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20 de enero de 2018
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Luz y sombra en los anillos de Saturno
Imagen: A. Flandes/NASA/JPL

Luz y sombra en los anillos de Saturno

Alberto Flandes

La nave Cassini tiene ya siete años en órbita alrededor de Saturno. Los objetivos de la misión han sido estudiar la atmósfera de ese planeta, sus satélites, su campo magnético y su sistema de anillos. La NASA ha extendido la vida de esta exitosa misión hasta 2017.

Tres momentos de gran emoción han marcado la vida de la misión Cassini- Huygens. El primero se dio cuando la nave finalmente entró en órbita alrededor de Saturno en julio de 2004, después de casi siete años de travesía. El segundo momento trascendental ocurrió cuando los controladores de la misión lograron que la pequeña sonda Huygens se desacoplara de la nave principal y penetrara la densa atmósfera de Titán, en enero de 2005; mientras la sonda descendía y se posaba sobre la superficie, sus cámaras capturaron el paisaje de esta enigmática luna, la más grande de Saturno. El tercer momento sucedió en octubre de 2008 cuando en un vuelo rasante en la helada luna Encelado, la nave principal cruzó a través de los espectaculares géiseres de vapor y polvo de hielo que brotan en su polo sur.

La misión Cassini-Huygens es un proyecto conjunto de la NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA), a la que contribuyen 18 naciones europeas, pero en ella participan científicos de muchos otros países. Su nombre honra a dos astrónomos del siglo XVII: el italo-francés Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) y el holandés Christiaan Huygens (1629-1695). Ambos hicieron contribuciones notables al estudio de Saturno, de sus lunas y de sus anillos.

Anillos misteriosos

A pesar de lo que hemos aprendido de los anillos de Saturno desde la primera vez que Galileo Galilei los observó con su telescopio rudimentario en 1610, no sabemos aún lo suficiente para explicar con certeza cómo se formaron, de qué están hechos y cómo están organizados. Suponemos que los anillos principales (los que se ven con un telescopio simple) están compuestos de una multitud de rocas de hielo de unos cuantos metros de diámetro y que estas rocas están distribuidas en varias capas de no más de unas decenas de metros de espesor, pero ni siquiera la sonda Cassini se ha podido acercar lo suficiente como para ver rocas individuales y precisar así su tamaño y composición. Hasta las mejores fotos nos muestran los anillos como una hoja uniforme sin grosor. Sin embargo, los anillos principales no pueden ser un disco continuo y rígido. He aquí por qué: la fuerza de gravedad que ejerce un planeta sobre un objeto que lo orbita es más intensa sobre las partes del objeto que están más cerca del planeta y menos intensa sobre las más lejanas. La diferencia se llama fuerza de marea y tiende a romper el objeto. Si el objeto orbita muy lejos del planeta, las fuerzas de marea son muy pequeñas, pero se multiplican si el objeto se acerca a menos de una o dos veces el radio del planeta, región conocida como límite de Roche, o si el objeto es muy grande. Dentro del límite de Roche, las fuerzas de marea superan a las fuerzas de cohesión de los cuerpos con tamaños relativamente grandes, de tal forma que los estiran hasta romperlos y fragmentarlos en pedazos lo suficientemente pequeños para que las fuerzas de marea y de cohesión estén equilibradas.

A lo largo de la misión, las cámaras de Cassini y en especial dos de sus instrumentos, los espectrómetros CIRS y VIMS, han dedicado una buena parte de su atención a los anillos principales. Los espectrómetros son instrumentos que descomponen y miden las propiedades de la luz (o radiación electromagnética) que reciben de los cuerpos con el fin de identificar su composición. Cada espectrómetro funciona en rangos específicos del espectro electromagnético; el CIRS analiza la radiación infrarroja y el VIMS la parte visible y también la infrarroja. Particularmente, el objetivo del CIRS ha sido crear mapas de temperaturas, tanto de los anillos, como de Saturno y sus lunas y, con estos mapas, buscamos entender mejor estos cuerpos y los procesos asociados a ellos.

Las imágenes de la nave Cassini muestran detalles imposibles de lograr aun con los telescopios más potentes en órbita a la Tierra. Estas imágenes se tomaron cerca del equinoccio, cuando el Sol ilumina casi de canto a los anillos. Como las puestas de Sol, las sombras en los anillos son muy alargadas y esto magnifica las irregularidades en la estructura de los anillos.

