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Satélites de Saturno.

09 Abr

Mimas.

Diámetro: 397,2 km.

Masa: 3,7493×1019 kg.

Densidad: 1,1479 g/cm3.

Semieje mayor de la órbita: 185.520 km.

Período orbital: 0,9417 días.

Inclinación: 1,574º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,0196.

Temperatura superficial: 64 K.

Fecha de descubrimiento: 17 de Septiembre de 1789 (William Herschel).

Mimas es el satélite más interno perteneciente al planeta Saturno. Recibe su nombre de uno de los Titanes de la mitología griega, se creía que la isla de Procida (cerca de Nápoles) descansaba sobre su cuerpo. AL igual que otras lunas del planeta Saturno, Mimas es un cuerpo sólido de baja densidad, está compuesto mayormente por hielo de agua y una pequeña cantidad de rocas de diversos tipos. Tiene una forma ligeramente elipsoide y deforme debido a las intensas fuerzas de marea que ejercen sobre este satélite. Una de sus características principales es un enorme cráter que posee esta luna, con un tamaño de unos 130 km y bautizado como Herschel (su descubridor). El impacto que recibió Mimas para ocasionar tan enorme cráter, habría prácticamente destruido el satélite, siendo visibles una serie de fracturas en el lado puesto de la luna y que pueden haber sido creadas por las ondas de choque de tal impacto. Además de este cráter, la superficie de Mimas está saturada de otros cráteres más pequeños, la mayor parte de ellos miden unos 40 km de diámetro. Hay tantos cráteres, que los nuevos solamente pueden producirse encima de otros más viejos. Mimas ha sido fotografiada por diversas sondas a lo largo de la historia: Pioneer 11, Voyager 1 y 2 y el orbitador Cassini en fechas más recientes.

Mimas

Encélado.

Diámetro: 504,2 km.

Masa: 1,08×1020 kg.

Densidad: 1,608 g/cm3.

Semieje mayor de la órbita: 237.950 km.

Período orbital: 1,370.218 días.

Inclinación: 0,019º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,0045.

Temperatura superficial: 32,9 – 145 K.

Fecha de descubrimiento: 28 de Agosto de 1789 (William Herschel).

Encélado es un satélite helado de Saturno que recibe su nombre de un Titán de la mitología griega que poseía cien brazos y era hijo de Urano, del cual brotó de su sangre al ser castrado por Crono según una versión de la mitología griega. Encélado a pesar de tener un tamaño modesto, tiene una gran variedad de características superficiales como, por ejemplo, superficies viejas y craterizadas, y también superficies jóvenes y muy lisas. Dado de que existen pocos cráteres en la regiones lisas se piensa que estas son más o menos jóvenes (menos de 100 millones de años). Esto sugiere que Encélado debe haber estado activo geológicamente muy recientemente, quizás con criovulcanismo u otro proceso que renueve su superficie. El hielo fresco que cubre la superficie hace que tenga posiblemente el albedo más alto del Sistema Solar, lo que redunda en una baja temperatura, con un promedio de -193 °C. Su superficie se halla cubierta de cráteres (la mayoría de ellos deformes); sin embargo, la densidad de craterización no es uniforme. Algunas regiones prácticamente no poseen cráteres (como sus llanuras) y otras se encuentran acribilladas de ellos. No obstante, la densidad de cráteres en las regiones más craterizadas es inferior a la de otros satélites helados del sistema saturniano, lo que revela la relativa juventud de su superficie. En el 2009 se descubrió la presencia de amoniaco en el satélite. Podemos encontrar varios tipos de características tectónicas en Encélado, incluidas las depresiones, zonas escarpadas, cinturones de surcos y crestas. Los resultados recientes de Cassini sugieren que el tectonismo es el estilo de deformación dominante en Encelado. Uno de los tipos más dramáticos de características tectónicas se encuentran en Encelado son las fisuras que forman cañones que pueden ser de hasta 200 km de largo, 5 km de ancho y un kilómetro de profundidad. Instrumentos a bordo de Cassini han encontrado pruebas de actividad geológica en Encélado. Existen sobre el Polo Sur de esta luna unos surcos denominados “rayas de tigre” (tiger stripes), los cuales sirven de rejillas de ventilación, y de las cuales se puede observar el escape de vapor y partículas finas de hielo. Se conoce poco sobre las características interiores de Encélado, aunque se cree que puede poseer una océano de agua líquida y salada bajo su superficie, principalmente en la región del Polo Sur, allí donde se concentra la mayor parte de la actividad geológica del satélite. Encélado ha sido observado por las sondas Voyager 1 y 2 sobre todo por la misión Cassini-Huygens. La posible presencia de agua líquida bajo la superficie de Encélado lo convierte en un posible candidato a poseer algún tipo de vida (principalmente) microbiana en dicho océano.

