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Articulo de referencia

Anillos de Urano

Imagen actualizada del sistema de anillos de Urano (se indican los anillos épsilon/ε, zeta/ζ, mu/μ y nu/ν) captada por la cámara de infrarrojo cercano del Telescopio Espacial Ja...

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Imagen actualizada del sistema de anillos de Urano (se indican los anillos épsilon/ε, zeta/ζ, mu/μ y nu/ν) captada por la cámara de infrarrojo cercano del Telescopio Espacial James Webb el 4 de septiembre de 2023.

Los anillos de Urano constan de 13 anillos planetarios . Su complejidad es intermedia entre el conjunto más extenso que rodea a Saturno y los sistemas más simples que rodean a Júpiter y Neptuno . Los anillos de Urano fueron descubiertos el 10 de marzo de 1977 por James L. Elliot , Edward W. Dunham y Jessica Mink . William Herschel también había informado haber observado anillos en 1789; los astrónomos modernos discrepan sobre si pudo haberlos visto, ya que son muy oscuros y tenues. [ 1 ]

Para 1977, se identificaron nueve anillos distintos. Dos anillos adicionales fueron descubiertos en 1986 en imágenes tomadas por la nave espacial Voyager 2 , y dos anillos exteriores fueron encontrados entre 2003 y 2005 en fotos del Telescopio Espacial Hubble . En orden de distancia creciente al planeta, los 13 anillos conocidos se designan como 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν y μ. Sus radios varían desde aproximadamente 38.000  km para el anillo 1986U2R/ζ hasta aproximadamente 98.000  km para el anillo μ. Es posible que existan bandas de polvo tenues adicionales y arcos incompletos entre los anillos principales. Los anillos son extremadamente oscuros: el albedo de Bond de las partículas de los anillos no supera el 2%. Probablemente están compuestos de hielo de agua con la adición de algunos compuestos orgánicos oscuros procesados ​​por radiación .

La mayoría de los anillos de Urano son opacos y tienen solo unos pocos kilómetros de ancho. El sistema de anillos contiene poco polvo en general; se compone principalmente de cuerpos grandes de 20  cm a 20  m de diámetro. Algunos anillos son ópticamente delgados: los anillos 1986U2R/ζ, μ y ν, anchos y tenues, están formados por pequeñas partículas de polvo, mientras que el anillo λ, estrecho y tenue, también contiene cuerpos de mayor tamaño. La relativa falta de polvo en el sistema de anillos puede deberse a la resistencia aerodinámica de la extensa exosfera uraniana .

Se cree que los anillos de Urano son relativamente jóvenes, con una antigüedad no superior a los 600  millones de años. El sistema de anillos uranianos probablemente se originó a partir de la fragmentación por colisión de varias lunas que alguna vez orbitaron el planeta. Tras la colisión, las lunas probablemente se desintegraron en numerosas partículas, que sobrevivieron como anillos estrechos y ópticamente densos únicamente en zonas estrictamente confinadas de máxima estabilidad.

El mecanismo que confina los anillos estrechos no se comprende del todo. Inicialmente se asumió que cada anillo estrecho tenía un par de lunas pastoras cercanas que lo mantenían en forma. En 1986, la Voyager 2 descubrió solo un par de estas lunas pastoras ( Cordelia y Ofelia ) alrededor del anillo más brillante (ε), aunque posteriormente se descubrió que la tenue ν estaba rodeada por Portia y Rosalind . [ 2 ]

Descubrimiento

La primera mención de un sistema de anillos uranianos proviene de las notas de William Herschel, que detallan sus observaciones de Urano en el siglo XVIII e incluyen el siguiente pasaje: «22 de febrero de 1789: Se sospechaba la existencia de un anillo». [ 1 ] Herschel dibujó un pequeño diagrama del anillo y observó que estaba «ligeramente inclinado hacia el rojo». El telescopio Keck en Hawái ha confirmado desde entonces que esto es así, al menos para el anillo ν (nu). [ 3 ] Las notas de Herschel se publicaron en una revista de la Royal Society en 1797. En los dos siglos transcurridos entre 1797 y 1977, los anillos rara vez se mencionan, si es que se mencionan. Esto genera serias dudas sobre si Herschel pudo haber visto algo así mientras cientos de otros astrónomos no vieron nada. Se ha afirmado que Herschel dio descripciones precisas del tamaño del anillo ε en relación con Urano, sus cambios a medida que Urano viajaba alrededor del Sol y su color. [ 4 ]

