Saturno
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Posee
por lo menos 18 satélites, entre ellos Titán, que tiene una densa atmósfera de
nitrógeno. Otros de los más conocidos son Rhea, Dione, Tethys, Enceladus, Mimas,
etc.|
Diámetro:
116.000 (9,41 veces el de la Tierra). |
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Temperatura media: -180º C. |
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Distancia al Sol: 1.427 Millones de km. |
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Duración del año: 84,01 años terrestres |
Sexto de los planetas que rodean al Sol, segundo del Sistema Solar en masa y volumen. Su nombre es el del dios romano hijo de Júpiter cuyo reinado se considera como el tiempo de la abundancia, de la justicia y de la libertad.
Era el planeta más distante conocido hasta finales del siglo XVII, ya que a pesar de su gran distancia de la Tierra, su gran tamaño y brillo amarillento permitían apreciarlo a simple vista. Con una magnitud visual de 0,75 Saturno es más brillante que Mercurio y que todas las estrellas del firmamento excepción hecha de Sirio.
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| Vista de Saturno |
Saturno es sin duda el objeto más fascinante de nuestro Sistema Solar; el planeta está rodeado por un amplio y vistoso anillo, que se revela compuesto por múltiples anillos concéntricos y por un cortejo de satélites visibles con un pequeño telescopio de algunos centímetros de diámetro.
Los anillos de Saturno fueron observados por primera vez por Galileo Galilei en 1610, con su telescopio recién construido. La poca precisión del instrumento, a la vez que la visión de un efecto desconocido hicieron que Galileo no llegase a concebir los anillos en su real configuración y que estos estuviesen separados del cuerpo del planeta, por lo que Galileo los describió, como asas (ansae) u orejas.
Sin embargo, fue mérito del astrónomo holandés Christian Huygens, en 1655, establecer la estructura real del anillo de Saturno. Saturno, a causa de sus anillos, fue considerado como un caso excepcional del sistema Solar hasta 1977, en que se descubrieron los de Urano, y dos años más tarde, cuando el Voyager 1 fotografió los finos anillos de Júpiter.
El aspecto de los anillos cambia de perspectiva según las posiciones relativas de la Saturno con respecto al Sol, debido a que el plano de los anillos está inclinado con respecto al plano orbital del planeta, por lo que su visión cambia de septentrional a meridional, con un periodo de 7,5 años aproximadamente, y así en 1980 los anillos eran visibles en corte; de 1985 a 1990 se vio la parte sur con diversas inclinaciones hasta 1995 que paso de nuevo a verse en corte y así periódicamente.
Sucesivas observaciones de Saturno descubrieron que el anillo no era único, sino que en realidad eran múltiples anillos concéntricos separados por zonas de aparente vacío, que se fueron nombrando con una letra conforme se fueron descubriendo. Los anillos A y B se ven fácilmente mientras que los D y E requieren el empleo de grandes telescopios y buenas condiciones meteorológicas.
Hoy se sabe que en realidad hay más de 100.000 anillos y 18 satélites alrededor de Saturno.
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| Anillos de Saturno. |
Saturno gira alrededor del Sol a una distancia media de 1.427 millones de kilómetros en una órbita poco excéntrica (0,055), con un perihelio 1.347 x 106 km y un afelio de 1.506 x 106 km, inclinada 2,48 grados con respecto al plano de la Tierra (eclíptica). Tarda 10.759, 22 días en completar una órbita, 39,36 años aproximadamente.
Gira sobre si mismo completando una revolución cada 10,14 horas, menos de la mitad de lo que tarda la Tierra y un 8 % más que Júpiter. Su eje de rotación está inclinado sobre su eje 25,33 grados, valor bastante próximo al de la inclinación del eje de la Tierra.
Saturno es un planeta gaseoso, por lo que no tiene una superficie definida sobre la cual determinar el radio. En estos planetas se acostumbra tomar como referencia el radio al que la presión alcanza el mismo valor que en la superficie terrestre, o sea, 1 Bar. En el caso de Saturno el radio ecuatorial es de 60,268 km, mientras que el polar es de 54,364, una diferencia de 6.000 kilómetros, poco menos que el radio de la Tierra. Saturno es, por lo tanto, un planeta mucho más achatado que la Tierra, en parte por su naturaleza fluida y también por la alta velocidad de rotación cuya fuerza centrífuga empuja la materia a las zonas ecuatoriales. Su volumen es de 827 x 10 12 km3, 763 veces mayor que la Tierra, y tiene una masa 95 veces mayor, 568 x 1024 kg es, en consecuencia, el segundo planeta más grande después de Júpiter, pero también el planeta con menor valor de densidad, porque tiene una densidad baja, 0,687, ocho veces inferior a la terrestre. La gravedad en las posiciones de un bar de presión es 8,96 ms-2, del mismo orden que la terrestre que es 9,8.
