Aunque ya Galileo observó en el siglo XVII un enorme anillo rodeando al planeta Saturno, no se conocía practicamente nada sobre su estructura, composición y orígen. Fué Huygens quién en 1656 identificó la envoltura del planeta como un sistema de anillos, y Casini, en 1675 el que descubrió una separación más oscura en medio. Y tampoco se podía sospechar que Saturno no es el único planeta del Sistema Solar con anillos a su alrededor.

En el último cuarto del siglo XX, sin embargo, cuando la tecnología permitió enviar sondas de observación, supimos de la existencia de más planetas anillados.

Anillos. Roca y hielo

La asombrosa formación anular que rodea Saturno se creía única hasta que en 1976 se descubrieron anillos muy débiles rodeando también al planeta Urano, mediante observaciones hechas desde observatorios astronómicos en nuestro planeta. Poco tiempo después, en 1979, la sonda "Voyager-1" a la par que nos ayudaba a comprender mejor las estructuras anulares de Saturno, a donde llegaría en 1980, descubrió también anillos débiles alrededor del gigantesco Júpiter.

Los anillos que rodean estos grandes planetas, tanto los muy visibles de Saturno como los extraordinariamente débiles de Urano y Júpiter, están constituidos por partículas y rocas de muy variable tamaño que se mantienen alrededor de sus respectivos planetas principalmene mediante el equilibro gravitacional que establece la masa del planeta con la de los sátelites que les orbitan, así como las fuerzas electromagnéticas debidas al campo magnético en rotación del planeta, o también, las más débiles fuerzas del medio gaseoso enrarecido en donde se asientan los anillos. El tamaño de estas partículas va desde algunas micras hasta decenas de metros.

Aunque todas las partículas del sistema de anillos comparten un movimiento orbital común en la dirección de rotación del planeta, cada partícula tiene un movimiento vertical y radial superpuestos no sometidos a la ligadura del movimiento orbital, es decir, independientes de las restantes partículas, produciendose inevitablemente choques que disipan energía, disminuyendo, por ello, las componentes vertical y radial de los movimientos propios de cada una de las partículas. Esto implica que los anillos tienden a aplastarse por decrecimiento de la componente vertical, y tienden a ser circulares por decrecimiento de la componente radial.

Los anillos, pues, tienden a ser extraordinariamente planos y aproximadamente circulares desde las fases más tempranas de su existencia.

Las características básicas de los anillos que rodean estos grandes mundos pueden resumirse de este modo:

1. Están compuestos de miles de partículas en órbitas independientes.

2. El grueso del sistema de anillos se encuentra a una distancia de la superficie del planeta inferior a un radio del mismo (por supuesto, el sistema de anillos está en general más próximo al planeta que cualquiera de los satélites principales).

3. Practicamente toda la materia que constituye los anillos se encuentra en una muy limitada y delgada región del plano ecuatorial del planeta.

4. En el interior de la zona de anillos pueden existir algunos pequeños satélites, cosa que parece haberse descubierto en los anillos de Júpiter y de Saturno, ejerciendo, obviamente, una marcada influencia gravitacional.

Tres hipótesis sobre el orígen de las formaciones anulares

Entre las varias hipótesis que intentan explicar el porqué de la existencia de estos cinturones de partículas alrededor de ciertos planetas de nuestro Sistema Solar, pueden destacarse tres:

1. La hipótesis de condensación de la materia circumplanetaria en torno al astro. Según esta hipótesis, la aglomeración de la materia comenzó con el enfriamiento de la envoltura del planeta y la consiguiente condensación de gases en mínúsculos granos sólidos, que quedaron inmersos en la zona del plano ecuatorial del planeta debido a las fuerzas de gravitación y de rozamiento entre ellos. Los granos aumentarían de tamaño por condensaciones en la superficie hasta alcanzar, en algunos casos, metros de longitud.

2. La hipótesis de la desintegración de uno o varios cuerpos por las fuerzas de marea del planeta. Fué propuesta por primera vez en 1848 por el matemático francés Edouard Albert Roche, y en resumen viene a decir que un gran cuerpo, un satélite o un gran meteorito, se desintegró en miles de fragmentos cuando alcanzó las proximidades del planeta, originandose los anillos con los fragmentos de la desintegración. La causa de la desintegración sería la gran distorsión por un efecto de marea, esto es, las fuerzas de cizalla que aparecen por el hecho de que la gravitación que ejerce el planeta es diferente en las zonas del objeto más cercanas a la superficie planetaria que en aquellas que se encuentras más lejos. Roche hizo cálculos para determinar en qué limite las fuerzas de marea de un gran planeta como Saturno podrían exceder a las fuerzas cohesivas de autogravitación de un gran objeto que se le acercase. (Lo que se llamaría después el límite de Roche).

3. La hipótesis del impacto catastrófico de uno o varios de los satélites con un meteorito exterior. Según esta hipótesis un gran satélite situado en las zonas en donde hoy se encuentra el grueso de las formaciones anulares, o, quizás, varios satélites, impactaron de manera catastrófica con un gran meteorito que circulaba de forma errante por el interior del Sistema Solar. Esta hipótesis, presentada por Eugene Shoemaker, pretende apoyarse en la existencia de inmensos cráteres de impacto en algunos satélites de Júpiter o de Saturno, indicando que en algún caso, como el del pequeño satélite, Mimas, de Saturno, el impacto del tremendo cráter que presenta estuvo a punto de desintegrarlo. Alrededor del mismo Saturno, y ocupando órbitas practicamente idénticas, se encuentran dos objetos de unos 100 kms, que podrían haber resultado de la desintegración de un gran satélite.

