Anillos de Saturno


Los anillos de Saturno son el sistema de anillos más extenso de cualquier planeta del Sistema Solar . Consisten en innumerables partículas pequeñas, que varían en tamaño desde micrómetros a metros , [1] que orbitan alrededor de Saturno . Las partículas del anillo están hechas casi en su totalidad de hielo de agua, con un componente traza de material rocoso . Aún no hay consenso sobre su mecanismo de formación. Aunque los modelos teóricos indicaron que era probable que los anillos se formaran temprano en la historia del Sistema Solar, [2] nuevos datos de Cassinisugieren que se formaron relativamente tarde. [3]

El conjunto completo de anillos, fotografiados cuando Saturno eclipsó al Sol desde la posición ventajosa del orbitador Cassini , a 1,2 millones de kilómetros de distancia, el 19 de julio de 2013 (el brillo es exagerado). La Tierra aparece como un punto a las 4 en punto, entre los anillos G y E.

Aunque el reflejo de los anillos aumenta el brillo de Saturno , no son visibles desde la Tierra con visión sin ayuda . En 1610, un año después de que Galileo Galilei dirigiera un telescopio hacia el cielo, se convirtió en la primera persona en observar los anillos de Saturno, aunque no pudo verlos lo suficientemente bien como para discernir su verdadera naturaleza. En 1655, Christiaan Huygens fue la primera persona en describirlos como un disco que rodea a Saturno. [4] El concepto de que los anillos de Saturno están formados por una serie de pequeños rizos se remonta a Pierre-Simon Laplace , [4] aunque los espacios verdaderos son pocos, es más correcto pensar en los anillos como un disco anular con concéntricos. máximos y mínimos locales en densidad y brillo. [2] En la escala de los grupos dentro de los anillos hay mucho espacio vacío.

Los anillos tienen numerosos huecos donde la densidad de las partículas cae bruscamente: dos abiertos por lunas conocidas incrustadas dentro de ellos, y muchos otros en ubicaciones de resonancias orbitales desestabilizadoras conocidas con las lunas de Saturno . Otras lagunas siguen sin explicarse. Las resonancias estabilizadoras, por otro lado, son responsables de la longevidad de varios anillos, como el Titan Ringlet y el G Ring .

Mucho más allá de los anillos principales se encuentra el anillo de Phoebe , que se presume se origina en Phoebe y, por lo tanto, comparte su movimiento orbital retrógrado . Está alineado con el plano de la órbita de Saturno. Saturno tiene una inclinación axial de 27 grados, por lo que este anillo está inclinado en un ángulo de 27 grados con respecto a los anillos más visibles que orbitan sobre el ecuador de Saturno.

La vista de la Voyager 2 de Saturno proyecta una sombra sobre sus anillos. Son visiblescuatro satélites, dos de sus sombras y radios anulares .

El trabajo de Galileo

Galileo observó por primera vez los anillos en 1610.

Galileo Galilei fue el primero en observar los anillos de Saturno en 1610 usando su telescopio, pero no pudo identificarlos como tales. Escribió al duque de Toscana que "El planeta Saturno no está solo, sino que está compuesto de tres, que casi se tocan y nunca se mueven ni cambian entre sí. Están dispuestos en una línea paralela al zodíaco , y el del medio (Saturno mismo) es aproximadamente tres veces el tamaño de los laterales ". [5] También describió los anillos como las "orejas" de Saturno. En 1612 la Tierra pasó por el plano de los anillos y se volvieron invisibles. Desconcertado, Galileo comentó: "No sé qué decir en un caso tan sorprendente, tan inesperado y tan novedoso". [4] Reflexionó: "¿Se ha tragado Saturno a sus hijos?" - refiriéndose al mito del Titán Saturno devorando a su descendencia para prevenir la profecía de que lo derrocarán. [5] [6] Estaba aún más confundido cuando los anillos volvieron a ser visibles en 1613. [4]

Los primeros astrónomos utilizaron anagramas como una forma de esquema de compromiso para reclamar nuevos descubrimientos antes de que sus resultados estuvieran listos para su publicación. Galileo usó smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras para Altissimum planetam tergeminum observavi ("He observado que el planeta más distante tiene una forma triple") para descubrir los anillos de Saturno. [7]

Teoría de anillos, observaciones y exploración.

Robert Hooke notó las sombras (ayb) proyectadas por el globo y los anillos entre sí en este dibujo de Saturno de 1666.

En 1657, Christopher Wren se convirtió en profesor de astronomía en el Gresham College de Londres. Había estado haciendo observaciones del planeta Saturno desde alrededor de 1652 con el objetivo de explicar su apariencia. Su hipótesis fue escrita en De corpore saturni, en el que estuvo a punto de sugerir que el planeta tenía un anillo. Sin embargo, Wren no estaba seguro de si el anillo era independiente del planeta o si estaba físicamente unido a él. Antes de que se publicara la teoría de Wren, Christiaan Huygens presentó su teoría de los anillos de Saturno. Inmediatamente, Wren reconoció que esta era una hipótesis mejor que la suya y De corpore saturni nunca se publicó. [8]

Huygens fue el primero en sugerir que Saturno estaba rodeado por un anillo separado del planeta. Usando un telescopio refractor de 50x de potencia que él mismo diseñó, muy superior a los disponibles para Galileo, Huygens observó Saturno y en 1656, como Galileo, publicó el anagrama "aaaaaaacccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuuu". Al confirmar sus observaciones, tres años después reveló que significaba "Annuto cingitur, tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato"; es decir, "[Saturno] está rodeado por un anillo delgado, plano, que no se toca en ninguna parte, inclinado hacia la eclíptica". [4] [9] Robert Hooke fue otro de los primeros observadores de los anillos de Saturno y notó la proyección de sombras en los anillos. [8]

En 1675, Giovanni Domenico Cassini determinó que el anillo de Saturno estaba compuesto por múltiples anillos más pequeños con espacios entre ellos; la mayor de estas lagunas se denominó más tarde División Cassini . Esta división es una región 4800 km de ancho entre el anillo A y B del anillo . [10]

En 1787, Pierre-Simon Laplace demostró que un anillo sólido uniforme sería inestable y sugirió que los anillos estaban compuestos por una gran cantidad de rizos sólidos. [4] [11]

En 1859, James Clerk Maxwell demostró que un anillo sólido no uniforme, rizos sólidos o un anillo fluido continuo tampoco serían estables, lo que indica que el anillo debe estar compuesto por numerosas partículas pequeñas, todas en órbita alrededor de Saturno de forma independiente. [11] Más tarde, Sofia Kovalevskaya también descubrió que los anillos de Saturno no pueden ser cuerpos líquidos en forma de anillo. [12] Los estudios espectroscópicos de los anillos llevados a cabo en 1895 por James Keeler del Observatorio Allegheny y Aristarkh Belopolsky del Observatorio Pulkovo mostraron que el análisis de Maxwell era correcto.

Cuatro naves espaciales robóticas han observado los anillos de Saturno desde las cercanías del planeta. Pioneer 11 ' s aproximación más cercana a Saturno ocurrió en septiembre de 1979 a una distancia de 20.900 kilometros. [13] Pioneer 11 fue responsable del descubrimiento del anillo F. [13] Voyager 1 ' máxima aproximación s ocurrió en noviembre de 1980 a una distancia de 64.200 kilometros. [14] Un fotopolarímetro fallido impidió que la Voyager 1 observara los anillos de Saturno con la resolución planificada; sin embargo, las imágenes de la nave espacial proporcionaron detalles sin precedentes del sistema de anillos y revelaron la existencia del anillo G. [15] Voyager 2 ' aproximación más cercana s ocurrió en agosto de 1981 a una distancia de 41.000 kilometros. [14] Voyager 2 ' s fotopolarímetro de trabajo le permitió observar el sistema de anillo a mayor resolución que Voyager 1 , y descubrir de este modo muchos bucles previamente invisibles. [16] La nave espacial Cassini entró en órbita alrededor de Saturno en julio de 2004. [17] Las imágenes de los anillos de Cassini son las más detalladas hasta la fecha y son responsables del descubrimiento de aún más rizos. [18]

Los anillos se nombran alfabéticamente en el orden en que fueron descubiertos [19] (A y B en 1675 por Giovanni Domenico Cassini , C en 1850 por William Cranch Bond y su hijo George Phillips Bond , D en 1933 por Nikolai P. Barabachov y B. Semejkin , E en 1967 por Walter A. Feibelman , F en 1979 por Pioneer 11 y G en 1980 por Voyager 1 ). Los anillos principales son, trabajando hacia afuera desde el planeta, C, B y A, con la División Cassini, la brecha más grande, que separa los Anillos B y A. Más recientemente se descubrieron varios anillos más débiles. El anillo D es extremadamente débil y está más cerca del planeta. El estrecho anillo F está justo fuera del anillo A. Más allá de eso hay dos anillos mucho más débiles llamados G y E. Los anillos muestran una enorme cantidad de estructura en todas las escalas, algunas relacionadas con las perturbaciones de las lunas de Saturno, pero muy inexplicables. [19]

Aspecto simulado de Saturno visto desde la Tierra en el transcurso de un año de Saturno

La inclinación axial de Saturno es de 26,7 °, lo que significa que desde la Tierra se obtienen vistas muy variables de los anillos, de los cuales los visibles ocupan su plano ecuatorial, en diferentes momentos. [20] La Tierra pasa a través del plano de los anillos cada 13 a 15 años, aproximadamente cada medio año de Saturno, y hay aproximadamente las mismas posibilidades de que ocurran uno o tres cruces en cada una de esas ocasiones. Los cruces más recientes del plano circular fueron el 22 de mayo de 1995, el 10 de agosto de 1995, el 11 de febrero de 1996 y el 4 de septiembre de 2009; Los próximos eventos ocurrirán el 23 de marzo de 2025, el 15 de octubre de 2038, el 1 de abril de 2039 y el 9 de julio de 2039. Las oportunidades favorables para ver el cruce del plano del anillo (con Saturno no cerca del Sol) solo ocurren durante los cruces triples. [21] [22] [23]

Los equinoccios de Saturno , cuando el Sol pasa por el plano de los anillos, no están espaciados uniformemente; en cada órbita, el sol está al sur del plano del anillo durante 13,7 años terrestres, luego al norte del plano durante 15,7 años. [n 1] Las fechas de los equinoccios de otoño en el hemisferio norte incluyen el 19 de noviembre de 1995 y el 6 de mayo de 2025, con equinoccios de primavera en el norte el 11 de agosto de 2009 y el 23 de enero de 2039. [25] Durante el período alrededor de un equinoccio la iluminación de la mayoría de los anillos muy reducido, lo que posibilita observaciones únicas que destacan las características que se apartan del plano del anillo. [26]

Imagen simulada que usa color para presentar datos de tamaño de partícula derivados de radio-ocultación . La atenuación de las señales de 0,94, 3,6 y 13 cm enviadas por Cassini a través de los anillos a la Tierra muestra una abundancia de partículas de tamaños similares o mayores que esas longitudes de onda. Púrpura (B, anillo interior A) significa que pocas partículas son <5 cm (todas las señales atenuadas de manera similar). El verde y el azul (C, anillo exterior A) significan partículas <5 cm y <1 cm, respectivamente, son comunes. Las áreas blancas (anillo B) son demasiado densas para transmitir una señal adecuada. Otra evidencia muestra que los anillos A a C tienen una amplia gama de tamaños de partículas, de hasta m de ancho.
La División de Cassini oscuro separa el ancho interior B Anillo y exterior del anillo A en esta imagen de la HST 's ACS (22 de marzo, 2004). El anillo C menos prominente está justo dentro del anillo B.
Mosaico de Cassini de los anillos de Saturno el 12 de agosto de 2009, un día después del equinoccio . Con los anillos apuntando al sol, la iluminación es por la luz reflejada de Saturno, excepto en o fuera del plano secciones más gruesas, como el anillo F .
Vista de la sonda espacial Cassini del lado no iluminado de los anillos de Saturno (9 de mayo de 2007).

