EL SATURNO MODERNO    

 

Saturno es el 6º planeta del Sistema Solar y el último de los conocidos en la antigüedad y posiblemente el planeta más popular por mostrar un sistema de anillos que, incluso con ayuda óptica modesta como un pequeño telescopio, se muestra como un espectáculo de extraordinaria belleza. Hoy en día sabemos que todos los planetas gigantes tienen anillos, pero los de Saturno son los únicos fácilmente visibles desde la Tierra.

Saturno, al igual que Júpiter, es otro gigante de gas. Orbita el Sol a una distancia media de 1.430.000.000 kilómetros y tarda 29 años y 167 días en dar una vuelta a su alrededor. Su diámetro ecuatorial es de 120.000 kilómetros (unas 9 veces el diámetro de la Tierra) y presenta un volumen 740 veces mayor que el de nuestro planeta, lo que lo convierte en el 2º planeta más grande del Sistema Solar después de Júpiter. Su aspecto es sumamente achatado por los polos (el radio polar es casi un 10% más corto que el ecuatorial), debido a su rápida rotación, que es algo superior a las 10 horas. Aunque su masa es 95 veces la de la Tierra, su densidad media es de tan sólo 0,7 gramos por centímetro cúbico, es decir inferior a la del agua, lo que significa que si lo pudiésemos colocar en un gigantesco mar ¡Saturno flotaría! Esto se debe a que la composición de Saturno es de materiales ligeros tipo solar, como son básicamente hidrógeno y helio.

El interior probablemente es similar al de Júpiter, con hidrógeno metálico responsable del intenso campo magnético de Saturno, aunque el porcentaje de helio es algo inferior al de Júpiter.

 

    DATOS FÍSICOS   

 

 Masa (kg) 5,68826 
 Masa (Tierra = 1) 95,181 
 Radio ecuatorial (km) 60.268 
 Radio ecuatorial (Tierra = 1) 9,4494 
 Densidad media (gm/cm3) 0,69 
 
 Distancia media al Sol (km) 1.429,400.000 
 Distancia media al Sol (Tierra = 1) 9,5388 
 Período de rotación (horas) 10,233 
 Período de traslación (años) 29,458 
 Velocidad orbital media (km/sec) 9,67 
 
 Excentricidad de la órbita 0,0560 
 Inclinación del eje (grados) 25,33 
 Inclinación orbital (grados) 2,488 
 
 Gravedad superficial en el ecuador (m/sec2) 9,05 
 Velocidad de escape en el ecuador (km/sec) 35,49 
 
 Albedo geométrico visual 0,47 
 Magnitud (Vo) 0,67 
 Temperatura media de las nubes -125°C 
 Presión atmosférica (bares) 1,4 
 Composición atmosférica
Hidrógeno
Helio

97% 
3% 

 

    LA ATMÓSFERA Y LOS VIENTOS   

 

Se supone que la estructura interna de Saturno es parecida a la de Júpiter. La estructura de la capa nubosa de Saturno también es similar a la de Júpiter, es decir, formada por bandas oscuras y zonas más claras, aunque son mucho menos aparentes que las del planeta joviano y más difíciles de ver. Las bandas y las zonas en Saturno son mucho más estrechas que las de Júpiter y su visibilidad depende en gran medida de la longitud de onda de la luz utilizada, Esto es así por la estructura de la atmósfera y por las características y el tamaño de las partículas que constituyen las nubes.

Aunque el planeta radia casi dos veces más calor que el que recibe del Sol debido a alguna fuente de energía interna, se estima que la temperatura de la alta atmósfera del planeta no supera los -180ºC.

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Aspectos de las nubes de Saturno por Voyager 1 y Voyager 2.

La atmósfera está compuesta por metano, amoníaco, vapor de agua, así como de un número indeterminado de hidrocarburos originados por la disociación del metano a causa de las radiaciones ultravioletas del Sol. Las bandas y las zonas suelen mostrarse muy estilizadas, sin grandes formaciones parecidas a la Gran Mancha Roja o los óvalos blancos de Júpiter, y con un contraste muy bajo. Todo ello es debido a diversos factores, unos debidos a iluminación (dada su distancia al Sol la iluminación recibida por Saturno es 90 veces inferior por unidad de superficie que la recibida por la Tierra) y otros a las características propias de la atmósfera: entre los 100-150 km por encima del nivel de las nubes existe una neblina posiblemente producida por hidrocarburos, que el grosor de la capa nubosa es unas tres veces mayor que el de Júpiter a causa de su menor gravedad y a que debido a su más baja temperatura, las nubes se forman a un nivel inferior.

s_atmosf_petit.jpg (14408 bytes) Corte vertical de la atmósfera de Saturno. La existencia de una niebla en altura y el estar dispuestas las capas de nubes en tres estratos o niveles distintos en un intervalo de unos 300 km, son la causa del bajo contraste que se observa en las bandas y zonas de Saturno. Al igual que en Júpiter, el color de las nubes da una indicación de su temperatura y altura. Los rasgos más bajos y calientes tienen una tonalidad azulada. A un nivel medio se situan las nubes con una coloración rojiza o parda, en tanto que las nubes más frías y altas son las de color blanco. Sin embargo, el verdadero color de las nubes puede quedar alterado al ser observados a través de la capa de niebla superior.

