Anillos de Saturno

Los anillos de Saturno son el sistema de anillos más extenso de cualquier planeta del Sistema Solar. Están formados por innumerables partículas pequeñas, de tamaños que van desde micrómetros hasta metros, que orbitan alrededor de Saturno. Las partículas de los anillos están compuestas casi en su totalidad de hielo de agua, con un componente traza de material rocoso. Todavía no hay consenso sobre su mecanismo de formación. Aunque los modelos teóricos indicaban que los anillos probablemente se formaron temprano en la historia del Sistema Solar, datos más recientes de Cassini sugirieron que se formaron relativamente tarde.

Aunque el reflejo de los anillos aumenta el brillo de Saturno, no son visibles desde la Tierra con visión sin ayuda. En 1610, un año después de que Galileo Galilei apuntara al cielo con un telescopio, se convirtió en la primera persona en observar los anillos de Saturno, aunque no podía verlos lo suficientemente bien como para discernir su verdadera naturaleza. En 1655, Christiaan Huygens fue la primera persona en describirlos como un disco que rodea a Saturno. El concepto de que los anillos de Saturno están formados por una serie de pequeños rizos se remonta a Pierre-Simon Laplace, aunque los espacios verdaderos son pocos; es más correcto pensar en los anillos como un disco anular con máximos locales concéntricos. y mínimos en densidad y brillo. En la escala de los grupos dentro de los anillos hay mucho espacio vacío.

Los anillos tienen numerosos huecos donde la densidad de partículas cae bruscamente: dos abiertos por lunas conocidas incrustadas en ellos, y muchos otros en lugares de conocidas resonancias orbitales desestabilizadoras con las lunas de Saturno. Otras brechas siguen sin explicación. Las resonancias estabilizadoras, por el contrario, son responsables de la longevidad de varios anillos, como el Titan Ringlet y el G Ring.

Mucho más allá de los anillos principales está el anillo de Phoebe, que se supone que se origina en Phoebe y, por lo tanto, comparte su movimiento orbital retrógrado. Está alineado con el plano de la órbita de Saturno. Saturno tiene una inclinación axial de 27 grados, por lo que este anillo está inclinado en un ángulo de 27 grados con respecto a los anillos más visibles que orbitan sobre el ecuador de Saturno.

En septiembre de 2023, los astrónomos informaron sobre estudios que sugerían que los anillos de Saturno podrían haber sido el resultado de la colisión de dos lunas "hace unos cientos de millones de años".

Historia

Observaciones tempranas

Galileo Galilei fue el primero en observar los anillos de Saturno en 1610 utilizando su telescopio, pero no pudo identificarlos como tales. Escribió al duque de Toscana que "El planeta Saturno no está solo, sino que está compuesto de tres, que casi se tocan y nunca se mueven ni cambian uno con respecto al otro". Están dispuestos en una línea paralela al zodíaco, y el del medio (el propio Saturno) es aproximadamente tres veces más grande que los laterales." También describió los anillos como las “orejas” de Saturno. En 1612 la Tierra pasó por el plano de los anillos y estos se volvieron invisibles. Desconcertado, Galileo comentó "No sé qué decir en un caso tan sorprendente, tan inesperado y tan novedoso". Reflexionó: "¿Se ha tragado Saturno a sus hijos?" - refiriéndose al mito del titán Saturno devorando a su descendencia para anticiparse a la profecía de que lo derrocarían. Su confusión se agravó aún más cuando los anillos volvieron a ser visibles en 1613.

Los primeros astrónomos utilizaban anagramas como una forma de esquema de compromiso para reclamar nuevos descubrimientos antes de que sus resultados estuvieran listos para su publicación. Galileo utilizó el anagrama "smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras" para Altissimum planetam tergeminum observavi ("he observado que el planeta más lejano tiene una forma triple") por descubrir los anillos de Saturno.

En 1657, Christopher Wren se convirtió en profesor de astronomía en el Gresham College de Londres. Hacía observaciones del planeta Saturno desde aproximadamente 1652 con el objetivo de explicar su apariencia. Su hipótesis fue escrita en De corpore saturni, en el que estuvo a punto de sugerir que el planeta tenía un anillo. Sin embargo, Wren no estaba seguro de si el anillo era independiente del planeta o si estaba físicamente unido a él. Antes de que se publicara la teoría de Wren, Christiaan Huygens presentó su teoría de los anillos de Saturno. Inmediatamente Wren reconoció que ésta era una hipótesis mejor que la suya y De corpore saturni nunca fue publicado. Robert Hooke fue otro de los primeros observadores de los anillos de Saturno y notó la proyección de sombras en los anillos.

Huygens' teoría de anillos y desarrollos posteriores

Huygens comenzó a pulir lentes con su hermano Constantijn en 1655 y pudo observar Saturno con mayor detalle utilizando un telescopio refractor de 43 aumentos que él mismo diseñó. Fue el primero en sugerir que Saturno estaba rodeado por un anillo desprendido del planeta, y publicó el famoso anagrama: "aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu". Tres años más tarde, reveló que significaba Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato ("[Saturno] está rodeado por un anillo delgado y plano, que no se toca en ninguna parte [ el cuerpo del planeta], inclinado a la eclíptica"). Publicó su teoría de los anillos en Systema Saturnium (1659), que también incluía su descubrimiento de Titán, la luna de Saturno, así como el primer esquema claro de las dimensiones del Sistema Solar.

En 1675, Giovanni Domenico Cassini determinó que el anillo de Saturno estaba compuesto de múltiples anillos más pequeños con espacios entre ellos; la mayor de estas brechas recibió más tarde el nombre de División Cassini. Esta división es una región de 4.800 kilómetros (3.000 millas) de ancho entre el anillo A y el anillo B.

En 1787, Pierre-Simon Laplace demostró que un anillo sólido uniforme sería inestable y sugirió que los anillos estaban compuestos por una gran cantidad de rizos sólidos.

En 1859, James Clerk Maxwell demostró que un anillo sólido no uniforme, rizos sólidos o un anillo fluido continuo tampoco serían estables, lo que indica que el anillo debe estar compuesto de numerosas partículas pequeñas, todas ellas orbitando Saturno de forma independiente. Más tarde, Sofia Kovalevskaya también descubrió que los anillos de Saturno no pueden ser cuerpos líquidos con forma de anillo. Los estudios espectroscópicos de los anillos realizados de forma independiente en 1895 por James Keeler del Observatorio Allegheny y por Aristarkh Belopolsky del Observatorio Pulkovo demostraron que el análisis de Maxwell era correcto.

