Imagen: Saturno y dos de sus satélites mayores, Tetis y Dione, fotografiados por la sonda espacial Voyager 1 el 3 de noviembre de 1980. Obsérvese la sombra del primero de ellos en el disco del planeta, bajo la sombra del sistema de anillos. [Datos sobre los parámetros físicos más importantes de Saturno, sus satélites y anillos]

Atmósfera

La atmósfera de Saturno es similar en apariencia a la del planeta Júpiter, aunque sus rasgos no son tan prominentes como los de este último. Existen, no obstante, algunas diferencias destacables: parte de la atmósfera del hemisferio diurno se halla situada frecuentemente en sombra debido a que el sistema de anillos de Saturno absorbe buena parte de la luz solar. El planeta presenta también cinturones y zonas paralelas a su ecuador con una dinámica similar a las del planeta Júpiter, aunque de un aspecto no tan marcado como el primero. A pesar de que son comunes las tormentas en forma de óvalos, no se conocen rasgos permanentes como la Gran Mancha Roja de Júpiter. En ocasiones se han formado grandes tormentas de nubes blanquecinas ricas en cristales de amoníaco, las cuales han persistido cierto tiempo (semanas o pocos meses), pero mucho más breve en comparación con la Gran Mancha Roja.

Existen también formaciones más pequeñas, como óvalos rojizos u oscuros, o nubes, etc. Debido a la importante emisión de calor interno, los vientos que se producen en la atmósfera superior de Saturno son los más rápidos conocidos en el Sistema Solar, llegando a alcanzar cerca de 500 m/s.

La atmósfera de Saturno está compuesta fundamentalmente por hidrógeno y helio, junto proporciones más pequeñas de metano y amoníaco. La temperatura de la atmósfera superior de Saturno se halla en torno a los -180°C.

Composición y estructura

Del hecho de que Saturno se halle principalmente compuesto por hidrógeno y helio se puede deducir su baja densidad. El interior de dicho planeta se considera similar al de Júpiter: un pequeño núcleo rocoso rodeado de un manto de hidrógeno metálico, el cual, cerca de la superficie, pasa a ser molecular (H2). Los científicos piensan que Saturno también podría presentar un núcleo externo líquido donde abundase el agua, metano y amoníaco, estando todas estas sustancias sometidas a una considerable presión y llegando a alcanzar una densidad media de 4,5 a 7 g/cm3. La cantidad material silicatado y de hierro se considera prácticamente nula.

¿Cuál es la causa de la emisión térmica? Los científicos han propuesto un modelo que podría explicar esta emisión, basándose en la estructura interna del planeta. En el interior de Saturno el helio existente se sufriría un proceso de separación del hidrógeno, distribuyéndose de un modo no uniforme a través del planeta. De este modo, la capa externa de hidrógeno en el manto de Saturno se hallaría empobrecida en helio –pues éste caería hacia el interior– mientras la capa interna, situada por encima del núcleo, se iría enriqueciendo en dicho elemento. Esta separación o diferenciación generaría suficiente energía como para explicar el alto flujo térmico actual de Saturno. Los científicos consideran que este proceso puede tener también consecuencias en el magnetismo del planeta, explicando la baja intensidad del campo magnético –relativa a la de Júpiter– y su simetría con respecto al eje de rotación.

Anillos de Saturno

Los anillos de Saturno consisten en una masa de residuos rocosos, los cuales se hallan girando en torno al planeta en órbitas situadas en su plano ecuatorial. Éstos pueden detectarse desde la Tierra con cualquier tipo de telescopio, e incluso se pueden intuir empleando prismáticos potentes. El sistema de anillos de Saturno se extiende a lo largo de 270.000 Km –tres cuartas partes de la distancia entre la Tierra y la Luna– pero tan sólo presentan unos cientos o decenas de metros de espesor.

Los tamaños de las partículas de estos anillos están comprendidas entre bloques de varios metros hasta gránulos de tamaño arena o incluso menor. En su conjunto, si pudiésemos reunir toda la materia de estos anillos y formar un nueva luna de Saturno, esta sería de un tamaño similar al de su satélite Mimas, de casi 400 Km de diámetro (mucho menor que nuestra Luna).

La hipótesis más aceptada acerca de la formación de este sistema de anillos es la que considera que el material situado en torno al planeta durante su formación no pudo acreccionarse o acumularse para formar un satélite, debido al efecto de fuerzas de marea.

En la imagen inferior puede verse la subdivisión del sistema de anillos de Saturno, realizada a partir de los datos obtenidos fundamentalmente por las sondas Pioneer y Voyager. Cada anillo se halla formado realmente por un gran número anillos menores –desde cientos a miles–, los cuales a su vez están constituidos por partículas de hielo de distintos tamaños. En algunas zonas existen las llamadas divisiones, zonas aparentemente vacías en donde se suelen hallar pequeños satélites pastores, lunas de pocos kilómetros de diámetro que cumplen labores de confinamiento entre los anillos, impidiendo que el material de éstos caiga hacia el planeta o se aleje del mismo.

Los científicos creen que el anillo más interno (D) –el más cercano a la superficie nubosa de Saturno– pierde material progresivamente debido a la fricción con la atmósfera externa del planeta, la cual provoca que las partículas de dicho anillo giren cada vez más rápido y más cerca del planeta hasta caer en él. Además, es probable que también haya un flujo lento de partículas procedentes del anillo C hacia el D, acercándose cada vez más hacia la superficie gaseosa de Saturno.

Por otro lado, se ha sugerido que uno de los satélites de Saturno, Encelado, podría ser una fuente de partículas que alimentase el anillo E, de aspecto muy tenue, pues la órbita de este satélite se sitúa bastante próxima a la zona externa de este anillo. El mecanismo de generación de esta nueva materia no es conocido, aunque se ha propuesto la existencia de erupciones de tipo geiser. Esta hipótesis espera ser corroborada o descartada mediante las investigaciones de la sonda Cassini.