5. Los satélites de Saturno

El descubrimiento de los satélites de Saturno

Cuando Huygens descubrió Titán en 1655, no pudo por menos de advertir que había seis planetas conocidos (Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter y Saturno) y seis satélites (la Luna, Io, Europa, Ganímedes, Calisto y Titán).

Aquello le pareció una circunstancia muy agradable, como se lo habría parecido a todo el que tuviera buen conocimiento de la Biblia. El Sol, con doce cuerpos más pequeños a su alrededor, podría parecerse a Jacob con sus doce hijos o a Jesús con los doce apóstoles. En cualquier caso, Huygens formuló en 1659 la opinión de que no se descubrirían ya más cuerpos celestes en el sistema solar.

Pero los científicos no deben conceder mucha importancia a la belleza de los números si no tienen otras pruebas que confirmen sus teorías. Aunque el propio Huygens no encontró nuevos cuerpos, Cassini (el astrónomo que había descubierto la separación entre los anillos de Saturno) localizó nada menos que otros cuatro satélites de Saturno antes de la muerte de Huygens. Cassini no les puso nombre, pero John Herschel, que había bautizado a Titán, dio también nombre a los satélites de Cassini.

El 25 de octubre de 1671 descubrió Cassini el primero de sus cuatro satélites. Estaba más lejos de Saturno que Titán, y recibió el nombre de Japeto que, en la mitología griega, era hermano de Crono (Saturno) y por tanto uno de los Titanes. Japeto era el padre de Prometeo, quien, según una leyenda, había hecho los primeros seres humanos.

El 23 de diciembre de 1672 Cassini encontró otro satélite, que estaba situado más cerca de Saturno que Titán y que fue denominado Rea. Rea era una de las Titánides, hermana y esposa de Crono y madre de Zeus (Júpiter).

El 21 de marzo de 1684 descubrió Cassini dos satélites más, que estaban todavía más cerca de Saturno que Rea. El más exterior de estos dos fue Dione, Titánide que, según la mitología griega, fue la madre de Afrodita (Venus). El más interior fue llamado Tetis, otra de las Titánides, y antigua diosa del mar.

Como consecuencia de los descubrimientos de Cassini, los satélites conocidos de Saturno eran cinco, mientras que los de Júpiter seguían siendo los cuatro descubiertos por Galileo tres cuartos de siglo antes. El margen de superioridad de Saturno se amplió en agosto y septiembre de 1789 cuando William Herschel (padre de John Herschel) descubrió otros dos satélites, más próximos a Saturno que cualquiera de los otros, llegándose así a un total de siete.

Estos nuevos satélites no recibieron nombre de Titanes o Titánides, sino de otros enemigos de Zeus. Tras la derrota de Crono (Saturno) y sus Titanes, la mitología griega habla de una nueva generación de seres gigantescos que lucharon contra Zeus (Júpiter). También ellos fueron derrotados. Entre los jefes de estos gigantes estaban Mimas y Encélado, cuyos nombres se pusieron a los dos nuevos satélites.

Más adelante, el 16 de octubre de 1848, W. C. Bond (el descubridor del anillo C) detectó otro satélite de Saturno, éste situado entre Titán y Japeto. Recibió el nombre de Hiperión, nombre de otro de los Titanes —el padre de Helios, el dios-sol.

Eso significaba que había no menos de ocho satélites conocidos de Saturno, el doble de los que giraban alrededor de Júpiter, que seguía con sólo cuatro.

En 1877, año en que se descubrieron dos diminutos satélites que daban vueltas alrededor de Marte, se volvió a producir otra situación interesante, en lo que a los números se refiere.

Mercurio y Venus no tenían satélites; la Tierra tenía uno; Marte dos; Júpiter cuatro; Saturno ocho. La cosa estaba clara. Partiendo de la Tierra hacia afuera, cada planeta tenía el doble de satélites que el anterior.

Esta distribución tan pulcra quedó estropeada el 9 de septiembre de 1892, cuando el astrónomo americano Edward Emerson Barnard (1857-1923) descubrió un quinto satélite de Júpiter, más cerca del planeta que los de Galileo, y bastante más pequeño que cualquiera de éstos (razón por la que había costado tanto tiempo descubrirlo, sobre todo si se tiene en cuenta que estaba muy cerca del brillo cegador de Júpiter).

El 16 de agosto de 1898 el astrónomo americano William Henry Pickering (1858-1938) descubrió un noveno satélite de Saturno, más lejano que cualquiera de los anteriores. Lo llamó Febe, otra de las Titánides, hermanas de Crono (Saturno).

Febe fue el primer satélite descubierto por métodos fotográficos, y el quinto de Júpiter fue el último que se descubrió ocularmente.

El tanteo de satélites era ahora de nueve para Saturno y cinco para Júpiter.

