Año 18 Número 70 – Septiembre 2020

Los satélites de Saturno, mundos fascinantes en nuestro Sistema Solar

Por Natalia Rossignoli

Cuando hablamos de Saturno, siempre tenemos presente la imagen del planeta rodeado de sus llamativos anillos. Pero además de poseer el sistema de anillos más vistoso del Sistema Solar, Saturno también tiene (hasta la fecha) el mayor número de satélites detectados. ¡Se han descubierto más de 80! Con tamaños que van desde Titán, que es más grande que el planeta Mercurio, hasta pequeños objetos de unos pocos kilómetros, estos satélites presentan una variedad impresionante de escenarios donde estudiar procesos físicos, dinámicos, geológicos y hasta astrobiológicos que ocurren en nuestra vecindad astronómica.

Si bien las observaciones del sistema de Saturno desde la Tierra ya habían permitido descubrir características de sus anillos y de varias de sus lunas, las misiones espaciales nos permitieron dar un salto cualitativo en nuestro conocimiento de este increíble planeta y su entorno. Primero sobrevolaron Saturno las misiones Pioneer 11 en 1979 y Voyager 1 y 2 en 1980 y 1981 respectivamente, que descubrieron varios satélites y recolectaron muchísimos datos sobre el sistema de anillos y las características físicas de Saturno. Sin embargo, estas misiones tenían múltiples objetivos y no habían sido diseñadas para orbitar el planeta, con lo cual todos los datos debían ser obtenidos en intervalos de tiempo acotados. Fue así como a finales de los años 80, la Agencia Espacial Europea (ESA) y la agencia estadounidense de Administración Nacional de Aeronáutica y el Espacio (NASA) se asociaron para diseñar una misión conjunta que sí orbite en torno a Saturno, realice sobrevuelos por sus satélites de mayor tamaño y se pose sobre la superficie de Titán para estudiarla en detalle. La NASA fue la encargada de diseñar la nave Cassini y la ESA proporcionó la sonda Huygens para Titán, primera sonda en la historia en descender sobre una superficie en el Sistema Solar exterior. Entre 2004 y 2017 Cassini orbitó Saturno y los descubrimientos que realizó no sólo cambiaron lo que sabíamos de este planeta, sino que revolucionaron nuestro conocimiento del Sistema Solar y abrieron interrogantes inesperados sobre las condiciones necesarias para encontrar vida.

En este artículo haremos un breve recorrido por los satélites más característicos de Saturno, describiendo sus aspectos más importantes y los hallazgos increíbles que se han producido en los últimos años en estos pequeños mundos.

En general, los satélites se pueden clasificar en dos grandes grupos de acuerdo a sus características orbitales. Los satélites regulares son aquellos que orbitan relativamente cerca del planeta y lo hacen de manera directa (es decir en el mismo sentido que el de rotación del planeta) en órbitas circulares o de muy baja excentricidad y con inclinaciones muy bajas o nulas, es decir contenidas en el plano ecuatorial del planeta. En cambio, los satélites irregulares pueden tener órbitas tanto directas como retrógradas, alejadas del planeta, y en general poseen excentricidades e inclinaciones elevadas. La diferencia entre ambas categorías radica en que posiblemente los satélites regulares se hayan formado a partir del mismo disco protoplanetario que formó el planeta, mientras que los irregulares, al estar por fuera del plano del disco, serían satélites capturados gravitatoriamente por el planeta.

En el caso de Saturno, a la fecha se han descubierto 24 satélites regulares y 58 irregulares. De los 24 satélites regulares, la mayoría tiene órbitas sincrónicas, es decir que al igual que nuestra Luna tardan lo mismo en dar una vuelta alrededor de su planeta central que en girar una vez sobre su eje. Debido a esto, estos satélites siempre exhiben la misma cara al planeta central. Además, como los satélites de Saturno orbitan a una distancia de más de 1400 millones de kilómetros del Sol, la temperatura en estos satélites es de entre 180 y 200 grados centígrados bajo cero. A estas temperaturas, el hielo se comporta como roca sólida y puede sostener formaciones de varios kilómetros de altura como montañas y cordilleras. La mayoría de los satélites de Saturno tienen superficies compuestas por hielo de agua y en su interior contienen distintos porcentajes de hielo y roca. En cuanto a su ubicación respecto a Saturno, la mayoría de los satélites están inmersos en complejas relaciones orbitales llamadas resonancias. Las resonancias orbitales entre un satélite y otro se dan cuando el período orbital de uno de los satélites es un múltiplo del período orbital del otro. Ejemplos de este fenómeno en el sistema de Saturno se dan en los pares de satélites Mimas – Tetis y Encélado – Dione, que están en resonancia 1:2. Esto significa que en el tiempo que le lleva a Dione (o Tetis) completar una vuelta alrededor de Saturno, Encélado (o Mimas) completa dos vueltas. Otro par muy representativo es el de Titán – Hiperión, que están en resonancia 3:4. En el tiempo que le lleva a Hiperión orbitar tres veces alrededor de Saturno, Titán lo hace 4 veces.