Atmósfera
Al igual que Júpiter, Saturno no posee una superficie sólida y está rodeado por una densa atmósfera, cuyos componentes principales son el hidrógeno (88% en masa) y el helio (11%), además de trazas de metano, amoníaco, cristales de amoníaco, etano, acetileno, fosfamina, e hidrosulfuro amónico (SHNH4). Se trata de una composición del tipo estelar, completamente similar a la de Júpiter aunque con diferente proporción de helio, ya que Saturno tiene un 11 % frente al 18% de Júpiter. Esta composición confirma que este planeta gigante y lejano se formó a partir de los elementos más livianos contenidos en la nebulosa solar primordial.
La atmósfera se extiende hasta alturas superiores a los 200 km de altura considerando como punto cero la presión de 1 bar.
Al igual que Júpiter, el disco de Saturno presenta bandas obscuras, líneas y zonas claras de color, pero en este caso con mucho menos contraste, por lo que ha sido necesario procesar digitalmente las imágenes para apreciarlas con claridad. La falta de colorido se atribuye a que las temperaturas son demasiado bajas para que se produzcan los compuestos químicos que producen tiñen las nubes con en el caso de Júpiter. Saturno también presenta una distribución alternante de vientos horizontales del Este y del Oeste en sentido contrario, aunque no se encuentran tantas macroestructuras ovaladas, solo diez han sido observadas desde la Tierra. Estas corrientes debido a la menor temperatura de Saturno son más anchas y se producen a mucha mayor profundidad, en una niebla mucho más densa que la de Júpiter que difumina los detalles.
El
origen de los momentos convectivos que mantienen en permanente
circulación los gases que integran el planeta se ha atribuido a la
energía procedente del Sol, y más aún a la propia energía interna que
genera el interior de Saturno, que al igual que Júpiter emite más
energía de la que recibe del Sol.
Siguiendo la evolución de las manchas de Saturno l se observa un periodo
de rotación de 10 horas y 11 minutos, mientras que las ondas de radio
procedentes del interior del planeta indican que el núcleo de Saturno y
su magnetosfera tienen un periodo de rotación de 10 horas, 39 minutos y
25 segundos. De la diferencia entre estas dos rotaciones (aproximadamente
28 minutos) se concluye que en Saturno se producen vientos ecuatoriales
con velocidades que alcanzan los 1.700 km por hora.
En 1988, se descubrió a partir del análisis de las fotografías enviadas por el Voyager, una enorme formación hexagonal permanente rodeando el polo norte del planeta, que a cierta distancia se asemeja a una banda de nubes. Los científicos han interpretado esta estructura como una configuración de ondas estacionarias en múltiplo de seis que se produce en la atmósfera del planeta
Interior
La densidad de Saturno es de 0,68 g/cm3, la octava parte que la Tierra, debido a que está compuesto en su mayor parte por hidrógeno y helio.
Análogamente a Júpiter, Saturno cuenta también con una fuente interna de energía porque su radiación infrarroja es superior en 2 a 3 veces a la radiación solar que absorbe. Se atribuye a esta fuente de calor el origen de la permanente circulación atmosférica. Sin embargo, Saturno, al igual que Júpiter, no tiene suficiente masa para generar energía termonuclear, es decir, no es una estrella.
El origen de esta energía interior se ha buscado en el hecho de que en el interior de Saturno las condiciones de presión y bajas temperaturas estén por debajo del punto de condensación del helio, siendo probable que pueda estar licuándose y cayendo hacia el núcleo. Una lluvia gravitacional de helio hacia el núcleo que va liberando energía a medida que sus gotas rozan con el hidrógeno líquido.
Los científicos, consideran basándose en modelos teóricos que el interior de Saturno, al igual que el de Júpiter, estaría formado por materiales rocosos y densos ( posiblemente con abundancia de hierro) que habrían sido la semilla original a cuyo alrededor se habrían agregado los materiales de la nebulosa originaria del Sistema Solar. En el caso de Saturno este núcleo seria de dimensiones mayores que el de su hermano mayor aproximadamente el 25% de la masa del planeta. Cabría la posibilidad de que este núcleo no fuese la semilla inicial de formación, sino que se hubiese formado posteriormente por decantación gravitatoria de materiales más densos.
