En la serie El Sistema Solar seguimos recorriendo, con paso lento pero seguro, los anillos de Saturno –si no has leído las anteriores entregas dedicadas a este gigante, mejor empiezas desde el principio–, y hoy nos dedicaremos a explorar los anillos exteriores. En la última entrada hicimos una pausa en nuestro viaje en el borde exterior del anillo A, que termina bruscamente con la división de Roche:

División de Roche (modificada a partir de NASA/JPL/Space Science Institute).

Para poner esto en perspectiva y ayudarte a recordar dónde estamos de verdad, echa un ojo a la siguiente imagen en la que aparece todo lo que hemos visto hasta ahora. ¡Ojo! Es un monstruo de 8768x1059 píxeles y 1,9 MB, pero recorriéndola puedes hacerte una idea de dónde nos encontramos en nuestro viaje según abandonamos el anillo A y penetramos en la división de Roche: anillos.png.

Los anillos principales terminan allí: como puedes ver en la imagen, el siguiente anillo (el F) es muchísimo más tenue. Sin embargo, esto no quiere decir, ni mucho menos, que la diversión se acabe con el borde del anillo A. La división de Roche –así llamada en honor al astrónomo francés Édouard Roche– tiene unos cuatro mil kilómetros de ancho y alberga en su interior una pequeña luna de curiosa forma: Atlas.

Este pequeño satélite es demasiado minúsculo como para ser visto desde la Tierra. Fue descubierto en 1980 a partir de imágenes obtenidas por las Voyager. Durante un tiempo se pensó que podía ser una luna pastora del anillo A, y que el borde exterior de ese anillo había sido causado por Atlas “limpiando” las partículas de hielo del anillo, pero hoy en día sabemos, como dijimos en el artículo anterior, que el extremo del anillo A se debe a una resonancia orbital con las lunas Jano y Epimeteo (que comparten órbita, ya llegaremos a ellas).

Atlas en la división de Roche (NASA).

Se trata de un satélite de unos 6,6·1015 kg y forma muy irregular. De hecho, es su peculiar forma la que hace a Atlas interesante. Originalmente se trataba, seguramente, de un objeto con forma similar a la de cualquier asteroide. Sin embargo, como sucedía con divisiones anteriores, la división de Roche no está vacía. Se trata simplemente de una región en la que la densidad de partículas es muy inferior a la de los anillos A y F que la limitan, pero hay un tenue velo de partículas heladas orbitando Saturno a lo largo de toda la división. Como sucedía antes, estas partículas forman una “hoja” muy, muy fina en comparación con su anchura total.

Pero la órbita de Atlas es irregular, pues está perturbada por la fuerza gravitatoria ejercida por otras lunas, como Pandora y Prometeo –paciencia, que a ellas llegaremos también–. De modo que Atlas no realiza una órbita perfecta y ordenada, sino que va y viene según gira alrededor de Saturno: se acerca al anillo A, luego se aleja hacia el anillo F, y con todo este jaleo “barre” una franja de unos 600 km de ancho. Una franja llena de partículas de hielo agrupadas en una hoja más fina aún que el tamaño del propio Atlas.

En consecuencia, Atlas ha ido limpiando esa hoja de partículas heladas, que se han ido agregando a la luna original: como casi todas se encuentran más o menos en el ecuador de la luna, ésta ha ido “engordando” en el medio según ha ido ganando más y más hielo, y el resultado es una especie de platillo volante con el núcleo original de la luna rodeado por una especie de flotador de hielo: unos 20 km de alto por unos 40 km de diámetro del flotador. La densidad de la luna, al ser una agregación bastante frágil de partículas heladas, es menos de la mitad que la del agua.

Atlas, fotografiado por Cassini en vistas polar y ecuatorial (NASA).

Sin embargo, el pequeño tamaño de Atlas y su ínfimo tirón gravitatorio no puede mantener cohesionada una gran cantidad de hielo; ha acanzado seguramente el tamaño máximo de flotador que puede sostener. Pero claro, como sigue barriendo partículas de la división que luego pierde, va dejando una especie de rastro de partículas heladas tras ella, como si fuera recopilando trozos de una gran extensión para luego soltarlos a lo largo de su camino cual migas de pan. En consecuencia, hay un finísimo y tenue anillo en la órbita de Atlas, aunque las partículas no permanecen allí durante mucho tiempo, claro.