Figura 1: Satélites de Saturno. En la mitad superior están representados a escala los 21 satélites de mayor tamaño junto a Saturno (graficado en color claro en el borde inferior). Los satélites con un asterisco al lado del nombre han sido ampliados 5 veces para ser distinguibles en la imagen. En la mitad inferior se muestran las posiciones de varios satélites de Saturno hasta una distancia de 582320 km (equivalente a 10 radios de Saturno).

En cuanto a la clasificación por tamaño, Saturno posee 7 satélites con diámetros medios mayores que 350 kilómetros (como comparación, el diámetro de nuestra Luna es de 3475 kilómetros) y 61 satélites con diámetros medios de menos de 20 kilómetros. La mayoría de los satélites pequeños son irregulares, con lo cual su tamaño y su distancia a Saturno hicieron que permanezcan fuera de nuestro rango de detección hasta hace relativamente pocos años. De hecho, todos los satélites irregulares excepto uno (Febe) fueron descubiertos después del 2000. Incluso 12 de ellos fueron descubiertos ¡en una sola noche! el 12 de diciembre de 2004 con el telescopio Subaru de 8,2 metros de diámetro en Mauna Kea, Hawái.

Si recorriéramos los satélites de Saturno empezando por los más cercanos al planeta, nos encontraríamos primero con los satélites que orbitan dentro o muy cerca de los anillos B, A y F. ¡Todos ellos toman menos de 15 horas en completar una vuelta alrededor de Saturno! Los primeros que encontramos son: S/2009 S 1 (diámetro medio d=300 m), que orbita a una distancia de 2 radios de Saturno en la parte exterior del anillo B (como referencia, el radio de Saturno es Rs=58232 km) y Pan (d=28 km), Dafne (d=7.5 km) y Atlas (d=30 km), que orbitan a aproximadamente 2,3 Rs abriendo brechas en el anillo A (Pan y Dafne) o justo por fuera del anillo A (Atlas). Estos satélites fueron observados de cerca por la misión Cassini y en el caso de Pan, Atlas y Dafne se detectó algo muy inusual: los tres satélites exhiben una cordillera ecuatorial muy prominente (figura 3). Este tipo de formación podría ser el resultado de la acumulación de partículas del propio anillo sobre el ecuador del satélite a lo largo del tiempo.

  • Figura 2: Varios de los satélites vinculados a los anillos A y F. Los satélites y los anillos no están a escala en la imagen.
  • Figura 3: Satélites vinculados al anillo A mostrados a escala. En esta imagen se pueden apreciar sus cordilleras ecuatoriales.

Luego a una distancia de Saturno de 2,4 Rs se encuentran Prometeo (d=86 km) y Pandora (d=81 km) que orbitan respectivamente por dentro y por fuera del angosto anillo F (figura 4). Debido a esto, son conocidos como los satélites pastores del anillo F. Prometeo tiene además encuentros periódicos con el anillo, cuyo material es perturbado gravitatoriamente formando patrones muy característicos (figura 5).

  • Figura 4: En la parte superior de la imagen se pueden ver los satélites pastores Pandora (izquierda) y Prometeo (derecha) orbitando por fuera y por dentro del anillo F respectivamente, mientras que en la parte inferior se puede ver el satélite Epimeteo.
  • Figura 5: Prometeo tiene encuentros periódicos con el anillo F. En la imagen se pueden ver Prometeo y las huellas de sus encuentros anteriores con el anillo, visibles en forma de canales oscuros que surcan el anillo.

Continuando con nuestra exploración, nos encontramos orbitando por fuera del anillo F a una distancia de 2,6 Rs a Jano (d= 179 km) y Epimeteo (d=116 km), dos satélites que tienen una relación dinámica única en el Sistema Solar: ¡intercambian sus órbitas cada 4 años! Esta característica tan inusual ocurre debido a la combinación de sus propiedades orbitales. Al tener órbitas muy similares y masas comparables, la atracción gravitatoria mutua produce un efecto de libración que genera el intercambio de órbitas de manera periódica. Este par de satélites demora sólo 17 horas en completar una vuelta a Saturno.