Los densos anillos principales se extienden desde 7.000 km (4.300 millas) a 80.000 km (50.000 millas) del ecuador de Saturno, cuyo radio es de 60.300 km (37.500 millas) (consulte Subdivisiones principales ). Con un espesor local estimado de tan solo 10 m [27] y tanto como 1 km, [28] están compuestos de hielo de agua pura al 99,9% con un puñado de impurezas que pueden incluir tolinas o silicatos . [29] Los anillos principales están compuestos principalmente por partículas que varían en tamaño de 1 cm a 10 m. [30]

Cassini midió directamente la masa del sistema de anillos a través de su efecto gravitacional durante su conjunto final de órbitas que pasaron entre los anillos y las cimas de las nubes, obteniendo un valor de 1,54 (± 0,49) × 10 19 kg, o 0,41 ± 0,13 masas Mimas . [3] Esto es tan masivo como aproximadamente la mitad de la masa de toda la plataforma de hielo antártica de la Tierra , distribuida en una superficie 80 veces mayor que la de la Tierra. [31] La estimación se acerca al valor de 0,40 masas Mimas derivadas de las observaciones de Cassini de ondas de densidad en los anillos A, B y C. [3] Es una pequeña fracción de la masa total de Saturno (alrededor de 0,25  ppb ). Las observaciones anteriores de la Voyager de las ondas de densidad en los anillos A y B y un perfil de profundidad óptica habían producido una masa de aproximadamente 0,75 masas Mimas, [32] con observaciones posteriores y modelos informáticos que sugerían que era una subestimación. [33]

Aunque las brechas más grandes en los anillos, como la División Cassini y la Brecha Encke , se pueden ver desde la Tierra, la nave espacial Voyager descubrió que los anillos tienen una estructura intrincada de miles de brechas y rizos delgados. Se cree que esta estructura surge, de varias formas diferentes, de la atracción gravitacional de las muchas lunas de Saturno. Algunas lagunas se despejan con el paso de pequeñas lunas como Pan , [34] muchas más de las cuales aún pueden descubrirse, y algunos rizos parecen mantenerse gracias a los efectos gravitacionales de los pequeños satélites pastores (similares a los de Prometeo y Pandora ). mantenimiento del anillo F). Otras brechas surgen de resonancias entre el período orbital de las partículas en la brecha y el de una luna más masiva más alejada; Mimas mantiene la División Cassini de esta manera. [35] Aún más estructura en los anillos consiste en ondas espirales generadas por las perturbaciones gravitacionales periódicas de las lunas interiores con resonancias menos disruptivas. [ cita requerida ] Los datos de la sonda espacial Cassini indican que los anillos de Saturno poseen su propia atmósfera, independiente de la del planeta mismo. La atmósfera está compuesta de gas de oxígeno molecular (O 2 ) producido cuando la luz ultravioleta del Sol interactúa con el hielo de agua en los anillos. Las reacciones químicas entre los fragmentos de moléculas de agua y la estimulación ultravioleta adicional crean y expulsan, entre otras cosas, O 2 . Según los modelos de esta atmósfera, el H 2 también está presente. Las atmósferas de O 2 y H 2 son tan escasas que si toda la atmósfera se condensara de alguna manera en los anillos, tendría aproximadamente un átomo de espesor. [36] Los anillos también tienen una atmósfera de OH (hidróxido) igualmente escasa. Al igual que el O 2 , esta atmósfera se produce por la desintegración de las moléculas de agua, aunque en este caso la desintegración la realizan los iones energéticos que bombardean las moléculas de agua expulsadas por Encelado, la luna de Saturno . Esta atmósfera, a pesar de ser extremadamente escasa, fue detectada desde la Tierra por el Telescopio Espacial Hubble. [37] Saturno muestra patrones complejos en su brillo. [38] La mayor parte de la variabilidad se debe al aspecto cambiante de los anillos, [39] [40] y esto pasa por dos ciclos en cada órbita. Sin embargo, a esto se superpone la variabilidad debido a la excentricidad de la órbita del planeta que hace que el planeta muestre oposiciones más brillantes en el hemisferio norte que en el sur. [41]

En 1980, la Voyager 1 hizo un sobrevuelo de Saturno que mostró que el anillo F estaba compuesto por tres anillos estrechos que parecían estar trenzados en una estructura compleja; ahora se sabe que los dos anillos exteriores consisten en protuberancias, torceduras y bultos que dan la ilusión de trenzado, con el tercer anillo menos brillante dentro de ellos. [ cita requerida ]

Nuevas imágenes de los anillos tomadas alrededor del equinoccio de Saturno del 11 de agosto de 2009 por la nave espacial Cassini de la NASA han demostrado que los anillos se extienden significativamente fuera del plano nominal del anillo en algunos lugares. Este desplazamiento alcanza hasta 4 km (2,5 millas) en el borde de Keeler Gap , debido a la órbita fuera del plano de Daphnis , la luna que crea la brecha. [42]

Las estimaciones de la edad de los anillos de Saturno varían ampliamente, según el enfoque utilizado. Se ha considerado que posiblemente sean muy antiguos, que datan de la formación del propio Saturno. Sin embargo, los datos de Cassini sugieren que son mucho más jóvenes, habiéndose formado muy probablemente en los últimos 100 millones de años y, por lo tanto, pueden tener entre 10 y 100 millones de años. [3] [43] Este escenario de origen reciente se basa en una nueva estimación de masa baja, modelado de la evolución dinámica de los anillos y mediciones del flujo de polvo interplanetario, que se basan en una estimación de la tasa de oscurecimiento de los anillos a lo largo del tiempo. . [3] Dado que los anillos están perdiendo material continuamente, habrían sido más masivos en el pasado que en el presente. [3] La estimación de masa por sí sola no es muy diagnóstica, ya que los anillos de gran masa que se formaron temprano en la historia del Sistema Solar ya habrían evolucionado a una masa cercana a la medida. [3] Según las tasas de agotamiento actuales, pueden desaparecer en 300 millones de años. [44] [45]

Hay dos teorías principales sobre el origen de los anillos internos de Saturno. Una teoría, propuesta originalmente por Édouard Roche en el siglo XIX, es que los anillos fueron una vez una luna de Saturno (llamada Veritas, en honor a una diosa romana que se escondía en un pozo) cuya órbita decayó hasta que se acercó lo suficiente como para ser destrozada por fuerzas de marea (ver límite de Roche ). [46] Una variación de esta teoría es que esta luna se desintegró después de ser golpeada por un gran cometa o asteroide . [47] La segunda teoría es que los anillos nunca fueron parte de una luna, sino que son restos del material nebular original a partir del cual se formó Saturno. [ cita requerida ]

Una impresión artística de 2007 de los agregados de partículas heladas que forman las porciones "sólidas" de los anillos de Saturno. Estos grumos alargados se forman y dispersan continuamente. Las partículas más grandes tienen unos pocos metros de diámetro.
Anillos
y lunas de Saturno
Tetis y Janus

Una versión más tradicional de la teoría de la luna interrumpida es que los anillos están compuestos de restos de una luna de 400 a 600 km de diámetro, un poco más grande que Mimas . La última vez que hubo colisiones lo suficientemente grandes como para romper una luna tan grande fue durante el Bombardeo Intenso Tardío hace unos cuatro mil millones de años. [48]

Una variante más reciente de este tipo de teoría de RM Canup es que los anillos podrían representar parte de los restos del manto helado de una luna diferenciada mucho más grande, del tamaño de un Titán, que fue despojada de su capa exterior cuando entró en espiral en el planeta. durante el período formativo cuando Saturno todavía estaba rodeado por una nebulosa gaseosa. [49] [50] Esto explicaría la escasez de material rocoso dentro de los anillos. Inicialmente, los anillos habrían sido mucho más masivos (aproximadamente 1000 veces) y más anchos que en la actualidad; el material en las porciones externas de los anillos se habría fusionado en las lunas de Saturno hasta Tetis , lo que también explica la falta de material rocoso en la composición de la mayoría de estas lunas. [50] La evolución subsiguiente por colisión o criovolcánica de Encelado podría haber causado la pérdida selectiva de hielo de esta luna, elevando su densidad a su valor actual de 1,61 g / cm 3 , en comparación con los valores de 1,15 para Mimas y 0,97 para Tetis. [50]

La idea de los primeros anillos masivos se amplió posteriormente para explicar la formación de las lunas de Saturno a Rea. [51] Si los anillos masivos iniciales contenían trozos de material rocoso (> 100 km de diámetro) además de hielo, estos cuerpos de silicato habrían acumulado más hielo y habrían sido expulsados ​​de los anillos, debido a las interacciones gravitacionales con los anillos y la interacción de las mareas con Saturno, en órbitas progresivamente más amplias. Dentro del límite de Roche , los cuerpos de material rocoso son lo suficientemente densos como para acumular material adicional, mientras que los cuerpos de hielo menos densos no lo son. Una vez fuera de los anillos, las lunas recién formadas podrían haber continuado evolucionando a través de fusiones aleatorias. Este proceso puede explicar la variación en el contenido de silicato de las lunas de Saturno hacia Rea, así como la tendencia hacia un menor contenido de silicato más cerca de Saturno. Rea sería entonces la más antigua de las lunas formadas a partir de los anillos primordiales, y las lunas más cercanas a Saturno serían progresivamente más jóvenes. [51]

El brillo y la pureza del hielo de agua en los anillos de Saturno también se han citado como evidencia de que los anillos son mucho más jóvenes que Saturno, [43] ya que la caída de polvo meteórico habría llevado a un oscurecimiento de los anillos. Sin embargo, una nueva investigación indica que el Anillo B puede ser lo suficientemente masivo como para haber diluido el material que cae y, por lo tanto, evitó un oscurecimiento sustancial a lo largo de la edad del Sistema Solar. El material de los anillos se puede reciclar a medida que se forman grumos dentro de los anillos y luego se rompen con los impactos. Esto explicaría la aparente juventud de parte del material dentro de los anillos. [52] La evidencia que sugiere un origen reciente del anillo C ha sido recopilada por investigadores que analizan datos del Cassini Titan Radar Mapper , que se centró en analizar la proporción de silicatos rocosos dentro de este anillo. Si gran parte de este material fue aportado por un centauro o una luna recientemente perturbados , la edad de este anillo podría ser del orden de 100 millones de años o menos. Por otro lado, si el material procediera principalmente de la afluencia de micrometeoroides, la edad estaría más cerca de los mil millones de años. [53]

La Cassini equipo UVIS, dirigido por Larry Esposito , utilizado ocultación estelar para descubrir 13 objetos, que van desde 27 metros a 10 km de diámetro, dentro del anillo F . Son translúcidos, lo que sugiere que son agregados temporales de rocas de hielo de unos pocos metros de diámetro. Esposito cree que esta es la estructura básica de los anillos de Saturno, las partículas se agrupan y luego se separan. [54]

La investigación basada en las tasas de caída en Saturno favorece una edad más joven del sistema de anillos de cientos de millones de años. El material del anillo desciende continuamente en espiral hacia Saturno; cuanto más rápido caiga, menor será la vida útil del sistema de anillos. Un mecanismo implica que la gravedad tire de los granos de hielo de agua cargados eléctricamente desde los anillos a lo largo de las líneas del campo magnético planetario, un proceso denominado "lluvia de anillos". Se infirió que este caudal era de 432-2870 kg / s utilizando observaciones del telescopio Keck desde tierra ; como consecuencia de este proceso solo, los anillos desaparecerán en ~292818
-124
millones de años. [55] Mientras atravesaba la brecha entre los anillos y el planeta en septiembre de 2017, la nave espacial Cassini detectó un flujo ecuatorial de material de carga neutra desde los anillos al planeta de 4.800 a 44.000 kg / s. [56] Suponiendo que esta tasa de afluencia es estable, agregarla al proceso continuo de "lluvia de anillos" implica que los anillos pueden desaparecer en menos de 100 millones de años. [55] [57]

Las partes más densas del sistema de anillos de Saturno son los Anillos A y B, que están separados por la División Cassini (descubierta en 1675 por Giovanni Domenico Cassini ). Junto con el Anillo C, que fue descubierto en 1850 y es de carácter similar a la División Cassini, estas regiones constituyen los anillos principales . Los anillos principales son más densos y contienen partículas más grandes que los tenues anillos polvorientos . Estos últimos incluyen el Anillo D, que se extiende hacia adentro hasta las cimas de las nubes de Saturno, los Anillos G y E y otros más allá del sistema de anillos principal. Estos anillos difusos se caracterizan como "polvorientos" debido al pequeño tamaño de sus partículas (a menudo alrededor de un μm ); su composición química es, como los anillos principales, casi en su totalidad hielo de agua. El anillo F estrecho, justo al lado del borde exterior del anillo A, es más difícil de clasificar; algunas partes son muy densas, pero también contiene una gran cantidad de partículas del tamaño de un polvo.