Por mucho tiempo se pensó que los anillos principales se formaron cuando un satélite de unos 300 kilómetros de diámetro en una órbita inestable se internó en el límite de Roche y fue despedazado por las fuerzas de marea. La idea parece razonable: Saturno tiene muchas lunas de esos tamaños. Sin embargo, sabemos desde antes incluso de la nave Cassini que los anillos están hechos de más de 90 % de hielo, por lo que la infortunada luna tendría que haber sido una bola de puro hielo. Quizá por eso algunos científicos prefirieron la hipótesis de que, en vez de luna inestable, el objeto que dio origen a los anillos fue un cometa capturado por Saturno. En 1994, el cometa Shoemaker-Levi 9 (SL9), que tenía un núcleo de unos cinco kilómetros de diámetro, se proyectó en la atmósfera de Júpiter. Al cruzar el límite de Roche, el cometa se partió en varios pedazos que uno a uno fueron engullidos por el planeta. En el proceso de fragmentación las fuerzas de marea fueron desnudando al cometa de sus capas externas de gas y polvo, y éstas formaron un tenue halo alrededor de Júpiter. A partir de ese acontecimiento y con las observaciones recientes de la nave Cassini; se propuso una teoría intermedia. La nueva teoría supone la destrucción de un satélite tan grande como Titán, que es más de tres veces mayor que la Luna. Este satélite habría estado compuesto por un núcleo rocoso y un grueso manto de hielo de agua. En las etapas tempranas de la formación de Saturno esta luna hipotética fue despojada gradualmente de sus capas externas de hielo conforme se acercaba más y más al planeta, como sugiere el caso del cometa Shoemaker-Levy 9. Al final, el núcleo y parte del manto gélido se hundieron en la atmósfera de Saturno, pero el hielo de las capas externas quedó en órbita. Con el tiempo este material formó el disco aplanado que vemos hoy. El problema sigue abierto, pero por el momento ésta es la mejor teoría que tenemos.

Con los datos del espectrómetro infrarrojo CIRS es posible construir mapas de temperaturas de los anillos principales de Saturno. En esta secuencia de imágenes se combinan las observaciones del instrumento CIRS con imágenes de Telescopio Espacial Hubble para estudiar las variaciones de temperatura desde el solsticio (hacia arriba) hasta el equinoccio (hacia abajo). Usamos una escala de color donde el violeta representa las temperaturas más bajas y el rojo las zonas más calientes

Claroscuro

El 12 de agosto de 2009 ocurrió el equinoccio más reciente en Saturno (el equinoccio ocurre cuando un planeta llega a uno de los dos puntos de su órbita donde los rayos del Sol inciden perpendicularmente al eje de rotación). Con el equinoccio concluyó oficialmente la primera parte de la misión Cassini-Huygens. Los objetivos de esta primera etapa eran poner la nave en órbita estable alrededor de Saturno y liberar la sonda Huygens en Titán. Durante la segunda etapa, denominada Misión solsticio, la nave simplemente esperará el siguiente solsticio saturniano, que ocurrirá en 2017. El interés en los equinoccios y solsticios de Saturno tiene que ver con la orientación de los anillos respecto al Sol.

La inclinación del eje de planetas como la Tierra y Saturno es esencialmente constante, pero su inclinación relativa con respecto al Sol cambia según la posición a lo largo de su órbita y esto hace que parezca que sus ejes oscilan verticalmente. Llamamos equinoccio al momento en que el eje del planeta no está inclinado y solsticio cuando tiene su inclinación máxima. En un ciclo completo alrededor del Sol (lo que llamamos el año del planeta y que en Saturno equivale a 29 años terrestres) se dan dos equinoccios y dos solsticios alternados. Cuando Saturno está en sus equinoccios, sus anillos son casi invisibles porque los vemos de canto y cuando está en sus solsticios, los anillos tienen su apertura máxima en un caso mostrando su lado sur y en otro su lado norte. Debido a esta orientación variable de los anillos respecto al Sol, éstos reciben una cantidad de luz muy variable, lo que también hace cambiar su temperatura. Los espectrómetros de la nave Cassini nos permiten inferir la composición, textura superficial y estructura de los anillos a partir de estas variaciones de temperatura. La idea es que los diferentes materiales de los que están hechos los anillos deberían reaccionar de manera distinta a los cambios de temperatura. Por ejemplo, todos los objetos emiten algo de radiación que depende de su temperatura; a cientos de grados, cualquier objeto emitirá luz visible (decimos entonces que brillan). A temperaturas extremadamente altas, de miles de grados o más, podrían emitir radiación ultravioleta y hasta rayos X y rayos gama, como las estrellas. Los cuerpos más fríos, a decenas de grados sobre cero, por ejemplo, emiten radiación infrarroja. La manera de reflejar la luz, por otro lado, depende de la estructura del objeto y de otras propiedades físicas.