Alejándonos de Saturno, entre las órbitas de Jano y Epimeteo y la de Encélado a 4 Rs, se encuentran cuatro pequeños satélites descubiertos por la misión Cassini: Egeón (d=660 m), Metone (d=2,9 km), Anthe (d=1,8 km) y Palene (d=4,44 km). Los cuatro orbitan dentro de arcos de escombros. Estos arcos posiblemente estén formados por material de las mismas lunas, que al recibir impactos despiden escombros y partículas de polvo que quedan orbitando junto a ellas. De hecho se cree que el anillo G está enteramente compuesto de partículas provenientes de Egeón.

Continuando con nuestro viaje por este sistema, introducimos ahora los denominados “satélites medianos de Saturno”. Ordenados de menor a mayor distancia orbital al planeta, éstos son: Mimas (d=396 km), Encélado (d=504 km), Tetis (d=1062 km), Dione (d=1123 km), Rea (d=1527 km), Hiperión (d=270 km) y Jápeto (d=1468 km). Mimas y Encélado fueron descubiertas por William Herschel en 1789, mientras que Tetis, Dione, Rea y Jápeto fueron descubiertas por Giovanni Cassini entre 1672 y 1684. El descubrimiento de Hiperión fue unos años más tarde, en 1848 y se atribuye a William Bond y William Lassell.

Figura 6: Mimas tiene una superficie densamente craterizada. En la imagen se puede visualizar el gran cráter Herschel a la derecha.

Mimas se encuentra a 3,18 Rs de Saturno, tarda 23 horas en completar una órbita alrededor del planeta y tiene una de las superficies con más cráteres de impacto de todo el Sistema Solar. Tal es así que hasta tiene un cráter llamado Herschel de 130 km de diámetro, ¡es decir un tercio de su diámetro! Esto hace que su aspecto recuerde a la “Estrella de la Muerte” de Star Wars (figura 6). Este tipo de cráteres son los vestigios de un pasado turbulento en la vida de estos satélites. De hecho, se cree que el impacto que generó este cráter estuvo cerca de destruir el satélite.

Encélado orbita a 4 Rs de Saturno y demora 33 horas en completar una vuelta al planeta. Entre los descubrimientos más impresionantes de la misión Cassini se encuentra el de los géiseres de vapor de agua y gases que salen periódicamente de fracturas en la superficie del polo sur de este satélite (figura 7). Estos jets provienen de un océano de agua salada que se encuentra debajo de la superficie y pueden expulsar material a grandes distancias. De hecho, a partir de este descubrimiento se considera que Encélado es la fuente principal del material que compone el anillo E, uno de los anillos más difusos de Saturno. La superficie de este satélite es de las más reflectantes del Sistema Solar (figura 8), ya que gran parte del material expulsado al espacio cae nuevamente sobre la superficie, cubriéndola de fino polvo de hielo. Además, esto convierte a este satélite en un objetivo de interés astrobiológico, ya que el océano subsuperficial podría albergar vida y las mediciones de temperatura en las fisuras indican que están a 70° bajo cero, mientras que la temperatura regional en la superficie es de 180° bajo cero. Esta diferencia de temperaturas se cree que proviene del calentamiento por mareas. Mientras que en la Tierra el calentamiento por mareas proviene de la influencia gravitatoria del Sol y la Luna, en Encélado este efecto es producido por Saturno.

  • Figura 7: Encélado expulsa géiseres de partículas de hielo de agua y gas al espacio.
  • Figura 8: Encélado posee múltiples fisuras en su superficie.

Tetis y Dione orbitan Saturno a una distancia de 5 Rs y 6,48 Rs respectivamente y tardan 45 y 66 horas respectivamente en completar una vuelta alrededor de Saturno. Además, ¡no están solas en sus órbitas! Ambas poseen satélites “troyanos” que son aquellos que comparten la órbita con otro satélite de mayor tamaño y se ubican 60° por delante y 60° por detrás de éste en los llamados “puntos lagrangianos”. Esta configuración es dinámicamente estable y se puede ver también en otros lugares del Sistema Solar, como en los troyanos de Júpiter.

Tetis, al igual que Mimas, tiene una superficie con elevado número de cráteres y el de mayor tamaño, llamado Odysseus, tiene 400 km de diámetro. Un impacto de esa magnitud podría haber destruido el satélite, por lo cual se cree que ocurrió en una etapa en la que la composición interna de Tetis no estaba completamente solidificada. Además, este impacto podría haber formado el valle que se extiende a lo largo de 2000 km en la cara del satélite opuesta a Odysseus. Además, su superficie es altamente reflectante indicando una abundancia de hielo de agua, lo que podría deberse a que constantemente llegan a su superficie partículas del anillo E. Los dos satélites troyanos de Tetis son Telesto (d=24.8 km) y Calipso (d=21.4 km).

