La misión Cassini realizará un amplio reconocimiento del sistema de satélites de Saturno, haciendo especial énfasis en su luna Titán. La mayor parte de los observaciones que se lleven a cabo se realizarán en Titán, pero la misión contempla también varios sobrevuelos lejanos a otros satélites y la obtención de datos de los mismos desde la distancia.

[Llista de los sobrevuelos que realizará Cassini durante sus cuatro años de misión principal]

A continuación se trata cada satélite mayor por separado, explicando sus rasgos geológicos más característicos. [Datos sobre los parámetros físicos más importantes de los satélites de Saturno]

Mimas es un pequeño cuerpo de casi 400 Km de diámetro que se encuentra entre los anillos G y E, con una superficie totalmente craterizada, siendo estas estructuras de impacto de un tamaño medio menor a los 30 Km. Presenta un enorme crater llamado Herschel, de 130 Km de diámetro, el cual, comparándolo con este satélite, ocupa casi 1/3 de su diámetro. Si el objeto que impactó contra esta luna formando dicho cráter hubiese sido mayor, es posible que Mimas se fragmentase por completo en pedazos.

Imagen: Encelado, satélite de 500 Km de diámetro, en el que se aprecia una superficie más antigua, en la que dominan los cráteres de impacto, y otros terrenos más modernos, en los que existen fracturas estriadas, formadas aparentemente por erupciones fisurales de agua.

Imagen: un detalle de los terrenos más modernos de Encelado. Obsérvese que en algunos puntos, el flujo de material ha erosionado y consumido parte de los cráteres de impacto. Esto implica que los materiales helados de Encélado se han fundido durante parte de la historia geológica de este cuerpo.

Encélado

Encélado es el satélite más reflectante del Sistema Solar. Se halla muy próximo al anillo E y se cree que contribuye a la "alimentación" del mismo. Presenta una superficie en la que se observan dos tipos de terrenos con edades muy distintas:

- Un terreno antiguo, muy craterizado.
- Otro terreno con pocas huellas de impactos, cuya edad podría ser de unos 1000 millones de años. Éste presenta estructuras estriadas, formadas por erupciones fisurales de agua. Algunos científicos han apuntado la posibilidad de que exista actividad de géiseres que expulsen hielo de agua, alimentando el anillo E.

Para que Encélado contase con este tipo de actividad sería necesario que su órbita fuese excéntrica, provocando efectos mareales y contribuyendo a la generación de calor interno y a la liberación de esta energía mediante vulcanismo o géiseres. De todas formas, la órbita de esta luna es circular, por lo cual es imposible explicar de dicho modo este tipo de actividad. Además, la densidad de este cuerpo es baja, lo cual implica que se halla formado fundamentalmente por hielo de agua, de tal modo que su energía interna no tiene un origen radiactivo. Algunos geólogos planetarios han argumentado que Encelado pudo haber tenido en el pasado una órbita más excéntrica, por resonancia con otro satélite llamado Dione. Si así fuese, esto explicaría su actividad geológica. De todas formas, los científicos no han podido hallar una explicación sobre cómo y porqué se perdió dicha resonancia.

Los científicos han propuesto algunas hipótesis que podrían explicar las peculiaridades geológicas de Encélado, basándose en su composición y considerando que éste se halla compuesto por una mezcla de amoníaco o clorato de metano mezclado el hielo de agua. Estos compuestos pueden hacer descender sustancialmente la temperatura de fusión –en unos 100°C o más– y facilitar el desplazamiento y flujo de material. No obstante, no hay aún una explicación clara sobre el origen de estas estructuras. Los científicos esperan que Cassini pueda ayudar a resolver estas cuestiones y responder a si existe alguna relación entre este cuerpo y el anillo E de Saturno.

Imagen: una toma de Tethis obtenida por la sonda Voyager 2, en la que se observa la cuenca de impacto Odysseus (parte inferior derecha de la imagen). El cráter se ha ido aplanando con el paso del tiempo y posiblemente se ha formado cuando el interior de este satélite se hallaba más tibio, poco tiempo después de su formación.