Mosaico de color natural de imágenes de cámara de ángulo estrecho de Cassini del lado no iluminado de los anillos D, C, B, A y F de Saturno (de izquierda a derecha) tomadas el 9 de mayo de 2007 (las distancias son al centro del planeta).

Parámetros físicos de los anillos

Notas:
(1) Nombres designados por la Unión Astronómica Internacional , a menos que se indique lo contrario. Las separaciones más amplias entre los anillos con nombre se denominan divisiones , mientras que las separaciones más estrechas dentro de los anillos con nombre se denominan espacios .
(2) Datos en su mayoría del Gazetteer of Planetary Nomenclature , una hoja informativa de la NASA y varios artículos. [58] [59] [60]
(3) la distancia es al centro de los espacios, anillos y rizos que son más estrechos que 1000 km
(4) nombre no oficial

El lado iluminado de los anillos de Saturno con las subdivisiones principales etiquetadas

Subdivisiones principales

Estructuras de anillo C

Estructuras de la División Cassini

  • Fuente: [61]

Un anillo de estructuras

Imágenes oblicuas (ángulo de 4 grados) de Cassini de los anillos C, B y A de Saturno (de izquierda a derecha; el anillo F es débilmente visible en la imagen superior de tamaño completo si se ve con suficiente brillo). Imagen superior: mosaico de color natural de fotografías de la cámara de ángulo estrecho de Cassini del lado iluminado de los anillos tomadas el 12 de diciembre de 2004. Imagen inferior: vista simulada construida a partir de una observación de ocultación de radio realizada el 3 de mayo de 2005. Color en la imagen inferior se utiliza para representar información sobre el tamaño de las partículas de los anillos (consulte el título de la segunda imagen del artículo para obtener una explicación).

Una imagen de Cassini del débil Anillo D, con el Anillo C interno debajo

El anillo D es el anillo más interno y es muy tenue. En 1980, la Voyager 1 detectó dentro de este anillo tres rizos designados D73, D72 y D68, siendo D68 el rizo discreto más cercano a Saturno. Unos 25 años después, las imágenes de Cassini mostraron que D72 se había vuelto significativamente más ancho y difuso, y se había movido 200 km hacia el planeta. [62]

Presente en el Anillo D hay una estructura fina con olas separadas por 30 km. Visto por primera vez en el espacio entre el Anillo C y D73, [62] se descubrió que la estructura durante el equinoccio de Saturno en 2009 se extendía una distancia radial de 19.000 km desde el Anillo D hasta el borde interior del Anillo B. [63] [64] Las ondas se interpretan como un patrón en espiral de ondulaciones verticales de 2 a 20 m de amplitud; [65] el hecho de que el período de las olas está disminuyendo con el tiempo (de 60 km en 1995 a 30 km en 2006) permite deducir que el patrón puede haberse originado a fines de 1983 con el impacto de una nube de escombros (con un masa de ≈10 12 kg) de un cometa roto que inclinó los anillos fuera del plano ecuatorial. [62] [63] [66] Un patrón en espiral similar en el anillo principal de Júpiter se ha atribuido a una perturbación causada por el impacto del material del cometa Shoemaker-Levy 9 en 1994. [63] [67] [68]

Vista del anillo C exterior; el Maxwell Gap con el Maxwell Ringlet en su lado derecho están arriba y a la derecha del centro. Bond Gap está por encima de una amplia banda de luz hacia la parte superior derecha; la brecha de Dawes está dentro de una banda oscura justo debajo de la esquina superior derecha.

El Anillo C es una amplia pero débil anillo situado hacia el interior del anillo B . Fue descubierto en 1850 por William y George Bond , aunque William R. Dawes y Johann Galle también lo vieron de forma independiente. William Lassell lo denominó el "anillo de crepé" porque parecía estar compuesto de un material más oscuro que los anillos A y B más brillantes. [69]

Su espesor vertical se estima en 5 m, su masa en alrededor de 1,1 × 10 18 kg, y su profundidad óptica varía de 0,05 a 0,12. [ cita requerida ] Es decir, entre el 5 y el 12 por ciento de la luz que brilla perpendicularmente a través del anillo está bloqueada, de modo que cuando se ve desde arriba, el anillo es casi transparente. Las corrugaciones espirales de 30 km de longitud de onda que se vieron por primera vez en el Anillo D se observaron durante el equinoccio de Saturno de 2009 y se extendieron por todo el Anillo C (ver arriba).

Colombo Gap y Titan Ringlet

La brecha de Colombo se encuentra en el anillo C interior. Dentro de la brecha se encuentra el brillante pero estrecho Ringlet de Colombo, centrado a 77.883 km del centro de Saturno, que es ligeramente elíptico en lugar de circular. Este anillo también se llama Titan Ringlet ya que está gobernado por una resonancia orbital con la luna Titán . [70] En esta ubicación dentro de los anillos, la longitud de la precesión absidal de una partícula del anillo es igual a la longitud del movimiento orbital de Titán, por lo que el extremo exterior de este anillo excéntrico siempre apunta hacia Titán. [70]

Maxwell Gap y Ringlet

La brecha de Maxwell se encuentra dentro de la parte exterior del anillo C. También contiene un anillo denso no circular, el Maxwell Ringlet. En muchos aspectos, este anillo es similar al anillo ε de Urano . Hay estructuras en forma de ondas en el medio de ambos anillos. Si bien se cree que la onda en el anillo ε es causada por la luna de Urano Cordelia , no se ha descubierto ninguna luna en la brecha de Maxwell en julio de 2008. [71]

El Anillo B es el más grande, brillante y masivo de los anillos. Su espesor se estima entre 5 y 15 my su profundidad óptica varía de 0,4 a más de 5, [72] lo que significa que> 99% de la luz que pasa a través de algunas partes del Anillo B está bloqueada. El anillo B contiene una gran variación en su densidad y brillo, casi toda inexplicable. Estos son concéntricos y aparecen como rizos estrechos, aunque el anillo B no contiene espacios. [ cita requerida ] . En algunos lugares, el borde exterior del Anillo B contiene estructuras verticales que se desvían hasta 2,5 km del plano del anillo principal.

Un estudio de 2016 de ondas de densidad espirales utilizando ocultaciones estelares indicó que la densidad de la superficie del anillo B está en el rango de 40 a 140 g / cm 2 , más baja de lo que se creía anteriormente, y que la profundidad óptica del anillo tiene poca correlación con su densidad de masa (a hallazgo reportado previamente para los anillos A y C). [72] [73] La masa total del Anillo B se estimó en algún lugar en el rango de 7 a24 × 10 18 kg. Esto se compara con una masa para Mimas de37,5 × 10 18 kg. [72]

Vista en color de alta resolución (aproximadamente 3 km por píxel) del anillo B interior-central (98.600 a 105.500 km del centro de Saturno). Las estructuras que se muestran (desde rizos de 40 km de ancho en el centro hasta bandas de 300 a 500 km de ancho a la derecha) permanecen claramente definidas a escalas por debajo de la resolución de la imagen.
El borde exterior del Anillo B, visto cerca del equinoccio, donde las sombras son proyectadas por estructuras verticales de hasta 2.5 km de altura, probablemente creadas por lunas incrustadas invisibles. La División Cassini está en la cima.

Radios

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Los rayos oscuros marcan el lado iluminado por el sol del anillo B en las imágenes de Cassini de bajo ángulo de fase . Este es un video de baja tasa de bits. Versión de baja resolución de este video

Hasta 1980, se explicaba que la estructura de los anillos de Saturno estaba causada exclusivamente por la acción de las fuerzas gravitacionales . Luego, las imágenes de la nave espacial Voyager mostraron características radiales en el Anillo B , conocidas como radios , [74] [75] que no pudieron explicarse de esta manera, ya que su persistencia y rotación alrededor de los anillos no era consistente con la mecánica orbital gravitacional . [76] Los rayos aparecen oscuros en la luz retrodispersada y brillantes en la luz difusa hacia delante (ver imágenes en la Galería ); la transición ocurre en un ángulo de fase cercano a 60 ° . La teoría principal con respecto a la composición de los radios es que consisten en partículas de polvo microscópicas suspendidas del anillo principal por repulsión electrostática , ya que giran casi sincrónicamente con la magnetosfera de Saturno. El mecanismo preciso que genera los radios aún se desconoce, aunque se ha sugerido que las perturbaciones eléctricas podrían ser causadas por rayos en la atmósfera de Saturno o impactos de micrometeoroides en los anillos. [76]

Los rayos no se volvieron a observar hasta unos veinticinco años después, esta vez por la sonda espacial Cassini . Los rayos no eran visibles cuando Cassini llegó a Saturno a principios de 2004. Algunos científicos especularon que los rayos no serían visibles nuevamente hasta 2007, basándose en modelos que intentaban describir su formación. Sin embargo, el equipo de imágenes de la Cassini siguió buscando radios en las imágenes de los anillos, y luego fueron vistos en imágenes tomadas el 5 de septiembre de 2005. [77]

Los radios parecen ser un fenómeno estacional , desapareciendo en pleno invierno y pleno verano de Saturno y reapareciendo a medida que Saturno se acerca al equinoccio . Las sugerencias de que los radios pueden ser un efecto estacional, que varía con la órbita de Saturno de 29,7 años, fueron respaldadas por su reaparición gradual en los últimos años de la misión Cassini. [78]

Moonlet

En 2009, durante el equinoccio, se descubrió una pequeña luna incrustada en el anillo B a partir de la sombra que proyectaba. Se estima que tiene 400 m (1300 pies) de diámetro. [79] La pequeña luna recibió la designación provisional S / 2009 S 1 .

Imagen de la División Cassini tomada de la nave espacial Cassini . La brecha de Huygens se encuentra en su borde derecho; el Laplace Gap está hacia el centro. También están presentes una serie de otras brechas más estrechas. La luna al fondo es Mimas .

La División Cassini es una región de 4.800 km (3.000 millas) de ancho entre el anillo A y el anillo B de Saturno . Fue descubierto en 1675 por Giovanni Cassini en el Observatorio de París utilizando un telescopio refractor que tenía una lente de objetivo de 2,5 pulgadas con una distancia focal de 20 pies de largo y un aumento de 90x . [80] [81] Desde la Tierra, aparece como un delgado espacio negro en los anillos. Sin embargo, Voyager descubrió que la brecha se está poblada por sí mismo anillo de material de cojinete mucha similitud con el Anillo C . [71] La división puede parecer brillante en las vistas del lado no iluminado de los anillos, ya que la densidad relativamente baja del material permite que se transmita más luz a través del grosor de los anillos (ver la segunda imagen en la galería ). [ cita requerida ]

El borde interior de la División Cassini está gobernado por una fuerte resonancia orbital. Las partículas del anillo en este lugar orbitan dos veces por cada órbita de la luna Mimas . [82] La resonancia hace que los tirones de Mimas sobre estas partículas anulares se acumulen, desestabilizando sus órbitas y provocando un corte brusco en la densidad del anillo. Sin embargo, muchas de las otras brechas entre los bucles dentro de la División Cassini no tienen explicación. [ cita requerida ]

Brecha de Huygens

La brecha de Huygens se encuentra en el borde interior de la División Cassini. Contiene el denso y excéntrico Ringlet de Huygens en el medio. Este anillo exhibe variaciones azimutales irregulares de ancho geométrico y profundidad óptica, que pueden ser causadas por la resonancia cercana de 2: 1 con Mimas y la influencia del excéntrico borde exterior del anillo B. Hay un rizo estrecho adicional justo fuera del rizo de Huygens. [71]

El anillo central del Encke Gap del Anillo A coincide con la órbita de Pan , lo que implica que sus partículas oscilan en órbitas de herradura .

El Anillo A es el más externo de los anillos grandes y brillantes. Su límite interior es la División Cassini y su límite exterior nítido está cerca de la órbita de la pequeña luna Atlas . El anillo A se interrumpe en una ubicación al 22% del ancho del anillo desde su borde exterior por el espacio de Encke . Un espacio más estrecho del 2% del ancho del anillo desde el borde exterior se llama el espacio de Keeler .