El uso de telescopios cada vez más perfectos y de técnicas fotográficas cada vez más avanzadas permitió detectar satélites muy pequeños que giraban en torno a Júpiter a distancias mucho mayores que las de los satélites de Galileo. Para el año 1914 se habían descubierto ya cuatro de estos pequeños satélites exteriores de Júpiter, y el tanteo de satélites era de empate a nueve entre Júpiter y Saturno.

En Saturno no se descubrió ningún nuevo satélite. Aun suponiendo que existieran, Saturno está dos veces más lejos de nosotros que Júpiter, y por tanto es mucho más difícil detectar cuerpos pequeños próximos a Saturno que si estuvieran cerca de Júpiter.

En 1938 se descubrieron dos nuevos satélites de Júpiter, y en 1951 otro más, con lo que Júpiter se ponía en cabeza, con un 12 a 9.

En diciembre de 1967 el astrónomo francés Audouin Dollfus localizó un décimo satélite de Saturno. Estaba todavía más cerca de Saturno que Mimas, y giraba alrededor de Saturno muy cerca del borde exterior de los anillos. De hecho, la razón por la que no se había visto durante los casi dos siglos que llevaba descubierto Mimas había sido que el brillo de los anillos lo había enmascarado. La oportunidad de detectar este satélite sólo se presentaba una vez cada quince años, cuando los anillos se veían de canto y desaparecían. Uno de los períodos de desaparición del anillo fue el mes de diciembre de 1967, y Dollfus consiguió localizar el satélite en esas fechas.

Dio al nuevo satélite el nombre de Jano, que según la mitología no era ni Titán ni Titánide. Es más, no era ninguno de los dioses griegos; era un dios romano que no tenía equivalente griego. Jano era el dios romano de las puertas de las casas y ciudades. Por eso se le considera dios de las entradas y salidas, de los comienzos y de los finales, y el primer mes del año, que significa su comienzo y punto de entrada, recibe el nombre de «Ianuarius» o enero.

Dollfus explicó que el nuevo satélite era el primero de los diez en orden de distancia a Saturno y el último de los diez en cuanto a la fecha de su descubrimiento, por lo que parecía oportuno darle el nombre del dios de los comienzos y finales.

Desde 1967 hasta ahora (1979) no se han descubierto nuevos satélites de Saturno. En cambio se ha descubierto uno, y quizá dos, de Júpiter. El tanteo favorece a Júpiter por trece (o quizá catorce) a diez^[1].

En la tabla 40 se indican los diez satélites de Saturno. Están en orden de menor a mayor distancia con relación a Saturno, y se señala el año de su descubrimiento y el nombre del descubridor.

Las órbitas de los satélites de Saturno

Como conocemos la distancia que nos separa de Saturno, es fácil calcular la distancia real que existe entre cada satélite y aquél, partiendo de la distancia aparente del satélite al planeta. En las cifras de la tabla 41 se incluyen los anillos.

En los satélites que van de los anillos a Rea se observa una distancia cada vez mayor pero sin grandes saltos. En cambio hay una distancia desproporcionada entre Rea y Titán, así como entre Hiperión y Japeto, y entre Japeto y Febe. Por eso es muy difícil presentar en un solo diagrama a escala todo el sistema de satélites de Saturno. Si el diagrama es lo suficientemente reducido como para que quepan los satélites más exteriores, es difícil dibujar con claridad los satélites más interiores junto con sus órbitas. De ahí que hayamos representado el sistema en tres diagramas distintos (figuras 10, 11 y 12).

Febe gira en torno a Saturno a una distancia gigantesca, treinta y cuatro veces mayor que la distancia entre la Luna y la Tierra, pero a pesar de ello no ostenta el récord dentro del sistema solar.

Uno de los satélites de Júpiter, el descubierto en noveno lugar y por tanto conocido como J-IX, es el más alejado del planeta al que rodea: 23.600.000. J-IX está 1,8 veces más lejos de Júpiter que Febe lo está de Saturno.

Naturalmente, cuanto más lejos está un satélite de su planeta, más largo es el período de revolución (véase tabla 42).

Si nos fijamos en el más interior de los satélites de Saturno, Jano, vemos que da la vuelta al planeta en sólo unas 18 horas. Se trata de un período de revolución extraordinariamente breve. Mercurio, el planeta más próximo al Sol, tarda 88 días en realizar su revolución, y la Luna necesita 27,3 días para dar su vuelta a la Tierra.

Pero no es Jano el que ostenta el récord. El satélite mas próximo a Júpiter, Amaltea, descubierto por Barnard, termina su revolución en 10 horas; y Fobos, que es el satélite interior de Marte, lo hace en 7 2/3 horas.

Sin embargo, las partículas de los anillos de Saturno giran individualmente en torno a éste, y cuanto más cerca están más corta es su órbita y menos tardan en dar la vuelta al planeta. En el borde más interior de los anillos, las partículas tardan unas 6 horas en realizar su revolución. Este es el período de revolución más rápido de los conocidos en el sistema solar.