Al final de la división de Roche, como puedes ver en la imagen del principio, se encuentra el siguiente anillo saturniano: el anillo F. Se trata del anillo saturniano discreto más exterior; con esto me refiero a que otros anillos más lejanos no tienen un espesor muy definido, sino que se extienden de forma más o menos borrosa en el espacio, mientras que los límites del anillo F están muy bien definidos, lo mismo que los de todos los anillos que hemos visto hasta ahora excepto el anillo D –el más interior, que se desvanecía gradualmente al acercarnos a las nubes saturnianas–.

Pandora (izquierda) y Prometeo (derecha) con el anillo F entre ellas (NASA).

Aunque el anillo F muy fino, tenue y mucho menos impresionante que los anillos principales, es extraordinariamente interesante por lo cambiante que es: ondulaciones y perturbaciones constantes alteran el movimiento orbital de las partículas de hielo que lo componen, de modo que nunca es exactamente igual. Las culpables son las dos lunas pastoras que “encierran” al anillo F entre sus órbitas: Prometeo por el interior y Pandora por el exterior.

Estos pequeños satélites perturban a su paso la dinámica del anillo una y otra vez. Al tener órbitas más elípticas que el anillo, a veces se alejan, para luego acercarse a él, en algunos casos hasta rozarlo y robarle algunas partículas heladas. El resultado cada vez que estas lunas pastoras acarician el anillo F es de una belleza difícil de describir con palabras.

Anillo F con Prometeo a la izquierda, fotografiado por Cassini el 1 de junio de 2010 (NASA).

Prometeo, la luna pastora interior, fue descubierta, como tantos otros satélites menores de Saturno, a partir de imágenes tomadas por las Voyager en 1980, ya que es demasiado pequeña para ser vista desde la Tierra. Tiene forma alargada, como de patata, con unos 136x80x60 km de tamaño y una masa de tan sólo 1,6·1017. Aunque es unas veinticinco veces más masivo que Atlas, para que te hagas una idea de su pequeñez en términos astronómicos, la velocidad de escape sobre su superficie es tan pequeña que si dieras un salto con ganas no volverías a caer sobre la luna, sino que te convertirías en otro pequeño satélite de Saturno.

Prometeo, fotografiado por Cassini (NASA).

Al igual que el resto de cuerpos similares, Prometeo tiene una densidad bastante menor que la de el agua; como sucedía con Atlas, está formado fundamentalmente por hielo no demasiado compactado. A diferencia de él, carece de esa extraña forma de disco, no sé por qué: o bien la densidad de partículas heladas es menor en esta región de la división de Roche por su cercanía al anillo F, o bien por alguna otra razón.

Lo que hace especial a Prometeo, sin duda, es su interacción con el anillo F. Aunque la luna es muy pequeña y su campo gravitatorio levísimo, es suficiente para alterar el movimiento de las minúsculas partículas de hielo que forman el anillo. Según las partículas notan el pequeño tirón, impactan contra otras y forman una especie de ondas que siguen la órbita de Prometeo durante la parte de su órbita durante la que permanece cerca del anillo:

Su hermana, Pandora, no pasa tan cerca del anillo como Prometeo, de modo que no produce efectos tan impresionantes, aunque el anillo sí nota los tirones repetidos de esta otra luna. Es un objeto muy similar al anterior: en forma –que me perdonen astrónomos y lingüistas– claramente patatoide, con unos 104x81x64 km y una masa similar a la de Prometeo. Junto con su hermano, Pandora mantiene el anillo F bien definido, aunque algo alocado por sus pasos repetidos cerca de él.

Pandora, fotografiada por Cassini (NASA).

