Además de sus lunas, los cuatro planetas gigantes tienen anillos, y cada sistema de anillos consiste en miles de millones de pequeñas partículas o «lunas» que orbitan cerca de su planeta. Cada uno de estos anillos muestra una estructura complicada que está relacionada con las interacciones entre las partículas del anillo y las lunas más grandes. Sin embargo, los cuatro sistemas de anillos son muy diferentes entre sí en cuanto a masa, estructura y composición, como se indica en la Tabla 1.

El gran sistema de anillos de Saturno está formado por partículas heladas repartidas en varios anillos vastos y planos que contienen una gran cantidad de estructura fina. Los sistemas de anillos de Urano y Neptuno, en cambio, son casi lo contrario del de Saturno: están formados por partículas oscuras confinadas en unos pocos anillos estrechos con amplios espacios vacíos entre ellos. El anillo de Júpiter y al menos uno de Saturno no son más que bandas de polvo transitorias, constantemente renovadas por granos de polvo erosionados de pequeñas lunas. En esta sección, nos centraremos en los dos sistemas de anillos más masivos, los de Saturno y Urano.

¿Qué causa los anillos?

Un anillo es una colección de un gran número de partículas, cada una de las cuales es como una pequeña luna que obedece las leyes de Kepler mientras sigue su propia órbita alrededor del planeta. Así, las partículas interiores giran más rápido que las más alejadas, y el anillo en su conjunto no gira como un cuerpo sólido. De hecho, es mejor no pensar en un anillo girando, sino en la revolución (o movimiento en órbita) de sus lunas individuales.

Si las partículas del anillo estuvieran muy espaciadas, se moverían independientemente, como lunas separadas. Sin embargo, en los anillos principales de Saturno y Urano las partículas están lo suficientemente cerca como para ejercer una influencia gravitatoria mutua, y ocasionalmente incluso para rozar o rebotar entre ellas en colisiones de baja velocidad. Debido a estas interacciones, vemos fenómenos como las ondas que se mueven a través de los anillos, de la misma manera que las ondas de agua se mueven sobre la superficie del océano.

Hay dos ideas básicas sobre cómo se forman estos anillos. La primera es la hipótesis de la ruptura, que sugiere que los anillos son los restos de una luna destrozada. Un cometa o asteroide que pasaba por allí podría haber colisionado con la luna, rompiéndola en pedazos. Las fuerzas de marea separaron los fragmentos y los dispersaron en un disco. La segunda hipótesis, que adopta la perspectiva inversa, sugiere que los anillos están formados por partículas que no pudieron unirse para formar una luna en primer lugar.

En cualquiera de las dos teorías, la gravedad del planeta desempeña un papel importante. Cerca del planeta (véase la figura 1), las fuerzas de marea pueden separar los cuerpos o impedir que las partículas sueltas se unan. No sabemos qué explicación es válida para un anillo determinado, aunque muchos científicos han llegado a la conclusión de que al menos algunos de los anillos son relativamente jóvenes y, por tanto, deben ser el resultado de una ruptura.

Figura 1: Sistemas de cuatro anillos. Este diagrama muestra la ubicación de los sistemas de anillos de los cuatro planetas gigantes. El eje izquierdo representa la superficie del planeta. La línea vertical punteada es el límite dentro del cual las fuerzas gravitatorias pueden romper las lunas (el sistema de cada planeta está dibujado a una escala diferente, de modo que este límite de estabilidad se alinea para los cuatro). Los puntos negros son las lunas interiores de cada planeta a la misma escala que sus anillos. Observe que sólo las lunas realmente pequeñas sobreviven dentro del límite de estabilidad.

Anillos de Saturno

Los anillos de Saturno son una de las vistas más hermosas del sistema solar (Figura 2). Desde el exterior al interior, los tres anillos más brillantes están etiquetados con los nombres poco románticos de Anillos A, B y C. La tabla 2 indica las dimensiones de los anillos, tanto en kilómetros como en unidades del radio de Saturno, RSaturn. El anillo B es el más brillante y tiene las partículas más compactas, mientras que los anillos A y C son translúcidos.

La masa total del anillo B, que probablemente se aproxima a la masa de todo el sistema de anillos, es aproximadamente igual a la de una luna helada de 250 kilómetros de diámetro (lo que sugiere que el anillo podría haberse originado en la ruptura de una luna de este tipo). Entre los anillos A y B hay una amplia brecha denominada División Cassini en honor a Gian Domenico Cassini, que la vislumbró por primera vez a través de un telescopio en 1675 y cuyo nombre los científicos planetarios también han dado a la nave espacial Cassini que explora el sistema de Saturno.

