Diferencia entre revisiones de «Saturno (planeta)»

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== Características generales ==
 
Saturno es un planeta visiblemente achatado en los polos con un ecuador que sobresale formando un esferoide ovalado.{{Harvnp|Luquero|1998|pp=100–104}} Los diámetros ecuatorial y polar son de 120 536 y 108 728 km, respectivamente. Este efecto es producido por la rápida rotación del planeta, su naturaleza fluida y su relativamente baja gravedad. Los otros planetas gigantes son también ovalados pero en menor medida. Saturno posee una densidad específica de 690 kg/m³, siendo el único planeta del [[sistema solar]] con una densidad inferior a la del agua (1000 kg/m³).{{Harvnp|Luquero|1998|pp=100–104}} El planeta está formado por un 96 % de [[hidrógeno]] y un 3 % de [[helio]]. El volumen del planeta es suficiente como para contener 740 veces la Tierra, pero su masa es solo 95 veces la terrestre, a causa de la ya mencionada baja densidad media.
 
El periodo de rotación de Saturno es incierto dado que no posee superficie y su atmósfera gira con un periodo distinto en cada latitud. Desde la época de los [[Voyager]] se consideraba que el periodo de rotación de Saturno, basándose en la periodicidad de señales de radio emitidas por él, era de 10&nbsp;h 39&nbsp;min 22,4&nbsp;s (810,8°/día). Las misiones espaciales [[Ulysses (sonda)|Ulysses]] y [[Cassini-Huygens|Cassini]] han mostrado que este periodo de emisión en radio varía en el tiempo, siendo en la actualidad de 10&nbsp;h 45&nbsp;m 45&nbsp;s (± 36&nbsp;s). La causa de este cambio en el periodo de rotación de radio podría estar relacionada con la actividad criovolcánica en forma de [[géiser]]es del satélite [[Encélado (satélite)|Encélado]], que libera material en órbita de Saturno capaz de interaccionar con el campo magnético externo del planeta, utilizado para medir la rotación del núcleo interno donde se genera. En general se considera que el periodo de rotación interno del planeta puede ser conocido tan solo de forma aproximada.<ref>{{cita publicación |url=http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/rog.20006/pdf |autor1=Carbary1, J. F. |autor2=Mitchell, D. G. |publicación=Review of Geophysics |título=Periodicities in Saturn's Magnetosphere |fecha=27 de marzo de 2013 |volumen=51 |número=1|páginas=1-30|idioma=inglés}}</ref>
{{AP|Anillos de Saturno}}
[[Archivo:Saturn Rings PIA06175.jpg|thumbnail|400px|Vista panorámica de los anillos en color verdadero obtenida por la misión Cassini. Son claramente apreciables los diferentes anillos y las divisiones entre ellos.]]
La característica más notable de Saturno son sus anillos, que dejaron muy perplejos a los primeros observadores, incluido [[Galileo]]. Su telescopio no era tan potente como para revelar la verdadera naturaleza de lo que observaba y, por error de perspectiva, creyó que se trataba de dos cuerpos independientes que flanqueaban el planeta.{{Harvnp|Luquero|1998|pp=100&ndash;104}} Pocos años después, Saturno presentaba los anillos de perfil, y Galileo quedó muy sorprendido por la brusca desaparición de los dos hipotéticos compañeros del planeta. Por fin, la existencia del sistema de anillos fue determinada por [[Christiaan Huygens]] en [[1659]], con la ayuda de un telescopio más potente.{{Harvnp|Luquero|1998|pp=100&ndash;104}}
 
Los anillos de Saturno se extienden en el plano ecuatorial del planeta desde los 6630&nbsp;km a los 120&nbsp;700&nbsp;km por encima del [[línea ecuatorial|ecuador]] de Saturno y están compuestos de partículas con abundante agua helada. El tamaño de cada una de las partículas varía desde partículas microscópicas de polvo hasta rocas de unos pocos metros de tamaño. El elevado [[albedo]] de los anillos muestra que estos son relativamente modernos en la historia del sistema solar. En un principio se creía que los anillos de Saturno eran inestables a lo largo de períodos de decenas de millones de años, otro indicio de su origen reciente, pero los datos enviados por la sonda Cassini sugieren que son mucho más antiguos de lo que se pensaba en un principio.<ref>{{cita web |url=https://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini20071212.html|título=Saturn's Rings May be Old Timers|fecha=12 de diciembre de 2007 |idioma=inglés|editorial=NASA|fechaacceso=14 de abril de 2017}} </ref> Los anillos de Saturno poseen una dinámica orbital muy compleja presentando ondas de densidad, e interacciones con los satélites de Saturno (especialmente con los denominados [[satélite pastor|satélites pastores]]). Al estar en el interior del [[límite de Roche]], los anillos no pueden evolucionar hacia la formación de un cuerpo mayor.
[[Archivo:Cassini Saturn Orbit Insertion.jpg|thumbnail|Representacón artística de la maniobra de inserción orbital de la misión Cassini/Huygens y su paso por los anillos del planeta.]]
 
Visto desde la [[Tierra]], Saturno aparece como un objeto amarillento, uno de los más brillantes en el cielo nocturno.{{Harvnp|Luquero|1998|pp=100&ndash;104}} Observado a través de un [[telescopio]], los anillos A y B se ven fácilmente, mientras que los D y E solo se ven en condiciones atmosféricas óptimas. Con telescopios de gran sensibilidad situados en la Tierra se distinguen, en la niebla de la envoltura gaseosa de Saturno, pálidos cinturones y estructuras de bandas paralelas al [[ecuador]].
 
Tres naves espaciales estadounidenses incrementaron enormemente el conocimiento del sistema de Saturno: la sonda [[Pioneer 11]] y las [[Voyager 1]] y [[Voyager 2|2]], que sobrevolaron el planeta en septiembre de 1979, noviembre de 1980 y agosto de 1981, respectivamente. Estas naves espaciales llevaban cámaras e instrumentos para analizar las intensidades y polarizaciones de la radiación en las regiones visible, ultravioleta, infrarroja y de radio del espectro electromagnético. También estaban equipadas con instrumentos para el estudio de los campos magnéticos y para la detección de partículas cargadas y granos de polvo interplanetario.