Encélado

Tetis.

Diámetro: 1.059,8 km.

Masa: 6,17449×1020 kg.

Densidad: 0,9735 g/cm3.

Semieje mayor de la órbita: 294.619 km.

Período orbital: 1,888 días.

Inclinación: 1,12º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,0001.

Temperatura superficial: 86 K.

Fecha de descubrimiento: 21 de Marzo de 1684.

Tetis es un satélite helado de Saturno y el quinto más grande todos los de este planeta. Debe su nombre a una Titánide que era considerada en la mitología griega como la diosa del mar y esposa del dios Océano. Tetis al igual de la mayoría de las lunas de Saturno, tiene una baja densidad y está compuesta principalmente por hielo de agua y rocas (en fracción más pequeña). La masa de material rocoso no supera el 6% del total en esta luna. Tetis posee una de las superficies más reflectantes de todo el Sistema Solar, con un albeldo muy alto, esto indica que su superficie está compuesta casi en su totalidad de hielo de agua en estado casi puro y de una pequeña cantidad de material oscuro. Es posible que también estén presenta en esta luna ciertos compuestos como el amoniaco y el dióxido de carbono. Tetis posee dos tipos de superficie bien diferenciados, uno de ellos se compone de regiones de alta densidad de craterización, y la segunda consiste de un “anillo” difuso con pocos cráteres y de un color ligeramente oscuro que se extiende por esta luna. El bajo nivel de craterización de esta segunda región indica que Tetis estuvo geológicamente activo alguna vez en el pasado. En el Hemisferio Occidental de Tetis se encuentra el cráter Odiseo, con un diámetro de unos 400 km, ocupando las 2/5 partes de la superficie del satélite. Otra de sus características propias es el valle conocido como Ithaca Chasma, con 100 km de ancho, 5 km de profundidad y extendiéndose en un largo de unos 2.000 km, ocupando los 3/4 de la superficie de Tetis. Las sondas Pioneer 11, Voyager 1 y 2 y la nave Cassini han realizado observaciones de esta luna de Saturno.

Tetis

Dione.

Diámetro: 1.128,8 km.

Masa: 1,096×1021 kg.

Densidad: 1,478 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 377.396 km.

Período orbital: 2,737 días.

Inclinación: 0,019º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,0001.

Temperatura superficial: 87 K.

Fecha de descubrimiento: 21 de Marzo de 1684 (Giovanni Cassini).

Dione es un satélite helado de Saturno que recibe su nombre de la madre de Afrodita en la mitología griega. Dione está compuesta principalmente de hielo de agua, no obstante, es la luna más densa de Saturno a excepción de Titán. Este hecho nos indica que puede poseer, principalmente en su interior, mayor cantidad de silicatos y materiales más densos que otras lunas de Saturno. Dione es bastante similar a Rea, poseen albeldos parecidos, terreno variado y dos hemisferios bien diferenciados (delantero y trasero). Los científicos diferencia una serie de accidentes geográficos que podemos encontrar en la superficie de Dione tales como: Chasmata (simas largas y profundas, depresiones), fosas, acantilados de hielo brillante, crestas, cráteres y cadenas de cráteres. La superficie helada de Dione incluye regiones de alta y moderada craterización, llanos ligeramente craterizados y áreas de fracturas tectónicas. Las regiones altamente craterizadas tienen numerosos cráteres mayores de 100 kilómetros de diámetro, el área de los llanos tiene cráteres menores de 30 kilómetros de diámetro. Una fracción muy alta de región altamente craterizada se encuentra en el hemisferio posterior de Dione. El 7 de abril de 2010, los instrumentos a bordo de la sonda Cassini-Huygens que sobrevoló Dione, detectó una fina capa de iones de oxígeno molecular, tan fina que ha sido denominada “exosfera”, en vez de atmósfera. Esta luna fue fotografiada por primera vez por la sondas Voyager.