Cuatro naves espaciales robóticas han observado los anillos de Saturno desde las proximidades del planeta. La aproximación más cercana del Pioneer 11' a Saturno se produjo en septiembre de 1979 a una distancia de 20.900 kilómetros (13.000 millas). Pioneer 11 fue el responsable del descubrimiento del anillo F. La aproximación más cercana de la Voyager 1' se produjo en noviembre de 1980 a una distancia de 64.200 km (39.900 millas). Un fotopolarímetro defectuoso impidió que la Voyager 1 observara los anillos de Saturno con la resolución prevista; sin embargo, las imágenes de la nave espacial proporcionaron detalles sin precedentes del sistema de anillos y revelaron la existencia del anillo G. La aproximación más cercana de la Voyager 2' se produjo en agosto de 1981 a una distancia de 41.000 km (25.000 millas). El fotopolarímetro en funcionamiento de la Voyager 2' le permitió observar el sistema de anillos con una resolución más alta que Voyager 1, y descubrir así muchos rizos nunca antes vistos. La nave espacial Cassini entró en órbita alrededor de Saturno en julio de 2004. Imágenes de Cassini's del Los anillos son los más detallados hasta la fecha y son responsables del descubrimiento de aún más rizos.

Los anillos se nombran alfabéticamente en el orden en que fueron descubiertos (A y B en 1675 por Giovanni Domenico Cassini, C en 1850 por William Cranch Bond y su hijo George Phillips Bond, D en 1933 por Nikolai P. Barabachov y B. Semejkin, E en 1967 por Walter A. Feibelman, F en 1979 por Pioneer 11 y G en 1980 por Voyager 1). Los anillos principales, que se extienden hacia afuera del planeta, son C, B y A, con la División Cassini, la brecha más grande, que separa los anillos B y A. Más recientemente se descubrieron varios anillos más débiles. El Anillo D es extremadamente débil y está más cerca del planeta. El estrecho anillo F está justo fuera del anillo A. Más allá hay dos anillos mucho más débiles llamados G y E. Los anillos muestran una enorme cantidad de estructura en todas las escalas, algunas relacionadas con perturbaciones de las lunas de Saturno, pero muchas de ellas sin explicación.

En septiembre de 2023, los astrónomos informaron sobre estudios que sugerían que los anillos de Saturno podrían haber sido el resultado de la colisión de dos lunas "hace unos cientos de millones de años".

Inclinación axial de Saturno

La inclinación axial de Saturno es de 26,7°, lo que significa que desde la Tierra se obtienen vistas muy diferentes de los anillos, de los cuales los visibles ocupan su plano ecuatorial, en diferentes momentos. La Tierra pasa a través del plano de los anillos cada 13 a 15 años, aproximadamente cada medio año de Saturno, y hay aproximadamente las mismas posibilidades de que ocurra uno o tres cruces en cada ocasión. Los cruces de aviones de circunvalación más recientes fueron el 22 de mayo de 1995, el 10 de agosto de 1995, el 11 de febrero de 1996 y el 4 de septiembre de 2009; Los próximos eventos tendrán lugar el 23 de marzo de 2025, el 15 de octubre de 2038, el 1 de abril de 2039 y el 9 de julio de 2039. Las oportunidades favorables para observar el cruce del plano de los anillos (con Saturno no cerca del Sol) solo se presentan durante los cruces triples.

Los equinoccios de Saturno, cuando el Sol pasa por el plano del anillo, no están espaciados uniformemente; en cada órbita, el Sol está al sur del plano del anillo durante 13,7 años terrestres, luego al norte del plano durante 15,7 años. Las fechas de los equinoccios de otoño del hemisferio norte incluyen el 19 de noviembre de 1995 y el 6 de mayo de 2025, y los equinoccios de primavera del norte el 11 de agosto de 2009 y el 23 de enero de 2039. Durante el período alrededor de un equinoccio, la iluminación de la mayoría de los anillos se reduce considerablemente, lo que hace posibles observaciones únicas. resaltando características que se apartan del plano del anillo.

Características físicas

Los densos anillos principales se extienden desde 7.000 km (4.300 mi) a 80.000 km (50.000 mi) del ecuador de Saturno, cuyo radio es de 60.300 km (37.500 mi) (ver Subdivisiones principales). Con un espesor local estimado de tan solo 10 metros (30') y hasta 1 km (1000 yardas), están compuestos por un 99,9% de agua helada pura con algunas impurezas que pueden incluir tolinas o silicatos. Los anillos principales están compuestos principalmente de partículas de menos de 10 m.

Cassini midió directamente la masa del sistema de anillos a través de su efecto gravitacional durante su conjunto final de órbitas que pasaron entre los anillos y las cimas de las nubes, arrojando un valor de 1,54 (± 0,49) × 10 ¹⁹ kg, o 0,41 ± 0,13 masas de Mimas. Esto es alrededor de dos tercios de la masa de toda la capa de hielo antártica de la Tierra, distribuida en una superficie 80 veces mayor que la de la Tierra. La estimación se acerca al valor de 0,40 masas de Mimas derivadas de las observaciones de Cassini de las ondas de densidad en los anillos A, B y C. Es una pequeña fracción de la masa total de Saturno (alrededor de 0,25 ppb). Las observaciones anteriores de la Voyager de las ondas de densidad en los anillos A y B y un perfil óptico de profundidad habían arrojado una masa de aproximadamente 0,75 masas de Mimas, y observaciones posteriores y modelos por computadora sugirieron que se trataba de una subestimación.

Aunque los huecos más grandes de los anillos, como la División Cassini y el Encke Gap, pueden verse desde la Tierra, la nave espacial Voyager descubrió que los anillos tienen una estructura intrincada de miles de huecos y rizos finos. Se cree que esta estructura surge, de varias maneras diferentes, de la atracción gravitacional de las numerosas lunas de Saturno. Algunas lagunas se limpian con el paso de diminutas lunas como Pan, de las cuales aún se pueden descubrir muchas más, y algunos rizos parecen mantenerse gracias a los efectos gravitacionales de pequeños satélites pastores (similares a los satélites de mantenimiento de Prometeo y Pandora). del anillo F). Otras brechas surgen de resonancias entre el período orbital de las partículas en la brecha y el de una luna más masiva más alejada; Mimas mantiene la División Cassini de esta manera. Aún más estructura en los anillos consiste en ondas espirales levantadas por las lunas interiores. perturbaciones gravitacionales periódicas en resonancias menos disruptivas. Los datos de la sonda espacial Cassini indican que los anillos de Saturno poseen su propia atmósfera, independiente de la del propio planeta. La atmósfera está compuesta de gas oxígeno molecular (O₂) producido cuando la luz ultravioleta del Sol interactúa con el hielo de agua en los anillos. Las reacciones químicas entre fragmentos de moléculas de agua y una mayor estimulación ultravioleta crean y expulsan, entre otras cosas, O₂. Según los modelos de esta atmósfera, también está presente H₂. Las atmósferas de O₂ y H₂ son tan escasas que si toda la atmósfera se condensara de alguna manera en los anillos, tendría aproximadamente un átomo de espesor. Los anillos también tienen una atmósfera de OH (hidróxido) igualmente escasa. Al igual que el O₂, esta atmósfera se produce por la desintegración de las moléculas de agua, aunque en este caso la desintegración la realizan iones energéticos que bombardean las moléculas de agua expulsadas por Encelado, la luna de Saturno. Esta atmósfera, a pesar de ser extremadamente escasa, fue detectada desde la Tierra por el Telescopio Espacial Hubble. Saturno muestra patrones complejos en su brillo. La mayor parte de la variabilidad se debe al aspecto cambiante de los anillos, y estos pasan por dos ciclos en cada órbita. Sin embargo, a esto se superpone la variabilidad debido a la excentricidad de la órbita del planeta que hace que el planeta muestre oposiciones más brillantes en el hemisferio norte que en el sur.