Imagen: Ithaca Chasma, conjunto de cañones cuya longitud es de 1700 Km y que posiblemente se hallen asociados al impacto que creó la cuenca Odysseus.

Tethis

Tethis tiene el doble del diámetro de Encelado, con una superficie marcada por cráteres de impacto. El más destacado de ellos es una gran cuenca de 400 Km de diámetro llamada Odysseus –mayor que el satélite Mimas–, la cual abarca el 40% del diámetro del satélite. Existe además un enorme cañón llamado Ithaca Chasma que recorre 3/4 partes de la longitud del globo. Al igual que en otros satélites, en Tethys hay terrenos antiguos: áreas craterizadas con colinas que presentan una topografía rugosa, cráteres degradados y otros terrenos aparentemente más modernos, los cuales presentan un aspecto más plano, con baja abundancia de cráteres y estructuras de impacto.

El crater Odysseus tiene bajo relieve y un pico central achatado y complejo. Este bajo relieve es debido a procesos de deformación viscosa de la litosfera helada.

Ithaca Chasma tiene aproximadamente 1700 Km de longitud, 100 Km de anchura y 4 Km de profundidad. Algunas partes del borde del cañón se hallan elevadas 500 metros sobre el borde circundante. Es posible que esta estructura fuese creada como respuesta litosférica al impacto que formó Odysseus: el fuerte impacto habría deformado a Tethys por completo, transformándolo en un objeto algo achatado. La recuperación de su forma original produciría una fracturación tensional cercana a su superficie en una región estrecha que es la que hoy constituyen los terrenos del cañón. Lo que no se ha conseguido explicar es por qué esta fracturación sólo tuvo lugar en una zona relativamente estrecha y no en el resto del globo.

Imagen: el aspecto craterizado de Dione. Parte del hemisferio oscuro presenta varias marcas brillantes, las cuales podrían ser el resultado del depósito de eyecciones de material procedentes de los impactos.

Rhea

Rhea es el segundo satélite mayor de Saturno (1530 Km) y el cuerpo más densamente craterizado del Sistema Solar. Presenta un hemisferio brillante –el que apunta en el mismo sentido de su movimiento orbital– y otro bastante más oscuro– que apunta en dirección contraria a éste.

Los cráteres de impacto recuerdan a las tierras altas lunares, aunque muestran un mayor grado de degradación o allanamiento. La mayoría de estos –los mayores de 25 Km de diámetro– tienen un pico central. Existen también terrenos con una superficie más joven que corresponden muy posiblemente a inundaciones por antiguos fluidos ricos en agua.

En Rhea se han encontrado cuencas multianillo, es decir, grandes estructuras de impacto con estructuras concéntricas. Una de ellas es claramente visible en las imágenes de las sondas Voyager, mientras que la otra ha sido recientemente descubierta gracias al análisis de dichas imágenes con más detalle empleando tratamiento digital. Se han hallado también estructuras con forma de canal y zonas hundidas similares a fosas, las cuales podrían ser causadas por esfuerzos distensivos o debidas a una ligera etapa de vulcanismo frío posterior al gran bombardeo.

Imagen: una fotografía de Titán desde la distancia obtenida por la sonda espacial Voyager 2, en la que se aprecia fundamentalmente la atmósfera de esta luna, que impide totalmente observar la propia superficie.

Imagen: durante el sobrevuelo a Titán de la sonda Voyager 1, el 12 de noviembre de 1980, la sonda pudo observar la capa superior de neblina que cubría la atmósfera de Titán, en un intento de observar algún rasgo superficial de este cuerpo. La imagen ha sido coloreada artificialmente para apreciar las diferentes capas atmosféricas.

Titán

Titán es uno de los cuerpos más interesantes del Sistema Solar, un mundo propio tan atractivo desde el punto de vista planetológico y exobiológico como pueda ser el planeta Marte. De hecho, esta luna de Saturno será sobrevolada por la sonda Cassini más que ninguna otra, y será la única hacia la cual se envíe a finales de 2004 un vehículo de descenso y aterrizaje: la sonda Huygens.

