Los anillos principales de Saturno se componen de una multitud de fragmentos de hielo de agua y otros compuestos que orbitan alrededor del planeta en una región donde las fuerzas gravitacionales confinan al material, pero no permiten que se acumulen para formar cuerpos mayores a algunos metros.
En los anillos hay zonas tenues donde los fragmentos o “partículas” (como también se les llama) están bien separados entre sí y
zonas densas donde estos chocan unos con otros y se apilan en
cúmulos o bandas muy largas (llamadas "estelas") que se forman y destruyen continuamente. Cada una de estas zonas, se designan con las letras D, C, B, CD y A (en orden de cercanía a Saturno).
Aún en las imágenes de la extinta nave
Cassini (de la NASA/ESA/ASI),
que orbitó Saturno durante casi 14 años, las partículas de los anillos no se pueden distinguir individualmente y, en el mejor de los casos y con algo de imaginación, parecen verse como puntos difusos.
Mucho de lo que sabemos de la composición, la estructura y la dinámica de los anillos lo hemos aprendido midiendo su temperatura y las variaciones de esta a lo largo del año de Saturno (que equivale a unos 30 años terrestres) y, en gran medida, a partir de la enorme cantidad de datos tomados por la nave Cassini.
Las variaciones de temperatura de los anillos se deben a que Saturno
no siempre está a la misma distancia del Sol y
que su inclinación relativa con respecto a este
va cambiando. A veces los anillos tienen su
apertura máxima (como en la imagen de la izquierda) y reciben el máximo de luz solar y a veces están de canto y reciben muy poca luz y se enfrían.
La temperatura en cada zona de los anillos es distinta. En las regiones poco densas
(como los anillos C y CD), las partículas pueden recibir más luz porque no se eclipsan entre sí y en las muy densas (como los anillos A y B) sucede lo contrario.
Una forma de interpretar las mediciones de temperatura es
reproduciéndolas usando anillos creados por computadora y un modelo
matemático. Para lograr un modelo exitoso se deben poder reproducir
las variaciones de iluminación o, visto de otra forma, las variaciones
en el patrón de sombras sobre los anillos. Para este propósito, usamos
la técnica de "raytracing" (o rastreo de haces), la misma que se
aplica para generar imágenes realistas en las películas de animación
en 3D. Este método calcula el camino que siguen los rayos de luz
individuales desde una fuente luminosa (en nuestro caso un Sol artificial) hasta el observador (una nave virtual) reproduciendo con precisión los diferentes efectos ópticos como la reflexión en las superficies de las partículas, entre otros.
Para hacer la simulación computacional más ligera, creamos una versión
simplificada de los anillos reales en la que las partículas
irregulares de los anillos reales se sustituyen por arreglos de
esferas que simulan las diferentes zonas de los anillos con base en
las observaciones de la nave Cassini y los efectos gravitacionales
básicos. Por ejemplo, usamos mediciones de la "profundidad óptica" de
los anillos que nos da una medida de su transparencia.
En los anillos reales, la profundidad óptica se mide cuando una estrella conocida pasa por detrás de los anillos que funcionan como un velo irregular que bloquea parcialmente su luz. Midiendo los cambios en el brillo de la estrella se puede saber con precisión qué regiones son densas o tenues.
Al final, podemos determinar la estructura aproximada de algunas regiones de los anillos y estimamos qué tanta energía absorben o reflejan sus partículas (a esta propiedad se le llama albedo).
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