En 1980, la Voyager 1 realizó un sobrevuelo de Saturno que mostró que el anillo F estaba compuesto por tres anillos estrechos que parecían estar entrelazados en una estructura compleja; ahora se sabe que los dos anillos exteriores consisten en protuberancias, pliegues y bultos que dan la ilusión de un trenzado, con el tercer anillo, menos brillante, dentro de ellos.

Nuevas imágenes de los anillos tomadas alrededor del equinoccio de Saturno del 11 de agosto de 2009 por la nave espacial Cassini de la NASA han demostrado que los anillos se extienden significativamente fuera del plano nominal de los anillos en algunos lugares. Este desplazamiento alcanza hasta 4 km (2,5 millas) en el borde de Keeler Gap, debido a la órbita fuera del plano de Dafnis, la luna que crea la brecha.

Formación y evolución de los anillos principales

Las estimaciones de la edad de los anillos de Saturno varían ampliamente, dependiendo del enfoque utilizado. Se ha considerado que posiblemente sean muy antiguos y que datan de la formación del propio Saturno. Sin embargo, los datos de Cassini sugieren que son mucho más jóvenes, ya que probablemente se formaron en los últimos 100 millones de años y, por lo tanto, pueden tener entre 10 y 100 millones de años. Este escenario de origen reciente se basa en una nueva estimación de baja masa, el modelado de los anillos. evolución dinámica y mediciones del flujo de polvo interplanetario, que contribuyen a una estimación de la tasa de oscurecimiento de los anillos a lo largo del tiempo. Dado que los anillos pierden material continuamente, en el pasado habrían sido más masivos que en la actualidad. La estimación de masa por sí sola no es muy diagnóstica, ya que los anillos de gran masa que se formaron temprano en la historia del Sistema Solar ya habrían evolucionado a una masa cercana a la medida. Según las tasas de agotamiento actuales, podrían desaparecer en 300 millones de años.

Existen dos teorías principales sobre el origen de los anillos internos de Saturno. Una teoría propuesta originalmente por Édouard Roche en el siglo XIX es que los anillos alguna vez fueron una luna de Saturno (llamada Veritas, en honor a una diosa romana que se escondió en un pozo). Según la teoría, la órbita de la luna decayó hasta que estuvo lo suficientemente cerca como para ser destrozada por las fuerzas de marea (ver límite de Roche). Las simulaciones numéricas realizadas en 2022 respaldan esta teoría; Los autores de ese estudio propusieron el nombre "Chrysalis" por la luna destruida. Una variación de esta teoría es que esta luna se desintegró después de ser golpeada por un gran cometa o asteroide. La segunda teoría es que los anillos nunca formaron parte de una luna, sino que son restos del material nebular original a partir del cual se formó Saturno.

Anillos de Saturno
y lunas

Tethys, Hyperion y Prometheus

Tethys y Janus

Una versión más tradicional de la teoría de la luna perturbada es que los anillos están compuestos de restos de una luna de 400 a 600 km (200 a 400 millas) de diámetro, un poco más grande que Mimas. La última vez que hubo colisiones lo suficientemente grandes como para perturbar una luna de ese tamaño fue durante el Bombardeo Intenso Tardío hace unos cuatro mil millones de años.

Una variante más reciente de este tipo de teoría de R. M. Canup es que los anillos podrían representar parte de los restos del manto helado de una luna diferenciada mucho más grande, del tamaño de Titán, que fue despojada de su capa exterior a medida que giraba en espiral. en el planeta durante el período de formación cuando Saturno todavía estaba rodeado por una nebulosa gaseosa. Esto explicaría la escasez de material rocoso dentro de los anillos. Los anillos habrían sido inicialmente mucho más masivos (≈1000 veces) y más anchos que en la actualidad; El material de las porciones exteriores de los anillos se habría fusionado en las lunas de Saturno hasta Tetis, lo que también explica la falta de material rocoso en la composición de la mayoría de estas lunas. La posterior evolución colisional o criovolcánica de Encelado podría haber causado una pérdida selectiva de hielo de esta luna, elevando su densidad a su valor actual de 1,61 g/cm³, en comparación con los valores de 1,15 de Mimas y 0,97 de Tetis.

La idea de los primeros anillos masivos se amplió posteriormente para explicar la formación de las lunas de Saturno hasta Rea. Si los anillos masivos iniciales contuvieran trozos de material rocoso (>100 km; 60 millas de ancho), así como hielo, estos cuerpos de silicato habrían acumulado más hielo y habrían sido expulsados de los anillos, debido a las interacciones gravitacionales con los anillos y a la interacción de las mareas. con Saturno, en órbitas progresivamente más amplias. Dentro del límite de Roche, los cuerpos de material rocoso son lo suficientemente densos como para acumular material adicional, mientras que los cuerpos de hielo menos densos no lo son. Una vez fuera de los anillos, las lunas recién formadas podrían haber seguido evolucionando mediante fusiones aleatorias. Este proceso puede explicar la variación en el contenido de silicato de las lunas de Saturno hasta Rea, así como la tendencia hacia un menor contenido de silicato más cerca de Saturno. Rea sería entonces la más antigua de las lunas formadas a partir de los anillos primordiales, y las lunas más cercanas a Saturno serían cada vez más jóvenes.

El brillo y la pureza del hielo de agua en los anillos de Saturno también se han citado como evidencia de que los anillos son mucho más jóvenes que Saturno, ya que la caída de polvo meteórico habría provocado un oscurecimiento de los anillos. Sin embargo, una nueva investigación indica que el Anillo B puede ser lo suficientemente masivo como para haber diluido el material que cae y, por lo tanto, ha evitado un oscurecimiento sustancial a lo largo de la edad del Sistema Solar. El material de los anillos puede reciclarse a medida que se forman grumos dentro de los anillos y luego se rompen por los impactos. Esto explicaría la aparente juventud de parte del material dentro de los anillos. Investigadores han recopilado evidencia que sugiere un origen reciente del anillo C analizando datos del Cassini Titan Radar Mapper, que se centró en analizar la proporción de silicatos rocosos dentro de este anillo. Si gran parte de este material fuera aportado por un centauro o una luna recientemente perturbados, la edad de este anillo podría ser del orden de 100 millones de años o menos. Por otro lado, si el material proviniera principalmente de la afluencia de micrometeoroides, la edad se acercaría más a los mil millones de años.