Titán es la mayor luna de Saturno y la única del Sistema Solar que presenta una atmósfera destacable, compuesta principalmente por nitrógeno (85%), argón (12%) y metano (1%), junto con otros compuestos de carbono e hidrógeno en menor proporción. Esta atmósfera –que ejerce una presión de 1,6 atm, mayor que la terrestre– tiene un espesor de entre 150 y 200 Km. En su zona superior, a unos 200 Km de altura, existe una espesa niebla de hidrocarburos, los cuales –según las hipótesis de los científicos– han sido sintetizados a partir del metano por efecto de la radiación solar.

¿Cuál puede ser el origen de esta atmósfera? Los científicos han propuesto un modelo en el que se produce la descomposición del hielo superficial –rico en amoniaco– por efecto de la radiación solar, lo cual conllevaría un desprendimiento de nitrógeno gaseoso. Los científicos se preguntan por qué Titán es un caso único y lo mismo que ha ocurrido en esta luna no ha tenido lugar en otros satélites del sistema solar exterior, donde también se supone que existen los mismos componentes químicos que en la superficie de Titán.

Debido a la opacidad de su atmósfera, Titán nunca nos ha permitido ver su superficie con detalle, por lo que la información existente sobre la morfología y características de la misma es bastante escasa. Los estudios mediante telescopios en tierra –empleando determinadas longitudes de onda en la que la atmósfera de Titán es casi transparente– parecen mostrar que en Titán podrían existir masas continentales y una hidrosfera. En la superficie de esta luna reina una temperatura prácticamente constante de -180° C, muy cercana al punto triple del metano (-174°C), de tal modo que podrían coexistir mares de esta sustancia de los cuales emergerían islas formadas por hielo de agua, éstas últimas sólidas a temperaturas tan bajas. La excentricidad orbital de este cuerpo podría producir mareas de hasta 10 metros de altura.

Imágenes: Titán observado desde el Observatorio Europeo Austral, durante seis noches diferentes en febrero de 2004. La toma derecha, algo mayor, muestra la imagen obtenida la primera noche de observación, aumentada para apreciar los detalles con mayor claridad y a la que se ha añadido un sistema de coordenadas. Las tomas se muestran en falso color, en donde los colores rojo (1.575 µm) y verde (1.600 µm) corresponden a la superficie y el azul (1.625 µm) a la atmósfera.

Hiperión

Hiperión es un pequeño cuerpo irregular cuya órbita coincide cerca de la de Titán. Al contrario que la mayoría de los satélites de Saturno, Hiperión presenta un aspecto irregular con formas angulosas. Sus dimensiones son: 350 x 235 x 100 Km.. Se trata de un objeto de color muy oscuro, aunque se piensa que su composición no difiere de la de los demás satélites de Saturno. Las imágenes enviadas por las sondas Voyager muestran abundantes cráteres, alguno de hasta 120 Km de diámetro.

Debido a su forma irregular, los científicos creen que Hiperión puede ser el remanente de un objeto mucho mayor que fue hecho añicos por procesos de impacto.

Imagen: esta fotografia de Japeto desde la distancia, obtenida por la sonda Voyager 1, revela las diferencias de brillo existentes en ambos hemisferios. Incluso sobreexponiendo la zona más clara, es imposible observar detalles en la más oscura.

Japeto

Japeto tiene un diámetro similar a Rhea, pero una densidad mucho menor (1,1 g/cm3). La característica más importante de este satélite es que el hemisferio que apunta en el sentido de su movimiento orbital es excepcionalmente oscuro, mientras que el hemisferio que apunta en sentido opuesto es mucho más claro. Algunos cráteres que se hallan en la zona brillante, cerca del contacto entre los terrenos oscuros y claros, presentan su base cubierta por dicho material negro, posiblemente rico en materia orgánica.