Dione

Rea.

Diámetro: 1.528,6 km.

Masa: 2,32×1021 kg.

Densidad: 1,236 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 527.108 km.

Período orbital: 4,518 días.

Inclinación: 0,345º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,0012583.

Temperatura superficial: 53 – 99 K.

Fecha de descubrimiento: 23 de Diciembre de 1672 (Giovanni Cassini).

Rea es una luna helada de Saturno que recibe su nombre de la Titánide homónima, considerada en la mitología griega como la madre de Démeter, Hades, Hera, Hestia, Poseidón y Zeus, además de hermana y esposa de Crono en la mitología griega. Rea es un satélite de baja densidad, compuesto por aproximadamente un 25% de rocas y un 75% de hielo de agua. Anteriormente se suponía que Rea tenía un núcleo rocoso en el centro, sin embargo, las mediciones tomadas durante un sobrevuelo cercano del orbitador Cassini en el año 2005 puso en duda esta afirmación, aunque en la actualidad sigue siendo motivo de polémica por parte de los científicos. Los distintos modelos teóricos indican que Rea podría ser capaz de guardar un océano de agua líquida interna. La superficie de Rea está altamente craterizada, y presenta marcas lineales, brillantes y difusas que en un principio se pensó que dichas líneas fueron producidas por material eyectado durante la formación de grandes cráteres, como el Tirawa, de 375 km de diámetro, pero posteriormente, imágenes de alta resolución han mostrado que en realidad son sistemas de fallas similares a las existentes en Dione. Su superficie se puede dividir en dos áreas geológicamente diferentes basadas en la densidad de cráteres; la primera zona contiene cráteres que son mayores que 40 km de diámetro, mientras que la segunda zona, ubicada en las regiones polares y ecuatoriales, sólo tiene cráteres de tamaño inferior. El análisis de los datos de la sonda Cassini descubrió una muy tenue atmósfera compuesta por oxígeno y dióxido de carbono, siendo Rea el único cuerpo celeste además de la Tierra en el que se ha detectado oxígeno atmosférico. Las primeras imágenes de este satélite fueron obtenidas por las sondas Voyager 1 y 2, posteriormente fue sobrevolada por el orbitador Cassini.

Rea

Titán.

Diámetro: 5.151 km.

Masa: 1,345×1023 kg.

Densidad: 1,8798 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 1.221.870 km.

Período orbital: 15,945 días.

Inclinación: 0,34854º (respecto al ecuador de Júpiter).

Excentricidad orbital: 0,0288.

Temperatura superficial: 93,7 K.

Fecha de descubrimiento: 25 de Marzo de 1655 (Christiaan Huygens).