El equipo UVIS de Cassini, dirigido por Larry Esposito, utilizó la ocultación estelar para descubrir 13 objetos, que van desde 27 metros (89') hasta 10 km (6 millas) de diámetro, dentro del F anillo. Son translúcidos, lo que sugiere que son agregados temporales de rocas de hielo de unos pocos metros de diámetro. Esposito cree que esta es la estructura básica de los anillos de Saturno: partículas que se agrupan y luego son destruidas.

La investigación basada en las tasas de caída en Saturno favorece un sistema de anillos más joven, de cientos de millones de años. El material de los anillos está continuamente descendiendo en espiral hacia Saturno; cuanto más rápida sea esta caída, más corta será la vida útil del sistema de anillos. Un mecanismo implica que la gravedad tire de los granos de hielo de agua cargados eléctricamente hacia abajo desde los anillos a lo largo de las líneas del campo magnético planetario, un proceso denominado "lluvia de anillos". Se dedujo que este caudal era de 432 a 2870 kg/s utilizando observaciones del telescopio terrestre Keck; Como consecuencia únicamente de este proceso, los anillos desaparecerán en ~292+818
−124 millones de años. Mientras atravesaba la brecha entre los anillos y el planeta en septiembre de 2017, la nave espacial Cassini detectó un flujo ecuatorial de material de carga neutra desde los anillos al planeta de 4.800 a 44.000 kg/s. Suponiendo que esta tasa de afluencia sea estable, sumarla a la continua “lluvia anular” puede aumentar. El proceso implica que los anillos podrían desaparecer en menos de 100 millones de años.

Subdivisiones y estructuras dentro de los anillos

Las partes más densas del sistema de anillos de Saturno son los Anillos A y B, que están separados por la División Cassini (descubierta en 1675 por Giovanni Domenico Cassini). Junto con el Anillo C, que fue descubierto en 1850 y tiene un carácter similar a la División Cassini, estas regiones constituyen los anillos principales. Los anillos principales son más densos y contienen partículas más grandes que los tenues anillos polvorientos. Estos últimos incluyen el Anillo D, que se extiende hacia adentro hasta las cimas de las nubes de Saturno, los Anillos G y E y otros más allá del sistema de anillos principal. Estos anillos difusos se caracterizan por ser "polvorientos" debido al pequeño tamaño de sus partículas (a menudo alrededor de un μm); su composición química es, como los anillos principales, casi en su totalidad hielo de agua. El estrecho anillo F, justo al lado del borde exterior del anillo A, es más difícil de categorizar; algunas partes son muy densas, pero también contiene una gran cantidad de partículas del tamaño de polvo.

Mosaico de color natural Cassini imágenes de cámara de ángulo estrecho del lado no iluminado de los anillos D, C, B, A y F de Saturno (izquierda a derecha) tomado el 9 de mayo de 2007 (las distancias están al centro del planeta).

Parámetros físicos de los anillos

Subdivisiones principales

Estructuras del anillo C

Estructuras de la División Cassini

• Fuente:

Estructuras de un anillo

Oblique (4 ángulo de grado) Cassini imágenes de los anillos C, B y A de Saturno (izquierda a derecha; el anillo F es débilmente visible en la imagen superior de tamaño completo si se ve con suficiente brillo). Imagen superior: mosaico de color natural Cassini fotos de cámara de ángulo estrecho del lado iluminado de los anillos tomadas el 12 de diciembre de 2004. Imagen inferior: vista simulada construida a partir de una observación de ocultación de radio realizada el 3 de mayo de 2005. El color en la imagen inferior se utiliza para representar información sobre los tamaños de partículas de anillo (ver la capción de la segunda imagen del artículo para una explicación).

Anillo D

El anillo D es el anillo más interno y es muy tenue. En 1980, la Voyager 1 detectó dentro de este anillo tres rizos denominados D73, D72 y D68, siendo D68 el rizo discreto más cercano a Saturno. Unos 25 años después, las imágenes de la Cassini mostraron que D72 se había vuelto significativamente más ancho y difuso, y se había desplazado 200 km (100 millas) hacia el planeta.

En el Anillo D hay una estructura de escala fina con olas a 30 km (20 millas) de distancia. Visto por primera vez en la brecha entre el Anillo C y D73, se descubrió que la estructura durante el equinoccio de Saturno de 2009 se extendía una distancia radial de 19.000 km (12.000 millas) desde el Anillo D hasta el borde interior del Anillo B. Las olas se interpretan como un patrón en espiral de corrugaciones verticales de 2 a 20 m de amplitud; El hecho de que el período de las olas esté disminuyendo con el tiempo (de 60 km; 40 millas en 1995 a 30 km; 20 millas en 2006) permite deducir que el patrón pudo haberse originado a finales de 1983 con el impacto de una nube de escombros. (con una masa de ≈10¹² kg) de un cometa interrumpido que inclinó los anillos fuera del plano ecuatorial. Un patrón espiral similar en el anillo principal de Júpiter se ha atribuido a una perturbación causada por el impacto del material del cometa Shoemaker-Levy 9 en 1994.

Anillo C

El Anillo C es un anillo ancho pero tenue ubicado dentro del Anillo B. Fue descubierto en 1850 por William y George Bond, aunque William R. Dawes y Johann Galle también lo vieron de forma independiente. William Lassell lo denominó el "Crepe Ring" porque parecía estar compuesto de un material más oscuro que los anillos A y B, más brillantes.

Su espesor vertical se estima en 5 metros (16'), su masa en alrededor de 1,1 × 10¹⁸ kg y su profundidad óptica varía de 0,05 a 0,12. Es decir, entre el 5 y el 12 por ciento de la luz que brilla perpendicularmente a través del anillo queda bloqueada, de modo que visto desde arriba, el anillo es casi transparente. Durante el equinoccio de Saturno de 2009 se observó que las corrugaciones en espiral de 30 km de longitud de onda vistas por primera vez en el Anillo D se extendían por todo el Anillo C (ver arriba).

Colombo Gap y Titan Ringlet

La brecha de Colombo se encuentra en el anillo C interior. Dentro de la brecha se encuentra el brillante pero estrecho Anillo de Colombo, centrado a 77.883 km (48.394 millas) del centro de Saturno, que es ligeramente elíptico en lugar de circular. Este rizo también se llama Titán Ringlet, ya que se rige por una resonancia orbital con la luna Titán. En este lugar dentro de los anillos, la longitud de la precesión absidal de una partícula anular es igual a la longitud del movimiento orbital de Titán, de modo que el extremo exterior de este rizo excéntrico siempre apunta hacia Titán.

