma que diese la impresión de tratarse de unos anillos sólidos dada la distancia desde la Tierra.

Ya no ha habido dudas desde que Maxwell fuese corregido en esta hipótesis.

Trabajando sobre el asunto de los efectos de marea de otra forma, un astrónomo francés, Édouard Roche, mostró que cualquier cuerpo sólido que se aproximase a otro cuerpo considerablemente mayor, sufriría unas poderosas fuerzas de marea que, eventualmente, lo destrozarían en fragmentos. La distancia a la que el cuerpo menor resultaría destrozado es el
límite de Roche
y, por lo general, se le adjudica la cantidad de 2,44 veces
el radio ecuatorial
(la distancia desde el centro a un punto en el ecuador) del cuerpo más grande.

Así, el límite de Roche es 2,44 veces el radio ecuatorial del planeta de 62.205 kilómetros (la mitad del diámetro ecuatorial), es decir, 151.780 kilómetros. El borde exterior del Anillo A se encuentra a 139.425 kilómetros del centro de Saturno, por lo que todo el sistema de anillos se encuentra dentro del límite de Roche. (Los anillos de Júpiter se encuentran también dentro del límite de Roche.)

Aparentemente, los anillos de Saturno representan restos que nunca acabaron de constituirse en un satélite (como los restos más allá del límite de Roche harían, y al parecer han hecho) o formaban parte de un satélite que se aventuró demasiado cerca por alguna razón y fue hecho añicos. De una forma u otra, siguen siendo una colección de pequeños cuerpos. (El efecto de marea disminuye a medida que el cuerpo afectado se hace más pequeño: en un punto dado, los fragmentos son tan pequeños que la posterior fragmentación se detiene, excepto tal vez a través de la colisión ocasional de dos cuerpos pequeños. Según algunas estimaciones, si el material de los anillos de Saturno se recogiera en un solo cuerpo, el resultado sería una esfera levemente mayor que nuestra Luna.)

Además de los anillos, Saturno, como Júpiter, tiene una familia de satélites. Un satélite saturniano fue descubierto por primera vez por Huyghens, en 1656, el mismo año en que él mismo descubrió los anillos. Dos siglos después, el satélite recibió el nombre de Titán, que era la clase de deidad a la que Saturno (Cronos) pertenecía en los mitos griegos. Titán es un gran cuerpo, casi (pero no del todo) del tamaño de Ganimedes. Además, es menos denso que Ganimedes, por lo que la discrepancia en la masa es aún mayor. No obstante, es el segundo mayor satélite conocido del Sistema Solar, si se toma como criterio el diámetro o la masa.

En un aspecto, Titán (hasta ahora) está a la cabeza de la clase. Más lejos del Sol, y por lo tanto más frío, que los satélites de Júpiter, es más capaz de contener las moléculas de gas, que se han vuelto más lentas a causa del frío, a pesar de su pequeña gravedad superficial. En 1944, el astrónomo neerlandés-norteamericano, Gerard Kuiper, pudo detectar una innegable atmósfera en Titán, y descubrió que contenía metano. Las moléculas de metano están formadas por 1 átomo de carbono y 4 átomos de hidrógeno (CH
₄
), y es el principal constituyente del gas natural en la Tierra.

En el momento del descubrimiento de Titán, se conocían otros cinco satélites en total: la Luna y los cuatro satélites galileanos de Júpiter. Todos eran más o menos del mismo tamaño, mucho más similares en tamaño que los planetas conocidos. Sin embargo, entre 1671 y 1684 Cassini descubrió no menos de cuatro satélites adicionales de Saturno, cada uno de ellos con un diámetro considerablemente menor que Europa, el más pequeño de los galileanos. Los diámetros iban desde 1.485 kilómetros para el mayor de los descubiertos por Cassini (conocido ahora como Japeto), a los 1.075 kilómetros de Tetis. A partir de este momento, se comprendió que los satélites podían ser muy pequeños.

A fines del siglo XIX, se conocían ya nueve satélites de Saturno. El último de los nueve descubiertos fue Febe, detectado en primer lugar por el astrónomo norteamericano William Henry Pickering. Es con mucho el más alejado de los satélites y se encuentra a una distancia promedia de Saturno de 13 millones de kilómetros. Gira en torno de Saturno en 549 días, en dirección retrógrada. Es también el menor de los satélites (de ahí su tardío descubrimiento, puesto que el ser diminuto implica asimismo el tener poca luz), con un diámetro de unos 200 kilómetros.

Entre 1979 y 1981, tres sondas, que previamente habían pasado a Júpiter —
Pioneer XI, Voyager I
y
Voyager II
—, ofrecieron una visión cercana del mismo Saturno, sus anillos y sus satélites.

Naturalmente, Titán era un blanco de primera clase a causa de su atmósfera. Algunas señales de radio desde el
Voyager I
pasaron rozando la atmósfera de Titán en su viaje hacia la Tierra. Alguna señal de energía fue absorbida, y a partir de los detalles de esta absorción, se calculó que la atmósfera de Titán era inesperadamente densa. A partir de la cantidad de metano detectado desde la Tierra, se pensó que Titán debía de tener una atmósfera tan densa como la de Marte. No fue así. Era 150 veces más densa que la atmósfera marciana, e incluso era, tal vez, 1,5 veces más densa que la de la Tierra.

La razón para esas cifras sorprendentes fue que sólo el metano había sido detectado desde la Tierra, y si hubiera sido el único constituyente de la atmósfera de Titán, la atmósfera hubiera sido tenue. Sin embargo, el metano constituye sólo el 2 % de la atmósfera de Titán, y el resto es nitrógeno, un gas difícil de detectar por sus características de absorción.

