Titán:
Es el mayor de los satélites de Saturno y el segundo del Sistema Solar, con un diámetro de 5.150 Km.Tiene una atmósfera más densa que la de La Tierra, formada por nitrógeno e hidrocarburos que le dan un color naranja. Gira alrededor de Saturno a 1.222.000 Km., en poco menos de 16 días.
Titán es la única luna conocida con una atmósfera densa.
La atmósfera está compuesta en un 94% de nitrógeno y es la única atmósfera rica en nitrógeno, en el sistema solar aparte de nuestro propio planeta, con rastros significativos de varios hidrocarburos que constituyen el resto (incluyendo metano, etano, diacetileno, metilacetileno, cianoacetileno, acetileno, propano, junto con anhídrido carbónico, monóxido de carbono, cianógeno, cianuro de hidrógeno, y helio). Se piensa que estos hidrocarburos se forman en la atmósfera superior de Titán en reacciones que son el resultado de la disociación del metano por la luz ultravioleta del Sol produciendo una bruma anaranjada y espesa.
Titán no tiene ningún campo magnético y su órbita alcanza el exterior de la magnetosfera de Saturno exponiéndose directamente al viento solar. Esto puede ionizar y elevar algunas moléculas a la cima de la atmósfera.
Las temperaturas en la superficie de ésta luna son del orden de 90º K. y la presión cercana a 1.4 bar. En estas condiciones el metano estaría por debajo de su punto de saturación y no existirían lagos o ríos de metano. Otros hidrocarburos formados a partir del metano, como el etano sí podrían estar saturados y en estado líquido en la superficie constituyendo una analogía con el agua en la Tierra. Estos depósitos líquidos podrían contener importantes cantidades de metano disueltos.
La compleja fotoquímica de la atmósfera superior podría convertir el etano en acetileno y etileno que combinados con el nitrógeno atmosférico podrían formar los bloques básicos para la aparición de aminoácidos.
Hay nubes en la atmósfera de Titán además de una espesa niebla que afecta a todo el planeta. Estas nubes están probablemente compuestas de metano, etano y otros compuestos orgánicos simples. Otros compuestos químicos más complejos en pequeñas cantidades deben ser responsables del color anaranjado que se aprecia desde el espacio.
Rea: Tiene 1.530 Km. de diámetro y gira a 527.000 Km. de Saturno cada cuatro días y medio. Tiene un pequeño núcleo rocoso. El resto es un océano de agua helada, con temperaturas que van de los 174 a los 220 ºC bajo cero.Los cráteres provocados por los meteoritos duran poco, porque el agua se vuelve a helar y los borra.
Es un satélite de gran tamaño del planeta Saturno. Es el decimocuarto más alejado del planeta, en torno al cual gira a una distancia de unos ~527.000 km; tarda unos 4,5 días terrestres en completar una vuelta. Su órbita es casi circular y ligeramente inclinada con respecto al ecuador de Saturno.
Es esférico y mide unos 1.529 km de diámetro, aproximadamente la mitad que la Luna, lo que lo convierte en el segundo mayor satélite de Saturno. Se cree que tiene un núcleo rocoso que supone algo menos de una tercera parte del diámetro, y manto y corteza compuestos por agua helada e impurezas diversas.
Fue descubierto en 1672 por el astrónomo francés Jean-Dominique Cassini, que le dio el nombre de la figura mitológica griega Rea, hermana y esposa de Cronos (Saturno en el panteón romano).
Rea es una luna helada con una densidad de aproximadamente 1.24 kg/m3. Esta densidad indica que Rea tenga probablemente un núcleo rocoso el cual contiene un tercio de su masa, con el resto compuesto de una combinacin de agua-hielo.
Las características físicas de Rea se asemejan a las de Dione, con hemisferios diferentes, lo cual sugiere composiciones e historias similares. La temperatura en Rea oscila entre 53 y 99 K (-220o y -174o Celsius).
La superficie de Rea esta altamente craterizada y tiene marcas lineales, brillantes y difusas; se piensa que estas líneas fueron producidas por material eyectado durante la formación de grandes cráteres, como Tirawa, de 375 km de diámetro (el cual es visible en la parte superior de la imagen de Rea, arriba
Japeto:Es uno de los satélites más extraños. Tiene una densidad semejante a la de Rea, pero su aspecto es muy diferente, porque tiene una cara oscura y otra clara.La cara oscura es, probablemente, material de un antiguo meteorito. Su diámetro es de 1.435 Km. y gira muy lejos, a 3.561.000 Km. de Saturno en 79 días y un tercio.