Además, puesto que Pandora y Prometeo no tienen el mismo período orbital pero pasan relativamente cerca una de otra, ambas lunas se alteran la órbita respectivamente según se acercan y alejan. Cada 6,2 años se produce un suceso especial: coinciden la apoapsis de Prometeo –es decir, su máximo alejamiento de Saturno– y la periapsis de Pandora –su máximo acercamiento a Saturno–. En ese momento, las dos hermanas llegan prácticamente a tocarse: se acercan a tan sólo 1 400 km. Pandora tiene, además, una resonancia orbital 3:2 con Mimas –si no has seguido la serie hasta ahora, eso quiere decir que por cada tres órbitas completadas por Pandora, Mimas completa dos–, una luna muchísimo más grande de la que hablaremos en el futuro.

Más allá del fino anillo F, que termina a unos 140 500 km del centro de Saturno, nos encontramos de nuevo con una región prácticamente vacía de casi 9 000 km de ancho. De hecho, aunque sigamos hablando de otros anillos más allá del F, se trata de agrupaciones extremadamente tenues de partículas, sin comparación con los anillos interiores (incluso con el F o el D). No hablaría de ellos si no fuera porque algunos están asociados a fenómenos muy interesantes, y para explorar de paso algunas otras lunas interiores.

Finalmente, tras dejar atrás el anillo F y la órbita de Pandora y viajar por esa ancha región casi vacía, nos encontramos con otra pequeña familia de lunas interiores y un anillo asociado a ellas. Se trata de Jano y Epimeteo y su anillo. Pero lo especial de veras no son ni las dos lunas hermanas ni el anillo, que es apenas visible, sino su situación orbital y el proceso que realizan ambas cada cierto tiempo.

Anillo de Jano y Epimeteo (NASA).

El 15 de diciembre de 1966 Audouin Dollfus, un astrónomo francés, descubrió un satélite orbitando a unos 151 000 km del centro de Saturno. Aunque durante un par de décadas no tuvo nombre oficial, casi desde el principio se lo denominó informalmente Jano, por el dios romano de las puertas y las transiciones. Tan sólo tres días más tarde otro astrónomo, Richard Walker, volvió a observar Jano de nuevo, lo cual hubiera sido una excelente confirmación de su existencia si no fuera porque estaba en un lugar erróneo.

La nueva observación de Jano estaba a la distancia correcta de Saturno, desde luego, y la apariencia y características del satélite eran las mismas –dentro de la terrible resolución que era posible obtener con un telescopio terrestre–, ¡pero la luna no estaba en la posición orbital que debería tener! Como bien sabes si has seguido esta serie desde el principio, el período orbital de un satélite es perfectamente conocido si se sabe el radio de la órbita. Por lo tanto, era posible calcular la posición exacta de Jano en cualquier momento una vez conocida su posición inicial y su radio orbital… pero Jano se saltaba a la torera la mecánica newtoniana y aparecía en una posición de su órbita a la que no debería haber llegado aún.

Los astrónomos tardaron doce años en encontrar la respuesta; esto puede parecer mucho tiempo, pero recuerda que el tamaño de las lunas interiores de Saturno es minúsculo, y que los telescopios de la época apenas permitían discernirlas entre los anillos. En 1978 se postuló una posible explicación: no se trataba de una luna, sino de dos satélites diferentes. Dos satélites que no sólo compartían órbita, sino que tenían que parecerse lo suficiente entre sí como para que Dollfus y Walker pudieran confundir uno con el otro con sus telescopios. Cuando las Voyager alcanzaron el subsistema saturniano confirmaron esta hipótesis, y pronto tuvimos fotografías de ambas lunas juntas, lo que no dejaba lugar a dudas sobre su existencia.

Por lo tanto, lo que habían observado Walker y Dollfus no era la misma luna en dos sitios diferentes, sino dos lunas distintas: Jano y Epimeteo. La segunda fue nombrada en honor al hermano de Prometeo; lo ideal, de haber sabido estas cosas a tiempo, hubiera sido nombrar a Jano como Prometeo, de modo que los dos hermanos orbitasen juntos, ya que la luna que llamamos Prometeo (acabamos de hablar de ella, una de las dos lunas pastoras del anillo F) se encuentra en una órbita diferente. Pero bueno, la poesía astronómica no siempre es posible.

Jano, fotografiado por Cassini en 2010 (NASA).

