Aniellos de Saturnu
Los aniellos de Saturnu son un sistema de 4 aniellos planetarios qu'arrodien a esi planeta y fueron reparaos per primer vegada en xunetu de 1610 por Galileo Galilei. En parte porque les imáxenes que daba l'acabante inventar telescopiu yeren de mala calidá p'aquel entós, y en parte porque faía solo unos meses qu'afayara los cuatro mayores satélites de Xúpiter, pensó primeramente que les estructures borroses, paecíes a oreyes, qu'había vistu, yeren dos satélites próximos a Saturnu. Llueu camudó d'opinión. Aquellos "estraños apéndices" nun variaben la so posición al respeutive de Saturnu d'una nueche a la siguiente y, amás, sumieron en 1612. Asocedió que los aniellos, compuestos por hidróxenu, heliu y sulfuru, habíen quedáu empobinaos col so planu según la visual dende la Tierra en 1612 y con ello habíense fechu bien débiles. La xeometría de los apéndices dexó perplexos a los astrónomos, hasta'l puntu de llegase a proponer que se trataba d'ases xuníes a Saturnu o que constaben de dellos satélites n'órbita solamente alredor de la parte posterior de Saturnu, polo que nunca refundiaben solombra sobre'l planeta.
Finalmente, en 1655, Christiaan Huygens suxirió que los apéndices yeren el signu visible d'un discu de materia delgao y planu, separáu del planeta y dispuestu nel planu ecuatorial d'este. Dependiendo de cuálos fueren les posiciones de Saturnu y de la Tierra nes sos respeutives órbites alredor del Sol, l'enclín del discu al respeutive de la Tierra variaría; d'ende que la so apariencia variara tamién dende la d'una delgada llinia hasta la d'una ancha elipse. El ciclu de los aniellos al igual que la órbita del planeta Saturnu duraba 30 años.
Mientres los dos sieglos siguientes supúnxose que'l discu yera una capa continua de materia. La primer oxeción contra la hipótesis nun tardaría, sicasí, en plantegase. En 1675, Giovanni Cassini topó una escura banda (la división que lleva'l so nome) que dixebraba'l discu en dos aniellos concéntricos.
A finales del sieglu XVIII, Pierre-Simon Laplace amosó que bastaríen les fuercies combinaes de la gravedá nel planeta Saturnu y la rotación del discu pa esgañar una capa única de materia. En principiu, cualquier partícula del discu caltién la so distancia radial dende Saturnu porque hai dos fuercies que se permedien. La gravedá tira de la partícula escontra dientro; la fuercia centrífuga embúrrialo pa escontra fora. La fuercia centrífuga vien de la velocidá de rotación; d'equí que'l discu haya de tar xirando. Agora bien, nel casu d'un discu en rotación ríxida, les fuercies permédiense solamente pa una cierta distancia radial. Por ello, Laplace propunxo la hipótesis de que los aniellos de Saturnu taben formaos por munchos aniellos delgaos, lo suficiente cada unu d'ellos pa soportar el llixeru desequilibriu de fuercies qu'apaecería a lo llargo del so anchor radial.
L'últimu pasu escontra la visión moderna de los aniellos dar en 1857, cuando James Clerk Maxwell ganó'l Premiu Adams de la Universidá de Cambridge pola so demostración matemática de que los aniellos delgaos taben formaos en realidá por numberoses mases pequeñes que calteníen órbites independientes. La comprobación esperimental d'esta hipótesis llegó en 1895, cuando los astrónomos estauxunidenses James Edward Keeler y William W. Campbell deducieron la velocidá de les partícules nos aniellos a partir del so desplazamientu Doppler, o cambéu del llonxitú d'onda de les llinies espectrales de la lluz del Sol que les partícules reflexen escontra la Tierra. Atoparon que los aniellos xiraben alredor de Saturnu a una velocidá distinta de la de l'atmósfera del planeta. Amás, les partes internes de los aniellos xiraben a mayor velocidá que les esternes, según prescribíen les lleis de la física pa partícules n'órbites independientes.
