Copyright 2010 Red Estelar, página web de astronomía, astrofísica y astronáutica.
Saturno dista de la Tierra a una distancia media de más de 1500 millones de kilómetros. La distancia entre la Tierra y Saturno varía dependiendo de dónde estén los dos planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Así que el tiempo que toma viajar a Saturno desde la Tierra depende de la distancia entre los dos planetas en el momento del lanzamiento. También depende de la velocidad de la nave espacial y del camino escogido. Por término medio una sonda tarda en llegar unos 4 años.
El envío de sondas automáticas supusieron un verdadero salto en los conocimientos de todos los planetas del sistema solar y también de Saturno. La primera contribución fue proporcionada por el Pioneer 11 que, después de haberse encontrado con Júpiter, pasó junto a Saturno en septiembre de 1979, seguidas por el Voyager 1 en noviembre de 1980 y el Voyager 2 en agosto de 1981, las naves llevaban a bordo, cámaras de vídeo e instrumentos para analizar las intensidades de la radiación en las regiones visibles, ultravioleta, infrarroja y del espectro electromagnético, correspondiente a las ondas de radio, instrumentos detectores de partículas y radiación atómica, además de para el estudio del polvo interplanetario.
En octubre de 1997 fue lanzada la sonda Cassini con destino a Saturno, que incluía también la sonda Huygens para explorar Titán, la mayor y más interesante de las lunas del planeta. Se trata del último proyecto de gran presupuesto de la NASA, en colaboración con la Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Italiana. Tras un viaje de casi siete años, está previsto que la Cassini recoja datos sobre Saturno y sus satélites durante otros cuatro años. En octubre de 2002 la nave obtuvo su primera fotografía del planeta, tomada a una distancia de 285 millones de kilómetros y en la que aparece también Titán. En junio de 2004 la Cassini sobrevoló Febe, otro satélite de Saturno (el más alejado), obteniendo imágenes espectaculares de su superficie, llena de cráteres. En julio del mismo año, la nave entró en órbita de Saturno. En enero de 2005 la sonda Huygens atravesó la atmósfera de Titán y alcanzó su superficie, enviando a la Tierra datos e imágenes de gran interés del satélite.
Atmósfera
La atmósfera de Saturno posee un patrón de bandas oscuras y zonas claras similar al de Júpiter aunque la distinción entre ambas es mucho menos clara en el caso de Saturno. La atmósfera del planeta posee fuertes vientos en la dirección de los paralelos alternantes en latitud y altamente simétricos en ambos hemisferios a pesar del efecto estacional de la inclinación axial del planeta. El viento está dominado por una intensa y ancha corriente ecuatorial al nivel de la altura de las nubes que llegó a alcanzar velocidades de hasta 450 m/s en la época de los Voyager. A diferencia de Júpiter no son aparentes grandes vórtices estables aunque sí los hay más pequeños.
Las nubes superiores están formadas probablemente por cristales de amoníaco. Sobre ellas parece extenderse una niebla uniforme sobre todo el planeta producida por fenómenos fotoquímicos en la atmósfera superior (alrededor de 10 mbar). A niveles más profundos (cerca de 10 bar de presión) el agua de la atmósfera condensa probablemente en una capa de nubes de agua que no ha podido ser observada.
El interior del planeta es semejante al de Júpiter, con un núcleo sólido en el interior. Sobre él se extiende una extensa capa de hidrógeno líquido y metálico (debido a los efectos de las elevadas presiones y temperaturas). Los 30000 km exteriores del planeta están formados por una extensa atmósfera de hidrógeno y helio. El interior del planeta contiene un núcleo formado por materiales helados en la formación del planeta y que se encuentran en estado líquido en las condiciones de presión y temperatura cercanas al núcleo. Éste se encuentra a temperaturas en torno a 12000 K (aproximadamente el doble de la temperatura de la superficie del Sol). Por otro lado, y al igual que Júpiter y Neptuno, Saturno irradia más calor al exterior del que recibe del Sol. La mayor parte de esta energía está producida por una lenta contracción del planeta que libera la energía gravitacional producida en la compresión. Este mecanismo se denomina mecanismo de Kelvin-Helmholtz. Sin embargo no parece ser el único responsable de la fuente interna de calor de Saturno. Probablemente el calor extra generado se produce en una separación de fases entre el hidrógeno y el helio atmosférico que se separan en la zona inferior de la atmósfera concentrándose en gotas que precipitan o llueven sobre el interior del planeta liberando energía gravitatoria en forma de calor.
Los científicos, consideran basándose en modelos teóricos que el interior de Saturno, al igual que el de Júpiter, estaría formado por materiales rocosos y densos ( posiblemente con abundancia de hierro) que habrían sido la semilla original a cuyo alrededor se habrían agregado los materiales de la nebulosa originaria del Sistema Solar.
En el caso de Saturno este núcleo seria de dimensiones mayores que el de su hermano mayor aproximadamente el 25% de la masa del planeta. Cabría la posibilidad de que este núcleo no fuese la semilla inicial de formación, sino que se hubiese formado posteriormente por decantación gravitatoria de materiales más densos.
1K y 3.000.000 de atmósferas, por lo que tendría el comportamiento de un metal, recorrido por corrientes eléctricas que dan lugar al campo magnético del planeta. En el caso de Júpiter el hidrógeno metálico llena el 80% del interior del planeta.
A presiones inferiores a los tres millones de atmósferas, tal como predicen los modelos teóricos, el hidrógeno existiría en forma de líquido molecular, o sea en forma de H2. Al ascender a la superficie, la temperatura y la presión irían descendiendo paulatinamente hasta pasar a hidrógeno gaseoso molecular que formaría la atmósfera.
Sistema de anillos
Los anillos visibles se extienden hasta una distancia de 136.200 km del centro de Saturno, pero en muchas regiones pueden tener sólo 5 m de grosor. Se cree que constan de agregados de roca, hielo de agua y gases helados en tamaños que pueden variar desde menos de 0,0005 cm de diámetro hasta 10 m (desde el tamaño de una partícula de polvo hasta el de una gran piedra). Un instrumento a bordo del Voyager 2 registró más de 100.000 anillos pequeños.
La aparente separación entre los anillos A y B se denomina división de Cassini, en honor a su descubridor, el astrónomo francés Jean-Dominique Cassini. Las cámaras de televisión del Voyager
reflejaron cinco nuevos anillos débiles dentro de la división de Cassini. Los anchos anillos B y C parece que constan de cientos de pequeños anillos, algunos ligeramente elípticos, que muestran
variaciones de densidad ondulante. La interacción gravitacional entre anillos y satélites, que produce estas ondas de densidad, sigue sin comprenderse del todo. El anillo B aparece brillante cuando se ve desde el lado iluminado por el Sol, pero oscuro desde el otro lado porque es lo bastante denso como para bloquear la mayor parte de la luz solar. Las imágenes del Voyager revelan también configuraciones radiales en este anillo.
Próximas aproximaciones de Saturno a la Tierra