Jano es el mayor de los dos satélites hermanos: tiene unos 203x185x152 km, y una masa de unos 1,9·1018 kg, es decir, unas diez veces más que Prometeo o Pandora. Además, aunque desde luego no es suficientemente grande como para que su propia gravedad le dé forma esférica, no es tan patatoide como aquellas dos. Al igual que ellas, su densidad es poco más de la mitad que la del agua, lo cual revela una composición, para variar, de hielo más o menos deslabazado.

El menor de los dos, Epimeteo, tiene algo menos de la mitad de masa que Jano, unos 5,3·1017 kg, y un tamaño de 130x114x106 km. Tanto su densidad como sus características superficiales son casi idénticas a las de su hermano mayor, y no resulta sorprendente que en las primeras observaciones desde la Tierra los astrónomos confundieran uno con el otro. ¿Quién se iba a imaginar que dos objetos tan parecidos acabasen en la misma órbita?

Jano y Prometeo (¡ojo, no Epimeteo!), por encima y por debajo del plano de los anillos respectivamente, en esta foto de Cassini (NASA).

Y es que es eso lo que hace especiales a estas dos lunas: son lunas co-orbitales, y la interacción entre ambas en su movimiento alrededor de Saturno produce un ciclo caótico y fascinante. Aunque no sea el objetivo de este artículo, si llevas tiempo con nosotros te recuerdo que la predicción del comportamiento de un sistema de tres cuerpos, como el formado por Saturno, Jano y Epimeteo, es tremendamente difícil de realizar con precisión y fue una de las semillas que daría origen a la teoría del caos.

Para poder describir el ciclo orbital realizado por estas dos Lunas necesitamos empezar en un momento concreto, por ejemplo, en septiembre de 2006. En ese momento, la órbita de Jano estaba muy ligeramente más cerca de Saturno que la de Epimeteo. Claro, aunque sean lunas co-orbitales, en una distancia de 151 000 km puede haber una diferencia ligera, ¿verdad? Pues en septiembre de 2006 Jano se encontraba unos 50 km más cerca de Saturno que su hermano. Se trata de una distancia minúscula en términos astronómicos –menos de la mitad de tamaño que cualquiera de las dos pequeñas lunas–, pero suficiente para provocar cambios drásticos en el comportamiento orbital de los dos satélites.

Una vez más, si llevas toda esta serie a la espalda, sabes que el período orbital de un objeto es tanto menor cuanto más pequeña es la órbita –se trata de una de las leyes de Kepler del movimiento planetario–. Pero claro, si Jano está muy ligeramente más cerca de Saturno que Epimeteo, esto significa que tarda un poquitín menos de tiempo en dar una vuelta a Saturno. Ambas lunas tardan básicament el mismo tiempo en dar una vuelta al gigante –unas dieciséis horas y media–, pero Jano tardará unos 30 segundos menos que Epimeteo. En consecuencia, en cada vuelta alrededor de Saturno Jano va “comiendo terreno” en su persecución a Epimeteo, acercándose poco a poco a la otra luna: más o menos un cuarto de grado cada día.

Inevitablemente, aunque sea un proceso muy lento, Jano se acerca mucho a Epimeteo… lo suficiente como para que la interacción gravitatoria entre ambos satélites altere sus órbitas. Imagina la escena: ambas lunas viajan en la misma dirección, Jano por detrás pero comiendo terreno a Epimeteo, que va por delante. Pero la gravedad de Jano tira de Epimeteo hacia sí, es decir, la frena, mientras que la gravedad de Epimeteo tira de Jano hacia ella, es decir, la acelera. Es decir, que el efecto se va amplificando a sí mismo, y Jano viaja cada vez más rápido mientras que Epimeteo lo hace cada vez más despacio, siempre en un proceso que dura un largo tiempo (casi cuatro años), pues es bastante sutil.

Podrías pensar que el resultado inevitable sería una colisión entre ambas lunas, pero ahora entra en acción un efecto diferente: Jano ya no se mueve a la velocidad orbital que corresponde a su órbita –hablamos de ese concepto al hacerlo de propulsión interplanetaria–, sino más deprisa, y lo contrario le sucede a Epimeteo. Es algo así como si Jano fuera un coche que está haciendo una curva, pero el conductor pisa el acelerador demasiado y el coche se va saliendo hacia el exterior de la curva. Dicho en términos algo más técnicos, el radio orbital de Jano aumenta, y la luna se aleja de Saturno. Según lo hace va disminuyendo su velocidad hasta estabilizar su órbita unos 20 km más lejos.