La densa atmósfera de Titán está llena de niebla, y no ha sido posible ver la superficie sólida. Sin embargo, esta niebla también tiene mucho interés. El metano es una molécula que puede
polimerizarse
fácilmente, es decir, combinarse consigo misma para formar moléculas mayores. Así, los científicos se ven libres para especular que en Titán puede haber océanos o unos sedimentos constituidos por unas más bien complicadas moléculas que contienen carbono. En realidad, podemos incluso divertirnos con la posibilidad de que Titán esté forrado de asfalto, con afloramientos de gasolina solidificada, estando salpicado de lagos de metano y de etano. Los otros satélites saturnianos se hallan, como cabía esperar, llenos de cráteres. Mimas, el más interior de los nueve satélites, tiene uno tan grande (considerando el tamaño del satélite) que el impacto que produjo debió casi hacer añicos el mundo.

Encélado, el segundo de los nueve, es, no obstante, comparativamente liso y puede haber quedado parcialmente fundido a causa de la marea de calor. Hiperión es el menos esférico y tiene un diámetro que varía de 115 a 198 kilómetros. Tiene más bien la forma de los satélites marcianos, pero, naturalmente, es mucho más grande, lo suficientemente grande como para suponer que debió de ser razonablemente esférico como resultado de su propia atracción gravitatoria. Tal vez se haya fracturado recientemente.

Japeto, desde su descubrimiento original en 1761, ha poseído su peculiaridad, al ser cinco veces más brillante cuando se encuentra al oeste de Saturno que cuando está en el este. Dado que Japeto siempre conserva una cara vuelta hacia Saturno, vemos un hemisferio cuando está en un lado de Saturno, y el otro hemisferio cuando se encuentra al otro lado. La suposición natural fue que un hemisferio debía reflejar la luz del Sol con cinco veces mayor eficiencia que la otra. Las fotografías del
Voyager I
confirmaron esta suposición. Japeto es luminoso y oscuro, como si un lado estuviese helado y el otro revestido de polvo oscuro. Pero no se conoce la razón de esta diferencia.

Las sondas de Saturno han tenido éxito al encontrar ocho pequeños satélites que eran demasiado pequeños para detectarse desde la Tierra, elevando el número total de satélites saturnianos hasta los diecisiete. De esos ocho nuevos satélites, cinco se hallan más cerca de Saturno que Mimas. El más cercano de esos satélites se encuentra a sólo 140.000 kilómetros del centro de Saturno (a 75.000 kilómetros por encima de la cobertura nubosa de Saturno) y gira en torno el planeta en 14,43 horas.

Dos satélites que se encuentran en el interior de la órbita de Mimas tienen la desacostumbrada propiedad de ser
co-orbitales
, es decir, de compartir la misma órbita, persiguiéndose el uno al otro interminablemente alrededor de Saturno. Constituyó el primer ejemplo conocido de tales satélites co-orbitales. Se encuentran a una distancia de 155.000 kilómetros del centro de Saturno y giran en torno del planeta en 16,68 horas. En 1967, un astrónomo francés, Audouin Dollfus, informó de un satélite en el interior de la órbita de Mimas y le llamó Jano. Probablemente, éste fue el resultado de avistar uno u otro de los satélites intra-Mimas, ocultando erróneos datos orbitales porque algunos diferentes han sido observados en momentos distintos. Jano ya no está incluido en la lista de satélites de Saturno.

Los tres restantes satélites recientemente descubiertos también representan unas situaciones sin precedentes. El satélite mejor conocido, Dione, uno de los descubrimientos de Cassini, se descubrió que tenía un diminuto compañero co-orbital. Dado que Dione tiene un diámetro de 1.150 kilómetros, el compañero (Dione B) posee un diámetro de sólo 35 kilómetros. Dione B, al girar en torno de Saturno, permanece en un punto 60 grados por delante de Dione. Como resultado de ello, Saturno, Dione y Dione B son siempre los vértices de un triángulo equilátero. A esto se le denomina
situación troyana
por razones que explicaré más adelante.

Una situación así, sólo es posible cuando el tercer cuerpo es mucho menor que los dos primeros, y tiene lugar si el cuerpo menor se encuentra a 60 grados por delante o por detrás del cuerpo mayor. Por delante, se halla en la posición L-4, por detrás, en la posición L-5. Dione B se halla en la posición L-4 (la
L
es por el astrónomo italofrancés Joseph Louis Lagrange que, en 1772, elaboró el hecho de que una configuración así es gravitatoriamente estable.)

Luego está Tetis, otro de los satélites de Cassini. Tiene dos compañeros coorbitales: Tetis B, en posición L-4, y Tetis C, en posición L-5.

De una forma clara, la familia de satélites saturnianos es la más rica y la más compleja en el Sistema Solar, por lo que conocemos hasta ahora.

Los anillos de Saturno son también mucho más complejos de lo que se había creído. Vistos de cerca, consisten en centenares, tal vez incluso millares, de pequeños anillos, que se parecen a los surcos de un disco fonográfico. En algunos lugares, unas rayas negras aparecen en los ángulos rectos de los anillos, como radios en una rueda. Asimismo, un débil anillo más exterior parece consistir en tres anillos entrelazados. Nada de todo esto ha podido explicarse hasta ahora, aunque la creencia general es que una correcta explicación gravitatoria debe verse complicada por efectos eléctricos.