Figura 2: Los anillos de Saturno vistos desde arriba y desde abajo. (a) La vista desde arriba está iluminada por la luz solar directa. (b) La iluminación vista desde abajo es la luz solar que se ha difundido a través de los huecos de los anillos. (crédito a, b: modificación del trabajo de NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute)

Los anillos de Saturno son muy anchos y muy finos. La anchura de los anillos principales es de 70.000 kilómetros, pero su grosor medio es de sólo 20 metros. Si hiciéramos un modelo a escala de los anillos en papel, tendríamos que hacerlos de 1 kilómetro de ancho. A esta escala, el propio Saturno sería tan alto como un edificio de 80 pisos. Las partículas de los anillos están compuestas principalmente por hielo de agua, y van desde granos del tamaño de la arena hasta rocas del tamaño de una casa. Una vista interior de los anillos probablemente se asemejaría a una nube brillante de copos de nieve y piedras de granizo flotantes, con algunas bolas de nieve y objetos más grandes, muchos de ellos agregados sueltos de partículas más pequeñas (Figura 3).

Figura 3: Impresión idealizada por un artista de los anillos de Saturno vistos desde el interior. Obsérvese que los anillos están formados en su mayoría por trozos de hielo de agua de diferentes tamaños. Al final de su misión, la nave espacial Cassini tiene previsto atravesar uno de los huecos de los anillos de Saturno, pero no se acercará tanto. (Crédito: modificación del trabajo de NASA/JPL/Universidad de Colorado)

Además de los amplios anillos A, B y C, Saturno tiene un puñado de anillos muy estrechos de no más de 100 kilómetros de ancho. El más importante de ellos, que se encuentra justo fuera del anillo A, se llama anillo F; su sorprendente aspecto se discute más adelante. En general, los anillos estrechos de Saturno se asemejan a los anillos de Urano y Neptuno.

También hay un anillo muy débil y tenue, llamado anillo E, asociado a la pequeña luna helada de Saturno, Encélado. Las partículas del anillo E son muy pequeñas y están compuestas de hielo de agua. Dado que una nube tan tenue de cristales de hielo tiende a disiparse, la existencia continua del anillo E sugiere fuertemente que se está reponiendo continuamente por una fuente en Encélado. Esta luna helada es muy pequeña -sólo tiene 500 kilómetros de diámetro-, pero las imágenes del Voyager mostraron que los cráteres de cerca de la mitad de su superficie se han borrado, lo que indica actividad geológica en algún momento de los últimos millones de años. Los científicos de la Cassini maniobraron la órbita de la nave para permitir múltiples sobrevuelos cercanos de Encélado a partir de 2005.

Los que esperaban los resultados del sobrevuelo de la Cassini no quedaron decepcionados. Las imágenes de alta resolución mostraron largas franjas oscuras de suelo liso cerca de su polo sur, que pronto fueron apodadas «franjas de tigre» (Figura 4). Las mediciones infrarrojas revelaron que estas franjas de tigre son más cálidas que su entorno. Lo mejor de todo es que se observaron docenas de respiraderos criovolcánicos en las franjas de tigre que eran géiseres en erupción de agua salada y hielo (Figura 5). Se estima que 200 kilogramos de material salían disparados al espacio cada segundo, no es mucho, pero sí suficiente para que la nave tomara muestras.

Figura 4: Encélado. (a) Esta imagen muestra el terreno liso y con cráteres de la luna de Saturno, así como las «rayas de tigre» en la región polar sur (parte inferior de la imagen). Estas franjas oscuras (mostradas aquí en color exagerado) tienen temperaturas elevadas y son la fuente de los numerosos géiseres descubiertos en Encélado. Tienen una longitud de unos 130 kilómetros y están separados por 40 kilómetros. (b) Aquí se muestra Encélado a escala con Gran Bretaña y la costa de Europa Occidental, para destacar que es una luna pequeña, de sólo unos 500 kilómetros de diámetro. (crédito a, b: modificación del trabajo de NASA/JPL/Space Science Institute)

Cuando Cassini fue dirigida a volar hacia los penachos, midió su composición y descubrió que eran similares al material que vemos liberado de los cometas (ver Cometas y asteroides: desechos del Sistema Solar). Los penachos de vapor y hielo estaban formados principalmente por agua, pero con trazas de nitrógeno, amoníaco, metano y otros hidrocarburos. Los minerales encontrados en los géiseres en cantidades mínimas incluían sal ordinaria, lo que significa que los penachos de géiseres eran rociados a alta presión de agua salada.