Carauterístiques de los aniellos
[editar | editar la fonte]El cuerpu principal del sistema d'aniellos de Saturnu inclúi los brillosos aniellos A y B, d'escasa opacidá. Hai una distancia ente unu y otru una franxa de 52,12,000 quilómetros: la división de Cassini, rexón relativamente tresparente, anque nun balera n'absolutu. El cuerpu principal del sistema de Saturnu entiende tamién l'aniellu C, más débil y menos opacu, que queda dientro del cantu interior del aniellu B. Tien un grau d'opacidá comparable al de la división de Cassini. L'inda más débil aniellu D queda dientro del aniellu C. Primero que los Voyager pasaren pola proximidá de Saturnu reconociérase yá la configuración estructural nos aniellos del planeta A, B, C y D, observables dende la Tierra, según les divisiones de Cassini y de Encke. Tomaos nel so conxuntu, los principales aniellos de Saturnu (A, B y C) miden unos 275 000 quilómetros d'anchor anular, lo que representa trés cuartes partes de la distancia que dixebra la Tierra de la Lluna. L'aniellu A ta estremáu en dos partes pola división de Encke.
Les fotografíes de los aniellos con alta resolución, tomaes polos vehículos espaciales Voyager y Cassini apurrieron munches novedaes:
- Tres anillo bien pálidos, Y, F y G, que queden fuera del aniellu A. En setiembre de 2006 afayóse otru aniellu ente'l F y G.
- Apaecieron estreches rexones anulares de distintu rellumu y opacidá, como los riegos del discu d'un gramófonu.
- Topáronse, amás, esviaciones al respeutive de la forma circular.
- Apaecen nuedos, trenzados y torcimientos nel aniellu F.
- L'aniellu A presenta un rellumu uniforme frente al aniellu B que presenta variaciones a lo llargo de les sos distancies radiales.
- Na parte esterior del aniellu A esiste una auténtica petrina de "microlunas", que'l so tamañu bazcuya dende'l d'un camión pequeñu al d'un estadiu.
- Nel aniellu B había unes saperturbaciones empobinaes radialmente, en forma de cuña.
- Grupos de bandes causaes por resonancia de satélites.
- Satélites pregueros produciendo buecos nos aniellos o afitando los sos cantos.
La parte del aniellu esterior a la división de Encke amuesa un débil grupu de bandes. Les bandes tán más apertaes escontra la órbita del satélite Prometeo, que s'afayó excsfn les imáxenes tomaes pol Voyager 1. Créese que les bandes producir por resonancies nel aniellu debíes a los efeutos gravitatorios del satélite. El cantu del aniellu A caltener el satélite pregueru Atles.
Amás, los satélites Prometeo y Pandora, son los satélites pregueros interior y esterior respeutivamente que dan forma al aniellu F de Saturnu que tien 80 km d'anchor.
La mayoría de los buecos nos aniellos de Saturnu tán causaos pola presencia de satélites pregueros. Acoriques, por casu, ye responsable de la esistencia del mayor d'ellos, la división de Cassini.
En comparanza, la espesura de los aniellos de Saturnu resulta despreciable. La llende cimera de la so estensión vertical envaloróse n'alredor d'un km. En rellación col so anchor, los aniellos son miles de vegaes más delgaos qu'una fueya d'afaitar, siendo'l so anchor mínimo unos pocos metros.