¡Pero a Epimeteo le sucede lo contrario! Como se mueve demasiado despacio para su órbita, va “cayendo” hacia Saturno poco a poco y aumentando su velocidad según lo hace, hasta alcanzar una nueva órbita estable unos 80 km más cerca de Saturno que antes. ¿Te das cuenta del resultado?

Las dos lunas han intercambiado sus órbitas.

Ahora es Epimeteo la que está más cerca de Saturno y la que va algo más rápido, y Jano la que está más lejos y va más despacio. Pero claro, Epimeteo era la que iba por delante en la órbita, y Jano por detrás, de modo que la hermana mayor nunca llega a alcanzar a la otra, porque ahora se mueve más despacio que ella: Epimeteo, que llevaba ventaja aunque la iba perdiendo poco a poco, ahora va más deprisa y se va alejando de Jano un poco cada día. Harán falta cuatro años para que Epimeteo vaya recortando distancia –casi toda la órbita de ambas, claro–, y finalmente se acerque a Jano “por detrás”; cuando logra acercase lo suficiente se va acelerando por la atracción de Jano y el proceso se repite, aunque con los papeles intercambiados (Epimeteo por detrás y Jano por delante).

Epimeteo (izquierda) y Jano (derecha), fotografiados por Cassini. Aunque no se pueda distinguir la profundidad, Jano está 40 000 km más lejos de la cámara que Epimeteo (NASA).

Es como si los dos hermanos jugasen un juego en el que uno se acerca al otro por detrás y le da un empujón, el otro da toda la vuelta hasta darle un empujón al primero. Como resultado, ambas lunas nunca llegan a acercarse más de 10 000 km la una a la otra, y este baile delicioso se repite una y otra vez cada cuatro años (el último cuasi-encuentro se produjo en 2010). ¡Y todo por una diferencia de radio orbital de 50 km!

Puedes ver un diagrama de este intercambio orbital en la siguiente imagen. Se ha utilizado un sistema de referencia en rotación que gira con el período aproximado de ambas órbitas, con lo que no se dibujan las órbitas reales sino los movimientos en relación a ese sistema de referencia que gira. Si el diagrama te lía y has comprendido la explicación anterior con palabras, no te preocupes y déjalo estar; lo incluyo por si a alguien le aclara las cosas visualizarlo así.

Intercambio orbital de Jano y Epimeteo en un sistema de referencia en rotación (Jrkenti/ CC Attribution-Sharealike 3.0 License).

El anillo que acompaña a las dos lunas es muy tenue, y se debe a los constantes impactos de meteoroides sobre los dos satélites. Como hemos dicho antes, ambos están formados de hielo apelmazado, con lo que cada golpe espolvorea hielo a su alrededor, y parte de él, dependiendo de la velocidad con la que salga despedido, empieza a realizar su propia órbita sobre Saturno, con lo que el paso de los años ha dejado un rastro helado que marca la órbita de los dos hermanos.

Más allá de este par de lunas juguetonas y su anillo hay otra extensión más o menos vacía que llega hasta el siguiente anillo, el anillo G, a unos 166 000 km del centro del planeta. Este anillo es muy tenue y muy delgado, más que el filo de un cuchillo una vez más, y tiene una anchura de unos 9 000 km.

Anillo G (NASA).

El origen de la mayor parte del anillo G es un minúsculo satélite, Egeón –nombrado por uno de los hecatónquiros de la mitología griega, padre de Briareo y personificación del Mar Egeo–, descubierto en 2009. Es un pedazo de hielo de tan sólo medio kilómetro de diámetro y los constantes impactos de micrometeoritos lo van desgajando poco a poco, con lo que seguramente era algo mayor en el pasado.

Egeón y su arco en el anillo G (NASA).