La órbita de Jápeto es poco corriente. Por ejemplo, la distancia media a Saturno es mucho mayor que la de los otros satélites grandes (alrededor del triple que Titán, que es el más cercano a Jápeto). Otra característica notable aún no explicada es su inclinación orbital, notablemente mayor que el del resto de las lunas mayores de Saturno.
Estas dos características (su inclinación orbital y la considerable distancia al planeta) convierten a Jápeto en la única luna grande de saturno desde la cual se podrían observar los anillos de Saturno.
La baja densidad de Jápeto indica que su principal componente es el hielo, acompañado de una pequeña cantidad de materiales rocosos. A lo largo de toda su superficie, exhibe una amplia cantidad de cráteres, en la región oscura la sonda Cassini/Huygens ha develado varios cráteres de gigantescas proporciones, tres de los cuales exceden los 350 kilómetros de diámetro. El más grande de ellos tiene unos 500 km de ancho y un borde con pendientes de más de 15 kilómetros extremadamente empinadas.
La forma del satélite no es esférica o elipsoide, como puede esperarse de una luna de gran tamaño, sino que es irregular, con partes achatadas y una cordillera ecuatorial tan alta que distorsiona la forma de Japeto, incluso cuando se la ve desde una gran distancia. Por este motivo y debido a que la sonda Cassini no ha fotografiado la totalidad de su superficie, no existe un consenso sobre cual exactamente la figura de este cuerpo.
Jápeto, a causa de su lenta rotación, tiene la superficie más caliente de todo el sistema de satélites de Saturno (130 K en la región oscura). Esta temperatura es suficiente para qué la agua se sublime para más tarde congelarse en otro punto de la superficie.
Dione y Tetis:
Son otros dos grandes satélites de Saturno que tienen órbitas cercanas y tamaños similares. Dione, tiene 1.120 Km. de diámetro, mientras que Tetis, tiene 1.048. La primera gira a 377.000 Km. y la segunda a 295.000.
Dione esta compuesto principalmente de agua congelada. Sin embargo, dado que Dione es la luna más densa de Saturno (aparte de Titán, cuya densidad es mayor por compresión gravitacional), seguramente debe tener materiales más densos en su interior, como por ejemplo rocas de silicio.
Aunque un poco más pequeña, Dione es una luna muy similar a Rea. Las dos tienen composiciones y características de albedo similares, y las dos exhiben asimetrías en sus hemisferios de adelante y atrás. El hemisferio delantero de Dione esta muy craterizado y es uniformemente brillante. Su hemisferio trasero contiene una red de líneas brillantes aunque no muy bien definidas sobre un mar de fondo oscuro. Gracias a las imágenes de mayor resolución de la sonda Cassini, ahora se sabe que estas líneas en realidad son grandes acantilados de hielo.Al igual que Tetis, Dione posee dos satélites troyanos/co-orbitales: Helena y Pollux, los cuales orbitan Saturno en los puntos Lagrangianos L4 y L5 de Dione. Póllux es interesante en el sentido que fue recientemente descubierto (2004) por la sonda Cassini, mientras que la existencia de Helena se conocía desde 1980.
Periodo de rotación 2,736915 d (síncrono con su órbita)
Las líneas difusas no son depósitos de hielo, sino que son fallas o acantilados de hielo brillante, creadas por fracturas de tipo tectónico. Estas enormes fracturas se encuentran en el hemisferio trasero de Dione.
Puesto que hay muchos cráteres mayores de 35 kilómetros, Dione se habría podido reorientar en varias ocasiones durante el periodo de bombardeo pesado temprano.
El patrón de craterización desde entonces y del albedo brillante del lado principal sugiere que Dione ha permanecido en su orientación actual por varios miles de millones años. Al igual que Callisto, los cráteres de Dione carecen las alturas características del relieve de la Luna y Mercurio; esto es probablemente debido a la deformación de la débil corteza de Dione a través de escalas de tiempo geológico.
Tetis es el quinto satélite más grande de Saturno, con un diámetro de 1.060 km.Tetis es un satélite helado de tamaño mediano similar a Dione y Rea. Está densamente cubierto de cráteres y tiene una densidad de 1.21 g/cm³, la cual es próxima a la del agua, por lo que se piensa que está compuesto principalmente de ella. Su superficie contiene numerosas hendiduras causadas por fallas en la superficie congelada. La temperatura de su superfice es de -187°C.