Figura 9: Ilustración de las órbitas de Tetis y Dione junto a sus satélites troyanos. Los tamaños no están a escala.

Dione, al igual que Encélado, podría también contener un océano de agua subsuperficial a una profundidad de 100 km, pero en este satélite no se han observado géiseres. Su superficie también es afectada por partículas del anillo E y posee una alta densidad de cráteres en la cara opuesta a su dirección de movimiento. Sus dos satélites troyanos son Helena (d=35.2 km) y Pollux (d=2.6 km).

Rea orbita a 9,05 Rs de Saturno y su período orbital es de 4 días y medio. Su superficie está aún más craterizada que la Tetis y Dione y se cree que el aumento de la distancia a Saturno podría contribuir a preservar los cráteres a lo largo de escalas de tiempo mayores. En 2005, luego de un sobrevuelo por el satélite, Cassini detectó lo que podría ser un anillo de escombros alrededor de Rea. Este tipo de formaciones podría deberse a un impacto en el pasado que generó material remanente que quedó orbitando alrededor del satélite.

Más allá de Rea, nos encontramos con el satélite de mayor tamaño de Saturno y el segundo satélite más grande del Sistema Solar: Titán (diámetro medio d=5150 km), que fue descubierto en 1655 por Christiaan Huygens. Orbitando a casi 21 Rs (1,2 millones de km) de Saturno, Titán completa una vuelta a Saturno en casi 16 días terrestres y es el único satélite del Sistema Solar donde se ha detectado una atmósfera densa compuesta mayormente de nitrógeno (figura 10). De hecho, gracias a la sonda Huygens, que se posó sobre la superficie de Titán en 2005, se pudo determinar que la densidad atmosférica en su superficie es 4 veces mayor que la terrestre. Esta característica no es la única particularidad de este satélite, sino que además los datos recolectados por la misión Cassini han podido confirmar ¡la presencia de líquidos en su superficie! Mediante las imágenes de radar se pudieron detectar ríos, lagos y hasta mares de metano líquido (figura 11). De hecho, Titán posee un ciclo hidrológico similar al de la Tierra pero basado en metano. Esto ha convertido a Titán en un objeto de importante interés astrobiológico, a punto tal que la NASA ha confirmado ya la misión Dragonfly, que visitará Titán en búsqueda de huellas astrobiológicas a partir de 2034

Figura 10: Al observar Titán en el rango de longitudes de onda del visible, su superficie queda oculta por su atmósfera (imagen de la izquierda). En cambio, combinando distintas imágenes tomadas en el infrarrojo se pueden distinguir ciertas características de su superficie (imagen de la derecha).
Figura 11: Las imágenes de radar permiten atravesar la atmósfera del satélite y observar su superficie. En esta imagen de radar tomada por Cassini se puede observar en color oscuro el Ligeia Mare, un lago de Titán de 400 km de extensión compuesto de metano y etano líquidos. La superficie sólida del terreno se ve en color dorado.

Para ver en YouTube: Descenso de la Sonda Huygens en Titán. Producción: Lunar and Planetary Lab, University of Arizona
https://youtu.be/c8tCa2UJL9Y

Figura 12: Hiperión tiene una superficie saturada de cráteres bien conservados.

Hiperión orbita a 25,43 Rs de Saturno con un período orbital de 21,2 días y es un satélite sumamente peculiar. Su superficie está saturada de cráteres y parece ser capaz de preservarlos a la perfección durante millones de años (figura 12). Esto le da un aspecto coralino que le ha ganado el nombre de satélite “esponja”. Quizás la clave de que sus cráteres estén tan bien conservados sea su baja densidad y alta porosidad, ya que esto haría que al recibir impactos se genere poca cantidad de eyecta. En la mayoría de los satélites, este material suele cubrir la superficie de las inmediaciones del impacto, contribuyendo a borrar los vestigios de cráteres. Además, Hiperión posee una forma irregular y rota sobre su eje de forma caótica, con lo cual no está en rotación sincrónica con Saturno. Estos factores podrían indicar que Hiperión en realidad era parte de un objeto de mayor tamaño que fue fragmentado por una colisión.