Titán es el mayor satélite de Saturno y de todo nuestro Sistema Solar. Recibe su nombre de John Herschel, el cual sugirió en una publicación suya de 1847 los nombres de los Titanes (hermanos y hermanas de Crono) como método más efectivo para nombrar a los satélites de Saturno. Titán es además el único satélite del Sistema Solar que posee una atmósfera importante y densa (descubierta por José Comas i Solá), la cual está compuesta principalmente de nitrógeno aunque también cantidades significativas de metano (6%) y de otros compuesto complejos de hidrocarburos (etano, acetileno, propano). El origen de la atmósfera de Titán no está claro, se ha propuesto que durante gran parte de la historia del Sistema Solar, Titán era un mundo sin ella, con el nitrógeno y el metano congelados en la superficie y pareciendo una versión en grande de Tritón, la mayor luna de Neptuno. El aumento de la luminosidad del Sol en su evolución, y quizás un gran impacto de un asteroide o cometa, habría provocado que esos gases se evaporaran y cubrieran el satélite de la densa atmósfera que hoy tiene, aunque en un principio, con mucho más metano que en la actualidad. Cabe destacar que en Titán hay verdaderas acumulaciones de metano en estado líquido, en forma de mares y lagos (algunos de ellos de varios centenares de kilómetros de diámetro) y que además, se producen tormentas que descargan lluvias de metano líquido sobre la superficie de Titán. A pesar de estar rodeado este satélite de densas nubes, la misión Cassini-Huygens logró determinar características de la superficie de Titán, algunas de ellas con características geológicas similares a las de la Tierra, habiéndose detectado la existencia de colinas, montañas, valles, dunas oscuras, cauces similares a los de los ríos terrestres, canales, formaciones con rasgos volcánicos (criovulcanismo), etc. Se han descubierto también lo que parecen ser cráteres de impacto (Menrva de 440 km de diámetro) aunque carecen de ciertos rasgos definitorios, esto podría ser una señal de actividad tectónica en Titán, con lo que su superficie se renovaría de forma paulatina aunque algunos científicos sugieren que esta luna está geológicamente muerta y sus rasgos superficiales habrían sido causados en su mayoría por procesos externos (impactos de asteroides y cometas que han creado cráteres en su superficie seguidos de erosión causada por el viento y fluidos moviéndose por su superficie. Del interior de Titán se cree que está formado por una amalgama de hielo y rocas, con posibilidad de existencia de un mar subterráneo de agua y amoniaco e incluso de hidrocarburos a una profundidad de unos 100 km por debajo de la superficie. Titas estas peculiares características convierten a Titán en uno de los más firmes candidatos a albergar algún tipo de vida microbiana (o moléculas prebióticas) de todo el Sistema Solar. La mayoría de información que poseemos en la actualidad de Titán ha sido proporcionada por la misión Cassini-Huygens, la sonda Huygens tomó tierra de forma satisfactoria sobre la superficie del satélite el 14 de Enero del 2005, en una región conocida como Adiri. Durante el descenso, la sonda tomó multitud de fotografías, mostrando suaves colinas con canales de drenaje, canales parecen conducir a una región cercana, ancha plana y oscura. Parece incluso verse una zona de costa e incluso islas, y lo que parece ser un mar de metano, todo ello en un ambiente brumoso.

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Titán2

Hiperión.

Dimensiones: 360×280×225 km.

Masa: 5,686×1018 kg.

Densidad: 0,5 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 1.481.009 km.

Período orbital: 21,276 días.

Inclinación: 0,43º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,1230061.

Temperatura superficial: 93 K.

Fecha de descubrimiento: 16 de Septiembre de 1848 (William Bond, George Bond y William Lassell).

Hiperión es un satélite de Saturno que destaca por su forma irregular, rotación caótica y una extraña apariencia de esponja. Su nombre proviene de un Titán de la mitología griega y es frecuentemente asociado con el dios de la observación. Su forma irregular nos hace pensar que en el pasado, Hiperión pudo haber formado parte de un cuerpo de mayor tamaño que terminó fracturándose por un gran impacto. Únicamente Proteo (luna de Neptuno) es un satélite irregular mayor que Hiperión. Al igual que la mayoría de las lunas de Saturno, posee una densidad muy baja, ello nos indica que su composición es principalmente de hielo con una pequeña cantidad de rocas. Se piensa que su superficie porosa está cubierta de algún tipo de material oscuro, ya que el albeldo de Hiperión es bastante baja, por lo que refleja únicamente una pequeña cantidad de luz de la que recibe. Su superficie está cubierta de grietas profundas y de afilados cráteres que le dan la apariencia de una esponja gigante. Hay material oscuro que llena la parte inferior de cada cráter y de una sustancia rojiza (compuesta largas cadenas de carbono y de hidrógeno) y que parece muy similar al material que se encuentra en otros satélites de Saturno, más notablemente en Jápeto. Los últimos análisis de los datos obtenidos por la nave Cassini durante sus sobrevuelos de Hiperión en 2005 y 2006, muestran que alrededor del 40% de la luna es espacio vacío. La rotación de Hiperión es caótica, por lo que es imposible predecir su orientación en el espacio, siendo la única luna del Sistema Solar que posee esta característica. Hiperión ha sido fotografiada por la sonda Voyager 2 y principalmente por la nave Cassini-Huygens que ha realizado varios vuelos de aproximación a esta peculiar luna de Saturno.

Hiperión

Jápeto.

Diámetro: 1.436 km.

Masa: 1,9739×1021 kg.

Densidad: 1,27 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 3.560.820 km.

Período orbital: 79,3215 días.

Inclinación: 15,47º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,0286125.

Temperatura superficial: 90 – 130 K.