Composición de los aniellos
[editar | editar la fonte]La capacidá de los aniellos pa reflexar o absorber lluz de distintes llonxitúes d'onda dexa deducir información sobre la composición de les partícules de los aniellos de Saturnu. Por casu, los aniellos A, B y C son malos reflectores de la lluz del Sol pa ciertos llonxitúes d'onda del infrarroxu próximu. Por tratase d'una propiedá carauterística del xelu, cabo presumir que'l xelu ye un constituyente importante de les partícules que formen esos aniellos. Pero ye un xelu de color blancu, lo que significa que ye más o menos igualmente reflector pa toles llonxitúes d'onda nel visible. Otra manera, les partícules de los aniellos A, B y C son menos reflectores en lluz azul qu'en lluz colorao. Quiciabes hai dalguna sustancia adicional presente en pequeñes cantidaes; polvu seique, que portara óxidu de fierro como fonte del color acoloratáu. Tamién se propunxo la hipótesis de que ciertos compuestos xeneraos pola radiación ultravioleta del Sol fueren los responsables del color acoloratáu.
En 1973, esploráronse los aniellos de Saturnu con ondes de radar (de llonxitú d'onda del orde de centímetros) que la so reflexón detectaron cola antena de 64 metros de la Rede d'Espaciu Fondu en Goldstone, California. L'alta reflectividad de los aniellos A y B implicaba que la mayoría de les partícules d'esos dos aniellos yeren siquier d'un tamañu comparable a la llonxitú d'onda del radar, esto ye, del orde de centímetros. Si les partícules fueren menores que les llonxitúes d'onda del radar, resultaríen tresparentes a les ondes d'este. Si fueren enforma mayores, apreciaríase la emisión de radiación térmico. El baxu nivel de tal radiación llinda'l so tamañu a non más de dellos metros.
Los datos de los vehículos espaciales Voyager confirmaron estos descubrimientos. Nun tipu d'esperimentu unviáronse radio-ondes dende'l vehículu espacial a la Tierra, al traviés de los aniellos, y midióse la potencia espublizada poles partícules de los aniellos pa dellos ángulos d'esviación respeuto al trayeutu inicial de les ondes.
Según l'espardimientu de les ondes de radar poles partícules nos aniellos fai posible detectar partícules del orde del tamañu del llonxitú d'onda del radar, l'espardimientu de la lluz solar dexa detectar partícules del tamañu d'un llonxitú d'onda de la lluz visible. La intensa medría de rellumu d'un segmentu del aniellu, cuando se contempla so un ángulu pal que l'espardimientu palantre ye pequeña, implica que, nesi segmentu, abonden les partícules d'un micrómetru de magnitú.
Observación que solo puede acometese cuando Saturnu queda ente'l Sol y el astrofísicu. Esta condición nun puede cumplise pa observaciones verificaes dende la Tierra, pero sí a bordu d'un vehículu espacial. Asina, los estudios de los datos de los Voyager señalen que les partícules de tamaños del orde d'un micrómetru constitúin una proporción grande de les partícules nel aniellu F, una proporción apreciable en munches partes del aniellu B y una proporción menor na parte esterna del aniellu A. Per otra parte, l'aniellu C y la división de Cassini nun presenten rastros de tales partícules pequeñes.
La espardimientu de la lluz o de dalguna otra forma de radiación electromagnético poles partícules d'un aniellu dexa deducir el tamañu de les partícules qu'abonden nel aniellu:
- Espardimientu de lluz d'una partícula de tamañu 1/10 del llonxitú d'onda de la radiación incidente: espubliza la lluz cuasi por igual en toles direiciones.
- Espardimientu de lluz d'una partícula de tamañu del orde del llonxitú d'onda de la radiación incidente: espubliza la lluz palantre.
- Espardimientu de lluz d'una partícula de tamañu mayor que la llonxitú d'onda de la radiación incidente: espubliza la lluz en tolos ángulos, predominando palantre.
Cuñas radiales nel aniellu B
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Na parte central y más opaca del aniellu B apaecen unes perturbaciones empobinaes radialmente, en forma de cuña. Caúna de les cualos puede trate a lo llargo d'una fracción importante de les 10 hores qu'una partícula del aniellu B invierte en realizar una revolución orbital. Mentanto, nueves cuñas radiales tán surdiendo esporádicamente n'otres zones del aniellu. Comparaes cola so redolada, les cuñas radiales apaecen brillantes en lluz espublizada palantre y escures en lluz espublizada escontra tras. D'ende que les partícules de tamaños del orde d'un micrómetru abonden nes cuñas radiales.