Los ocho satélites interiores de Saturno tienen un período de revolución más breve que el de nuestra Luna. Japeto, sin embargo, tarda casi tres veces más en dar la vuelta a Saturno que la Luna en hacerlo a la Tierra. Febe tarda veinte veces más, dando un giro completo en torno a Saturno cada 1,5 años.

Tampoco esto es un récord. Los cuatro satélites más exteriores de Júpiter tardan todos ellos un tiempo mayor en dar la vuelta a éste. El récord de los satélites de Júpiter (y de todos los satélites conocidos por el momento) lo vuelve a tener J-IX que da una vuelta a Júpiter cada 2,08 años.

La velocidad orbital de los satélites es índice del enorme campo gravitatorio de Saturno. Hasta el distante Febe se ve lanzado alrededor de Saturno a una velocidad mayor de la que la Tierra es capaz de imprimir a la Luna. La velocidad orbital de la Luna es, por término medio, de sólo 1,02 kilómetros por segundo.

Cuando se forma un planeta y el material de los alrededores del mismo se integra para formar satélites, éstos tienen tendencias a formarse en el plano del ecuador del planeta, y a girar en torno a él casi en círculos.

Si, por alguna razón, un satélite comienza a girar con cierto desvío, con su órbita algo alejada del ecuador del planeta o con una órbita que no sea enteramente circular, las fuerzas de marea tienden a enderezarlo. Cuanto más cerca está un satélite de su planeta, más eficaces resultan las fuerzas de marea para hacer que su órbita sea ecuatorial y circular.

Los anillos de Saturno, por ejemplo, están exactamente en el plano del ecuador de Saturno y son perfectamente circulares. En cuanto a las órbitas de los satélites mismos, su excentricidad indica la medida en que son más elípticos que circulares (véase tabla 43).

Los satélites más interiores tienen órbitas que son casi perfectamente circulares. Sólo Hiperión y Febe tienen órbitas que son más elípticas que la de la Luna, y la de Febe es la más elíptica, lo que no es de extrañar dado que es la más exterior.

Debido a la excentricidad de su órbita, Febe llega a aproximarse a Saturno hasta 10.830.000 kilómetros en un extremo de su órbita, para alejarse en el extremo contrario hasta los 15.060.000 kilómetros (véase figura 13).

Febe no consigue establecer un récord ni siquiera cuando está en su punto más distante. Ni aun entonces llega a la distancia media entre Júpiter y cualquiera de los satélites exteriores de ese planeta gigante.

Tenemos, por ejemplo, J-VIII, cuya distancia media de Júpiter es sólo un poco menor que la de J-IX, pero que en cambio tiene una gran excentricidad de 0,40. Esto significa que, en un extremo de su órbita, J-VIII se aproxima a Júpiter, llegando a sólo 14.100.000 kilómetros. Sin embargo, en el extremo contrario de la órbita se sitúa a una distancia de 32.900.000 kilómetros, más del doble de la distancia máxima de Febe a Saturno. Ningún otro satélite del sistema solar se aleja tanto de su planeta como J-VIII.

Cuando el satélite J-VIII está en el punto de máxima lejanía de Júpiter, se está moviendo en su órbita a una velocidad de sólo 1,91 kilómetros por segundo. Pero ninguno de los dos se mueve tan despacio como nuestra propia Luna, ni siquiera cuando más lejos están del planeta y su velocidad se reduce al mínimo.

Pero ¿qué ocurre con la inclinación orbital? Para estudiarla, debemos tener en cuenta la dirección en que un satélite gira en torno a su planeta.

Imaginémonos que estamos situados muy por encima del polo norte de un planeta, por ejemplo la Tierra. Si desde esta posición bajamos la vista hacia la Tierra, ésta gira en sentido contrario a las manecillas del reloj. La Luna gira alrededor de la Tierra en la misma dirección. La rotación de la Tierra y la revolución de la Luna alrededor de la Tierra son ejemplos de «movimiento directo».

Si desde esa misma posición, elevada por encima del polo de la Tierra, observáramos que un planeta gira sobre su eje en el mismo sentido que las manecillas del reloj, o que un satélite da vueltas al planeta en el mismo sentido, estaríamos ante un ejemplo de «movimiento retrógrado» (de las palabras latinas que significan «pasos hacia atrás»).

Casi todos los movimientos del sistema solar son casos de movimiento directo, lo cual tiene sentido. Cuando se estaba formando el sistema solar, la nube original de polvo y gas debió girar de esta manera, y por eso todas las partes siguen girando igual.