Existen dos tipos diferentes de superficies en Tetis: la primera se compone de regiones de alta densidad de craterización, y la segunda consiste de un 'anillo' difuso con pocos cráteres y de un color ligeramente oscuro que se extiende por esta luna. El bajo nivel de craterización de esta segunda región indica que Tetis estuvo geológicamente activo alguna vez: material interno cubrió las regiones mas viejas (las cuales tenían muchos cráteres).
El hemisferio occidental contiene un gigantesco cráter denominado Odysseus: tiene un diámetro de 400 km, lo cual es aproximadamente 2/5 del diámetro de Tetis. Este cráter se conforma a la superficie esférica de Tetis, sin los picos centrales prominentes o las cadenas montañosas comunes en los cráteres de la Luna y Mercurio. Eso se debe a la relajación viscosa de la débil superfice helada de Tetis a través de tiempos geológicos. Se estima que el objeto que produjo Odysseus fue un cometa de unos 25 km de diámetro.
La segunda característica física prominente de Tetis es un enorme valle llamado Ithaca Chasma, de 100 km de ancho y de 3 a 5 km de profundidad. Tiene una longitud de 2000 km, lo cual es aproximadamente 3/4 de la circunferencia de Tetis. Se piensa que Ithaca Chasma se formó cuando el agua líquida dentro de Tetis se solidificó, provocando la expansión de esta luna y la consiguiente fracturización de la superficie congelada. Otra posible explicación es que Ithaca Chasma se formó debido a la energía del impacto que provocó el cráter Odysseus, el cual está en el lado opuesto de este satélite.
Los satélites troyanos Telesto y Calipso orbitan Saturno a la misma distancia de Tetis, pero lo hacen 60o delante y 60o detrás, o sea, se encuentran en los puntos Lagrangianos L4 y L5 de Tetis respectivamente
Mimas:Mimas es un bruto helado de baja densidad, 1,19 g/cm³, por lo que está posiblemente constituido en su mayor parte por hielo de agua con una pequeña concentración de materiales más densos.
Tiene una densidad muy baja lo cual nos demuestra que está compuesto de hielo de agua y una pequeña cantidad de materia rocosa. Su superficie presenta una característica muy peculiar que es la existencia de un cráter de impacto de 130 kms conocido como Herschel en honor al descubridor de la luna. Las laderas de este cráter tienen una altura de unos cinco mil metros y en algunas zonas una profundidad de diez mil metros.
Este satélite no es un cuerpo esférico al ser deformado por las fuertes fuerzas de marea producidas por Saturno. Las fuerzas de marea retienen a Mimas en rotación síncrona, es decir, su periodo de rotación es igual que su periodo orbital alrededor de Saturno. Esta órbita tiene un semieje mayor de tan sólo 185.520 km, unas tres veces el radio del planeta, contribuyendo a la intensidad de las fuerzas de marea. Mimas es el responsable principal de limpiar de partículas la división de Cassini, la cual separa los anillos A y B.
Periodo orbital 22 h 37 min 5 s.
Encelado:Igualmente descubierta por Herschel tiene una órbita a 238,020 kms de Saturno y su diámetro es de 498 kilómetros. En la mitología griega Encelado fue un Titán que fue derrotado y muerto en una batalla y enterado bajo el monte Etna por Atenas. Encelado tiene mayor albedo (>0.9) que cualquier cuerpo del sistema solar. Su superficie está dominada por hielo limpio y reciente.(albedo.- Potencia reflectora de la luz en un cuerpo iluminado y sin luz propia) Se han identificado por lo menos cinco tipos de diferentes topologías de terreno en Encelado. Además de los cráteres, hay suaves llanuras, extensos acantilados y roturas de la corteza de aspecto lineal. Parte de su superficie es relativamente joven, probablemente con menos de 100 millones de años. Esto significa que Encelado debe de haber estado activo hasta hace poco ( y a lo mejor aún está activo hoy en día). Quizás exista algún tipo de "vulcanismo acuático" en marcha todavía.
Periodo orbital 32 h 53 m
Hiperion:El séptimo en orden de distancia desde el planeta.
Está en órbita a una distancia media de 1.481.000 km, realizando una vuelta en poco más de veintiún días y seis horas. De forma relativamente irregular, tiene un diámetro de alrededor de 300 km, una masa mil veces inferior a la de nuestra Luna. Su densidad es extraordinariamente baja, por lo que en su mayor parte debe estar lleno de cavidades.
Hiperión fue descubierto en 1848 por el astrónomo William C. Bond (1789-1859).
Probablemente está formado en su mayoría por hielo de agua
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