Las sondas Voyager permitieron determinar la variación de la temperatura con la altura. A presiones inferiores a 1/10 de atmósfera, la temperatura aumenta con la altura debido a la radiación solar absorbida por el metano y la neblina de hidrocarburos. Sin embargo, a niveles más bajos este esquema se invierte y la temperatura aumenta con la profundidad. A mayor profundidad, a partir de una presión de 0,4 atmósferas, el calor es conducido de forma convectiva para ser irradiado al espacio en forma de radiaciones infrarrojas, produciendo la fenomenología de las nubes que se observan en Saturno.

 

    PERFIL DE VIENTOS   

La circulación atmosférica en Saturno es zonal y muy parecida a la de Júpiter, con una clara dependencia de la latitud. Las mayores velocidades se alcanzan en el ecuador, con velocidades de casi 1.800 km/h, más de dos veces superiores a los más intensos vientos jovianos. No se han observado asimetrías entre ambos hemisferios, al contrario de lo que ocurre en Júpiter con el gran "jet" de la NTBs. Sin embargo, tampoco puede afirmarse que no existan, pues son muy pocos los detalles que pueden seguirse en Saturno y hay regiones en que apenas se aprecian nubes individuales que sirvan para trazar los vientos.

Puede llamar la atención el que en un planeta con una inclinación de 27° con respecto al plano de la órbita es decir, con estaciones muy marcadas, además de larguísimas noches que se abaten alternativamente sobre los polos con una duración de unos 14 años, la circulación sea zonal. Esto puede estar profundamente ligado a la estructura interna del planeta. Sin embargo, como veremos más adelante en otro apartado, existe una meteorología ligada a los cambios estacionales, que se manifiesta por la aparición de enormes tormentas convectivas y a un constante cambio en la estructura y distribución de las bandas y zonas.

s_perfil.JPG (98823 bytes) Perfil zonal de vientos en Saturno

Velocidad de los vientos de la atmósfera de Saturno en función de la latitud. Destaca respecto al de Júpiter por su mayor simetría entre ambos hemisferos y por la alta velocidad en el ecuador, con vientos de casi 470 m/s respecto al período de rotación radioeléctrico del planeta, el Sistema III. Este perfil es el más reciente y completo existente (A. Sánchez-Lavega, J.F. Rojas y P.V. Sada, Icarus 147, 405, 2000).

Este perfil de vientos respecto a la latitud se considera que es constante o muy constante ya que se halla ligado al interior del planeta. En efecto, lo observado concuerda muy bien con la teoría de cilindros coaxiales propuesta por Busse.

El modelo de los cilindros coaxiales de Busse explica muy bien el perfil de vientos observado en Saturno. Al estar originados a muy grandes profundidades en el interior del planeta, al nivel de la capa de hidrógeno líquido, los vientos observados en la superficie son prácticamente invariables, pues haría falta una energía considerable para hacerlos cambiar, ya que poseen una inercia considerable. Otra cuestión es cómo explicar la existencia de tales cilindros.

 

    TORMENTAS EN SATURNO   


Pese a la circulación zonal y a que no existen en Saturno perturbaciones estacionarias del tamaño de la
Gran Mancha Roja de Júpiter, de vez en cuando aparecen gigantescas perturbaciones atmosféricas de tipo convectivo, fácilmente observables desde la Tierra incluso con instrumentos modestos. Se trata de las grandes manchas blancas o GWS (Great White Spots). Tales manchas, que se producen en las zonas ecuatoriales y templadas del hemisferio norte del planeta, tienen lugar siempre durante el verano de Saturno, lo que sugiere que el débil calor solar que recibe la superficie nubosa puede actuar como detonante. La inclinación del eje de Saturno, próximo a los 27°, hace posible la existencia de estaciones climáticas muy marcadas, que dado el período de traslación del planeta alrededor del Sol de 29 años, su duración debe medirse en años y no en meses como en la Tierra. Así pues, el verano septentrional tiene lugar cada 29 años, siendo precisamente éste el período medio de aparición de las GWS. Cuando aparecen se observan como gigantescos óvalos blancos brillantes, lo que denota su gran altura sobre las nubes circundantes. Se extienden longitudinalmente siguiendo el perfil zonal de los vientos y al cabo de unos meses, rodean el planeta y éste poco a poco vuelve al estado normal en uno o dos años.