Maxwell Gap y Ringlet

Maxwell Gap se encuentra dentro de la parte exterior del Anillo C. También contiene un rizo denso no circular, el Maxwell Ringlet. En muchos aspectos este anillo es similar al anillo ε de Urano. En el medio de ambos anillos hay estructuras onduladas. Si bien se cree que la onda en el anillo ε es causada por la luna de Urano Cordelia, hasta julio de 2008 no se había descubierto ninguna luna en la brecha de Maxwell.

Anillo B

El Anillo B es el más grande, el más brillante y el más masivo de todos los anillos. Su espesor se estima entre 5 y 15 my su profundidad óptica varía de 0,4 a más de 5, lo que significa que >99% de la luz que pasa a través de algunas partes del Anillo B está bloqueada. El Anillo B contiene una gran variación en su densidad y brillo, casi todas ellas inexplicables. Estos son concéntricos y parecen rizos estrechos, aunque el anillo B no contiene espacios. En algunos lugares, el borde exterior del anillo B contiene estructuras verticales que se desvían hasta 2,5 km (1½ millas) del plano del anillo principal, una desviación significativa del espesor vertical de los anillos principales A, B y C, que generalmente es de solo aproximadamente 10 metros (unos 30 pies). Se pueden crear estructuras verticales mediante lunas incrustadas invisibles.

Un estudio de 2016 sobre ondas de densidad espiral utilizando ocultaciones estelares indicó que la densidad superficial del Anillo B está en el rango de 40 a 140 g/cm², más baja de lo que se creía anteriormente, y que la profundidad óptica del anillo tiene poca correlación con su densidad de masa (un hallazgo informado previamente para los anillos A y C). Se estimó que la masa total del Anillo B estaba en el rango de 7 a 24×10¹⁸ kg. Esto se compara con una masa para Mimas de 37,5×10¹⁸ kg.

Alta resolución (aproximadamente 3 km por pixel) vista a color del anillo B central interior (98,600 a 105,500 km; 61,300 a 65,600 millas del centro de Saturno). Las estructuras mostradas (a partir de 40 km; 25 millas de ancho anillos en el centro a 300–500 km; 200 a 300 millas de ancho bandas a la derecha) permanecen marcadamente definidas a escalas por debajo de la resolución de la imagen.

El borde exterior de B Ring, visto cerca del equinoccio, donde las sombras son proyectadas por estructuras verticales de hasta 2,5 km de altura, probablemente creadas por lunas incrustadas invisibles. La División Cassini está arriba.

Radios

Hasta 1980, la estructura de los anillos de Saturno se explicaba como causada exclusivamente por la acción de fuerzas gravitacionales. Luego, las imágenes de la nave espacial Voyager mostraron características radiales en el Anillo B, conocidas como radios, que no podían explicarse de esta manera, ya que su persistencia y rotación alrededor de los anillos no era consistente con la mecánica orbital gravitacional. Los radios aparecen oscuros con luz retrodispersada y brillantes con luz dispersada hacia adelante (ver imágenes en la Galería); la transición se produce en un ángulo de fase cercano a 60°. La teoría principal sobre los radios' Su composición es que consisten en partículas de polvo microscópicas suspendidas lejos del anillo principal por repulsión electrostática, ya que giran casi sincrónicamente con la magnetosfera de Saturno. Aún se desconoce el mecanismo preciso que genera los radios, aunque se ha sugerido que las perturbaciones eléctricas podrían ser causadas por relámpagos en la atmósfera de Saturno o impactos de micrometeoroides en los anillos.

Los radios no fueron observados nuevamente hasta unos veinticinco años después, esta vez por la sonda espacial Cassini. Los radios no eran visibles cuando Cassini llegó a Saturno a principios de 2004. Algunos científicos especularon que los radios no volverían a ser visibles hasta 2007, basándose en modelos que intentaban describir su formación. Sin embargo, el equipo de imágenes de Cassini siguió buscando radios en las imágenes de los anillos, y fueron vistos a continuación en imágenes tomadas el 5 de septiembre de 2005.

Los radios parecen ser un fenómeno estacional, desapareciendo en pleno invierno y verano de Saturno y reapareciendo a medida que Saturno se acerca al equinoccio. Las sugerencias de que los radios pueden ser un efecto estacional, que varían con la órbita de 29,7 años de Saturno, fueron respaldadas por su reaparición gradual en los últimos años de la misión Cassini.

Luna

En 2009, durante el equinoccio, se descubrió una luna incrustada en el anillo B a partir de la sombra que proyectaba. Se estima que tiene 400 m (1300 pies) de diámetro. La luna recibió la designación provisional S/2009 S 1.

División Cassini

La División Cassini es una región de 4.800 km (3.000 mi) de ancho entre los anillos A y B de Saturno. Fue descubierto en 1675 por Giovanni Cassini en el Observatorio de París utilizando un telescopio refractor que tenía un objetivo de 2,5 pulgadas con una distancia focal de 20 pies de largo y un aumento de 90x. Desde la Tierra aparece como una delgada brecha negra en los anillos. Sin embargo, la Voyager descubrió que la brecha está poblada por material del anillo que tiene mucha similitud con el Anillo C. La división puede parecer brillante en las vistas del lado no iluminado de los anillos, ya que la densidad relativamente baja del material permite que se transmita más luz a través del grosor de los anillos (ver la segunda imagen en la galería).

El borde interior de la División Cassini está gobernado por una fuerte resonancia orbital. Las partículas anulares en este lugar orbitan dos veces por cada órbita de la luna Mimas. La resonancia provoca que Mimas' atrae estas partículas de los anillos para que se acumulen, desestabilizando sus órbitas y provocando un corte brusco en la densidad de los anillos. Sin embargo, muchas de las otras brechas entre rizos dentro de la División Cassini no tienen explicación.

Brecha de Huygens

Descubierta en 1981 a través de imágenes enviadas por la Voyager 2, la Brecha Huygens se encuentra en el borde interior de la División Cassini. Contiene el denso y excéntrico Huygens Ringlet en el medio. Este rizo exhibe variaciones azimutales irregulares de ancho geométrico y profundidad óptica, que pueden ser causadas por la cercana resonancia 2:1 con Mimas y la influencia del borde exterior excéntrico del anillo B. Hay un rizo estrecho adicional justo afuera del rizo de Huygens.

Un anillo

El Anillo A es el más externo de los anillos grandes y brillantes. Su límite interior es la División Cassini y su límite exterior pronunciado está cerca de la órbita de la pequeña luna Atlas. El Anillo A está interrumpido en una ubicación al 22% del ancho del anillo desde su borde exterior por el Encke Gap. Un espacio más estrecho del 2% del ancho del anillo desde el borde exterior se llama espacio de Keeler.