Imaginemos ahora un satélite que gira en torno a su planeta con un movimiento directo, pero con su plano de revolución cada vez más inclinado en relación con el ecuador del planeta. Con el tiempo, cuando su inclinación llegue a los 90 grados, se mueve en un plano que está en ángulo recto con el plano del ecuador. Cuando la inclinación llega a formar un ángulo de 180 grados, el plano de revolución está otra vez en el plano ecuatorial, pero ahora el satélite está moviéndose en dirección retrógrada (véase figura 14).

Esto significa que cualquier satélite cuyo plano orbital esté inclinado menos de 90 grados respecto al plano ecuatorial de su planeta puede decirse que realiza un movimiento directo. Si el plano orbital tiene una inclinación de 90 a 180 grados respecto al plano ecuatorial, puede decirse que realiza un movimiento retrógrado.

Veamos ahora la inclinación orbital de los satélites de Saturno (véase tabla 44). Como indican las cifras, los anillos y los siete satélites más interiores casi no presentan inclinación ninguna respecto al plano ecuatorial de Saturno ni al plano de los anillos. No ocurre lo mismo con los dos satélites exteriores. Japeto tiene una órbita cuyo plano está inclinado 15 grados respecto al plano de Saturno, mientras que la inclinación orbital de Febe es de nada menos que 150 grados (véase figura 15). El movimiento de Febe alrededor de Saturno es retrógrado, siendo el único de sus satélites en que ocurre esto.

Pero Febe no es una excepción. Los cuatro satélites exteriores de Júpiter realizan su revolución en torno a Júpiter con movimientos retrógrados. La inclinación orbital de dos de ellos es todavía mayor que la de Febe: la del J-IX es de 156 grados y la del J-XI de 163.

¿Por qué Febe y los satélites exteriores de Júpiter giran de forma retrógrada? ¿No formaron parte de las nubes originales de polvo y gas que se aglutinaron para formar los planetas y sus satélites? Y si dicha nube giraba con movimiento directo, razón por la cual el planeta y todos los satélites interiores se mueven en ese sentido, ¿por qué estos satélites exteriores circulan en sentido contrario en una calle de dirección única?

Los astrónomos sospechan que Febe no formó parte de la nube original de polvo y gas que se integró para formar Saturno y sus otros satélites. Quizá fuese Febe un cuerpo pequeño que realizaba una órbita independiente alrededor del Sol. En algún momento, esta órbita lo aproximó demasiado a Saturno, mucho después de que estuvieran formados el planeta y sus satélites. Quizá se aproximara en unas condiciones que hicieron que quedara atrapado en el campo gravitatorio de Saturno y que pasara a una nueva órbita en torno a él.

Los astrónomos han calculado la probabilidad de esta captura (no muy alta, en realidad) y se ha visto que es tanto mayor si el objeto puede emprender una órbita retrógrada. Así pues, es muy probable que Febe y todos los satélites pequeños y alejados de Júpiter sean objetos capturados.

El cielo de los satélites de Saturno

Visto desde cualquiera de sus satélites, Saturno debe ofrecer un panorama impresionante. En la tabla 45 se indica el tamaño de Saturno visto desde cada uno de sus satélites.

Desde cualquiera de los satélites, el gigantesco Saturno es el objeto más grande del cielo, mucho mayor que el Sol. Desde el distante Febe, el más alejado de los satélites, Saturno parece a simple vista exactamente del mismo tamaño que la Luna vista desde la Tierra. Desde los satélites interiores, lógicamente, Saturno se ve mayor que nuestra Luna. Desde Jano, su abrumadora presencia ocupa 41,4 grados del cielo. Si el extremo inferior de Saturno, visto desde Jano, estuviera tocando el horizonte, el extremo superior estaría casi a mitad de camino hacia el cénit, y su círculo tendría una superficie 6.390 veces superior a la de la Luna tal como la vemos desde la Tierra.

Dado que Saturno está 9,5 veces más lejos del Sol que la Luna, recibe sólo 1/90 de la luz por unidad de área. Por otra parte, Saturno refleja una proporción de la luz recibida que es siete veces superior a la de la Luna. Combinando estos dos datos, resulta que una superficie determinada del disco de Saturno, visto desde un satélite, tiene un resplandor que es sólo 1/13 de la luz de una superficie igual de la Luna vista desde la Tierra. En consecuencia, cuando está totalmente iluminado, Saturno envía a Jano sólo 492 veces más luz que la Luna a la Tierra.

No es éste el récord entre los satélites. Desde el satélite más interior de Júpiter, Amaltea, el planeta tiene una anchura aparente de 46 grados y brilla con una luz que puede equivaler, en algunos momentos, a 1.200 veces la de la Luna llena. Desde el satélite interior de Marte, éste parece ligeramente más pequeño que Saturno visto desde Jano, pero Marte está mucho más cerca del Sol, y tiene una luz más intensa que Júpiter o Saturno, pudiendo enviar a su satélite interior 5.700 veces más luz que la Luna a nosotros.