Los anillos de Saturno

Antes de 1975 se consideraba que los anillos de Saturno estaban constituidos solamente por cuatro bandas concéntricas, coplanarias, que los astrónomos reconocían con las letras A, B, C y D, designandose las bandas desde la más externa hacia la más interior.

Las dos bandas más brillantes resultaban ser las denominadas A, de unos 15.000 kms de ancho y B que presenta un ancho de 26.000 kms, separada por una zona algo más oscura, de unos 5.000 kms de ancho, llamada División de Casini, descubierta en 1675 por Jean-Dominique Casini (1625-1712). La División de Casini no resulta ser vacía sino que contiene a su vez varios débiles anillos y en total su opacidad es muy parecida a la del anillo C, descubierto más tarde, en 1850, de unos 17.000 kms de ancho.

El borde interior del anillo B está muy definido por una franja de 300 kms de grosor que se denomina División de Maxwell y le separa del anillo C.

El anillo interior, el más próximo a la superficie del planeta, es el anillo D, de unos 7.500 kms de ancho, y cuyo borde más interno se encuentra a unos 7.000 kms de la superficie del planeta Saturno. Fué descubierto ya en 1969, y, realmente, hasta que el "Voyager-1" le pudo fotografiar en 1980, se dudaba seriamente de que existiera. Está formado por finísimas partículas.

Pero el "Voyager-1" fotografió no solo el anillo D sino otro mucho más externo, a casi 180.000 kms del planeta, que se denominó anillo E. Presenta un ancho enorme, de unos 300.000 kms, y está constituido por polvo y partículas finisimas. Sin embargo, ese mismo año se descubrieron dos anillos en posiciónes más interiores, el F, que es una franja muy estrecha, de solo unos 500 kms, situada a unos 80.000 kms de la supeficie planetaria, y el G, de unos 8.000 kms de ancho, a unos 100.000 kms de Saturno.

Dos franjas muy estrechas que se encuentran en la zona más alejada del anillo A, separándole en realidad de los bordes del anillo F, se llaman Divisiones de Hencke, de unos 350 kms, y de Keeler, de solamente unos 50 kms.

El espesor total del sistema de anillos de Saturno es sólo de algo más de 1 km, por lo que, en comparación, resultaría ser unas 5000 veces más fino que un pliego de papel. Puesto que el sistema de anillos se encuentra en el plano ecuatorial del planeta, se observa desde la Tierra alternativamente por cada una de las dos caras del mismo, pasando, naturalmente, por la posición de canto, cosa que ocurre un par de veces en cada órbita, o sea, cada poco más de 29 años, y durante la cual no se observa absolutamente nada de los anillos desde nuestra posición, lo que indica la extraordinaria delgadez de estas bandas.

También el remoto Urano

Los anillos de este planeta son extraordinariamente estrechos, separados por grandes espacios vacíos (su ancho va desde cientos de metros a los 100 kms). Ha sido confirmada la existencia de unos nueve anillos alrededor de Urano, que se acostumbran a designar con las letras del alfabeto griego.

Se utiliza en general la tecnica de la ocultación estelar en el estudio de la resolución espacial de los anillos, con buenos resultados. Así conocemos que ciertos anillos de gran estrechez (lambda, delta y nu) son prácticamente circulares, y coinciden, además, con el plano ecuatorial del planeta. Sin embargo, otros anillos de mayor anchura (alfa y beta) presentan una forma eliptica y una ligera inclinación respecto del plano ecuatorial.

El anillo denominado epsilon resulta ser el más ancho y eliptico de los nueve, presentando un ancho de 20 kms en la zona más próxima al planeta, por unos 100 kms en la zona más alejada de Urano.

La oscuridad que presentan las partículas de estos anillos a las observaciones ponen de manifiesto la posibilidad de que estén constituidas por silicatos y otros compuestos que absorven la luz solar, desechandose la idea de que sea solamente hielo.

Y en el gigantesco Júpiter

Los anillos del gigante gaseoso de nuestro Sistema Solar constan, en general, de tres zonas muy bien definidas, a saber, el grueso del anillo, muy brilante, el disco difuso, y, finalmente, el halo.

En lo que respecta al grueso del anillo, digamos que su anchura es de unos 6.000 kms, situado a unos 58.000 kms de la superficie del planeta. La parte más brillante del anillo es una banda estrecha, de unos 600 kms, situada en su zona más externa. Sus partículas que pueden ser de varias micras hasta un centímetro, son de color rojizo, poco capaces de absorver partículas energéticas.

El disco difuso es mucho más débil y se extiende desde el borde interno del anillo hacia el interior aproximandose al planeta hasta alcanzar prácticamente las capas altas de su atmósfera. Si observamos de canto al anillo brillante y al disco difuso, vemos que el grosor no supera los 30 o 40 kms.

En cambio el halo presenta una extensión en el sentido vertical de casi 20.000 kms, estando el máximo en la zona correspondiente al disco difuso, y extendiendose más allá de los bordes del anillo brillante.

Documentación

KOMAROV, V. Nueva Astronomía Recreativa. Editorial Mir. Moscú. 1985
POLLACK, James; CUZZI, N. Jeffrey, ANILLOS EN EL SISTEMA SOLAR, Investigación y Ciencia, Enero 1982.
BAKULIN, P.I.; KONONOVICH, E.V.; MOROZ, V.I., Curso de Astronomía General. Editorial Mir. Moscu.1992