Se estima que el espesor del Anillo A es de 10 a 30 m, su densidad superficial de 35 a 40 g / cm 2 y su masa total de 4 a5 × 10 18 kg [72] (justo por debajo de la masa de Hyperion ). Su profundidad óptica varía de 0,4 a 0,9. [72]

De manera similar al anillo B, el borde exterior del anillo A se mantiene mediante resonancias orbitales, aunque en este caso es un conjunto más complicado. Es actuado principalmente por la resonancia 7: 6 con Jano y Epimeteo , con otras contribuciones de la resonancia 5: 3 con Mimas y varias resonancias con Prometeo y Pandora . [83] [84] Otras resonancias orbitales también excitan muchas ondas de densidad en espiral en el Anillo A (y, en menor medida, también en otros anillos), que explican la mayor parte de su estructura. Estas ondas están descritas por la misma física que describe los brazos espirales de las galaxias . Las ondas de flexión en espiral, también presentes en el anillo A y también descritas por la misma teoría, son ondulaciones verticales en el anillo en lugar de ondas de compresión. [85]

En abril de 2014, los científicos de la NASA informaron haber observado la posible etapa de formación de una luna nueva cerca del borde exterior del Anillo A. [86] [87]

Encke Gap

La brecha de Encke es una brecha de 325 km de ancho dentro del anillo A , centrada a una distancia de 133.590 km del centro de Saturno. [88] Es causado por la presencia de la pequeña luna Pan , [89] que orbita dentro de ella. Las imágenes de la sonda Cassini han demostrado que hay al menos tres rizos delgados y anudados dentro del espacio. [71] Las ondas de densidad espirales visibles en ambos lados son inducidas por resonancias con lunas cercanas exteriores a los anillos, mientras que Pan induce un conjunto adicional de estelas espirales (ver imagen en la galería ). [71]

El propio Johann Encke no observó esta brecha; fue nombrado en honor a sus observaciones sobre el anillo. La brecha en sí fue descubierta por James Edward Keeler en 1888. [69] La segunda brecha importante en el anillo A , descubierta por la Voyager , fue nombrada Keeler Gap en su honor. [90]

La brecha de Encke es una brecha porque está completamente dentro del anillo A. Había cierta ambigüedad entre los términos brecha y división hasta que la IAU aclaró las definiciones en 2008; antes de eso, la separación a veces se llamaba la "División Encke". [91]

Keeler Gap

Ondas en los bordes de la brecha de Keeler inducidas por el movimiento orbital de Daphnis (ver también una vista de primer plano estirada en la galería ).
Cerca del equinoccio de Saturno, Daphnis y sus ondas proyectan sombras sobre el Anillo A.

El Keeler Gap es un espacio de 42 km de ancho en el anillo A , aproximadamente a 250 km del borde exterior del anillo. La pequeña luna Daphnis , descubierta el 1 de mayo de 2005, orbita dentro de ella, manteniéndola despejada. [92] El paso de la luna induce ondas en los bordes del espacio (esto también está influenciado por su ligera excentricidad orbital). [71] Debido a que la órbita de Daphnis está ligeramente inclinada con respecto al plano del anillo, las ondas tienen un componente que es perpendicular al plano del anillo, alcanzando una distancia de 1500 m "por encima" del plano. [93] [94]

La brecha de Keeler fue descubierta por la Voyager y nombrada en honor al astrónomo James Edward Keeler . Keeler, a su vez, descubrió y nombró la brecha de Encke en honor a Johann Encke . [69]

Moonlets de hélice

Luna de la hélice Santos-Dumont desde los lados iluminados (arriba) y no iluminados de los anillos
Ubicación de las primeras cuatro lunas detectadas en el anillo A.

En 2006, se encontraron cuatro diminutas " lunas " en las imágenes del Anillo A de Cassini . [95] Las lunas mismas tienen sólo unos cien metros de diámetro, demasiado pequeñas para ser vistas directamente; lo que Cassini ve son las perturbaciones en forma de "hélice" que crean las lunas, que tienen varios kilómetros de diámetro. Se estima que el Anillo A contiene miles de tales objetos. En 2007, el descubrimiento de ocho lunas más reveló que están confinadas en gran parte a un cinturón de 3.000 km, a unos 130.000 km del centro de Saturno, [96] y para 2008 se habían detectado más de 150 lunas de hélice. [97] Uno que ha sido rastreado durante varios años ha sido apodado Bleriot . [98]

La División de Roche (pasando por el centro de la imagen) entre el Anillo A y el Anillo F estrecho. Atlas se puede ver dentro de él. Las brechas de Encke y Keeler también son visibles.

La separación entre el anillo A y el anillo F ha sido denominada División Roche en honor al físico francés Édouard Roche . [99] La División de Roche no debe confundirse con el límite de Roche, que es la distancia a la que un objeto grande está tan cerca de un planeta (como Saturno) que las fuerzas de marea del planeta lo separarán. [100] Situada en el borde exterior del sistema de anillos principal, la División de Roche está de hecho cerca del límite de Roche de Saturno, razón por la cual los anillos no han podido acumularse en una luna. [101]

Al igual que la División Cassini , la División Roche no está vacía, sino que contiene una hoja de material. [ cita requerida ] El carácter de este material es similar a los tenues y polvorientos anillos D, E y G. [ cita requerida ] Dos ubicaciones en la División Roche tienen una mayor concentración de polvo que el resto de la región. Estos fueron descubiertos por el equipo de imágenes de la sonda Cassini y recibieron designaciones temporales : R / 2004 S 1, que se encuentra a lo largo de la órbita de la luna Atlas ; y R / 2004 S 2, centrado a 138.900 km del centro de Saturno, hacia el interior de la órbita de Prometeo . [102] [103]

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Las pequeñas lunas Pandora (izquierda) y Prometeo (derecha) orbitan a ambos lados del anillo F. Prometeo actúa como un pastor del anillo y es seguido por canales oscuros que ha tallado en las hebras internas del anillo.

El Anillo F es el anillo discreto más externo de Saturno y quizás el anillo más activo del Sistema Solar, con características que cambian en una escala de tiempo de horas. [104] Se encuentra 3.000 kilometros allá del borde exterior de la que el anillo A . [105] El anillo fue descubierto en 1979 por el equipo de imágenes de Pioneer 11 . [106] Es muy delgado, solo unos pocos cientos de kilómetros de extensión radial. Si bien la opinión tradicional ha sido que se mantiene unida por dos lunas pastoras , Prometeo y Pandora , que orbitan dentro y fuera de él, [89] estudios recientes indican que solo Prometeo contribuye al confinamiento. [107] [108] Las simulaciones numéricas sugieren que el anillo se formó cuando Prometeo y Pandora chocaron entre sí y se rompieron parcialmente. [109]

Imágenes de primer plano más recientes de la sonda Cassini muestran que el Anillo F consta de un anillo central y una hebra en espiral a su alrededor. [110] También muestran que cuando Prometeo encuentra el anillo en su apoapsis , su atracción gravitacional crea torceduras y nudos en el Anillo F cuando la luna 'roba' material de él, dejando un canal oscuro en la parte interior del anillo (ver enlace de video e imágenes adicionales de F Ring en la galería ). Dado que Prometeo orbita Saturno más rápidamente que el material en el anillo F, cada nuevo canal está tallado a unos 3,2 grados delante del anterior. [104]

En 2008, se detectó un mayor dinamismo, lo que sugiere que pequeñas lunas invisibles que orbitan dentro del Anillo F pasan continuamente a través de su estrecho núcleo debido a las perturbaciones de Prometeo. Una de las lunas pequeñas se identificó tentativamente como S / 2004 S 6 . [104]

Un mosaico de 107 imágenes que muestran 255 ° (alrededor del 70%) del anillo F como aparecería si se enderezara, mostrando la hebra primaria torcida y la hebra secundaria en espiral. El ancho radial (de arriba a abajo) es de 1.500 km.

Los anillos exteriores vistos desde atrás iluminados por el sol.

Anillo de Jano / Epimeteo

Un anillo de polvo débil está presente alrededor de la región ocupada por las órbitas de Jano y Epimeteo , como lo revelan las imágenes tomadas con luz dispersa hacia adelante por la nave espacial Cassini en 2006. El anillo tiene una extensión radial de unos 5.000 km. [111] Su fuente son partículas expulsadas de la superficie de las lunas por impactos de meteoroides, que luego forman un anillo difuso alrededor de sus trayectorias orbitales. [112]

Anillo G

El Anillo G (ver la última imagen en la galería ) es un anillo muy delgado y tenue a medio camino entre el Anillo F y el comienzo del Anillo E , con su borde interior a unos 15.000 km dentro de la órbita de Mimas . Contiene un arco único claramente más brillante cerca de su borde interior (similar a los arcos en los anillos de Neptuno ) que se extiende aproximadamente un sexto de su circunferencia, centrado en la luna de medio km de diámetro Aegaeon , que se mantiene en su lugar por un 7 : 6 resonancia orbital con Mimas. [113] [114] Se cree que el arco está compuesto por partículas heladas de hasta unos pocos m de diámetro, y el resto del Anillo G consiste en polvo liberado desde el interior del arco. El ancho radial del arco es de unos 250 km, en comparación con un ancho de 9.000 km para el anillo G en su conjunto. [113] Se cree que el arco contiene materia equivalente a una pequeña luna helada de unos cien m de diámetro. [113] El polvo liberado de Aegaeon y otros cuerpos fuente dentro del arco por impactos de micrometeoroides se desplaza hacia afuera del arco debido a la interacción con la magnetosfera de Saturno (cuyo plasma corota con el campo magnético de Saturno , que gira mucho más rápidamente que el movimiento orbital del Anillo G ). Estas diminutas partículas se erosionan constantemente por impactos adicionales y se dispersan por el arrastre de plasma. En el transcurso de miles de años, el anillo pierde masa gradualmente, [115] que se repone con nuevos impactos en Aegaeon.

Arco del anillo de metona

Un arco de anillo tenue, detectado por primera vez en septiembre de 2006, que cubre una extensión longitudinal de unos 10 grados está asociado con la luna Methone . Se cree que el material en el arco representa el polvo expulsado de la metona por impactos de micrometeoroides. El confinamiento del polvo dentro del arco es atribuible a una resonancia de 14:15 con Mimas (similar al mecanismo de confinamiento del arco dentro del anillo G). [116] [117] Bajo la influencia de la misma resonancia, Methone libra hacia adelante y hacia atrás en su órbita con una amplitud de 5 ° de longitud.