Supongamos que estuviéramos situados en una partícula del borde interior de los anillos de Saturno, dando una vuelta al planeta cada seis horas. Desde este punto de observación Saturno tendría una anchura de 76,1 grados, y ocuparía una sexta parte de todo el cielo. Tendría una superficie 21.600 veces mayor que la de la Luna, tal como la vemos nosotros, y brillaría con una luz 1700 veces mayor que la de nuestra Luna llena. Así pues, aventajaría a Júpiter visto desde Amaltea, tanto en tamaño como en brillo; y a Marte visto desde Fobos en cuanto a tamaño, pero no en brillo.

Como, según todas las probabilidades, los satélites de Saturno (con la posible excepción de Febe) presentan siempre la misma cara al planeta al girar a su alrededor (lo mismo que hace la Luna con respecto a nosotros), Saturno aparece fijo en la posición que tiene en su cielo. Desde un hemisferio del satélite, Saturno está siempre en el cielo, dependiendo su posición exacta del punto del hemisferio en que se esté. Desde el otro hemisferio, Saturno no aparece nunca en el cielo, lo mismo que la Tierra no se ve nunca desde el lado opuesto de la Luna.

Desde cada uno de los satélites, el Sol parece dar la vuelta al cielo una vez por cada revolución alrededor de Saturno, por lo que el período de revolución es también el del día del satélite. En Jano, el Sol va de la aurora al crepúsculo en sólo siete horas y media, y en Japeto parece quedarse tranquilamente en el cielo, tardando unos cuarenta días terrestres en pasar del amanecer al ocaso.

Aunque el Sol queda tan empequeñecido por la distancia que desde Saturno no parece realmente un disco, sigue brillando con una luz que es 5.200 veces más intensa que la de nuestra Luna llena. Eso significa que incluso desde las partículas más interiores de los anillos la luz recibida del Sol es tres veces mayor que la recibida de Saturno, a quien la proximidad hace parecer inmenso.

Naturalmente, si estamos en el hemisferio de un satélite desde el que no se ve nunca a Saturno, el Sol no tiene rival en el momento en que atraviesa el cielo. Si estamos en el hemisferio desde el que se ve Saturno, el planeta está en su fase llena cuando el Sol está en la otra cara del satélite y en ese momento Saturno tampoco tiene rival.

Cuando sale el Sol, Saturno sólo está iluminado a medias, y cuanto más sube el Sol en el cielo, menos iluminado está Saturno.

Desde los satélites más próximos —Jano, Mimas y Encélado— el Sol queda eclipsado por Saturno tantas veces cuantas atraviesa el cielo. Durante el eclipse es la cara contraria de Saturno la que recibe el Sol, por lo que desde el satélite vemos a Saturno como un círculo oscuro en el cielo únicamente visible porque oscurece a las estrellas que hay tras él. La luz solar, difundida por la atmósfera superior por todos los lados de Saturno, producirá una iluminación pálida, un anillo de luz en el cielo que señalará también la posición de Saturno.

Como el eje de Saturno (y las órbitas de los satélites interiores) tiene una inclinación de 26 grados en relación con su plano de revolución alrededor del Sol, éste cruza el cielo del satélite a alturas diferentes, según cuál sea la posición de Saturno en su órbita. Cuando el Sol pasa por detrás de Saturno de manera que atraviese el máximo de su anchura el eclipse es más largo y el anillo de luz es igualmente brillante a todo su alrededor en la mitad del eclipse. Cuando el Sol pasa por detrás de Saturno, por encima o por debajo de su centro, el eclipse es de menor duración y el cerco de luz siempre es desigual.

De Tetis hacia afuera, Saturno parece lo suficientemente pequeño como para que el Sol cruce a veces el cielo sin llegar a coincidir con el planeta, con lo cual no se produciría eclipse. En Titán, por ejemplo, el Sol cruza el cielo veintitrés veces cada año terrestre, y sólo se produce eclipse en cuatro o cinco de estas ocasiones.

Desde cualquiera de los satélites se ven en el cielo uno o varios de los demás satélites, y de todos ellos el más visible es Titán, pues sigue siendo el mayor y más brillante de los satélites de Saturno. Hiperión es el satélite que más se aproxima a Titán, y cuando ambos están en línea recta con Saturno su distancia es de sólo 261.000 kilómetros. En ese momento, Titán visto desde Hiperión, tiene un diámetro de 1,27 grados y una superficie seis veces mayor que la de la Luna llena vista desde la Tierra.

Con la débil luz del sistema saturnino, Titán sólo enviaría a Hiperión la mitad de la luz que nos envía a nosotros la Luna, pero a pesar de todo seguiría brillando con una maravillosa luz de color naranja.