Nuestro planeta recibe un flujo de energía solar de unos 1 400 watts por metro cuadrado de superficie, pero Saturno y sus anillos, que están casi 10 veces más lejos del Sol, sólo reciben unos 16 watts por metro cuadrado (aproximadamente un centésimo de la energía que recibe la Tierra). En el caso de los anillos, Saturno también los baña de radiación, pero ésta se mantiene más o menos constante, a un watt por metro cuadrado.

Los anillos absorben en promedio el 50 % de la energía que reciben. La otra mitad la reflejan. La energía absorbida los calienta ligeramente hasta que alcanzan una temperatura de equilibrio de entre 40 y 120 kelvin (es decir, entre -230 y -150° C). Por esta razón los anillos emiten radiación infrarroja, por lo que el espectrómetro CIRS es ideal para estudiarlos.

Fuera del equinoccio los anillos siempre exhiben un lado iluminado más caliente y uno oscuro más frío. En particular en el solsticio el lado iluminado alcanzan la temperatura más alta y en el equinoccio, cuando ninguno de sus lados está iluminado por la energía directa del Sol, se enfrían hasta su mínima temperatura.

Las variaciones de temperatura medidas por Cassini confirman que los anillos están compuestos casi en su totalidad de hielo, pero contienen una cantidad mínima de otros compuestos que se añaden con el continuo bombardeo de meteoritos que Saturno atrae desde el exterior. Estos mismos datos también nos dicen que los anillos tienen una estructura que no es homogénea, pues muestran regiones tenues que permiten el paso de la energía del Sol o del propio Saturno desde el lado iluminado al lado oscuro, pero también tienen regiones más frías, densas y opacas, donde la radiación solar penetra con dificultad.

Familia de anillos

Saturno no es el único planeta con anillos: Júpiter, Urano y Neptuno tienen sus propios sistemas de anillos, descubiertos en los últimos 40 años. Recientemente se ha sugerido que Marte podría tener dos anillos de polvo debidos a los impactos de fragmentos muy pequeños de asteroides o micrometeoritos en sus dos pequeñas lunas: Fobos y Deimos, pero ninguno de estos anillos se compara con los de Saturno en extensión, diversidad y complejidad.

Los anillos principales, en los que se concentra la mayor parte de la masa total del sistema, son por lo menos cinco, denominados A, B, C, D y División de Cassini. Se distinguen por su transparencia u opacidad. El anillo A es el más exterior y el D el más cercano al planeta. La transparencia de cada anillo principal depende de la separación entre las rocas que lo componen. El anillo C, por ejemplo, es muy transparente: se puede ver a través de él; en cambio el anillo B es muy opaco porque está compuesto de rocas que se tocan y se traslapan, formando capas. La División de Cassini, antes considerada sólo una separación entre los anillos A y B, es un anillo tan tenue como el C.

El anillo A es un caso especial por ser el más exterior y el más cercano al límite de Roche. La gravedad entre sus rocas forma continuamente pilas que las fuerzas de marea fragmentan en un incesante juego dinámico que da como resultado efímeras cadenas de material que se estiran, se tuercen y se rompen. Estos filamentos transitorios de material, llamados wakes (estelas), se observan como sombras o bandas inclinadas, o aun ondulaciones que indican que las rocas de los anillos están sometidas a fuerzas que las hacen desplazarse en direcciones distintas a sus trayectorias orbitales naturales.