El más lejano de los satélites medianos de Saturno, Jápeto, orbita a 61,15 Rs. Su órbita está inclinada ≈15° respecto al plano ecuatorial de Saturno, mientras que las del resto de los satélites regulares no tienen inclinaciones mayores que 1,6°. También conocido con el Yin/yang del Sistema Solar, su superficie muestra una dicotomía única en este sistema (figura 13). El lado que apunta en el sentido del movimiento es completamente oscuro mientras que el opuesto es más reflectante. Esto podría deberse a que al estar tan alejado de Saturno, el período orbital de Jápeto es de 79 días. Esto le da tiempo a sublimar el hielo en la cara de su superficie que apunta en el sentido del movimiento, dejando expuesto el material más oscuro. Este material podría provenir de partículas del Sistema Solar exterior que el satélite va encontrando a su paso (como partículas del anillo de Febe que explicaremos más adelante), que en esa zona son mucho más oscuras debido a la baja interacción con la luz solar. Además, su superficie está dividida por una cordillera ecuatorial de montañas de 10 km de altitud y tiene un elevado número de cráteres, llegando el más grande a tener casi 770 km de diámetro.

Figura 13: La superficie de Jápeto muestra una dicotomía muy llamativa. En la imagen es visible la cordillera ecuatorial extendiéndose a lo largo de la mitad del satélite.

Habiendo finalizado con el recorrido por los satélites regulares de Saturno, recién a una distancia de 221,7 Rs nos encontramos con Febe (d=213 km). Este satélite irregular orbita en sentido retrógrado, es decir, opuesto al sentido de rotación de Saturno y tarda 18 meses terrestres en completar una vuelta alrededor del planeta. Fue el único satélite irregular observado de cerca por la misión Cassini (figura 14), cuya trayectoria fue programada para tener un encuentro cercano con este satélite en 2004. Debido a que su órbita está inclinada ≈152° respecto al plano ecuatorial de Saturno y a que su superficie es oscura, se cree que podría ser un objeto capturado gravitatoriamente por Saturno y que podría provenir del Sistema Solar exterior, más allá de Neptuno. En 2009 el telescopio espacial infrarrojo Spitzer de la NASA detectó un anillo extremadamente extenso y muy difuso que contiene a la órbita de Febe, abarca distancias a Saturno entre 100 y 250 Rs y tiene 40 Rs de grosor (figura 15). Las partículas de este anillo se mueven en sentido retrógrado al igual que Febe, y se cree que podrían haber sido originadas a partir de material despedido de impactos que recibió el satélite. De ahí que actualmente se crea que podrían explicar la dicotomía de la superficie de Jápeto, ya que al orbitar, algunas de ellas pueden desviarse de su curso y terminar impactando con la cara delantera de Jápeto, que orbita en sentido contrario. En la figura 15 se puede ver además que todo el sistema de Saturno desde el planeta hasta Titán está mayormente alineado con el plano ecuatorial del planeta, que está inclinado 26.7° respecto a su plano orbital, de igual manera que el ecuador terrestre está inclinado 23.44° respecto al plano de la órbita alrededor del Sol.».

  • Figura 14: Febe tiene una forma irregular y una superficie altamente craterizada.
  • Figura 15: Ilustración del anillo que contiene a la órbita de Febe. Este anillo se extiende por millones de kilómetros alineado con el plano de la órbita de Saturno alrededor del Sol.

Más allá de la órbita de Jápeto, además de Febe podemos encontrar decenas de satélites irregulares de Saturno. Hasta el momento ninguno de los satélites detectados tiene un diámetro superior a 40 km y se cree que podrían ser objetos errantes que fueron capturados por Saturno. Su origen posiblemente esté en una región que se extiende más allá de Neptuno y que podría ser no sólo la fuente de estos satélites irregulares, sino la fuente principal de todos los impactores que han colisionado con los satélites de Saturno y otros objetos a lo largo de miles de millones de años, dejando sus huellas en los cráteres que observamos para que a través de ellos descubramos la historia de todo nuestro Sistema Solar.

Seguramente las próximas misiones al sistema de Saturno nos sigan sorprendiendo con descubrimientos increíbles e inesperados. Quizás, incluso hallemos alguna forma de vida exótica…

Sobre la autora

Natalia es Licenciada en Astronomía por la UNLP. Docente en la Facultad de Ing. UNLP. Becaria doctoral del CONICET en el IALP bajo la dirección de la Dra. Romina Di Sisto y la codirección de la Dra. Gabriela Parisi,, investiga el origen y craterización de los satélites de los planetas gigantes.

Referencias y sitios de interés
Créditos de las imágenes

(1): NASA/JPL/David Seal
(2,15): NASA/JPL-Caltech
(3,7,13): NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute
(4,5,8,12,14): NASA/JPL/Space Science Institute
(6): NASA/JPL/SSI
(9): techno-science.net
(10): NASA/JPL-Caltech/University of Nantes/University of Arizona
(11): NASA/JPL-Caltech/ASI/Cornell

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