Si estuviéramos situados en el hemisferio de Hiperión que mira hacia Saturno, Titán parecería mayor en el momento en que se situara entre Hiperión y Saturno. Esto ocurriría cada 63,7 días. Entonces la anchura aparente de Titán sería casi un tercio de la de Saturno vista desde Hiperión. Al pasar Titán ante Saturno, ambos cuerpos estarían siempre en la misma fase y sería posible ver el paso en distintas formas —los dos en fase llena, o en cuarto, o en fase nueva, o algo intermedio.

No habría ninguna combinación más impresionante satélite-Saturno desde ningún otro punto de observación del sistema de Saturno, y si pudiéramos imaginarnos los satélites como lugares de turismo, Titán sería el mayor gancho turístico de Hiperión, lo mismo que Saturno lo sería de Jano.

Sin embargo la principal atracción de todas sería invisible desde ocho de los satélites. De Jano a Hiperión los satélites giran en un plano que no se diferencia mucho del de los anillos. Eso significa que desde dichos satélites los anillos aparecerán siempre de canto. Lo único que se verá de ellos, en el mejor de los casos, es una estrecha línea brillante que cruza Saturno y se extiende hacia afuera a ambos lados. Y esto mismo sería algo excepcional.

Ahora bien, Japeto gira en un plano que tiene una inclinación de 15 grados en relación con el de los anillos. Esto quiere decir que si observáramos Saturno durante una sola revolución de Japeto, primero veríamos los anillos, por ejemplo, en la fase invisible cuando Japeto cruza el plano ecuatorial de Saturno. Al tiempo que Japeto fuera elevándose sobre el plano de Saturno iríamos viendo una parte cada vez mayor de la superficie de los anillos. El observador situado en Japeto tendría la impresión de que Saturno y sus anillos se iban inclinando poco a poco hacia abajo.

Se llegaría finalmente a un máximo en esa inclinación descendente. Saturno y sus anillos comenzarían a levantarse de nuevo hasta la desaparición de los anillos. Reaparecerían luego, pero esta vez los veríamos por el lado inferior. Se vuelve a llegar a un máximo y entonces Saturno se endereza por segunda vez, una vez terminada la revolución de Japeto. El proceso se repite una y otra vez.

Esto es exactamente lo que ocurre cuando se ven desde la Tierra Saturno y sus anillos. En la Tierra el ciclo completo tarda treinta años, pero en Japeto transcurre en sólo ocho días. Además, desde la Tierra es un espectáculo que se ve sólo con un buen telescopio, mientras que en Japeto sería visible sin necesidad de ningún aparato, pues Saturno sería tan brillante como la Luna vista desde la Tierra, con la diferencia de que sería catorce veces mayor por su tamaño.

Dado que los anillos reflejan más luz que el mismo Saturno, éste brillaría más en el cielo al irse inclinando y su máximo brillo coincidiría con su máxima inclinación. Naturalmente, según cuál sea la posición del Sol en el cielo, unas zonas del sistema anular estarían recibiendo la luz del Sol y otras dentro de la sombra nocturna de Saturno. Tiene que resultar sumamente espectacular la visión de Saturno creciente, con los anillos penetrando algo en la parte oscura de la esfera antes de ser cortados por la sombra nocturna. No cabe duda de que Japeto explotaría los anillos como atracción turística.

El único sentido en que la visión desde Japeto es inferior a la que se tiene desde la Tierra es que, visto desde nuestro planeta, Saturno se inclina el doble hacia abajo y hacia arriba, en su momento de mayor inclinación, que cuando se ve desde Japeto.

Desde Febe la inclinación de Saturno y sus anillos es mayor que desde Japeto e incluso un poco mayor que desde la Tierra. Sin embargo, desde Febe, Saturno y sus anillos son bastante más pequeños que vistos desde Japeto —no mayores que la Luna para nosotros. Además, la velocidad del movimiento de inclinación hacia adelante y hacia atrás es más lenta, por lo que la inclinación máxima en Febe (que coincidiría, probablemente, con la temporada alta de turismo) se produce cada 270 días, mientras que en Japeto se da cada 40 días.

El hablar de los satélites de Saturno como atracciones turísticas es, evidentemente, ciencia-ficción y no debe tomarse al pie de la letra (al menos por ahora). Sin embargo, en relación con el turismo es más fácil hablar de los satélites de Saturno que de los de Júpiter.

Saturno está dos veces más lejos de nosotros que Júpiter, pero es posible que sea menos peligroso. Sabemos que Júpiter tiene un campo magnético enorme que atrae a las partículas cargadas. Los grandes satélites de Júpiter giran por este campo magnético y es posible que las naves espaciales tripuladas por hombres no puedan acercarse a ellos debido al peligro de la radiación.

Por ahora no conocemos la naturaleza del campo magnético de Saturno. Es muy probable que lo tenga, pero debe ser menos intenso que el de Júpiter, pues la masa de Saturno es menor y gira un poco más lentamente. Además Saturno está el doble de lejos del Sol que Júpiter y es precisamente el Sol la fuente de partículas cargadas.