Fecha de descubrimiento: 25 de Octubre de 1671 (Giovanni Cassini).

Jápeto es uno de los satélites más peculiares de nuestro Sistema Solar. Debe su nombre a un Titán, el cual fue padre de Atlas y Prometeo en la mitología griega. Dentro de sus peculiaridades cabe destacar su mayor grado de inclinación orbital (15º), notablemente superior al del resto de las grandes lunas de Saturno, su gran distancia respecto al planeta y su extraña coloración, ya que uno de sus hemisferios es mucho más oscuro que el otro. Respecto a esta última característica, podría deberse a una composición distinta del material de la superficie (principalmente carbono y nitrógeno), proveniente de su propio interior o de otros satélites y/o anillos de Saturno, esta última hipótesis es la que está cobrando mayor fuerza en la actualidad. Científicos de la NASA creen que la materia oscura es un residuo de la sublimación (evaporación) del agua helada en la superficie de Jápeto, posiblemente se oscureció aún más cuando se expuso a la luz solar. Debido a su rotación lenta de 79 días (la más larga en el sistema de Saturno), Jápeto habría tenido la temperatura más alta de la superficie durante el día y la temperatura más fría durante la noche en el sistema de Saturno, incluso antes del desarrollo de la diferencia de color superficial. Jápeto posee una densidad muy baja por lo que parece estar compuesto principalmente de hielo y algunos elementos rocosos, aunque en menor proporción estos últimos (20% aproximadamente). Este satélite exhibe una superficie muy marcada por impactos de asteroides, uno de ellos tiene un diámetro de 580 km y se denomina Turgis. Otro aspecto peculiar de Jápeto es su cordillera ecuatorial, descubierta por la nave Cassini-Huygens el 31 de Diciembre de 2004, con unos 20 km de ancho, 13 km de altura y extendiéndose a lo largo de 1.300 km y de cuyo origen se han expuesto diversas teorías. Jápeto ha sido visitado por la sonda Voyager 2 y la mencionada anteriormente Cassini-Huygens.

Jápeto

Febe.

Dimensiones: 230×220×210 km.

Masa: 0,8292×1019 kg.

Densidad: 1,638 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 12.955.759 km.

Período orbital: 545,09 días.

Inclinación: 151,78º (respecto al ecuador de Saturno).

Excentricidad orbital: 0,1562415.

Temperatura superficial: 75 K.

Fecha de descubrimiento: 16 de Agosto de 1898 – 17 de Marzo de 1899 (William Henry Pickering).

Febe es el satélite irregular más grande del planeta Saturno. Debe su nombre a uno de los Titanes, Titánide en este caso, hijos gigantes de Urano y Gea, el cual es asociado frecuentemente con Artemisa, Apolo y la Luna en la mitología griega. Se cree que Febe era un planetesimal (objeto sólido que surge durante el proceso de acumulación de planetas) perteneciente al Cinturón de Kuiper, el cual quedó atrapado por la fuerza gravitatoria de Saturno al internarse en el Sistema Solar. Con una forma aproximadamente esférica, Febe gira sobre su eje cada 9 horas y completa una órbita alrededor de Saturno en unos 18 meses. Posee un albeldo muy bajo y destaca su característica superficie muy marcada por cráteres de unos 80 km de diámetro y hasta 16 km de profundidad. Su coloración oscura llevó a los científicos a plantear la teoría de que en realidad Febe es un conglomerado de asteroides, sin embargo, las imágenes de Cassini indican que los cráteres de Febe muestran una variación considerable en el brillo, que indican la presencia de grandes cantidades de hielo por debajo de una superficie relativamente delgada de depósitos superficiales oscuros de alrededor de 300 – 500 metros de espesor, además de haberse detectado dióxido de carbono sobre su superficie, algo que nunca se ha apreciado en ningún otro asteroide. Febe puede estar formado además por silicatos, hidratos y algunos otros componentes orgánicos. La sonda Voyager 2 (1981) y la nave Cassini-Huygens (2004) han obtenido valiosa información relativa a Febe, además de haber fotografiado profusamente el satélite.

Febe

Nota: Saturno cuenta con alrededor de 200 satélites descubiertos hasta la fecha.

Fuentes: Wikipedia, Enciclopedia Cosmos, elaboración propia.

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