Rodeando a esta capa, Saturno estaría formado por una capa de hidrógeno metálico líquido, el 45% y el 50 % de la zona entre el centro y la superficie del planeta. El hidrógeno de esta capa estaría sometido a temperaturas y presiones superiores a los 20.000 ºK y 3.000.000 de atmósferas, por lo que tendría el comportamiento de un metal, recorrido por corrientes eléctricas que dan lugar al campo magnético del planeta. En el caso de Júpiter el hidrógeno metálico llena el 80% del interior del planeta.
A presiones inferiores a los tres millones de atmósferas, tal como predicen los modelos teóricos, el hidrógeno existiría en forma de líquido molecular, o sea en forma de H2. Al ascender a la superficie, la temperatura y la presión irían descendiendo paulatinamente hasta pasar a hidrógeno gaseoso molecular que formaría la atmósfera.
Magnetosfera
El interior de Saturno está formado por un núcleo de hidrógeno metálico mucho más pequeño que Júpiter, razón por la cual constituye su menor campo magnetizo, aproximadamente veinte veces inferior al de Júpiter (0,5 Oe); del mismo modo, su magnetosfera es tres veces menor.
La magnetosfera está formada por un conjunto de cinturones de radiación toroidales, que se extienden hasta más de 2 millones de kilómetros del centro del planeta, en los que se encuentran atrapados iones atómicos y electrones, procedentes del viento solar y materiales de los anillos del planeta. Las mediciones realizadas por la sonda Voyager 1 revelan que la magnetosfera es mucho más uniforme que la de Júpiter y que se encuentra inclinada 0,7 grados con respecto al eje de rotación, y que gira sincrónicamente con el interior de Saturno con un periodo de 10 horas 39 minutos y 25 segundos.
Los cinturones de radiación de la magnetosfera interactúan con la capa superior de la atmósfera de Saturno (ionosfera), produciendo auroras de radiación ultravioleta.
Además de los cinturones de radiación, cabe mencionar dos especiales cinturones de materia. El primero se encuentra entre las órbitas de Titán y Rea a una distancia aproximada de un millón de kilómetros del centro, en forma de una enorme nube toroidal de átomos de hidrógeno gaseoso. El segundo es un disco de plasma, que gira en sincronía casi perfecta con el campo magnético de Saturno, compuesto de hidrógeno y de iones de oxígeno, que se extiende desde el exterior de la órbita de Tetis hasta casi la de Titán.
Anillos
Los anillos de Saturno fueron observados por primera vez por Galileo Galilei en 1610, con su telescopio recién construido. La poca precisión del instrumento, a la vez que la visión de un efecto desconocido hicieron que Galileo no llegase a concebir los anillos en su real configuración, y que éstos estuviesen separados del cuerpo del planeta, por lo que Galileo los describió como asas (ansae) u orejas. Galileo pensó que Saturno estaba formado por tres conglomerados de estrellas dispuestos en línea recta, con la parte central más ancha que las de los extremos. Galileo describió el acontecimiento en latín siguiendo la costumbre de los hombres cultos de la época: altissimum planetam tergeminum observavi (´he visto al planeta más alejado compuesto de tres cuerpos´). Galileo continuó observando Saturno, pero los dos cuerpos que flanqueaban los lados se hicieron cada vez más estrechos hasta que a finales de 1612 ambos desaparecieron de su vista. Galileo se enfadó por ello y nunca más observó a Saturno.
Sin embargo fue mérito del astrónomo holandés Christian Huygens, en 1655, establecer la estructura real del anillo de Saturno. En una especie de jeroglífico en latín describía prematuramente una frase cuya traducción dice así: "Está circundado por un delgado anillo achatado, inclinado hacia la eclíptica sin tocar en ningún punto al planeta".
