Los anillos
Satélites de Saturno
Con una masa 95 veces la de la Tierra y un volumen 769 veces mayor, Saturno está casi dos veces más distante que Júpiter, y gira alrededor del Sol en un período de 29 458 años. Presenta un diámetro ecuatorial de 1I9 700 km, por 107 200 km de diámetro polar, su achatamiento es aún más grande que el de Júpiter. Su periodo de rotación es de 10 horas 14 minutos en el ecuador, y de 10 horas 40 minutos en la latitud de 60 °. Es notable la baja densidad 0,68, inferior a la de los demás planetas y a la del agua. Mientras que el color de Mercurio, Venus y Júpiter es blanco, y el de Marte rojoanaranjado, Saturno resplandece con un amarillo típico.
El globo de Saturno no es muy diferente del de Júpiter. Está surcado también de franjas oscuras paralelas al ecuador, siempre mal definidas; a veces parecen variar lentamente. La región central es amarilla y brillante, tendiendo al verde hacia los polos. No hay duda de que tales franjas y coloraciones son debidas a la presencia de gas líquido y probablemente a cris-tales amoniacales con residuos de metales alcalinos. Puesto que la temperatura es de - 150 °C, el amoníaco debe estar congelado, y es de suponer que en la atmósfera estén presentes sólo gases como metano, argón, helio e hidrógeno, con nubes compuestas de pequeños cristales de amoníaco.
En cuanto a la estructura interna, debe ser parecida a la de Júpiter:
un núcleo central constituido de elementos pesados y unas 10 veces
más macizo que el núcleo terrestre, rodeado de una gran masa
de hidrógeno sólido. Otro modelo prevé un núcleo
rocoso de 42 000 km de diámetro, una cobertura intermedia de hielo
comprimido de 13 000 km de espesor y una capa externa de gas líquido
de 24 (100 km de altura. 
La característica principal de Saturno son los anillos que le rodean. El primero que los intuyó fue Galileo, pero a causa de la sencillez de su telescopio, los imaginó como las asas de un tazón y no pudo comprender ni su naturaleza ni su forma. En 1659 Christian C. Huygens (1629-1695) pudo explicar por qué Saturno le había parecido a Galileo como formado por un gran astro central con astros menores a los lados: el planeta estaba rodeado por un anillo, separado de él, inclinado sobre la eclíptica. En 1675 Cassini descubrió que el anillo era doble y, en 1850, G.P. Bond observó un tercer anillo incluido entre los dos primeros.
Los anillos son extraordinariamente sutiles (tienen unos 20 km de espesor) y cuando se presentan de perfil se hacen invisibles. No son continuos ni rígidos, sino que están constituidos por miríadas de pequeños cuerpos independientes, y gases cada uno de los cuales describe su propia órbita alrededor del planeta. En 1867 J.C. Maxwell demostró que un anillo sólido 0 líquido no habría podido mantenerse estable, sino que se habría roto a causa de las perturbaciones gravitatorias de Saturno. Pero estas minúsculas partículas su-fren también perturbaciones; en especial, se advierte la ausencia de ciertas órbitas cuando los periodos están en relación simple con el periodo de los satélites más próximos. Los vacíos en la distribución de las ór-bitas corresponden a la división de los anillos. El anillo A, el más externo, de luminosidad moderada y que se halla a unos 120 000-138 000 km de distancia del centro de Saturno, está separada del anillo brillante B (de 87 000-116 000 km de extensión) por la división de Cassini, de unos 4 000 km de ancho. El anillo C es el más próximo al planeta y está separado del anillo B por una franja oscura de unos 1 000 km de ancho. Es v muy difícil de observar y, probablemente, no existe separación entre este anillo y el más luminoso que le precede.
Los anillos de Saturno son un ejemplo de lo que queda de la nebulosa primitiva que dio origen al sistema solar. Por ello, conviene examinar su estructura más detalladamente. Como ya se ha dicho, cada partícula orbita por su cuenta y es imposible, después de los miles de millones de años que el anillo resiste, que el polvo se reúna para formar otro satélite. Ello depende del hecho de que para un cuerpo pequeño en curso de formación y muy próximo a un planeta, el sector cercano a éste es más atraído que el otro. Por consiguiente, si el cuerpo no tiene una densidad suficiente (si la tuviese, su evolución sería distinta, como se ha demostrado mediante las sondas), la atracción recíproca de los distintos bloques independientes que lo componen no bastaría para contrapesar la distinta atracción ejercida sobre éstos por el planeta. Así, el astro en formación no puede condensarse en un cuerpo único, sino que sigue constituido por partículas separadas; el resultado son los anillos de Saturno. Naturalmente, cuanto más próximo esté el astro, más di-fícil es resistir a la atracción.
El borde externo del anillo de Saturno presenta un radio igual a 2,3 veces
el del planeta. Bajo el efecto de las fuerzas mareales, un satélite
de densidad menor a 1,15, situado a esa distancia, sería destruido
debido a la acción recíproca de atracción.
Como Júpiter, también Saturno está acompañado
de numerosos satélites (hasta ahora se conocen 11), el último
de los cuales, Jano, fue descubierto en 1966. Los otros son: Titán,
el más visible y con un diámetro casi como el de la Luna,
Japeto, Rea, Tetis, Dione, Mimas, el más próximo, Encelado,
Hiperión, Febe y Temis. Temis no se ha visto más desde 1904,
lo que comporta suponer que fuese un asteroide de paso, en vez de un satélite.
Todos orbitan a unas distancias del centro que varían de 3-25 radios
de Saturno, excepto Japeto (59 radios) y Febe (214 radios). Con un instrumento
normal se suelen observar 5 0 6. Titán se ve también fácilmente
en un pequeño telescopio. Cuando el plano del ecuador de Saturno
pasa casi a través de la Tierra, no sólo se nota la desaparición
de los anillos, sino que algunos satélites dan lugar a los mismos
fenómenos señalados para los satélites de Júpiter,
es decir: eclipses, tránsitos y ocultaciones.