No todas las zonas más oscuras que se observan en los anillos se deben a efectos gravitacionales; en algunos casos sólo se trata de nubes de polvo que se desprenden de las rocas debidas a un efecto eléctrico conocido como levitación electrostática. La radiación ultravioleta del Sol arranca electrones al polvo que cubre las rocas de los anillos. Esto les da un exceso de carga eléctrica estática que repele las partículas de polvo haciéndolas flotar a cierta distancia de la roca. Este polvo, junto con las moléculas y los átomos que llegan a desprenderse de las rocas, crea una atmósfera transitoria y tenue en las zonas iluminadas de los anillos. Completan el sistema anular los anillos E, F y G, el anillo de Febe y otras estructuras aún más tenues y muy poco estudiadas como los arcos de las lunas Metone y Anthe y el anillo de Palene.

Los anillos F y G son una mezcla de rocas y polvo. El anillo E se compone casi en un 99 % de polvo microscópico de hielo de agua emanado por los géiseres de la luna Encelado, aunque también del polvo generado por impactos de meteoritos en la luna Rea. En 2009 se descubrió el anillo de Febe usando datos del Telescopio Espacial Spitzer. Este superanillo, que también es el anillo más tenue de todo el sistema, es un halo 20 veces más ancho que el diámetro del planeta y se compone también del polvo fino de impactos de meteoritos en Febe, la más lejana de las lunas de Saturno, que orbita a casi 13 millones de kilómetros del planeta.

Anillos virtuales

Muchas ramas de la ciencia basan sus investigaciones en simulaciones por computadora porque el número de variables de los problemas es tan grande que es muy difícil lidiar con ellas de otra forma. En una simulación podemos crear anillos planetarios virtuales, observar su comportamiento y comparar con las observaciones de las naves espaciales como Cassini o de los telescopios tanto terrestres como espaciales. La simulaciones más comunes de anillos reproducen sólo el movimiento de las rocas que los componen a partir de las fuerzas gravitacionales que ejerce el planeta central. Algunas simulaciones más sofisticadas incluyen también las fuerzas gravitacionales entre las rocas y son esencialmente similares a las simulaciones que se usan para explicar la formación del Sistema Solar y de las galaxias. Estas simulaciones nos dan una idea de cómo pudieron haberse formado los anillos y cómo están organizados, pero dicen poco de su composición. Para describir muchos de los efectos que se observan en los anillos principales se requieren simulaciones que consideren el comportamiento de la luz que absorben, reflejan y emiten las rocas. Este tipo de simulaciones se basa en los mismos principios con los que se hacen películas de animación tridimensional, que reproducen con gran precisión los efectos ópticos de los materiales para dar una sensación de gran realismo en texturas y juegos de luz y sombra. La técnica se conoce como ray tracing, o rastreo de haces, y su éxito se debe a que reproduce las trayectorias individuales Imagen: JPL/NASA de los fotones desde la fuente luminosa hasta el ojo del observador. Esta técnica requiere computadoras muy rápidas y con gran capacidad de memoria.

Más información

El fin de la misión

En 2017 los controladores de la misión dirigirán la sonda Cassini hacia Saturno. En su clavado suicida la nave podría aproximarse lo suficiente a los anillos como para obtener imágenes muy cercanas de las rocas que los componen. Luego se hundirá en la atmósfera de Saturno y tomará sus últimos datos antes de que las turbulencias y altas presiones la destruyan. Este mismo fue el destino de la nave Galileo, que fue proyectada en la atmósfera de Júpiter en 2003. Después de la colisión la nave sobrevivió poco más de 20 minutos, tras los cuales se perdió la comunicación. A pesar de lo drástico que pueda parecer este fin para la nave, sólo así es posible hacer ciertas mediciones de la atmósfera de Saturno y sus anillos. La maniobra se tiene que planear con extremo cuidado, porque no habrá segundas oportunidades.

Alberto Flandes estudió Física en la UNAM. Trabajó tres años en el Laboratorio de Propulsión (JPL) de la NASA como parte del equipo a cargo del instrumento CIRS. Actualmente es parte del Departamento de Ciencias Espaciales del Instituto de Geofísica de la UNAM. Se dedica al estudio de los anillos planetarios, del polvo cósmico y del Medio interplanetario.

 
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