Una vez que se aclaró la verdadera forma de los anillos fue posible justificar porque los anillos de Júpiter cada 14 años desaparecen, para poco a poco tener una visibilidad máxima. El eje de rotación de Júpiter, al igual que el de la Tierra, está inclinado con respecto al plano de la eclíptica 26,75 grados. Los anillos de Saturno se encuentran en su plano ecuatorial, por lo que se encuentran inclinados respecto al plano en que se halla la Tierra. Cuando Júpiter se encuentra en su posición más alejada, se ven los anillos por encima del lado más cercano, mientras permanece oculto el lado más alejado. Cuando se encuentra en el otro extremo, se ven los anillos por debajo, mientras el lado más alejado permanece oculto; pero hay una posición, que acontece dos veces por órbita, en que los anillos se ven de perfil, aunque, al ser éstos tan finos es casi imposible apreciarlos.
Después de Huygens, Cassini en 1675, observó con detenimiento a Saturno y se percató de que no era una curva continua de luz, sino que había una zona de vacío aparente en el interior del anillo, que fue llamado precisamente división de Cassini, y que determinó la subdivisión del propio anillo en dos partes, definidas, por convención, anillo A (el exterior con respecto al planeta y más estrecho) y anillo B, (el interior y brillante). Pero la aportación más importante de Cassini, en 1715, fue la hipótesis, confirmada por el astrónomo y matemático francés Laplace un siglo más tarde, de que el anillo no estaba constituido por un disco sólido, sino por un conjunto de partículas separadas que giran alrededor de Saturno en órbitas diferentes, a velocidades diferentes, más lentas las partículas externas y más veloces las interiores.
En 1857, el físico inglés James Clark Maxwell demostró matemáticamente que cada anillo estaba compuesto de miríadas de partículas de tamaño variable desde un peñasco a un fragmento de arena. Todo fue experimentalmente confirmado algunos años más tarde por las primeras observaciones espectroscópicas, realizadas por el astrónomo americano James Keeler en 1895, que demostraron que existe una velocidad diferencial entre las diversas partículas que componen el anillo.
Por vía teórica pero diferente el astrónomo francés Eduard Roche demostró que alrededor de un cuerpo celeste existe una zona, llamada límite de Roche, dentro de la cual no puede encontrarse ningún otro cuerpo sin ser disgregado por las potentes fuerzas de marea, debidas al efecto gravitacional del cuerpo principal. Si la densidad del cuerpo principal y del secundario son aproximadamente iguales, el límite de Roche es de alrededor de 2,44 radios del cuerpo principal. Esto quiere decir que si el cuerpo secundario se acerca al interior de este límite, es destruido. El que los anillos de Saturno se hallen en el interior de este límite, ofrece una explicación del hecho que los materiales con los cuales están constituidos no han podido reunirse para formar un satélite.
Mientras tanto, observaciones más precisas habían llevado al descubrimiento de nuevas divisiones. Encke, en 1837, localizó un delgado vacío en el interior del anillo A. Que se denomino división de Encke o, debido a su extrema finura, también es denominada trazo de lápiz. En el siglo XX fue descubierto un tenue anillo, aún más interno que el B, bautizado como anillo C o anillo velo. Y en 1969 fue localizado el anillo D.
Las
recientes observaciones de Saturno efectuadas por las dos sondas
americanas Voyager, han demostrado que las divisiones de Encke, como
también la de Cassini, están caracterizadas por una relativa ausencia de
partículas con respecto a otras regiones de los anillos, pero no por un
vacío absoluto de materia como parecían indicar las primeras
observaciones desde la Tierra.
Las imágenes tomadas por los Voyager, han mostrado que los anillos se
dividen en millares de sub-anillos. Algunos tienen un aspecto bastante
uniforme, como el anillo A que está compuesto por partículas con
dimensiones medias de unos 10 cm; otros presentan una estructura más
compleja, como por ejemplo el anillo B, que parece formado por una
cantidad de sub-anillos que se entrecruzan entre sí de manera un tanto
desordenada. Las imágenes también muestran estrías en forma de radios de
bicicleta que no pueden explicarse sólo con el efecto de las fuerzas
gravitacionales.
Los Voyager también han descubierto una serie de anillos externos al A y que han sido llamados E, F y G. En la determinación de la estructura de los anillos tienen un papel, muy importante los pequeños satélites bautizados satélites guardianes, porque con su efecto mantienen confinadas a las partículas dentro de espacios determinados.
Los Voyager han mostrado también que las partículas de los anillos están formados por fragmentos de diferentes dimensiones de naturaleza silícea recubiertos por una capa de hielo, sobre la cual se encuentra depositada una capa de polvo más oscura que afecta notablemente su reflectancia y que determina en parte el mayor o menor brillo del anillo.