Arco del anillo

The Anthe Ring Arc: el punto brillante es Anthe

Un arco de anillo tenue, detectado por primera vez en junio de 2007, que cubre una extensión longitudinal de unos 20 grados está asociado con la luna Anthe . Se cree que el material en el arco representa el polvo desprendido de Anthe por impactos de micrometeoroides. El confinamiento del polvo dentro del arco es atribuible a una resonancia 10:11 con Mimas. Bajo la influencia de la misma resonancia, Anthe se desplaza hacia adelante y hacia atrás en su órbita a más de 14 ° de longitud. [116] [117]

Anillo Pallene

Un anillo de polvo tenue comparte la órbita de Pallene , como lo revelaron las imágenes tomadas con luz dispersa hacia adelante por la nave espacial Cassini en 2006. [111] El anillo tiene una extensión radial de unos 2.500 km. Su fuente son las partículas expulsadas de la superficie de Pallene por impactos de meteoroides, que luego forman un anillo difuso alrededor de su trayectoria orbital. [112] [117]

Anillo E

El anillo E es el segundo anillo más externo y es extremadamente ancho; consta de muchas partículas diminutas (micrones y submicrones) de hielo de agua con silicatos, dióxido de carbono y amoníaco. [118] El anillo E se distribuye entre las órbitas de Mimas y Titán . [119] A diferencia de los otros anillos, está compuesto de partículas microscópicas en lugar de trozos de hielo macroscópicos. En 2005, se determinó que la fuente del material del Anillo E eran plumas criovolcánicas [120] [121] que emanaban de las "rayas de tigre" de la región del polo sur de la luna Encelado . [122] A diferencia de los anillos principales, el anillo E tiene más de 2000 km de espesor y aumenta con su distancia de Encelado. [119] Las estructuras similares a zarcillos observadas dentro del Anillo E pueden estar relacionadas con las emisiones de los chorros más activos del polo sur de Encelado. [123]

Las partículas del anillo E tienden a acumularse en las lunas que orbitan dentro de él. El ecuador del hemisferio principal de Tetis se tiñe ligeramente de azul debido al material que cae. [124] Las lunas troyanas Telesto , Calypso , Helene y Polydeuces se ven particularmente afectadas a medida que sus órbitas se mueven hacia arriba y hacia abajo en el plano del anillo. Esto da como resultado que sus superficies estén recubiertas con material brillante que suaviza las características. [125]

El anillo E retroiluminado, con la silueta de Encelado contra él.
Los chorros del polo sur de la luna brotan brillantemente debajo de ella.
Primer plano de los géiseres del polo sur de Encelado, la fuente del Anillo E.
Vista lateral del sistema de Saturno, mostrando Encelado en relación con el Anillo E
Zarcillos del anillo E de los géiseres de Encelado: comparación de imágenes (a, c) con simulaciones por computadora

Anillo Phoebe

La enorme extensión del anillo de Phoebe eclipsa a los anillos principales. Recuadro: imagen Spitzer de 24 µm de parte del anillo

En octubre de 2009, se informó del descubrimiento de un tenue disco de material justo en el interior de la órbita de Phoebe . El disco estaba alineado de borde a la Tierra en el momento del descubrimiento. Este disco se puede describir vagamente como otro anillo. Aunque es muy grande (visto desde la Tierra, el tamaño aparente de dos lunas llenas [126] ), el anillo es virtualmente invisible. Se descubrió usando NASA 's infrarrojos telescopio espacial Spitzer , [127] y fue visto en todo el rango de las observaciones, que se extendía desde 128 a 207 veces el radio de Saturno, [128] con los cálculos que indica que puede extenderse hacia fuera hasta a 300 radios de Saturno y hacia el interior de la órbita de Jápeto a 59 radios de Saturno. [129] El anillo se estudió posteriormente utilizando las naves espaciales WISE , Herschel y Cassini ; [130] Las observaciones de WISE muestran que se extiende desde al menos entre 50 y 100 a 270 radios de Saturno (el borde interior se pierde en el resplandor del planeta). [131] Los datos obtenidos con WISE indican que las partículas del anillo son pequeñas; aquellos con radios de más de 10 cm comprenden el 10% o menos del área de la sección transversal. [131]

Phoebe orbita el planeta a una distancia de entre 180 y 250 radios. El anillo tiene un grosor de aproximadamente 40 radios. [132] Debido a que se presume que las partículas del anillo se originaron a partir de impactos ( micrometeoroides y mayores) en Febe, deberían compartir su órbita retrógrada , [129] que es opuesta al movimiento orbital de la siguiente luna interior, Jápeto . Este anillo se encuentra en el plano de la órbita de Saturno, o aproximadamente la eclíptica , y por lo tanto está inclinado 27 grados desde el plano ecuatorial de Saturno y los otros anillos. Phoebe está inclinada 5 ° con respecto al plano de la órbita de Saturno (a menudo escrito como 175 °, debido al movimiento orbital retrógrado de Phoebe), y sus excursiones verticales resultantes por encima y por debajo del plano del anillo concuerdan estrechamente con el espesor observado del anillo de 40 radios de Saturno.

La existencia del anillo fue propuesta en la década de 1970 por Steven Soter . [129] El descubrimiento fue realizado por Anne J. Verbiscer y Michael F. Skrutskie (de la Universidad de Virginia ) y Douglas P. Hamilton (de la Universidad de Maryland, College Park ). [128] [133] Los tres habían estudiado juntos en la Universidad de Cornell como estudiantes graduados. [134]

El material del anillo migra hacia adentro debido a la reemisión de radiación solar , [128] con una velocidad inversamente proporcional al tamaño de las partículas; una partícula de 3 cm migraría de la vecindad de Febe a la de Jápeto durante la era del Sistema Solar. [131] El material golpearía así el hemisferio delantero de Jápeto. La caída de este material provoca un ligero oscurecimiento y enrojecimiento del hemisferio principal de Jápeto (similar a lo que se ve en las lunas de Urano Oberon y Titania ) pero no crea directamente la dramática coloración de dos tonos de esa luna. [135] Más bien, el material que cae inicia un proceso de autosegregación térmica de retroalimentación positiva de sublimación del hielo de las regiones más cálidas, seguido de la condensación de vapor en las regiones más frías. Esto deja un residuo oscuro de material "rezagado" que cubre la mayor parte de la región ecuatorial del hemisferio principal de Jápeto, que contrasta con los depósitos de hielo brillante que cubren las regiones polares y la mayor parte del hemisferio posterior. [136] [137] [138]

Se ha planteado la hipótesis de que Rea, la segunda luna más grande de Saturno, tiene un tenue sistema de anillos que consta de tres bandas estrechas incrustadas en un disco de partículas sólidas. [139] [140] Estos anillos putativos no han sido fotografiados, pero su existencia se ha inferido de las observaciones de Cassini en noviembre de 2005 de un agotamiento de electrones energéticos en la magnetosfera de Saturno cerca de Rea. El Instrumento de Imagen Magnetosférica (MIMI) observó un gradiente suave puntuado por tres gotas agudas en el flujo de plasma a cada lado de la luna en un patrón casi simétrico. Esto podría explicarse si fueran absorbidos por material sólido en forma de disco ecuatorial que contenga arcos o anillos más densos, con partículas quizás de varios decímetros hasta aproximadamente un metro de diámetro. Una evidencia más reciente consistente con la presencia de anillos de Rhean es un conjunto de pequeños puntos brillantes ultravioleta distribuidos en una línea que se extiende tres cuartas partes del camino alrededor de la circunferencia de la luna, dentro de los 2 grados del ecuador. Los puntos se han interpretado como los puntos de impacto del material del anillo que se desorbita. [141] Sin embargo, las observaciones dirigidas por Cassini del plano del anillo putativo desde varios ángulos no han arrojado nada, lo que sugiere que se necesita otra explicación para estas características enigmáticas. [142]

  • Saturno, detrás de los anillos y cubierto con sus sombras, visto por Cassini desde una distancia de 725.000 km.

  • Mosaico de imágenes de Cassini del lado no iluminado del Anillo C externo (abajo) y el Anillo B interno (arriba) cerca del equinoccio de Saturno, que muestra múltiples vistas de la sombra de Mimas . La sombra es atenuada por el anillo B más denso. El Maxwell Gap está por debajo del centro.

  • Una onda de densidad espiral en B anillo interior de Saturno que se forma en un 2: 1 resonancia orbital con Janus . La longitud de onda disminuye a medida que la onda se propaga alejándose de la resonancia, por lo que el aparente escorzo en la imagen es ilusorio. [n 2]

  • Vista de color natural del anillo C exterior y el anillo B.

  • Radios del Anillo B oscuro en una imagen de Cassini de ángulo de fase bajo del lado no iluminado de los anillos. A la izquierda del centro, dos espacios oscuros (el más grande es el Huygens Gap ) y los rizos brillantes (de esta geometría de visualización) a su izquierda comprenden la División Cassini .

  • Imagen de Cassini del lado iluminado por el sol de los anillos tomada en 2009 en un ángulo de fase de 144 °, con radios brillantes del Anillo B.

  • Pan 'de movimiento s a través de la que el anillo A ' s Encke Gap induce ondas de borde y (no propaga por sí mismo) en espiral estelas [143] por delante de y hacia el interior de la misma. Las otras bandas más apretadas son ondas de densidad en espiral .

  • Vista radialmente estirada (4x) de las ondas de borde de Keeler Gap inducidas por Daphnis .

  • Prometheus (a la derecha) y Pandora orbitan justo dentro y fuera del Anillo F , pero solo Prometheus actúa como un pastor del anillo.

  • Prometeo cerca de apoapsis tallando un canal oscuro en el anillo F (con canales más antiguos a la derecha). Se puede ver una película del proceso en el sitio web del Cassini Imaging Team [144] o en YouTube . [145]

  • Dinamismo del anillo F , probablemente debido a los efectos perturbadores de pequeñas lunas que orbitan cerca o a través del núcleo del anillo.

  • La sombra de Saturno trunca el anillo G retroiluminado y su arco interior brillante. Se puede ver un video que muestra el movimiento orbital del arco en YouTube [146] o en el sitio web del Cassini Imaging Team. [147]

  • Saturno y sus anillos A, B y C en luz visible e infrarroja (insertada). En la vista de infrarrojos de color falso, un mayor contenido de hielo de agua y un tamaño de grano más grande dan lugar a un color azul verdoso, mientras que un mayor contenido sin hielo y un tamaño de grano más pequeño producen un tono rojizo.

  • Galileo Galilei : la primera persona en observar los anillos de Saturno, en 1610
  • Christiaan Huygens : el primero en proponer que había un anillo alrededor de Saturno, en 1655.
  • Giovanni Cassini : descubrió la separación entre los anillos A y B (la División Cassini), en 1675
  • Édouard Roche : astrónomo francés que describió cómo un satélite que se encuentra dentro del límite de Roche de Saturno podría romperse y formar los anillos.

  1. Con 0.0565, la excentricidad orbital de Saturnoes el más grande de los planetas gigantes del Sistema Solary más de tres veces la de la Tierra. Su afelio se alcanza cerca del solsticio de verano del hemisferio norte. [24]
  2. El radio orbital de Jano cambia ligeramente cada vez que tiene un encuentro cercano con suluna coorbital Epimeteo . Estos encuentros conducen a pequeñas interrupciones periódicas en el patrón de onda.