Se estima que el espesor del Anillo A es de 10 a 30 m, su densidad superficial de 35 a 40 g/cm² y su masa total de 4 a 5×10¹⁸ kg (justo por debajo de la masa de Hyperion). Su profundidad óptica varía de 0,4 a 0,9.

De manera similar al anillo B, el borde exterior del anillo A se mantiene mediante resonancias orbitales, aunque en este caso es un conjunto más complicado. Sobre él actúa principalmente la resonancia 7:6 con Janus y Epimeteo, con otras contribuciones de la resonancia 5:3 con Mimas y varias resonancias con Prometeo y Pandora. Otras resonancias orbitales también excitan muchas ondas de densidad espirales en el Anillo A (y, en menor medida, también en otros anillos), que representan la mayor parte de su estructura. Estas ondas se describen mediante la misma física que describe los brazos espirales de las galaxias. Las ondas de flexión en espiral, también presentes en el Anillo A y también descritas por la misma teoría, son corrugaciones verticales en el anillo en lugar de ondas de compresión.

En abril de 2014, los científicos de la NASA informaron haber observado la posible etapa de formación de una luna nueva cerca del borde exterior del Anillo A.

Brecha de Encke

La Brecha de Encke es una brecha de 325 km (200 millas) de ancho dentro del anillo A, centrada a una distancia de 133.590 km (83.000 millas) del centro de Saturno. Es causada por la presencia de la pequeña luna Pan, que orbita dentro de ella. Las imágenes de la sonda Cassini han mostrado que hay al menos tres rizos finos y anudados dentro del espacio. Las ondas de densidad espiral visibles a ambos lados son inducidas por resonancias con lunas cercanas exteriores a los anillos, mientras que Pan induce un conjunto adicional de estelas en espiral (ver imagen en la galería).

El propio Johann Encke no observó esta brecha; recibió su nombre en honor a sus observaciones del anillo. La brecha en sí fue descubierta por James Edward Keeler en 1888. La segunda brecha importante en el anillo A, descubierta por la Voyager, recibió el nombre de Keeler Gap en su honor.

La Brecha de Encke es una brecha porque está completamente dentro del Anillo A. Había cierta ambigüedad entre los términos brecha y división hasta que la IAU aclaró las definiciones en 2008; antes de eso, la separación a veces se llamaba "División Encke".

Brecha de Keeler

El Keeler Gap es una brecha de 42 km (26 millas) de ancho en el anillo A, aproximadamente a 250 km (150 millas) del borde exterior del anillo. La pequeña luna Dafnis, descubierta el 1 de mayo de 2005, orbita dentro de ella, manteniéndola despejada. El paso de la Luna induce ondas en los bordes de la brecha (esto también está influenciado por su ligera excentricidad orbital). Debido a que la órbita de Dafnis está ligeramente inclinada con respecto al plano del anillo, las ondas tienen una componente perpendicular al plano del anillo, alcanzando una distancia de 1500 m "sobre" el avión.

La brecha de Keeler fue descubierta por la Voyager y recibió su nombre en honor al astrónomo James Edward Keeler. Keeler, a su vez, descubrió y nombró la brecha de Encke en honor a Johann Encke.

Lunas de hélice

En 2006, cuatro pequeñas "lunares" se encontraron en imágenes de Cassini del Anillo A. Las lunas en sí tienen sólo unos cien metros de diámetro, demasiado pequeñas para ser vistas directamente; lo que Cassini ve son las perturbaciones en forma de "hélice" que crean las lunas, que tienen varios kilómetros (millas) de diámetro. Se estima que el Anillo A contiene miles de objetos de este tipo. En 2007, el descubrimiento de ocho lunas más reveló que están confinadas en gran medida a un cinturón de 3.000 kilómetros (2.000 millas), a unos 130.000 kilómetros (80.000 millas) del centro de Saturno, y en 2008 se habían detectado más de 150 lunas con hélices.. Uno que ha sido rastreado durante varios años ha sido apodado Bleriot.

División Roche

La separación entre el anillo A y el anillo F ha sido denominada División Roche en honor al físico francés Édouard Roche. La División de Roche no debe confundirse con el límite de Roche, que es la distancia a la que un objeto grande está tan cerca de un planeta (como Saturno) que las fuerzas de marea del planeta lo separarán. Situada en el borde exterior del sistema de anillos principal, la División Roche está de hecho cerca del límite Roche de Saturno, razón por la cual los anillos no han podido acumularse hasta formar una luna.

Al igual que la División Cassini, la División Roche no está vacía sino que contiene una hoja de material. El carácter de este material es similar a los tenues y polvorientos anillos D, E y G. Dos ubicaciones de la División Roche tienen una mayor concentración de polvo que el resto de la región. Estos fueron descubiertos por el equipo de imágenes de la sonda Cassini y recibieron designaciones temporales: R/2004 S 1, que se encuentra a lo largo de la órbita de la luna Atlas; y R/2004 S 2, centrado a 138.900 km (86.300 millas) del centro de Saturno, hacia el interior de la órbita de Prometeo.

Anillo F

El Anillo F es el anillo discreto más externo de Saturno y quizás el anillo más activo del Sistema Solar, con características que cambian en una escala de tiempo de horas. Se encuentra a 3.000 km (2.000 millas) más allá del borde exterior del anillo A. El anillo fue descubierto en 1979 por el equipo de imágenes del Pioneer 11. Es muy delgado, de sólo unos pocos cientos de kilómetros (millas) de extensión radial. Si bien la opinión tradicional ha sido que se mantiene unida por dos lunas pastoras, Prometeo y Pandora, que orbitan dentro y fuera de ella, estudios recientes indican que sólo Prometeo contribuye al confinamiento. Las simulaciones numéricas sugieren que el anillo se formó cuando Prometeo y Pandora chocaron entre sí y quedaron parcialmente interrumpidos.

Imágenes de primer plano más recientes de la sonda Cassini muestran que el anillo F consta de un anillo central y una hebra en espiral a su alrededor. También muestran que cuando Prometeo encuentra el anillo en su apoapsis, su atracción gravitacional crea torceduras y nudos en el Anillo F mientras la luna "roba" el espacio. material del mismo, dejando un canal oscuro en la parte interior del anillo (ver enlace de video e imágenes adicionales del Anillo F en la galería). Dado que Prometeo orbita Saturno más rápidamente que el material del anillo F, cada nuevo canal está tallado unos 3,2 grados por delante del anterior.

En 2008, se detectó más dinamismo, lo que sugiere que pequeñas lunas invisibles que orbitan dentro del Anillo F pasan continuamente a través de su estrecho núcleo debido a las perturbaciones de Prometeo. Una de las lunas pequeñas fue identificada provisionalmente como S/2004 S 6.