Por eso es posible que la proximidad de Saturno ofrezca menos peligros, desde el punto de vista de la radiación, que la de Júpiter. Además, el campo gravitatorio de Saturno es menos intenso y por tanto menos peligroso que el de Júpiter. Por ambas razones es de suponer que los seres humanos puedan acercarse a los principales satélites de Saturno antes de intentarlo con los de Júpiter.

Dimensiones de los satélites de Saturno

El orden en que se descubrieron los satélites de Saturno se corresponde más o menos con el de su brillo aparente. Como es lógico, cuanto más brillantes son más fácil es verlos y, por tanto, descubrirlos. El otro punto a tener en cuenta es que si dos satélites tienen el mismo brillo, es probable que se descubra antes el que esté más lejos de Saturno, pues es menos probable que su luz quede oscurecida por el brillo mayor de Saturno (véase tabla 46).

Tan pronto como Cassini descubrió el segundo de los satélites de Saturno, Japeto, quedó claro que se había descubierto algo nuevo. Hasta ese momento se conocían seis satélites y los seis tenían entre tres y seis mil kilómetros de diámetro. Alguien pudo pensar que aquél era el tamaño natural de los satélites y que todos los demás debían tener dimensiones parecidas.

Sería un error, por supuesto. Los satélites grandes reciben y reflejan más luz y tienden a ser los primeros en ser descubiertos. Naturalmente, la Luna la habríamos visto antes que nada aun cuando fuera muy pequeña, dada su proximidad con nosotros. Es pura casualidad que sea un satélite grande y que la Tierra no tenga un satélite pequeño. Una vez descubiertos todos ellos, los satélites encontrados más tarde, al perfeccionarse los telescopios, tendrían que ser más pequeños (excepto los que tenían muy poco brillo debido a su enorme distancia).

Sin embargo Japeto era mucho más oscuro que Titán, hasta el punto de que, pese a que ambos objetos estaban aproximadamente a la misma distancia de la Tierra, parecía claro que Japeto debía ser bastante más pequeño. En realidad tenía menos de dos mil kilómetros de diámetro, y lo mismo ocurría con todos los demás satélites de Saturno descubiertos más tarde.

En la tabla 47 se indican los diámetros de los distintos satélites de Saturno, pero con la advertencia de que, excepto en el caso de Titán, las cifras son algo inciertas y es muy probable que haya que modificarlas cuando recibamos la debida información de las sondas enviadas a Saturno.

Cuando, en 1671, se descubrió Japeto, era el cuerpo astronómico más pequeño descubierto hasta la fecha, batiendo el récord establecido por Europa en 1610. Dione volvió a batir el récord en 1684; luego serían Encélado y, en 1789, Mimas.

El enorme tamaño de Titán no se aprecia suficientemente si sólo consideramos los diámetros. El volumen varía con el cubo del diámetro. Así pues, si el diámetro de Titán es 3 5/8 veces mayor que el de Rea o Japeto, que le siguen en tamaño, su volumen es 3 5/8 X 3 5/8 X 3 5/8, ó 47,6 veces mayor que el de cualquiera de ellos. En realidad, el volumen de Titán es veinte veces mayor que el de los otros nueve satélites juntos.

Destaca así más claramente el hecho de que de todos los satélites de Saturno sólo uno, Titán, tiene un tamaño considerable, por lo cual, cuando se ven los diez satélites desde la «superficie» de Saturno, su aspecto no es tan imponente como cabría esperar (véase tabla 48).

Hiperión y Japeto aparecerían simplemente como estrellas bastante luminosas del cielo de Saturno, mientras que Febe no sería visible a simple vista. El resto, Jano, Mimas, Encélado y Dione sólo parecerían canicas diminutas. Únicamente Tetis, Rea y Titán parecerían orbes distintos con fases claras, aunque todos ellos parecerían bastante más pequeños que nuestra Luna.

La superficie aparente de los diez satélites, vistos desde la «superficie» de Saturno, es sólo unas tres cuartas partes de la superficie de nuestra Luna vista desde la superficie de la Tierra. El brillo de los diez satélites vistos desde Saturno sería menos de la tercera parte del brillo de nuestra Luna llena. Es cierto que la forma cambiante de los satélites en el cielo de Saturno sería sumamente interesante aunque ninguno de ellos resulte demasiado impresionante por separado.

Pero tampoco conviene exagerar la pequeñez de los satélites de Saturno. De los conocidos, el más pequeño es Febe, con un diámetro de 240 kilómetros. Pero de los satélites de Júpiter sólo los cuatro mayores, con diámetros que van de los 3.060 a los 5.220 kilómetros (véase tabla 32), son claramente más grandes, y Amaltea quizá sea del mismo tamaño que Febe. Todos los demás satélites de Júpiter son bastante más pequeños que Febe o que Amaltea.