Cada parte d'una cuña radial xira alredor de Saturnu a la mesma velocidá que lo faen les partícules del aniellu a la so distancia radial. Les porciones interiores mover a mayor velocidá; asina, una cuña radial va inclinándose col tiempu y llega a sumir. L'estremu más estrechu (el "pinchu") de cada cuña radial paez coincidir aproximao cola distancia dende Saturnu a la cual el periodu d'una partícula n'órbita iguala al periodu de rotación del planeta Saturnu. El campu magnéticu en Saturnu ta zarráu dientro del planeta; xira, por tanto, con él. D'equí que les fuercies electromagnétiques sían parcialmente responsables de qu'esistan cuñas radiales. A esti respectu puede faese notar que se repararon biltos d'estática de banda ancha. Los biltos paecen habese aniciáu en fontes del aniellu B, cerca de rexones onde l'actividá de les cuñas yera intensa.
La observación de que la espardimientu de la lluz nes partícules de les cuñas radiales del aniellu B de Saturnu asocede predominantemente palantre dexa deducir que les cuñas son concentraciones locales y transitories de partícules del aniellu, d'un micrómetru de tamañu.
Llista de los aniellos y divisiones más importantes
[editar | editar la fonte]| Nome | Alloña al centru de Saturnu (km) | Anchor (km) | Nomáu n'honor de |
|---|---|---|---|
| Aniellu D | 67.000 - 74.500 | 7.500 | |
| Aniellu C | 74.500 - 92.000 | 17.500 | |
| División de Colombo | 77.800 | 100 | Giuseppe "Bepi" Colombo |
| División de Maxwell | 87.500 | 270 | James Clerk Maxwell |
| Aniellu B | 92.000 - 117.500 | 25.500 | |
| División de Cassini | 117.500 - 122.200 | 4.700 | Giovanni Cassini |
| División de Huygens | 117.680 | 285-440 | Christiaan Huygens |
| Aniellu A | 122.200 - 136.800 | 14.600 | |
| División de Encke | 133.570 | 325 | Johann Encke |
| División de Keeler | 136.530 | 35 | James Keeler |
| Aniellu R/2004 S 1 | 137.630 | ? | |
| R/2004 S 2 | 138.900 | ? | |
| Aniellu F | 140.210 | 30-500 | |
| Aniellu H? | 151.450 | ? | |
| Aniellu G | 165.800 - 173.800 | 8.000 | |
| Aniellu Y | 180.000 - 480.000 | 300.000 |
Aniellu de Febe
[editar | editar la fonte]Por aciu observaciones realizaes col telescopiu d'infrarroxos Spitzer púdose determinar la esistencia d'un aniellu muncho más esterior y débil que los antes mentaos, estendiéndose de manera asimétrica nun radiu ente 6 millones de quilómetros y 12 millones de quilómetros, inclináu 27 graos respeuto al ecuador de Saturnu, y que la so fonte puede ser la lluna Febe.[1]
Ver tamién
[editar | editar la fonte]- Aniellu planetariu
- Aniellos de Xúpiter
- Aniellos d'Uranu
- Aniellos de Neptunu
- Satélite pregueru
- Rhea, lluna de Saturnu que posiblemente tien un débil sistema d'aniellos
Referencies
[editar | editar la fonte]- ↑ «NASA Space Telescope Discovers Largest Ring Around Saturn». Archiváu dende l'orixinal, el 2011-06-05.
Enllaces esternos
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Wikimedia Commons tien conteníu multimedia tocante a Aniellos de Saturnu.
Datos: Q194- Multimedia: Rings of Saturn