El origen de los anillos de Saturno es muy controvertido. Inicialmente se propuso que procedían de uno o varios satélites, que fueron desintegrados en polvo al sobrepasar el límite de Roche, pero hoy está más aceptada la hipótesis de que los anillos se han formado junto con el planeta y que son los restos de la primitiva nebulosa solar.
El sistema de anillos
Los anillos de Saturno están compuestos por numerosas partículas cuyos diámetros varían entre 10 cm hasta los 10 m, existiendo variaciones regionales en la distribución de tamaños dentro de los anillos. Este sistema de anillos tiene siete porciones principales. Cada porción o sección lleva asignada una letra mayúscula que indica el orden en que se descubrieron o se postularon las secciones.
El cuerpo principal de anillos (A, B y C) mide unos 275.000 km de diámetro, lo que representa las tres cuartas partes de la distancia que separa a la Tierra de la Luna. Esta gran anchura contrasta con su grosor, de sólo unos pocos cientos de metros y que en algunos puntos alcanza sólo 5 metros.
Las secciones A y B son brillantes y de escasa opacidad; entre ambas se sitúa una importante franja de 5.000 km conocida como la división de Cassini, que es una región relativamente transparente, aunque no vacía. La sección C es más débil y menos opaca, dentro de la cual se sitúa otra aún más débil, la sección D. Por Último, existen otras tres secciones, E, F y G, que quedan fuera del cuerpo principal, al igual que nuevas separaciones denominadas de Keeler y de Maxwell en honor a sus aportaciones en el conocimiento del planeta.
Fotografías de alta resolución tomadas por las sondas Voyager revelaron que cada porción principal está en realidad compuesta por numerosas bandas y anillos delgados, por lo cual el número total de anillos debería cifrarse en decenas de miles.
Satélites de Saturno
Mientras se contó exclusivamente con las observaciones desde la Tierra, se sabía de diez satélites de Saturno cuyo conocimiento era bastante impreciso. En la actualidad gracias a las observaciones con sondas espaciales se acepta que hay dieciocho satélites orbitando a Saturno aunque últimamente se han propuesto dos más, con lo que el total seria de veinte.
Entre sus satélites, Saturno cuenta prácticamente con toda la variedad imaginable de mundos, algunos son rocosos y otros están formados por masas de hielo, algunos son el resultado de capturas gravitacionales mientras que otros se formaron al mismo tiempo que el planeta; entre ellos se encuentra Titán, el mayor del sistema Solar. Todos los satélites excepto Febe, tienen el periodo de rotación sincrónico con el de revolución alrededor del planeta. Sus diámetros van desde los 9 km de Pan hasta los 5.150 km de Titán.
El primer satélite de Saturno en ser descubierto fue Titán, en 1655, el mismo año que Huygens describió su anillo. En el momento de su descubrimiento se conocían además la Luna y los cuatro satélites galileanos de Júpiter, cinco en total. Poco más tarde, entre 1671 y 1684, Cassini descubrió otros cuatro satélites de Saturno, Japeto (Iapetus), Rea (Rhea), Dione y Tetis (Tethys) y al terminar el siglo XIX ya se conocían nueve.
Los cinco mayores satélites interiores, Mimas, Encélado, Tetis, Dione y Rea, tienen una densidad de alrededor de 1,3 g/cm3, son de forma esférica y están compuestos en su mayor parte de hielo de agua, con un núcleo rocoso que puede alcanzar el 40% en el caso de Dione. Sus superficies presentan numerosos cráteres de impacto; de los cinco, Encélado es el que tiene una superficie más lisa.
Mimas
Mimas es el primer satélite de Saturno en orden de distancia desde el planeta, y el más pequeño de los esféricos. Tiene un diámetro de 392 km y una densidad un poco superior a la del agua (1,17 gr./cm3) y un albedo del 60%, por lo tanto su composición predominante es hielo con algunos materiales rocosos.
Encélado
Encélado (Enceladus) es el tercer satélite de Saturno en orden de distancia desde el planeta y sexto en orden de tamaño. Tiene un período de 32 horas y 53 minutos y un diámetro de 500 km, está trabado gravitacionalmente con Saturno, por lo tanto su periodo de rotación coincide con el de orbitación. Está en órbita alrededor de Saturno a una distancia media de 238.000 km, muy próxima al extremo del anillo E, por lo que los astrónomos suponen que materiales resultado de su actividad geológica se suministran como aporte de partículas al anillo E.