  1. ^ Porco, Carolyn . "Preguntas sobre los anillos de Saturno" . Sitio web de CICLOPS . Consultado el 5 de octubre de 2012 .
  2. ^ a b Tiscareno, MS (4 de julio de 2012). "Anillos planetarios". En Kalas, P .; Francés, L. (eds.). Planetas, estrellas y sistemas estelares . Springer . págs. 61–63. arXiv : 1112.3305v2 . doi : 10.1007 / 978-94-007-5606-9_7 . ISBN 978-94-007-5605-2. S2CID  118494597 . Consultado el 5 de octubre de 2012 .
  3. ^ a b c d e f g Iess, L .; Militzer, B .; Kaspi, Y .; Nicholson, P .; Durante, D .; Racioppa, P .; Anabtawi, A .; Galanti, E .; Hubbard, W .; Mariani, MJ; Tortora, P .; Wahl, S .; Zannoni, M. (2019). "Medición e implicaciones del campo gravitatorio y la masa del anillo de Saturno". Ciencia . 364 (6445): eaat2965. Código bibliográfico : 2019Sci ... 364.2965I . doi : 10.1126 / science.aat2965 . hdl : 10150/633328 . PMID  30655447 . S2CID  58631177 .
  4. ^ a b c d e f Baalke, Ron. "Antecedentes históricos de los anillos de Saturno" . Cruces del plano del anillo de Saturno de 1995–1996 . Laboratorio de propulsión a chorro. Archivado desde el original el 21 de marzo de 2009 . Consultado el 23 de mayo de 2007 .
  5. ^ a b Whitehouse, David (2009). Genio del Renacimiento: Galileo Galilei y su legado a la ciencia moderna . Sterling Publishing Company, Inc. pág. 100 . ISBN 978-1-4027-6977-1. OCLC  434563173 .
  6. ^ Deiss, BM; Nebel, V. (2016). "Sobre una pretendida observación de Saturno por Galileo". Revista de Historia de la Astronomía . 29 (3): 215–220. doi : 10.1177 / 002182869802900301 . S2CID  118636820 .
  7. ^ Miner, Ellis D .; et al. (2007). "La importancia científica de los sistemas de anillos planetarios" . Sistemas de anillos planetarios . Springer Praxis Books in Space Exploration. Práctica. págs.  1-16 . doi : 10.1007 / 978-0-387-73981-6_1 . ISBN 978-0-387-34177-4.
  8. ^ a b Alexander, AF O'D. (1962). El planeta Saturno . Revista trimestral de la Royal Meteorological Society . 88 . Londres: Faber y Faber Limited. págs. 108-109. Código bibliográfico : 1962QJRMS..88..366D . doi : 10.1002 / qj.49708837730 . ISBN 978-0-486-23927-9.
  9. ^ Campbell, John W., Jr. (abril de 1937). "Notas" . Más allá de la línea de vida . Historias asombrosas . págs. 81–85.
  10. ^ "División Cassini de Saturno" . StarChild . Consultado el 6 de julio de 2007 .
  11. ^ a b "James Clerk Maxwell sobre la naturaleza de los anillos de Saturno" . JOC / EFR. Marzo de 2006 . Consultado el 8 de julio de 2007 .
  12. ^ "Kovalevsky, Sonya (o Kovalevskaya, Sofya Vasilyevna). Entrada del diccionario completo de biografía científica" . 2013.
  13. ^ a b Dunford, Bill. "Pioneer 11 - En profundidad" . Sitio web de la NASA . Archivado desde el original el 8 de diciembre de 2015 . Consultado el 3 de diciembre de 2015 .
  14. ^ a b Angrum, Andrea. "Voyager - La misión interestelar" . Sitio web de JPL / NASA . Consultado el 3 de diciembre de 2015 .
  15. ^ Dunford, Bill. "Voyager 1 - En profundidad" . Sitio web de la NASA . Consultado el 3 de diciembre de 2015 .
  16. ^ Dunford, Bill. "Voyager 2 - En profundidad" . Sitio web de la NASA . Consultado el 3 de diciembre de 2015 .
  17. ^ Dunford, Bill. "Cassini - Fechas clave" . Sitio web de la NASA . Archivado desde el original el 13 de abril de 2017 . Consultado el 3 de diciembre de 2015 .
  18. ^ Piazza, Enrico. "Misión del solsticio de Cassini: sobre Saturno y sus lunas" . Sitio web de JPL / NASA . Consultado el 3 de diciembre de 2015 .
  19. ^ a b "Exploración del sistema solar: planetas: Saturno: anillos" . Exploración del sistema solar . Archivado desde el original el 27 de mayo de 2010.
  20. ^ Williams, David R. (23 de diciembre de 2016). "Hoja de datos de Saturno" . NASA. Archivado desde el original el 17 de julio de 2017 . Consultado el 12 de octubre de 2017 .
  21. ^ "Cruce del avión del anillo de Saturno 1995" . pds.nasa.gov . NASA. 1997. Archivado desde el original el 11 de febrero de 2020 . Consultado el 11 de febrero de 2020 .
  22. ^ "Cruce anillo-plano de Saturno vistas del Hubble" . hubblesite.org . NASA. 5 de junio de 1995. Archivado desde el original el 11 de febrero de 2020 . Consultado el 11 de febrero de 2020 .
  23. ^ Lakdawalla, E. (4 de septiembre de 2009 ). "¡Feliz día de cruce del avión anillo de Saturno!" . www.planetary.org/blogs . La sociedad planetaria . Consultado el 11 de febrero de 2020 .
  24. ^ Proctor, RA (1865). Saturno y su sistema . Londres: Longman, Green, Longman, Roberts y Green. pag. 166 . OCLC  613706938 .
  25. ^ Lakdawalla, E. (7 de julio de 2016). "Oposiciones, conjunciones, estaciones y cruces de planos anulares de los planetas gigantes" . planetary.org/blogs . La sociedad planetaria . Consultado el 17 de febrero de 2020 .
  26. ^ "PIA11667: El rito de la primavera" . photojournal.jpl.nasa.gov . NASA / JPL. 21 de septiembre de 2009 . Consultado el 17 de febrero de 2020 .
  27. ^ Servicio de noticias de la Universidad de Cornell (10 de noviembre de 2005). "Los investigadores encuentran estelas gravitacionales en los anillos de Saturno" . ScienceDaily . Consultado el 24 de diciembre de 2008 .
  28. ^ "Saturno: Anillos" . NASA. Archivado desde el original el 27 de mayo de 2010.
  29. ^ Nicholson, PD; et al. (2008). "Una mirada cercana a los anillos de Saturno con Cassini VIMS". Ícaro . 193 (1): 182–212. Código Bibliográfico : 2008Icar..193..182N . doi : 10.1016 / j.icarus.2007.08.036 .
  30. ^ Zebker, HA; et al. (1985). "Anillos de Saturno - Distribuciones de tamaño de partículas para el modelo de capa fina". Ícaro . 64 (3): 531–548. Código Bibliográfico : 1985Icar ... 64..531Z . doi : 10.1016 / 0019-1035 (85) 90074-0 .
  31. ^ Koren, M. (17 de enero de 2019). "El enorme misterio de los anillos de Saturno" . El Atlántico . Consultado el 21 de enero de 2019 .
  32. ^ Esposito, LW; O'Callaghan, M .; West, RA (1983). "La estructura de los anillos de Saturno: implicaciones de la ocultación estelar Voyager". Ícaro . 56 (3): 439–452. Código Bibliográfico : 1983Icar ... 56..439E . doi : 10.1016 / 0019-1035 (83) 90165-3 .
  33. ^ Stewart, Glen R .; et al. (Octubre de 2007). "Evidencia de un origen primordial de los anillos de Saturno". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . Sociedad Astronómica Estadounidense, reunión N ° 39 del DPS. 39 : 420. Código Bibliográfico : 2007DPS .... 39.0706S .
  34. ^ Burns, JA; et al. (2001). "Anillos polvorientos y polvo circumplanetario: observaciones y física simple" (PDF) . En Grun, E .; Gustafson, BAS; Dermott, ST; Fechtig H. (eds.). Polvo interplanetario . Berlín: Springer. págs. 641–725. Código Bibliográfico : 2001indu.book..641B . ISBN 978-3-540-42067-5.
  35. ^ Goldreich, Peter; et al. (1978). "La formación de la división Cassini en los anillos de Saturno". Ícaro . 34 (2): 240–253. Código Bibliográfico : 1978Icar ... 34..240G . doi : 10.1016 / 0019-1035 (78) 90165-3 .
  36. ^ Rincón, Paul (1 de julio de 2005). "Los anillos de Saturno tienen su propia atmósfera" . British Broadcasting Corporation . Consultado el 6 de julio de 2007 .
  37. ^ Johnson, RE; et al. (2006). "El Encelado y OH Tori en Saturno" (PDF) . El diario astrofísico . 644 (2): L137. Código bibliográfico : 2006ApJ ... 644L.137J . doi : 10.1086 / 505750 . S2CID  37698445 . Archivado desde el original (PDF) el 12 de abril de 2020.
  38. ^ Schmude, Richard W Junior (2001). "Medidas de magnitud fotoeléctrica de banda ancha de Saturno en 2000" . Revista de Ciencias de Georgia . Consultado el 14 de octubre de 2007 .
  39. ^ Schmude, Richard, Jr. (22 de septiembre de 2006). "Mediciones de magnitud fotométrica de banda ancha de Saturno realizadas durante la Aparición 2005-06". Revista de Ciencias de Georgia . ProQuest  230557408 .
  40. ^ Schmude, Richard W Jr (2003). "Saturno en 2002-03" . Revista de Ciencias de Georgia . Consultado el 14 de octubre de 2007 .
  41. ^ Henshaw, C. (febrero de 2003). "Variabilidad en Saturno" . Revista de la Asociación Astronómica Británica . Asociación Astronómica Británica . 113 (1) . Consultado el 20 de diciembre de 2017 .
  42. ^ "Sorprendentes, enormes picos descubiertos en los anillos de Saturno" . Personal de SPACE.com . space.com. 2009-09-21 . Consultado el 26 de septiembre de 2009 .
  43. ^ a b Gohd, Chelsea (17 de enero de 2019). "Los anillos de Saturno son sorprendentemente jóvenes" . Astronomy.com . Consultado el 21 de enero de 2019 .
  44. ^ "La investigación de la NASA revela que Saturno está perdiendo sus anillos al ritmo del" peor escenario " . Consultado el 29 de junio de 2020 .
  45. ^ O'Donoghjue, James; et al. (Abril de 2019). "Observaciones de la respuesta química y térmica de la 'lluvia en anillo' en la ionosfera de Saturno" . Ícaro . 322 : 251-206. Bibcode : 2019Icar..322..251O . doi : 10.1016 / j.icarus.2018.10.027 . hdl : 2381/43180 . Consultado el 29 de junio de 2020 .
  46. ^ Baalke, Ron. "Antecedentes históricos de los anillos de Saturno" . 1849 Roche propone la ruptura de las mareas . Laboratorio de propulsión a chorro. Archivado desde el original el 21 de marzo de 2009 . Consultado el 13 de septiembre de 2008 .
  47. ^ "El verdadero señor de los anillos" . nasa.gov . 2002-02-12. Archivado desde el original el 23 de marzo de 2010.
  48. ^ Kerr, Richard A (2008). "Los anillos de Saturno parecen antiguos otra vez". Ciencia . 319 (5859): 21. doi : 10.1126 / science.319.5859.21a . PMID  18174403 . S2CID  30937575 .
  49. ^ Choi, CQ (13 de diciembre de 2010). "Anillos de Saturno hechos por la luna gigante" perdida ", consejos de estudio" . National Geographic . Consultado el 5 de noviembre de 2012 .
  50. ^ a b c Canup, RM ( 12 de diciembre de 2010 ). "Origen de los anillos de Saturno y las lunas interiores por remoción masiva de un satélite perdido del tamaño de Titán". Naturaleza . 468 (7326): 943–6. Código Bibliográfico : 2010Natur.468..943C . doi : 10.1038 / nature09661 . PMID  21151108 . S2CID  4326819 .
  51. ^ a b Charnoz, S .; et al. (Diciembre de 2011). "Acreción de lunas de tamaño medio de Saturno durante la difusión viscosa de anillos masivos jóvenes: resolver la paradoja de los anillos pobres en silicato frente a las lunas ricas en silicato". Ícaro . 216 (2): 535–550. arXiv : 1109,3360 . Código Bibcode : 2011Icar..216..535C . doi : 10.1016 / j.icarus.2011.09.017 . S2CID  119222398 .
  52. ^ "Los anillos de Saturno pueden ser anticuados" . NASA / JPL y Universidad de Colorado . 2007-12-12. Archivado desde el original el 20 de diciembre de 2007 . Consultado el 24 de enero de 2008 .