A partir de 2023, se cree que la estructura grumosa del anillo es causada por la presencia de miles de pequeños cuerpos progenitores (de 1,0 a 0,1 km de tamaño) que chocan y producen densas hebras de micrómetros a centímetros. -partículas de tamaño que se vuelven a acumular durante unos meses en los cuerpos de los padres en un régimen de estado estacionario."

Un mosaico de 107 imágenes que muestran 255° (alrededor del 70%) del anillo F, ya que aparecería si se enderezaba, mostrando el hilo primario kinked y el hilo secundario espiral. El ancho radial (de arriba a abajo) es de 1.500 km (1000 millas).

Anillos exteriores

Anillo Jano/Epimeteo

Hay un tenue anillo de polvo alrededor de la región ocupada por las órbitas de Jano y Epimeteo, como lo revelan las imágenes tomadas con luz dispersada hacia adelante por la nave espacial Cassini en 2006. El anillo tiene una extensión radial de aproximadamente 5.000 km (3.000 millas). Su fuente son las partículas expulsadas de las lunas. superficies por impactos de meteoritos, que luego forman un anillo difuso alrededor de sus trayectorias orbitales.

Anillo G

El Anillo G (ver la última imagen de la galería) es un anillo muy delgado y tenue aproximadamente a medio camino entre el Anillo F y el comienzo del Anillo E, con su borde interior a unos 15.000 km (10.000 millas) dentro de la órbita de Mimas.. Contiene un único arco claramente más brillante cerca de su borde interior (similar a los arcos en los anillos de Neptuno) que se extiende aproximadamente una sexta parte de su circunferencia, centrado en la luna Aegaeon, de medio kilómetro (500 yardas) de diámetro, que se mantiene en lugar por una resonancia orbital 7:6 con Mimas. Se cree que el arco está compuesto de partículas heladas de hasta unos pocos metros de diámetro, y el resto del Anillo G está formado por polvo liberado desde el interior del arco. El ancho radial del arco es de unos 250 km (150 millas), en comparación con un ancho de 9.000 km (6.000 millas) del Anillo G en su conjunto. Se cree que el arco contiene materia equivalente a una pequeña luna helada de unos cien metros de diámetro. El polvo liberado por Aegaeon y otros cuerpos fuente dentro del arco por impactos de micrometeoritos se desplaza hacia afuera del arco debido a la interacción con la magnetosfera de Saturno (cuyo plasma corrota con el campo magnético de Saturno, que gira mucho más rápidamente que el orbital). movimiento del anillo G). Estas diminutas partículas se erosionan constantemente con nuevos impactos y se dispersan por el arrastre del plasma. A lo largo de miles de años, el anillo pierde masa gradualmente, que se repone con nuevos impactos en Egeo.

Arco del Anillo de Metona

Un débil arco anular, detectado por primera vez en septiembre de 2006, que cubre una extensión longitudinal de unos 10 grados, está asociado con la luna Methone. Se cree que el material en el arco representa polvo expulsado de Methone por impactos de micrometeoroides. El confinamiento del polvo dentro del arco es atribuible a una resonancia 14:15 con Mimas (similar al mecanismo de confinamiento del arco dentro del anillo G). Bajo la influencia de la misma resonancia, Methone oscila hacia adelante y hacia atrás en su órbita con una amplitud de 5° de longitud.

Arco del Anillo Anthe

Un débil arco anular, detectado por primera vez en junio de 2007, que cubre una extensión longitudinal de unos 20 grados, está asociado con la luna Anthe. Se cree que el material en el arco representa polvo desprendido de Anthe por impactos de micrometeoroides. El confinamiento del polvo dentro del arco es atribuible a una resonancia 10:11 con Mimas. Bajo la influencia de la misma resonancia, Anthe se desplaza hacia adelante y hacia atrás en su órbita a lo largo de 14° de longitud.

Anillo Paleno

Un débil anillo de polvo comparte la órbita de Palene, como lo revelan las imágenes tomadas con luz dispersada hacia adelante por la nave espacial Cassini en 2006. El anillo tiene una extensión radial de aproximadamente 2.500 km (1500 millas). Su fuente son las partículas expulsadas de la superficie de Pallene por impactos de meteoritos, que luego forman un anillo difuso alrededor de su trayectoria orbital.

Anillo E

El anillo E es el segundo anillo más externo y es extremadamente ancho; está formado por muchas partículas diminutas (micrónicas y submicrónicas) de hielo de agua con silicatos, dióxido de carbono y amoníaco. El Anillo E se distribuye entre las órbitas de Mimas y Titán. A diferencia de los otros anillos, está compuesto de partículas microscópicas en lugar de trozos de hielo macroscópicos. En 2005, se determinó que la fuente del material del Anillo E eran columnas criovolcánicas que emanaban de las "rayas de tigre" de la región polar sur de la luna Encelado. A diferencia de los anillos principales, el Anillo E tiene más de 2.000 km (1.000 millas) de espesor y aumenta con su distancia de Encelado. Las estructuras en forma de zarcillo observadas dentro del Anillo E pueden estar relacionadas con las emisiones de los chorros más activos del polo sur de Encelado.

Las partículas del Anillo E tienden a acumularse en las lunas que orbitan dentro de él. El ecuador del hemisferio principal de Tetis está teñido ligeramente de azul debido al material que cae. Las lunas troyanas Telesto, Calypso, Helene y Polydeuces se ven particularmente afectadas a medida que sus órbitas suben y bajan por el plano de los anillos. Esto da como resultado que sus superficies estén recubiertas con un material brillante que suaviza los rasgos.

El anillo E retroiluminado, con Enceladus silhouetted contra él.
Los jets polares sur de la luna erupción brillantemente debajo de ella.

Cerca de los geysers polares sur de Enceladus, la fuente del anillo E.

Vista lateral del sistema Saturno, mostrando Enceladus en relación con el anillo E

E Tenriles de anillo de Enceladus geysers – comparación de imágenes (a, c) con simulaciones de computadora

Anillo Phoebe

En octubre de 2009, se informó del descubrimiento de un tenue disco de material justo en el interior de la órbita de Phoebe. El disco estaba alineado de canto con la Tierra en el momento del descubrimiento. Este disco puede describirse en términos generales como otro anillo. Aunque es muy grande (visto desde la Tierra, el tamaño aparente de dos lunas llenas), el anillo es prácticamente invisible. Fue descubierto utilizando el telescopio espacial infrarrojo Spitzer de la NASA y fue visto en todo el rango de observaciones, que se extendió de 128 a 207 veces el radio de Saturno, con cálculos que indican que puede extenderse hacia afuera hasta 300 radios de Saturno. y hacia adentro, hasta la órbita de Jápeto en 59 radios de Saturno. Posteriormente, el anillo fue estudiado utilizando las naves espaciales WISE, Herschel y Cassini; Las observaciones de WISE muestran que se extiende desde al menos entre 50 y 100 a 270 radios de Saturno (el borde interior se pierde en el resplandor del planeta). Los datos obtenidos con WISE indican que las partículas del anillo son pequeñas; aquellos con radios superiores a 10 cm comprenden el 10% o menos del área de la sección transversal.