Tetis
Tetis (Tethys) fue descubierto por Cassini en 1684. Tiene un diámetro de 1.060 km, una densidad de 1,21 g/cm3, y un albedo de 0,9. Es uno de los más brillantes. Gira alrededor de Saturno a una distancia de 294.000 km, sincrónicamente ( esta trabado gravitatoriamente) con un periodo de 1,88 días. Su composición es básicamente hielo con pequeños aportes de materiales rocosos. En su superficie destaca un gran cráter, Odisseus, con más de 450 km de diámetro y un valle, Ithaca Chasma de 100 km de ancho que se extiende más de 2.000 km a lo largo de su superficie.
Dione
El sexto en orden de distancia desde el planeta, fue descubierto por el astrónomo Cassini en el año 1684. Tiene una superficie de aspecto lunar, pero con un albedo mucho más elevado (30%-50%). Su diámetro es de 1.120 km. Se encuentra en órbita a una distancia aproximadamente de 377.000 km del planeta, y realiza una vuelta cada 2,7 días.
Rea
Rea (Rhea) es el segundo satélite de Saturno en orden de tamaño, después de Titán, y el quinto en orden de distancia desde el planeta. Fue descubierto por el astrónomo Cassini en 1672. Tiene un diámetro de 1.530 km y una densidad algo superior a la del agua: 1,3 g/cm3. Su distancia media desde Saturno es de 527.000 km y su periodo de revolución de 4,5 días.
Titán
Fue el primer satélite de Saturno en ser descubierto por Huygens en 1655. Tiene una magnitud visual de 8,4, por lo que puede fácilmente verse desde la Tierra con un telescopio de aficionado. Se encuentra entre los satélites interiores y exteriores a una distancia de
1,221,850
km. Con 5.150 km de diámetro, mayor que el planeta Mercurio, es la luna mayor de Saturno y compite con Ganimedes y Tritón por ser la mayor del Sistema Solar. Sin embargo, el diámetro de Titán no se ha medido con precisión porque una densa niebla anaranjada oculta su superficie.
Es el único satélite del sistema solar con una atmósfera densa, de más de trescientos kilómetros de espesor, y una superficie recubierta parcialmente por compuestos en estado líquido. En su composición se encuentra, nitrógeno, metano, etano, acetileno, etileno, cianuro de hidrógeno, monóxido de carbono y dióxido de carbono
Hiperión
Hiperión (Hyperion) es 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. Hiperión fue descubierto en 1848 por el astrónomo William C. Bond (1789-1859).
Japeto
Japeto (Iapetus) es el octavo satélite de Saturno en orden de distancia desde el planeta de los anillos. Realiza una vuelta completa alrededor de Saturno en setenta y nueve días y ocho horas, a una distancia media de 3.560.000 km. Tiene un diámetro de alrededor de 1.500 km. Fue descubierto en 1671 por el astrónomo francés Cassini.
Febe
Febe (Phoebe) es el satélite más lejano de Saturno. Se encuentra a una distancia media del planeta de 12.930.000 km, y realiza una vuelta alrededor del planeta en 550 días, desplazándose en sentido retrógrado (es decir, horario). Descubierto en 1898 por el astrónomo americano William H. Pickering, Febe tiene un diámetro de aproximadamente de 140 km. Probablemente sea un cometa capturado por la atracción gravitatoria de Saturno.
Exploración de Saturno
La singularidad de Saturno con su atractivo anillo, atrajeron la atención de numerosos astrónomos desde Galileo hasta bien entrado el siglo XX. En la década 1960-1970, las observaciones realizadas mediante técnicas ópticas, de radio y térmicas efectuadas proporcionaron bastantes datos sobre la naturaleza del planeta, aunque limitadas por la lejanía del mismo.
El envío de sondas automáticas supusieron un verdadero salto en los conocimientos de todos los planetas del sistema solar y también de Saturno. La primera contribución fue proporcionada por el Pioneer 11 que, después de haberse encontrado con Júpiter, pasó junto a Saturno en septiembre de 1979, seguidas por el Voyager 1 en noviembre de 1980 y el Voyager 2 en agosto de 1981, las naves llevaban a bordo, cámaras de vídeo e instrumentos para analizar las intensidades de la radiación en las regiones visibles, ultravioleta, infrarroja y del espectro electromagnético, correspondiente a las ondas de radio, instrumentos detectores de partículas y radiación atómica, además de para el estudio del polvo interplanetario.
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