Supongamos que tomáramos la decisión arbitraria de considerar únicamente los satélites que tuvieran cuando menos 200 kilómetros de diámetro, y que los cuerpos más pequeños los calificáramos de fragmentos sin importancia. En ese caso resultaría que Mercurio, Venus y Marte no tendrían ningún satélite, la Tierra tendría uno y Júpiter tendría cinco. En cambio Saturno tendría diez, estando claramente a la cabeza.

En realidad, quizá deberíamos decir que Saturno tenía once, pues si juntara toda la materia de los anillos se formaría un satélite mayor que cualquiera de los demás, si exceptuamos a Titán.

Las masas de los satélites (véase tabla 49) son, excepto en el caso de Titán, todavía menos seguras que los diámetros, y podrían cambiar considerablemente cuando las sondas nos envíen los datos adecuados.

Cada satélite, como tiene masa, tiene también un pequeño campo gravitatorio que se puede manifestar en forma de gravedad superficial (véase tabla 50).

Un ser humano que pesara 70 kilogramos en la Tierra y, por tanto, 11,7 kilogramos en la Luna, pesaría 7,8 kilogramos en Titán y sólo 0,24 kilogramos en Febe.

No parece que la atracción gravitatoria de los satélites más pequeños de Saturno tenga muchas repercusiones, pero en esta atracción hay algo que sí es visible desde la Tierra.

Volvamos a la división de Cassini.

Si en ese espacio hubiera fragmentos de los anillos, darían la vuelta a Saturno en 11,4 u 11,8 horas, según el lugar de la brecha donde se encontraran. Comparemos esto con los períodos de revolución de los satélites interiores indicados en la tabla 51.

Imaginemos ahora una partícula en la división de Cassini, con Jano y Mimas formando línea con Saturno. La partícula de la división de Cassini, que se movería con más rapidez que los dos satélites, tendería a adelantarse, mientras que la atracción gravitatoria de estos satélites la frenaría. Las otras partículas que se aproximaran a ese punto serían atraídas hacia adelante por los satélites.

Por cada dos veces que la partícula girara en torno a Saturno, Mimas lo habría hecho una sola y volvería a tirar de la partícula hacia adelante o hacia atrás, igual que antes. Por cada tres veces que la partícula diera la vuelta a Saturno, Jano lo haría dos veces y volvería a colocarse en su sitio y a ejercer su atracción. Por cada seis veces que las partículas dieran la vuelta a Saturno, Jano lo habría hecho cuatro veces y Mimas tres, y ambos volverían a renovar su atracción.

Una y otra vez se ejercería la misma atracción, siempre hacia adelante para algunas partículas, o siempre hacia atrás para otras. Al final, algunas de ellas se verían impulsadas hacia adelante, hacia una órbita más amplia en torno a Saturno, y las otras serían atraídas hacia atrás, hacia una órbita más ceñida. Se alejarían de Saturno o se vendrían más hacia él; pero no se quedarían en la división de Cassini.

Las partículas situadas en otras partes de los anillos no girarían en fracciones tan exactas de los períodos de revolución de los satélites próximos, por lo cual no se producirían cambios importantes. Esa es la razón por la que el espacio libre de Cassini se despeja con tanta eficacia, manteniéndose como la única división amplia de los anillos.

Conociendo la masa y volumen de cada uno de los satélites de Saturno podemos calcular su densidad. Como ninguna de las dos magnitudes son nada seguras en la mayoría de ellos, el valor de la densidad es todavía más incierto, por lo que la tabla 52 debe aceptarse con grandes reservas.

Sin embargo, si aceptamos dichas cifras como las más fiables en el momento presente, daría la impresión de que Dione es un satélite rocoso, como la Luna o Io. Hiperión es una mezcla de rocas y hielos, mientras que el resto parece ser mezcla de diversos hielos. Los anillos de Saturno dado su brillo, parecen estar constituidos sobre todo por hielo; por hielo de agua, según todas las probabilidades.

En este sentido, Japeto tiene un interés especial. Cuando Cassini lo descubrió en 1671, observó que era unas cinco veces más brillante cuando estaba al oeste de Saturno que cuando estaba al Este. Como es probable que Japeto tenga siempre orientada hacia Saturno la misma cara, vemos un hemisferio cuando está a un lado de Saturno y el otro cuando está al otro lado.

Parece ser que uno de los hemisferios de Japeto refleja la luz solar con una eficiencia cinco veces mayor que la del otro. Quizá la superficie de una cara esté cubierta de hielo y la otra de rocas desnudas. En este caso es más fácil suponer que Japeto se componga esencialmente de rocas cubiertas por una fina capa de hielo en la superficie de un hemisferio, y no que esté formado en esencia por hielos cubiertos por una delgada capa de roca. Pero entonces la densidad de Japeto citada en la tabla tiene que ser errónea. Es posible que las sondas enviadas a Saturno nos proporcionen información al respecto.