  53. ^ Zhang, Z .; Hayes, AG; Janssen, MA; Nicholson, PD; Cuzzi, JN; de Pater, I .; Dunn, DE; Estrada, PR; Hedman, MM (2017). "Las observaciones de microondas de Cassini proporcionan pistas sobre el origen del anillo C de Saturno". Ícaro . 281 : 297–321. Código bibliográfico : 2017Icar..281..297Z . doi : 10.1016 / j.icarus.2016.07.020 .
  54. ^ Esposito, LW; et al. (Enero de 2012). "Un modelo de depredador-presa para la aglomeración provocada por la luna en los anillos de Saturno". Ícaro . 217 (1): 103-114. Código bibliográfico : 2012Icar..217..103E . doi : 10.1016 / j.icarus.2011.09.029 .
  55. ^ a b O'Donoghue, James; Moore, Luke; Connerney, Jack; Melin, Henrik; Stallard, Tom; Miller, Steve; Baines, Kevin H. (noviembre de 2018). "Observaciones de la respuesta química y térmica de la 'lluvia en anillo' en la ionosfera de Saturno" (PDF) . Ícaro . 322 : 251–260. Bibcode : 2019Icar..322..251O . doi : 10.1016 / j.icarus.2018.10.027 . hdl : 2381/43180 .
  56. ^ Waite, JH; Perryman, RS; Perry, YO; Miller, KE; Bell, J .; Cravens, TE; Glein, CR; Grimes, J .; Hedman, M .; Cuzzi, J .; Brockwell, T .; Teolis, B .; Moore, L .; Mitchell, DG; Persoon, A .; Kurth, WS; Wahlund, J.-E .; Morooka, M .; Hadid, LZ; Chocron, S .; Walker, J .; Nagy, A .; Yelle, R .; Ledvina, S .; Johnson, R .; Tseng, W .; Tucker, DO; Ip, W.-H. (5 de octubre de 2018). "Interacciones químicas entre la atmósfera de Saturno y sus anillos" . Ciencia . 362 (6410): eaat2382. Código Bib : 2018Sci ... 362.2382W . doi : 10.1126 / science.aat2382 . PMID  30287634 .
  57. ^ "Saturno oficialmente está perdiendo sus anillos y sorprendentemente a un ritmo mucho más rápido de lo esperado" . Universo de ciencia y tecnología . Consultado el 28 de diciembre de 2018 .
  58. ^ Porco, C .; et al. (Octubre de 1984). "Los excéntricos rizos de Saturno en 1.29R S y 1.45R S ". Ícaro . 60 (1): 1–16. Código Bibliográfico : 1984Icar ... 60 .... 1P . doi : 10.1016 / 0019-1035 (84) 90134-9 .
  59. ^ Porco, CC ; et al. (Noviembre de 1987). "Características excéntricas en el anillo C exterior de Saturno". Ícaro . 72 (2): 437–467. Código Bibliográfico : 1987Icar ... 72..437P . doi : 10.1016 / 0019-1035 (87) 90185-0 .
  60. ^ Flynn, BC; et al. (Noviembre de 1989). "Estructura regular en la división interior de Cassini de los anillos de Saturno" . Ícaro . 82 (1): 180–199. Código Bibliográfico : 1989Icar ... 82..180F . doi : 10.1016 / 0019-1035 (89) 90030-4 .
  61. ^ Lakdawalla, E. (9 de febrero de 2009). "Nuevos nombres para los huecos en la División Cassini dentro de los anillos de Saturno" . Blog de la Sociedad Planetaria . Sociedad planetaria . Consultado el 20 de diciembre de 2017 .
  62. ^ a b c Hedman, Matthew M .; et al. (2007). "Anillo D dinámico de Saturno" (PDF) . Ícaro . 188 (1): 89–107. Código Bibliográfico : 2007Icar..188 ... 89H . doi : 10.1016 / j.icarus.2006.11.017 .
  63. ^ a b c Mason, J .; et al. (31 de marzo de 2011). "La investigación forense ata las ondas del anillo a los impactos" . Nota de prensa de CICLOPS . Laboratorio Central de Imágenes Cassini para Operaciones . Consultado el 4 de abril de 2011 .
  64. ^ "Extensas corrugaciones en espiral" . Título de PIA 11664 . NASA / Laboratorio de Propulsión a Chorro / Instituto de Ciencias Espaciales. 2011-03-31 . Consultado el 4 de abril de 2011 .
  65. ^ "Inclinando los anillos de Saturno" . Título de PIA 12820 . NASA / Laboratorio de Propulsión a Chorro / Instituto de Ciencias Espaciales. 2011-03-31 . Consultado el 4 de abril de 2011 .
  66. ^ Hedman, MM; et al. (31 de marzo de 2011). "Anillo C curiosamente ondulado de Saturno". Ciencia . 332 (6030): 708-11. Código bibliográfico : 2011Sci ... 332..708H . CiteSeerX  10.1.1.651.5611 . doi : 10.1126 / science.1202238 . PMID  21454753 . S2CID  11449779 .
  67. ^ "Sutiles ondas en el anillo de Júpiter" . Título de PIA 13893 . NASA / Laboratorio de Propulsión a Chorro-Caltech / SETI. 2011-03-31 . Consultado el 4 de abril de 2011 .
  68. ^ Showalter, MR; et al. (31 de marzo de 2011). "El impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 envía ondas a través de los anillos de Júpiter" (PDF) . Ciencia . 332 (6030): 711–3. Código Bibliográfico : 2011Sci ... 332..711S . doi : 10.1126 / science.1202241 . PMID  21454755 . S2CID  27371440 . Archivado desde el original (PDF) el 12 de febrero de 2020.
  69. ^ a b c Harland, David M., Misión a Saturno: Cassini y la sonda Huygens , Chichester: Praxis Publishing, 2002.
  70. ^ a b Porco, C .; et al. (Octubre de 1984). "Los excéntricos rizos de Saturno a 1.29R sy 1.45R s ". Ícaro . 60 (1): 1–16. Código Bibliográfico : 1984Icar ... 60 .... 1P . doi : 10.1016 / 0019-1035 (84) 90134-9 .
  71. ^ a b c d e f Porco, CC; et al. (2005). "Ciencia de imágenes de Cassini: resultados iniciales en los anillos de Saturno y satélites pequeños" (PDF) . Ciencia . 307 (5713): 1226–1236. Código Bibliográfico : 2005Sci ... 307.1226P . doi : 10.1126 / science.1108056 . PMID  15731439 . S2CID  1058405 .
  72. ^ a b c d e Hedman, MM; Nicholson, PD (22 de enero de 2016). "Densidad de masa de la superficie del anillo B de ondas de densidad ocultas: ¿Menos de lo que parece?". Ícaro . 279 : 109-124. arXiv : 1601.07955 . Bibcode : 2016Icar..279..109H . doi : 10.1016 / j.icarus.2016.01.007 . S2CID  119199474 .
  73. ^ Dyches, Preston (2 de febrero de 2016). "Anillos de Saturno: ¿Menos de lo que se ve a simple vista?" . NASA . Consultado el 3 de febrero de 2016 .
  74. ^ Smith, BA; Soderblom, L .; Batson, R .; Bridges, P .; Inge, J .; Masursky, H .; Shoemaker, E .; Beebe, R .; Boyce, J .; Briggs, G .; Bunker, A .; Collins, SA; Hansen, CJ; Johnson, TV; Mitchell, JL; Terrile, RJ; Cook Af, AF; Cuzzi, J .; Pollack, JB; Danielson, GE; Ingersoll, AP; Davies, ME; Hunt, GE; Morrison, D .; Owen, T .; Sagan, C .; Veverka, J .; Strom, R .; Suomi, VE (1982). "Una nueva mirada al sistema de Saturno: las imágenes de la Voyager 2". Ciencia . 215 (4532): 504–537. Código Bibliográfico : 1982Sci ... 215..504S . doi : 10.1126 / science.215.4532.504 . PMID  17771273 . S2CID  23835071 .
  75. ^ "La sopa de letras de los anillos de Saturno" . La sociedad planetaria. 2007. Archivado desde el original el 13 de diciembre de 2010 . Consultado el 24 de julio de 2007 .
  76. ^ a b Hamilton, Calvin (2004). "Magníficos anillos de Saturno" . Consultado el 25 de julio de 2007 .
  77. ^ Malik, Tarig (15 de septiembre de 2005). "Cassini Probe Spies Spokes in Saturno's Rings" . Imaginova Corp . Consultado el 6 de julio de 2007 .
  78. ^ Mitchell, CJ; et al. (2006). "Radios de Saturno: objetos perdidos y encontrados" (PDF) . Ciencia . 311 (5767): 1587–9. Código Bibliográfico : 2006Sci ... 311.1587M . CiteSeerX  10.1.1.368.1168 . doi : 10.1126 / science.1123783 . PMID  16543455 . S2CID  36767835 .
  79. ^ "Misión Cassini Solstice: un pequeño hallazgo cerca del equinoccio" . Misión Cassini Solstice . Archivado desde el original el 10 de octubre de 2009 . Consultado el 16 de noviembre de 2009 .
  80. ^ Webb, Thomas William (1859). Objetos celestes para telescopios comunes . Longman, Green, Longman y Roberts. pag. 130 .
  81. ^ Archie Frederick Collins, El ojo más grande del mundo: telescopios astronómicos y sus historias, página 8
  82. ^ "Clase 41: Anillos planetarios" . ohio-state.edu .
  83. ^ El Moutamid et al 2015 .
  84. ^ Spahn, Frank; Hoffmann, Holger; Seiß, Martin; Seiler, Michael; Grätz, Fabio M. (19 de junio de 2019). "El perfil de densidad radial del anillo A de Saturno". arXiv : 1906.08036 [ astro-ph.EP ].
  85. ^ "Dos tipos de onda" . Exploración del sistema solar de la NASA . Consultado el 30 de mayo de 2019 .
  86. ^ Platt, Jane; et al. (14 de abril de 2014). "Imágenes de Cassini de la NASA pueden revelar el nacimiento de una luna de Saturno" . NASA .
  87. ^ Murray, CD; Cooper, Nueva Jersey; Williams, GA; Attree, NO; Boyer, JS (28 de marzo de 2014). "El descubrimiento y la evolución dinámica de un objeto en el borde exterior del anillo a de Saturno" . Ícaro . 236 : 165-168. Código bibliográfico : 2014Icar..236..165M . doi : 10.1016 / j.icarus.2014.03.024 .
  88. ^ Williams, David R. "Hoja de datos de los anillos de Saturno" . NASA . Consultado el 22 de julio de 2008 .
  89. ^ a b Esposito, LW (2002). "Anillos planetarios". Informes sobre avances en física . 65 (12): 1741-1783. Código Bibliográfico : 2002RPPh ... 65.1741E . doi : 10.1088 / 0034-4885 / 65/12/201 .
  90. ^ Osterbrock, DE; Cruikshank, DP (1983). "Descubrimiento de JE Keeler de un espacio en la parte exterior del anillo a". Ícaro . 53 (2): 165. Bibcode : 1983Icar ... 53..165O . doi : 10.1016 / 0019-1035 (83) 90139-2 .
  91. ^ Blue, J. (6 de febrero de 2008). "División de Encke cambió a Encke Gap" . Centro de Ciencias de Astrogeología de USGS . USGS . Consultado el 2 de septiembre de 2010 .
  92. ^ Porco, CC; et al. (2007). "Pequeños satélites internos de Saturno: pistas sobre sus orígenes" (PDF) . Ciencia . 318 (5856): 1602–1607. Código Bibliográfico : 2007Sci ... 318.1602P . doi : 10.1126 / science.1143977 . PMID  18063794 . S2CID  2253135 .
  93. ^ Mason, Joe (11 de junio de 2009). "Enfoque de Saturno al equinoccio revela estructuras verticales nunca antes vistas en los anillos del planeta" . Sitio web de CICLOPS . Consultado el 13 de junio de 2009 .
  94. ^ Weiss, JW; et al. (11 de junio de 2009). "Ring Edge Waves y las masas de satélites cercanos". El diario astronómico . 138 (1): 272–286. Código Bibliográfico : 2009AJ .... 138..272W . CiteSeerX  10.1.1.653.4033 . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 138/1/272 .
  95. ^ Tiscareno, Matthew S .; et al. (2006). " Moonlets de 100 m de diámetro en el anillo A de Saturno a partir de observaciones de estructuras de 'hélice' ". Naturaleza . 440 (7084): 648–650. Código Bibliográfico : 2006Natur.440..648T . doi : 10.1038 / nature04581 . PMID  16572165 . S2CID  9688977 .
  96. ^ Sremčević, Miodrag; et al. (2007). " Un cinturón de lunas en el anillo A de Saturno ". Naturaleza . 449 (7165): 1019–1021. Código Bibliográfico : 2007Natur.449.1019S . doi : 10.1038 / nature06224 . PMID  17960236 . S2CID  4330204 .
  97. ^ Tiscareno, Matthew S .; et al. (2008). " La población de hélices en el anillo A de Saturno ". Revista astronómica . 135 (3): 1083–1091. arXiv : 0710.4547 . Código Bibliográfico : 2008AJ .... 135.1083T . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 135/3/1083 . S2CID  28620198 .
  98. ^ Porco, C. (25 de febrero de 2013). "Bleriot recuperado" . Sitio web de CICLOPS . NASA / JPL-Caltech / Instituto de Ciencias Espaciales . Consultado el 27 de febrero de 2013 .
  99. ^ "Nombres planetarios: anillo y nomenclatura de espacio entre anillos" . usgs.gov .
  100. ^ Weisstein, Eric W. (2007). "Mundo de la física de Eric Weisstein - Límite de Roche" . scienceworld.wolfram.com . Consultado el 5 de septiembre de 2007 .