Basado en el estudio continuo de las propiedades de la masa de Encélado y los géiseres en curso, en 2015 los científicos de la misión Cassini identificaron tentativamente un océano subsuperficial de agua que alimentaba los géiseres. Estos descubrimientos sugieren que, a pesar de su pequeño tamaño, Encélado debería añadirse a la lista de mundos que nos gustaría explorar en busca de posible vida. Dado que su océano subterráneo se escapa convenientemente al espacio, podría ser mucho más fácil de muestrear que el océano de Europa, que está profundamente enterrado bajo su gruesa corteza de hielo.

Figura 5: Géiseres en Encélado. Esta imagen de Cassini muestra una serie de géiseres de agua en la pequeña luna de Saturno Encélado, aparentemente agua salada de una fuente subsuperficial que escapa a través de grietas en la superficie. Se pueden ver líneas curvas de géiseres a lo largo de las cuatro «rayas de tigre» de la superficie. (crédito: modificación del trabajo de NASA/JPL/Space Science Institute)

Anillos de Urano y Neptuno

Figura 6: Anillos de Urano. El equipo del Voyager tuvo que exponer esta imagen durante mucho tiempo para poder ver los estrechos y oscuros anillos de Urano. Se puede ver la estructura granulada de «ruido» en la electrónica de la cámara en el fondo de la imagen. (Crédito: modificación de un trabajo de la NASA/JPL)

Los anillos de Urano son estrechos y negros, lo que los hace casi invisibles desde la Tierra. Los nueve anillos principales fueron descubiertos en 1977 a partir de observaciones realizadas a una estrella cuando Urano pasaba por delante de ella. Llamamos ocultación al paso de un objeto astronómico por delante de otro. Durante la ocultación de 1977, los astrónomos esperaban que la luz de la estrella desapareciera a medida que el planeta la atravesaba. Pero además, la estrella se oscureció brevemente varias veces antes de que Urano la alcanzara, al pasar cada estrecho anillo entre la estrella y el telescopio. Así, los anillos fueron cartografiados en detalle aunque no pudieran ser vistos o fotografiados directamente, como si se contara el número de vagones de un tren por la noche observando el parpadeo de una luz cuando los vagones pasan sucesivamente delante de ella. Cuando la Voyager se acercó a Urano en 1986, pudo estudiar los anillos a corta distancia; la nave también fotografió dos nuevos anillos (Figura 6).

El más externo y masivo de los anillos de Urano se denomina anillo Épsilon. Sólo tiene unos 100 kilómetros de ancho y probablemente no más de 100 metros de grosor (similar al anillo F de Saturno). El anillo Épsilon rodea a Urano a una distancia de 51.000 kilómetros, aproximadamente el doble del radio de Urano. Este anillo contiene probablemente tanta masa como todos los otros diez anillos de Urano juntos; la mayoría de ellos son cintas estrechas de menos de 10 kilómetros de ancho, justo lo contrario que los amplios anillos de Saturno.

Figura 7: Anillos de Neptuno. Esta larga exposición de los anillos de Neptuno fue fotografiada por el Voyager 2. Nótese las dos regiones más densas del anillo exterior. (crédito: modificación de un trabajo de la NASA/JPL)

Las partículas individuales de los anillos uránicos son casi tan negras como los trozos de carbón. Aunque los astrónomos no comprenden en detalle la composición de este material, parece estar formado en gran parte por compuestos de carbono e hidrocarburos. Este tipo de material orgánico es bastante común en el sistema solar exterior.

Muchos de los asteroides y cometas también están compuestos por materiales oscuros similares al alquitrán. En el caso de Urano, sus diez pequeñas lunas interiores tienen una composición similar, lo que sugiere que una o más lunas podrían haberse roto para formar los anillos.

Los anillos de Neptuno son, en general, similares a los de Urano, pero aún más tenues (Figura 7). Sólo hay cuatro, y las partículas no están distribuidas uniformemente a lo largo de sus longitudes.

Debido a que estos anillos son tan difíciles de investigar desde la Tierra, probablemente pasará mucho tiempo antes de que los comprendamos muy bien.