Sea por la mejora de las técnicas observacionales desde tierra, o porque Saturno se ha mostrado anormalmente activo, a lo largo de la década de los años 90 se han observado repetidas tormentas ecuatoriales en el planeta, que sin poseer la virulencia de una GWS, nunca habían sido observadas con anterioridad. La primera y mayor de todas puede observarse en la imagen de la parte superior de esta página a la derecha, tomada por el Telescopio Espacial Hubble. Fue descubierta por nuestro equipo en julio de 1994 (no en septiembre como erróneamente se indica en las descripciones de la NASA).

El avance de las estaciones climáticas en Saturno también se manifiesta a nivel de las nubes de una manera clara. Cuando una región es visible después del largo invierno, aparece cubierta por nieblas altas siendo prácticamente indistinguible la alternante configuración de bandas y zonas. A medida que avanza la primavera y sobre todo durante el verano, cada vez se aprecia de forma más marcada la distribución de las nubes en bandas y zonas. Parece ser que cuando los rayos solares empiezan a calentar las nubes, pueden producirse pequeñas tormentas locales similares a las GWS pero a escala muy inferior, como fue el caso de la tormenta polar de 1994, la primera observada de este género.

 

    EL INTERIOR Y EL CAMPO MAGNÉTICO   

Al igual que Júpiter,  gran parte del interior de Saturno es líquido. La concentración ligeramente mayor de helio respecto al hidrógeno se cree que es debida a las más bajas temperaturas de Saturno. Bajo estas condiciones el helio líquido no se disuelve en el hidrógeno líquido y gotitas de helio se hunden en el centro, mermando las regiones de helio más externas. Las especulaciones sobre el origen de su fuente interna de calor son similares a las hechas en el caso de Júpiter.

La estructura interior de Saturno se supone que es la siguiente: justo por debajo de la capa nubosa y a 140 K de temperatura la presión alcanza una atmósfera. La transición entre el hidrógeno molecular y el hidrógeno líquido tiene lugar a unos 32.000 km por debajo de las nubes, donde la temperatura es de 9.000 K y la presión de 3,000.000 de atmósferas. La parte externa del núcleo interno rocoso está a una temperatura de 12.000 K y una presión de 8,000.000 de atmósferas. Este núcleo tendría un radio un 16% del total del planeta o sea, aproximadamente el tamaño de la Tierra, aunque sería tres veces más masivo que ésta.

De acuerdo con la teoría formulada por Hubbard, Saturno posee un núcleo central rocoso del tamaño de la Tierra que debido a las altas presiones llega a ser tres veces más masivo. Este núcleo está rodeado por una zona de hidrógeno metálico que en proporcion es más pequeña que la de Júpiter debido a la menor masa, intensidad del campo gravitacional y presión interna de Saturno. Por encima de ella hasta llegar a la atmósfera existe una campa de hidrógeno molecular.

El campo magnético de Saturno es similar al de Júpiter, pero 20 veces más débil, aunque sin embargo sigue siendo 1.000 veces mayor que el de la Tierra. Se cree que es producido por corrientes eléctricas en el líquido de hidrógeno metálico del interior. A diferencia de Júpiter, el campo magnético de Saturno atrapa partículas cargadas en cinturones de Van Allen más que en láminas y parece ser mucho menos eficaz atrapando partículas cargadas.

Curiosamente, el campo magnético de Saturno es más intenso en el polo norte (0,69 Gauss) que en el polo sur (0,53 Gauss). Es único respecto a otros planetas puesto que coinciden casi exáctamente el eje de rotación y el del campo magnético, estando separados menos de 1 grados (2.400 km).

Las observaciones de la misión Pioneer determinaron que el campo magnético está prácticamente alineado con el eje de rotación del planeta, al contrario de lo que ocurre en la Tierra, Júpiter, Urano y Neptuno. Este descubrimiento hizo revisar las teorías sobre el origen de los campos magnéticos, que indicaban que debía de existir una desviación entre los ejes del campo magnético y el de rotación para que pudieran producirse grandes campos magnéticos planetarios.

La magnetosfera de Saturno es una gran región que rodea el planeta donde partículas cargadas (protones y electrones) son atrapadas por el campo magnético. Los cinturones de radiación envuelven las órbitas de Titán y de los mayores satélites, aunque en el caso de Titán éste queda casi al margen e incluso fuera del bow shock cuando se encuentra entre el Sol y Saturno. Las fuentes de las partículas cargadas presumiblemente son la atmósfera de Titán, la superficie de los satélites helados y los anillos. Entre Rhea y Titán existe una nube de hidrógeno que probablemente proviene de la atmosfera de Titán.

 


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