Phoebe orbita el planeta a una distancia que oscila entre 180 y 250 radios. El anillo tiene un espesor de aproximadamente 40 radios. Debido a que se supone que las partículas del anillo se originaron a partir de impactos (micrometeoritos y más grandes) en Phoebe, deberían compartir su órbita retrógrada, que es opuesta al movimiento orbital de la siguiente luna interior, Jápeto. Este anillo se encuentra en el plano de la órbita de Saturno, o más o menos la eclíptica, y por lo tanto está inclinado 27 grados con respecto al plano ecuatorial de Saturno y los otros anillos. Phoebe está inclinada 5° con respecto al plano orbital de Saturno (a menudo escrito como 175°, debido al movimiento orbital retrógrado de Phoebe), y sus excursiones verticales resultantes por encima y por debajo del plano del anillo concuerdan estrechamente con la El espesor observado del anillo es de 40 radios de Saturno.

La existencia del anillo fue propuesta en la década de 1970 por Steven Soter. El descubrimiento fue realizado por Anne J. Verbiscer y Michael F. Skrutskie (de la Universidad de Virginia) y Douglas P. Hamilton (de la Universidad de Maryland, College Park). Los tres habían estudiado juntos en la Universidad de Cornell como estudiantes de posgrado.

El material del anillo migra hacia el interior debido a la reemisión de radiación solar, con una velocidad inversamente proporcional al tamaño de las partículas; una partícula de 3 cm migraría desde las proximidades de Febe a la de Jápeto durante la edad del Sistema Solar. De este modo, el material golpearía el hemisferio principal de Jápeto. La caída de este material provoca un ligero oscurecimiento y enrojecimiento del hemisferio principal de Jápeto (similar a lo que se ve en las lunas de Urano, Oberón y Titania), pero no crea directamente la dramática coloración de dos tonos de esa luna. Más bien, el material que cae inicia un proceso de autosegregación térmica de retroalimentación positiva de sublimación del hielo desde regiones más cálidas, seguido de condensación de vapor en regiones más frías. Esto deja un residuo oscuro de "retraso" material que cubre la mayor parte de la región ecuatorial del hemisferio principal de Jápeto, que contrasta con los brillantes depósitos de hielo que cubren las regiones polares y la mayor parte del hemisferio posterior.

Posible sistema de anillos alrededor de Ñandú

Se ha planteado la hipótesis de que Rea, la segunda luna más grande de Saturno, tiene un tenue sistema de anillos propio que consta de tres bandas estrechas incrustadas en un disco de partículas sólidas. Estos supuestos anillos no han sido fotografiados, pero su existencia se ha inferido a partir de observaciones de Cassini en noviembre de 2005 de un agotamiento de electrones energéticos en la magnetosfera de Saturno cerca de Rea. El Instrumento de Imágenes Magnetosféricas (MIMI) observó un suave gradiente puntuado por tres caídas bruscas en el flujo de plasma a cada lado de la luna en un patrón casi simétrico. Esto podría explicarse si fueran absorbidos por material sólido en forma de un disco ecuatorial que contiene anillos o arcos más densos, con partículas que pueden tener desde varios decímetros hasta aproximadamente un metro de diámetro. Una evidencia más reciente consistente con la presencia de anillos de Rhean es un conjunto de pequeños puntos brillantes ultravioleta distribuidos en una línea que se extiende tres cuartos de la circunferencia de la luna, dentro de los 2 grados del ecuador. Las manchas se han interpretado como puntos de impacto del material del anillo desorbitado. Sin embargo, las observaciones específicas realizadas por Cassini del supuesto plano del anillo desde varios ángulos no han arrojado nada, lo que sugiere que se necesita otra explicación para estas enigmáticas características.

Galería

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  Saturno, detrás de los anillos y envuelto con sus sombras, como se ve por Cassini desde una distancia de 725.000 km (450.000 millas).
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  Cassini mosaico de imagen del lado no iluminado del anillo C externo (abajo) y anillo B interior (top) cerca del equinoccio de Saturno, mostrando múltiples vistas de la sombra de Mimas. La sombra está atenuada por el anillo denser B. El Maxwell Gap está por debajo del centro.
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  Una onda de densidad espiral en el anillo B interior de Saturno que se forma en una resonancia orbital 2:1 con Janus. La longitud de onda disminuye a medida que la onda se propaga lejos de la resonancia, por lo que la aparente procesión en la imagen es ilusoria.
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  Vista de color natural del anillo C exterior y anillo B.
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  Dark B Ring habla en un ángulo de baja fase Cassini imagen de los anillos lado sin iluminar. Izquierda del centro, dos huecos oscuros (el mayor es el Huygens Gap) y los anillos brillantes (de esta geometría visual) a su izquierda comprenden la División Cassini.
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  Cassini imagen del lado iluminado por el sol de los anillos tomados en 2009 en un ángulo de fase de 144°, con brillantes radios de anillo B.
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  El movimiento de Pan a través de la A anillo Encke Gap induce las ondas de borde y (no auto-propagating) espiral despierta por delante y por dentro. Las otras bandas de heridas más ajustadas son ondas de densidad espiral.

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  Extremada radicalmente (4x) vista de las ondas de borde Keeler Gap inducidas por Daphnis.
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  Prometheus (a la derecha) y la órbita Pandora justo dentro y fuera del anillo F, pero sólo Prometheus actúa como pastor de anillo.
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  Prometeo cerca de la apoapsis que cargue un canal oscuro en el anillo F (con canales antiguos a la derecha). Una película del proceso puede ser vista en Cassini Sitio web del Equipo de Imágenes o YouTube.
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  Dinamismo de anillo F, probablemente debido a los efectos perturbadores de pequeñas lunas orbitando cerca o a través del núcleo del anillo.
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  La sombra de Saturno toca el anillo G retroiluminado y su arco interior brillante. Un video que muestra el movimiento orbital del arco puede ser visto en YouTube o en el Cassini Sitio web del Equipo de Imágenes.
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  Saturno y sus anillos A, B y C en luz infrarroja visible y (inset). En la vista IR de color falso, mayor contenido de hielo de agua y mayor tamaño de grano conducen al color azul-verde, mientras que mayor contenido no-ice y menor tamaño de grano producen un tono rojizo.
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  Anillos de Saturno, representados por el telescopio espacial NASA/ESA/CSA James Webb