Ejemplo 1: Resolución de los anillos planetarios

Usando las ocultaciones de las estrellas por los anillos de Saturno, los astrónomos han podido medir detalles en la estructura de los anillos con una resolución de 10 km. Se trata de una resolución mucho mayor que la que se puede obtener en una foto convencional de los anillos. Vamos a averiguar qué resolución angular (en arcosegundos) tendría que alcanzar un telescopio espacial en órbita terrestre para obtener igual resolución.

Mostrar respuesta

Para resolver este problema, utilizamos la «fórmula del ángulo pequeño» para relacionar los diámetros angulares y lineales en el cielo. Para ángulos en el cielo que son pequeños, la fórmula suele escribirse como

displaystyle\frac{{diámetro angular}}206,265{text{arcsec}}={frac{text{diámetro lineal}}{text{distancia}}

donde el diámetro angular se expresa en arcosec. La distancia de Saturno cerca de la oposición es de aproximadamente

9 UA = 1,4 × 109 km. Sustituyendo la fórmula anterior y resolviendo para la resolución angular, obtenemos

\displaystyle\text{resolución angular}=\frac{206,265\text{arcsec}\times 10}{1,4\times {10}^{9}\text{km}}

que es aproximadamente 10-3 arcsec, o un miliarcsec. Esto no es posible para nuestros telescopios. A modo de comparación, la mejor resolución del telescopio espacial Hubble o de los telescopios terrestres es de unos 0,1 arcosegundos, es decir, 100 veces peor de lo que necesitaríamos. Por eso estas mediciones de ocultación son tan útiles para los astrónomos.

Comprueba lo que has aprendido

¿Cuán cerca de Saturno tendría que estar una nave espacial para distinguir detalles en sus anillos tan pequeños como 20 km, si su cámara tiene una resolución angular de 5 arcosegundos?

Mostrar respuesta

Usando nuestra fórmula,

displaystyle\frac{text{diámetroangular}{206,265{text{arcsec}}={frac{text{arcsec}}{texto{distancia}}

obtenemos

displaystyle{frac{5{text{arcsec}}{206,265{text{arcsec}}=frac{20{text{km}}{texto{distancia}}

Así, la distancia es de unos 825.000 km.

Interacciones entre anillos y lunas

Mucha de nuestra fascinación por los anillos planetarios es resultado de sus intrincadas estructuras, la mayoría de las cuales deben su existencia al efecto gravitatorio de las lunas, sin las cuales los anillos serían planos y sin rasgos. De hecho, cada vez está más claro que sin lunas probablemente no habría anillos, ya que, abandonados a sí mismos, los delgados discos de pequeñas partículas se extienden y disipan gradualmente.

La mayoría de los huecos en los anillos de Saturno, y también la ubicación del borde exterior del anillo A, son el resultado de resonancias gravitacionales con pequeñas lunas interiores. Una resonancia tiene lugar cuando dos objetos tienen períodos orbitales que son proporciones exactas entre sí, como 1:2 o 2:3. Por ejemplo, cualquier partícula en el hueco del lado interior de la división Cassini de los anillos de Saturno tendría un período igual a la mitad del de la luna Mimas de Saturno. Dicha partícula estaría más cerca de Mimas en la misma parte de su órbita cada dos revoluciones. Los repetidos tirones gravitatorios de Mimas, actuando siempre en la misma dirección, la perturbarían, forzándola a una nueva órbita fuera del hueco. De este modo, la división Cassini se fue quedando sin material anular durante largos periodos de tiempo.

La misión Cassini reveló una gran cantidad de estructura fina en los anillos de Saturno. A diferencia de los anteriores sobrevuelos de las Voyager, Cassini pudo observar los anillos durante más de una década, revelando una notable gama de cambios, en escalas de tiempo que van desde unos pocos minutos hasta varios años. Muchos de los rasgos recién vistos en los datos de Cassini indicaban la presencia de condensaciones o pequeñas lunas de sólo unas decenas de metros de diámetro incrustadas en los anillos. Cuando cada pequeña luna se mueve, produce ondas en el material de los anillos circundantes, como la estela que deja un barco en movimiento. Incluso cuando la luna es demasiado pequeña para ser resuelta, sus ondas características podrían ser fotografiadas por Cassini.

Uno de los anillos más interesantes de Saturno es el estrecho anillo F, que contiene varios anillos aparentes dentro de sus 90 kilómetros de ancho. En algunos lugares, el anillo F se rompe en dos o tres cordones paralelos que a veces muestran curvas o dobleces. La mayoría de los anillos de Urano y Neptuno son también cintas estrechas como el anillo F de Saturno. Está claro que la gravedad de algunos objetos debe impedir que las partículas de estos finos anillos se extiendan.