  101. ^ NASA. "¿Cuál es el límite de Roche?" . NASA – JPL . Consultado el 5 de septiembre de 2007 .
  102. ^ http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/08400/08401.html
  103. ^ http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/08400/08432.html
  104. ^ a b c Murray, CD; et al. (5 de junio de 2008). "La determinación de la estructura del anillo F de Saturno por lunas cercanas" (PDF) . Naturaleza . 453 (7196): 739–744. Código Bibliográfico : 2008Natur.453..739M . doi : 10.1038 / nature06999 . PMID  18528389 . S2CID  205213483 .
  105. ^ Karttunen, H .; et al. (2007). Astronomía fundamental . Springer-Verlag Berlín Heidelberg. ISBN 978-3-540-34144-4. OCLC  804078150 . Consultado el 25 de mayo de 2013 .
  106. ^ Gehrels, T .; Baker, LR; Beshore, E .; Blenman, C .; Burke, JJ; Castillo, ND; Dacosta, B .; Degewij, J .; Doose, LR; Fuente, JW; Gotobed, J .; Kenknight, CE; Kingston, R .; McLaughlin, G .; McMillan, R .; Murphy, R .; Smith, PH; Stoll, CP; Strickland, RN; Tomasko, MG; Wijesinghe, diputado; Coffeen, DL; Esposito, L. (1980). "Fotopolarímetro de imágenes en Pioneer Saturno". Ciencia . 207 (4429): 434–439. Código Bibliográfico : 1980Sci ... 207..434G . doi : 10.1126 / science.207.4429.434 . PMID  17833555 . S2CID  25033550 .
  107. ^ Lakdawalla, E. (5 de julio de 2014). "Sobre las masas y movimientos de las mini-lunas: Pandora no es un" pastor ", pero Prometeo sigue siéndolo" . Sociedad planetaria . Consultado el 17 de abril de 2015 .
  108. ^ Cuzzi, JN; Whizin, AD; Hogan, RC; Dobrovolskis, AR; Dones, L .; Showalter, MR; Colwell, JE; Scargle, JD (abril de 2014). "Núcleo del anillo F de Saturno: calma en medio del caos". Ícaro . 232 : 157-175. Bibcode : 2014Icar..232..157C . doi : 10.1016 / j.icarus.2013.12.027 . ISSN  0019-1035 .
  109. ^ Hyodo, R .; Ohtsuki, K. (17 de agosto de 2015). "El anillo F de Saturno y los satélites pastor un resultado natural de la formación del sistema de satélites". Geociencias de la naturaleza . 8 (9): 686–689. Código Bibliográfico : 2015NatGe ... 8..686H . doi : 10.1038 / ngeo2508 .
  110. ^ Charnoz, S .; et al. (2005). "Cassini descubre un anillo espiral cinemático alrededor de Saturno" (PDF) . Ciencia . 310 (5752): 1300-1304. Código Bibliográfico : 2005Sci ... 310.1300C . doi : 10.1126 / science.1119387 . PMID  16311328 . S2CID  6502280 .
  111. ^ a b Fotoperiodismo planetario de la NASA PIA08328: Anillos hechos por la luna
  112. ^ a b "NASA encuentra que las lunas de Saturno pueden estar creando nuevos anillos" . Cassini Legacy 1997-2007 . Laboratorio de propulsión a chorro . 2006-10-11. Archivado desde el original el 16 de octubre de 2006 . Consultado el 20 de diciembre de 2017 .
  113. ^ a b c Hedman, MM; et al. (2007). "La fuente del anillo G de Saturno" (PDF) . Ciencia . 317 (5838): 653–656. Código Bibliográfico : 2007Sci ... 317..653H . doi : 10.1126 / science.1143964 . PMID  17673659 . S2CID  137345 .
  114. ^ "S / 2008 S 1. (Imágenes de la misión Cassini Saturno de la NASA)" . ciclops.org .
  115. ^ Davison, Anna (2 de agosto de 2007). "Anillo de Saturno creado por restos de una luna muerta hace mucho tiempo" . Servicio de noticias NewScientist.com.
  116. ^ a b Porco CC , [1] ; et al. (5 de septiembre de 2008). "Más arcos de anillos para Saturno" . Sitio web del Laboratorio Central de Imágenes de Cassini para Operaciones . Consultado el 5 de septiembre de 2008 .
  117. ^ a b c Hedman, MM; et al. (25 de noviembre de 2008). "Tres arcos / anillos tenues para tres lunas diminutas". Ícaro . 199 (2): 378–386. Código bibliográfico : 2009Icar..199..378H . doi : 10.1016 / j.icarus.2008.11.001 .
  118. ^ Hillier, JK; et al. (Junio ​​de 2007). "La composición del anillo E de Saturno" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 377 (4): 1588-1596. Código bibliográfico : 2007MNRAS.377.1588H . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2007.11710.x .
  119. ^ a b Hedman, MM; et al. (2012). "La estructura tridimensional del anillo E de Saturno". Ícaro . 217 (1): 322–338. arXiv : 1111.2568 . Bibcode : 2012Icar..217..322H . doi : 10.1016 / j.icarus.2011.11.006 . S2CID  1432112 .
  120. ^ Spahn, F .; et al. (10 de marzo de 2006). "Medidas de polvo de Cassini en Encelado e implicaciones para el origen del anillo E". Ciencia . 311 (5766): 1416–8. Código Bibliográfico : 2006Sci ... 311.1416S . CiteSeerX  10.1.1.466.6748 . doi : 10.1126 / science.1121375 . PMID  16527969 . S2CID  33554377 .
  121. ^ Porco, CC ; Helfenstein, P .; Thomas, PC; Ingersoll, AP; Wisdom, J .; West, R .; Neukum, G .; Denk, T .; Wagner, R. (10 de marzo de 2006). "Cassini observa el polo sur activo de Encelado" (PDF) . Ciencia . 311 (5766): 1393–1401. Código Bibliográfico : 2006Sci ... 311.1393P . doi : 10.1126 / science.1123013 . PMID  16527964 . S2CID  6976648 .
  122. ^ "Zarcillos helados que alcanzan el anillo de Saturno hasta su origen" . Noticias de la NASA . 14 de abril de 2015 . Consultado el 15 de abril de 2015 .
  123. ^ Mitchell, CJ; Porco, CC; Weiss, JW (15 de abril de 2015). "Seguimiento de los géiseres de Encelado en el anillo E de Saturno" (PDF) . El diario astronómico . 149 (5): 156. Bibcode : 2015AJ .... 149..156M . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 149/5/156 . ISSN  1538-3881 . S2CID  55091776 . Archivado desde el original (PDF) el 8 de marzo de 2019.
  124. ^ Schenk Hamilton y col. 2011 , págs. 751–53.
  125. ^ Mason 2010 .
  126. ^ "El telescopio espacial de la NASA descubre el anillo más grande alrededor de Saturno" . NASA. 3 de julio de 2017 . Consultado el 6 de noviembre de 2017 .
  127. ^ El telescopio espacial de la NASA descubre el anillo más grande alrededor de Saturno
  128. ^ a b c Verbiscer, Anne; et al. (2009-10-07). "Anillo más grande de Saturno". Naturaleza . 461 (7267): 1098–100. Código Bibliográfico : 2009Natur.461.1098V . doi : 10.1038 / nature08515 . PMID  19812546 . S2CID  4349726 .
  129. ^ a b c Cowen, Rob (6 de octubre de 2009). "Descubierto el anillo planetario más grande conocido" . Noticias de ciencia .
  130. ^ Tamayo, D .; et al. (23 de enero de 2014). "Primeras observaciones del anillo de Phoebe en luz óptica". Ícaro . 233 : 1–8. arXiv : 1401.6166 . Bibcode : 2014Icar..233 .... 1T . doi : 10.1016 / j.icarus.2014.01.021 . S2CID  40032407 .
  131. ^ a b c Hamilton, Douglas P .; Skrutskie, Michael F .; Verbiscer, Anne J .; Masci, Frank J. (10 de junio de 2015). "Pequeñas partículas dominan el anillo de Phoebe de Saturno a distancias sorprendentemente grandes". Naturaleza . 522 (7555): 185–187. Código Bib : 2015Natur.522..185H . doi : 10.1038 / nature14476 . PMID  26062508 . S2CID  4464735 .
  132. ^ "El Rey de los Anillos" . NASA, centro del Telescopio Espacial Spitzer. 2009-10-07 . Consultado el 7 de octubre de 2009 .
  133. ^ Grayson, Michelle (7 de octubre de 2009). "Enorme anillo 'fantasma' descubierto alrededor de Saturno" . Nature News . doi : 10.1038 / news.2009.979 .
  134. ^ Weil, Martin (25 de octubre de 2009). "U-Va., U-Md. Los astrónomos encuentran otro anillo de Saturno" . Washington Post . pag. 4C . Consultado el 2 de septiembre de 2012 .
  135. ^ Denk, T .; et al. (10 de diciembre de 2009). "Jápeto: propiedades de superficie únicas y una dicotomía de color global de Cassini Imaging" (PDF) . Ciencia . 327 (5964): 435–9. Código bibliográfico : 2010Sci ... 327..435D . doi : 10.1126 / science.1177088 . PMID  20007863 . S2CID  165865 . Archivado desde el original (PDF) el 27 de febrero de 2020.
  136. ^ "Cassini está tras la pista de un misterio fugitivo" . Noticias de la misión de la NASA . NASA. 8 de octubre de 2007 . Consultado el 20 de diciembre de 2017 .
  137. ^ Mason, J .; et al. (10 de diciembre de 2009). "Cassini se acerca al misterio centenario de Iapetus de la luna de Saturno" . Sala de redacción de la web de CICLOPS . Instituto de Ciencias Espaciales . Consultado el 22 de diciembre de 2009 .
  138. ^ Spencer, JR; et al. (10 de diciembre de 2009). "Formación de dicotomía de albedo extremo de Jápeto por migración de hielo térmico desencadenada exógenamente". Ciencia . 327 (5964): 432–5. Código Bibliográfico : 2010Sci ... 327..432S . CiteSeerX  10.1.1.651.4218 . doi : 10.1126 / science.1177132 . PMID  20007862 . S2CID  20663944 .
  139. ^ Jones, Geraint H .; et al. (7 de marzo de 2008). "El halo de polvo de la luna helada más grande de Saturno, Rea" (PDF) . Ciencia . 319 (5868): 1380-1384. Código Bibliográfico : 2008Sci ... 319.1380J . doi : 10.1126 / science.1151524 . PMID  18323452 . S2CID  206509814 . Archivado desde el original (PDF) el 8 de marzo de 2018.
  140. ^ Lakdawalla, E. (6 de marzo de 2008). "¿Una luna anillada de Saturno? Cassini descubre posibles anillos en Rea" . El sitio web de la Sociedad Planetaria . Sociedad planetaria . Archivado desde el original el 10 de marzo de 2008 . Consultado el 9 de marzo de 2008 .
  141. ^ Lakdawalla, E. (5 de octubre de 2009). "Otra posible prueba de un anillo de Rea" . Blog de la Sociedad Planetaria . Sociedad planetaria . Archivado desde el original el 17 de febrero de 2012 . Consultado el 6 de octubre de 2009 .
  142. ^ Kerr, Richard A. (25 de junio de 2010). "Los anillos de la luna que nunca fueron" . ScienceNow. Archivado desde el original el 1 de julio de 2010 . Consultado el 5 de agosto de 2010 .
  143. ^ http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09883
  144. ^ "Colisión suave (imágenes de la misión Cassini Saturno de la NASA)" . ciclops.org .
  145. ^ Colisión de Prometeo . YouTube . 18 de noviembre de 2007.
  146. ^ Anillo G de Saturno . YouTube . 6 de agosto de 2007.
  147. ^ "Redondeando la esquina (imágenes de la misión Cassini Saturno de la NASA)" . ciclops.org .

  • Nodo de anillos planetarios: Sistema de anillos de Saturno
  • Los anillos de Saturno por la exploración del sistema solar de la NASA
  • Nomenclatura de los anillos de Saturno de la página de nomenclatura planetaria del USGS
  • El anillo más grande alrededor de Saturno acaba de ser enorme (recuperado el 20 de diciembre de 2017 de Space.com)
  • Todo lo que una mente curiosa debe saber sobre los sistemas de anillos planetarios con el Dr. Mark Showalter (podcast de Waseem Akhtar con Mark Showalter )
  • Animación en alta resolución de Seán Doran de los anillos retroiluminados
  • Animación de alta resolución de Kevin M. Gill de un paso elevado del Anillo B exterior en el equinoccio (comienza a volverse menos uniforme después del primer minuto); ver el álbum Anillos para más
  • Animación de alta resolución de Nick Stevens de Saturno y sus anillos desde una órbita ecuatorial y polar, y desde una inmersión debajo de los anillos ; ver listado para más