Egeón fue descubierto porque se observó que no todo el anillo G era igual de tenue: había un pequeño arco más brillante, que se movía con el anillo alrededor de Saturno. Más o menos en el centro de ese arco de material más denso se observó un punto aún más brillante, que no es otro que este pequeñísimo satélite, que tiene una resonancia orbital 7:6 con la luna Mimas. Por tanto, pensamos que los impactos sobre Egeón han liberado casi todas las partículas de hielo que forman tanto el arco como el anillo completo.

Más allá del anillo G hay, de hecho, arcos que no llegan a ser anillos completos y que están asociados a otros pedazos de hielo mayores de lo normal, pero no tienen mayor interés y no voy a detenerme en ellos. Son muy tenues, delgados y no contienen demasiado material.

El siguiente anillo, el más exterior de todos y el más grande con muchísima diferencia, es el anillo E, que se extiende desde unos 180 000 km de distancia del centro de Saturno hasta unos 480 000 km. Tan extenso es que varias de las lunas “de verdad” que veremos en próximas entregas orbitan en el interior del anillo E y, de hecho, son probablemente responsables de su existencia, en particular Encélado. ¡Pero paciencia, que ya llegaremos a ellas!

Anillo E (NASA).

Observa que he calificado al anillo E como el más grande, y lo es, pero sólo en extensión: no contiene ni de lejos la misma cantidad de materia que otros anillos interiores más estrechos. Se diferencia además de todos ellos en el hecho de que no está formado de partículas de hielo de tamaños muy diversos, sino que prácticamente todo el anillo E está constituido por partículas microscópicas, tan pequeñas que ni siquiera tiene mucho sentido calificarlo de hielo, pues casi todas son moléculas sueltas, con lo que es más un gas que otra cosa. Es, por tanto, extraordinariamente tenue, aunque su enorme tamaño hizo que fuera descubierto antes que otros más densos como el F.

Y con esto hemos terminado una exploración exhaustiva –disculpas si demasiado pero, como siempre, en esta serie prefiero pasarme que quedarme corto, ya que lo más obvio lo hemos estudiado todos en el colegio– del sistema de anillos de Saturno. Antes de seguir con otros asuntos del subsistema saturniano, mis instintos profesoriles me empujan a hacer dos cosas. Por un lado, un breve repaso de lo que hemos visto hoy, ya que la cantidad de información es ingente y puede confundir.

Alejándonos del anillo A a través de la división de Roche, hemos conocido el minúsculo satélite que viaja por ella, Atlas. Posteriormente llegamos al anillo F, delgado y encerrado entre Prometeo y Pandora, para luego alejarnos aún más de Saturno y llegar hasta las lunas hermanas, Jano y Epimeteo, y el anillo asociado a ellas. Después hemos viajado aún más lejos, hasta el anillo G, producido por Egeón, y finalmente hasta el gigantesco anillo E que se extiende más distancia hacia fuera que la que hay entre su borde interior y el propio planeta.

Por otro lado –y esto es también por instinto profesoril–, creo que es conveniente, para tu autoestima, visitar de nuevo la primera imagen de Saturno que viste al empezar nuestra exploración del planeta, en la que Cassini miraba al gigante desde más lejos del Sol que él, de modo que se veía a contraluz eclipsando el Sol. Espero que la recuerdes, porque era de una belleza despampanante. Pero espero también que cuando la mires de nuevo lo hagas con otros ojos: con ojos más sabios.

En aquella foto maravillosa, aunque no lo dijera entonces, se ven todos los anillos, interiores y exteriores, incluso el G y el E (no se puede distinguir el de Jano y Epimeteo, pero bueno). Ni siquiera voy a poner etiquetas porque, si hemos hecho bien nuestro trabajo tanto tú como yo, casi todo lo que ves debería resultar ya familiar:

Saturno y sus anillos, eclipsando el Sol (NASA). Versión a 2766x1364 px.

Como regalo de despedida de este artículo, si te fijas en la versión a máxima resolución de la imagen y has aprendido la lección, busca el anillo G y luego fíjate en lo que parece casi una luna pastora del anillo justo en su interior, en la posición horaria de las 10 en la foto. ¿Ves ese punto luminoso? Pues te estás mirando a ti mismo: es la Tierra.

En la próxima entrega, el primero de los satélites principales de Saturno: Mimas.