Como hemos visto, los rasgos más grandes de los anillos de Saturno se producen por resonancias gravitatorias con las lunas interiores, mientras que gran parte de la estructura fina está causada por lunas incrustadas más pequeñas. En el caso del anillo F de Saturno, las imágenes cercanas revelaron que está limitado por las órbitas de dos lunas, llamadas Pandora y Prometeo (Figura 8). Estas dos pequeñas lunas (de unos 100 kilómetros de diámetro cada una) se denominan lunas pastoras, ya que su gravitación sirve para «pastorear» las partículas del anillo y mantenerlas confinadas en una estrecha cinta. Una situación similar se da en el anillo Epsilon de Urano, que es pastoreado por las lunas Cordelia y Ofelia. Estos dos pastores, de unos 50 kilómetros de diámetro cada uno, orbitan a unos 2000 kilómetros dentro y fuera del anillo.

Figura 8: El anillo F de Saturno y sus lunas pastoras. (a) Esta imagen de Cassini muestra el estrecho y complejo anillo F de Saturno, con sus dos pequeñas lunas pastoras Pandora (izquierda) y Prometeo (derecha). (b) En esta vista más cercana, la luna pastora Pandora (84 kilómetros de diámetro) se ve junto al anillo F, en el que la luna está perturbando la hebra principal (más brillante) de partículas del anillo a su paso. Se puede ver el lado oscuro de Pandora en esta imagen porque está siendo iluminado por la luz reflejada desde Saturno. (crédito a, b: modificación de un trabajo de NASA/JPL/Space Science Institute)

Puede descargar una película que muestra las dos lunas pastoras a ambos lados del anillo F de Saturno.

Los cálculos teóricos sugieren que los otros anillos estrechos en los sistemas uraniano y neptuniano también deberían estar controlados por lunas pastoras, pero no se ha localizado ninguna. El diámetro calculado para tales pastores (unos 10 kilómetros) estaba justo en el límite de detectabilidad para las cámaras del Voyager, así que es imposible decir si están presentes o no. (Teniendo en cuenta todos los anillos estrechos que vemos, algunos científicos todavía esperan encontrar otro mecanismo más satisfactorio para mantenerlos confinados.)

Uno de los problemas pendientes para entender los anillos es determinar su edad. ¿Los planetas gigantes siempre han tenido los sistemas de anillos que vemos hoy en día, o podrían ser una adición reciente o transitoria al sistema solar? En el caso de los anillos principales de Saturno, su masa es aproximadamente la misma que la de la luna interior Mimas. Por lo tanto, podrían haberse formado por la desintegración de una luna del tamaño de Mimas, quizás muy al principio de la historia del sistema solar, cuando había muchos proyectiles interplanetarios sobrantes de la formación de los planetas. Es más difícil entender cómo un acontecimiento tan catastrófico pudo tener lugar recientemente, cuando el sistema solar se había convertido en un lugar más estable.

Conceptos clave y resumen

Los anillos se componen de un gran número de partículas individuales que orbitan tan cerca de un planeta que sus fuerzas gravitatorias podrían haber roto los trozos más grandes o impedir que los trozos pequeños se junten. Los anillos de Saturno son amplios, planos y casi continuos, excepto por un puñado de huecos. Las partículas son en su mayoría hielo de agua, con dimensiones típicas de unos pocos centímetros. Una de las lunas de Saturno, Encélado, emite hoy géiseres de agua para mantener el tenue anillo E, compuesto por cristales de hielo muy pequeños. Los anillos de Urano son cintas estrechas separadas por amplios espacios y contienen mucha menos masa. Los anillos de Neptuno son similares, pero contienen aún menos material. Gran parte de la compleja estructura de los anillos se debe a las ondas y resonancias inducidas por las lunas que se encuentran dentro de los anillos o que orbitan fuera de ellos. El origen y la edad de cada uno de estos sistemas de anillos sigue siendo un misterio.

Glosario

Resonancia: condición orbital en la que un objeto está sujeto a perturbaciones gravitacionales periódicas por parte de otro, que surge más comúnmente cuando dos objetos que orbitan alrededor de un tercero tienen periodos de revolución que son múltiplos o fracciones simples entre sí

1. Las letras de los anillos se asignan en el orden de su descubrimiento. ↵