Hay dos teorías sobre el origen de este material: bien puede ser que proceda de una fuente interna o bien se trataría de material que ha ido depositándose sobre Japeto desde del exterior. Se ha postulado que podrían tratase de residuos procedentes de los impactos que han tenido lugar en Febe, satélite más externo, los cuales habrían ido depositándose poco a poco sobre Japeto.

Febe

Es el satélite más externo de Saturno de 230 Km de diámetro, con órbita retrógrada. Se piensa que posiblemente se trate de un cuerpo del cinturón de Kuiper capturado por la gravedad del planeta. Febe ha sido la primera luna de Saturno estudiada en detalle por la sonda espacial Cassini

Imagen: esta fotografía tomada desde 32500 Km de distancia muestra las evidencias de que Febe podría tratarse de un cuerpo rico en hielo recubierto por una fina capa de material oscuro. Los pequeños cráteres brillantes que se muestran en la imagen son seguramente estructuras jóvenes y generados por impactos que han excavado el material brillante y fresco –posiblemente hielo– existente bajo la corteza. Este mismo fenómeno es común, pues ha sido también observado en otros satélites planetarios, tales como Ganimedes (satélite de Júpiter) u otras lunas de Saturno y Urano. Otras evidencias de la presencia de un manto de hielo "limpio" se observan en algunas paredes de los cráteres, en donde los materiales oscuros parecen haberse deslizado hacia abajo, dejando expuesto al exterior el material infrayacente, más claro. Algunas áreas de la imagen que son particularmente brillantes –especialmente en la parte inferior derecha– se hallan en realidad sobreexpuestas. La resolución de la fotografía es de aproximadamente 190 metros por pixel.

Pequeños satélites:

Además de los satélites descritos, existen otros de pequeño tamaño (entre 25 y 220 Km). Algunos, como Janus y Epimetheus son satélites coorbitales, ya que sus órbitas están solo separadas unos 50 Km. Otros, como como Pan, Atlas, Prometheus y Pandora son satélites pastores, lunas que se encuentran en las divisiones de los anillos y cuya gravedad confina éstos en sus órbitas. También existen satélites troyanos (Tethis cuenta con dos: Calipso y Telesto) y Dione uno (Helene), los cuales se encuentran en distintos puntos de Lagrange (puntos de estabilidad en los que las fuerzas de atracción de un satélite principal –como Tethys, o Dione– y la de Saturno se equilibran).

Durante los últimos años se han descubierto numerosas lunas pequeñas en Saturno, todas ellas de pequeño diámetro –la mayor con 40 Km y la mayor parte de ellas en torno a los 10-15 Km– y que orbitan a gran distancia del planeta. Prácticamente todas ellas se encuentran más lejanas de Saturno que la luna Febe (entre 11.3 y 23.1 millones de Km), presentan órbitas excéntricas y se hallan bastante inclinadas con respecto al plano ecuatorial del planeta Saturno (entre 33° y 175°). A este grupo de pequeños cuerpos se les considera satélites irregulares. Muchos de ellos pueden ser asteroides capturados por la gravedad de Saturno o restos de eyecciones producidas por impactos sobre otras lunas mayores del planeta. Los científicos creen que eventualmente se descubrirán más satélites de este tipo, bien mediante observaciones telescópicas desde la Tierra o bien gracias a los estudios de la sonda Cassini.

Imágenes: algunos de los pequeños satélites de Saturno, fotografiados por las sondas Voyager. Varios de ellos han sido visualizados desde dos perspectivas diferentes. Comenzando por la izquierda, son: Pandora, satélite pastor situado en la parte externa del anillo F (120x100 Km); Janus, satélite coorbital (220x160 Km); Calipso, satélite troyano de Tetis (25 Km); Atlas, satélite pastor situado en el borde externo del anillo A (20 Km); Prometheus, satélite pastor situado en la zona interna del anillo F (145x70 Km); Epimetheus (140x100 Km); Telesto, satélite troyano de Tethis (30 Km) y Helene, satélite troyano de Dione (30 Km).