El descubrimiento definitivo de los anillos de Urano fue realizado por los astrónomos James L. Elliot , Edward W. Dunham y Jessica Mink (conocida entonces como Douglas Mink) el 10 de marzo de 1977, utilizando el Observatorio Aerotransportado Kuiper , y fue fortuito . Planeaban usar la ocultación de la estrella SAO 158687 por Urano para estudiar la atmósfera del planeta . Cuando se analizaron sus observaciones, encontraron que la estrella desapareció brevemente de la vista cinco veces tanto antes como después de ser eclipsada por el planeta. Dedujeron que había un sistema de anillos estrechos. [ 5 ] [ 6 ] Los cinco eventos de ocultación que observaron fueron denotados por las letras griegas α, β, γ, δ y ε en sus artículos. [ 5 ] Estas designaciones se han utilizado como nombres de los anillos desde entonces. Más tarde encontraron cuatro anillos adicionales: uno entre los anillos β y γ y tres dentro del anillo α. [ 7 ] El primero fue denominado anillo η. Los últimos fueron denominados anillos 4, 5 y 6, según la numeración de los eventos de ocultación en un artículo. [ 8 ] Se sugirió que los anillos 4, 5 y 6 fueran renombrados como anillos θ, ι y κ, respectivamente, pero esto no fue aceptado por la IAU ni por la comunidad astronómica. De todos modos, los anillos descubiertos posteriormente siguieron utilizando el esquema de letras griegas , pero se reanudaron en λ , omitiendo las tres letras anteriores. [ 9 ]

El sistema de anillos de Urano fue el segundo en ser descubierto en el Sistema Solar, después del de Saturno . [ 10 ] En 1982, en el quinto aniversario del descubrimiento de los anillos, Urano junto con los otros ocho planetas reconocidos en ese momento (es decir, incluyendo a Plutón ) se alinearon en el mismo lado del Sol. [ 11 ] [ 12 ]

Los anillos fueron fotografiados directamente cuando la nave espacial Voyager 2 sobrevoló el sistema de Urano en 1986. [ 13 ] Se revelaron dos anillos más tenues, lo que elevó el total a once. [ 13 ] El Telescopio Espacial Hubble detectó un par adicional de anillos previamente no vistos entre 2003 y 2005, lo que elevó el número total conocido a 13. El descubrimiento de estos anillos exteriores duplicó el radio conocido del sistema de anillos. [ 14 ] El Hubble también fotografió por primera vez dos pequeños satélites, uno de los cuales, Mab , comparte su órbita con el anillo μ más externo recién descubierto. [ 15 ]

Propiedades generales

Esquema del sistema de anillos y lunas de Urano . Las líneas continuas representan los anillos; las líneas discontinuas, las órbitas de las lunas. Este diagrama no incluye la luna Urano XXVIII , que aún no había sido descubierta al momento de su creación.

Según se entiende actualmente, el sistema de anillos de Urano comprende trece anillos distintos. En orden de distancia creciente al planeta son: anillos 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ. [ 14 ] Se pueden dividir en tres grupos: nueve anillos principales estrechos (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), [ 10 ] dos anillos polvorientos (1986U2R/ζ, λ) [ 16 ] y dos anillos exteriores (ν, μ). [ 14 ] [ 17 ] Los anillos de Urano consisten principalmente en partículas macroscópicas y poco polvo , [ 18 ] aunque se sabe que hay polvo presente en los anillos 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν y μ. [ 14 ] [ 16 ] Además de estos anillos bien conocidos, puede haber numerosas bandas de polvo ópticamente delgadas y anillos débiles entre ellos. [ 19 ] Estos anillos débiles y bandas de polvo pueden existir solo temporalmente o consistir en una serie de arcos separados, que a veces se detectan durante ocultaciones . [ 19 ] Algunos de ellos se hicieron visibles durante una serie de eventos de cruce del plano de los anillos en 2007. [ 20 ] Varias bandas de polvo entre los anillos fueron observadas en geometría de dispersión frontal [ a ] ​​por Voyager 2. [ 13 ] Todos los anillos de Urano muestran variaciones de brillo azimutal . [ 13 ]

Los anillos están hechos de un material extremadamente oscuro. El albedo geométrico de las partículas del anillo no supera el 5-6%, mientras que el albedo de Bond es aún menor, alrededor del 2%. [ 18 ] [ 21 ] Las partículas de los anillos muestran un fuerte aumento de oposición, un aumento del albedo cuando el ángulo de fase está cerca de cero. [ 18 ] Esto significa que su albedo es mucho menor cuando se observan ligeramente fuera de la oposición. [ b ] Los anillos son ligeramente rojos en las partes ultravioleta y visible del espectro y grises en el infrarrojo cercano . [ 22 ] No exhiben características espectrales identificables . No se conoce la composición química de las partículas del anillo. No pueden estar hechas de hielo de agua puro como los anillos de Saturno porque son demasiado oscuras, más oscuras que las lunas interiores de Urano . [ 22 ] Esto indica que probablemente están compuestas de una mezcla de hielo y un material oscuro. La naturaleza de este material no está clara, pero podría tratarse de compuestos orgánicos considerablemente oscurecidos por la irradiación de partículas cargadas de la magnetosfera de Urano . Las partículas de los anillos podrían consistir en un material altamente procesado que inicialmente era similar al de las lunas interiores. [ 22 ] La cantidad de hielo en los anillos y las lunas interiores aumenta a medida que nos alejamos del planeta. [ 23 ]

En conjunto, el sistema de anillos de Urano es diferente tanto de los tenues anillos polvorientos de Júpiter como de los anillos anchos y complejos de Saturno , algunos de los cuales están compuestos de material muy brillante: hielo de agua. [ 10 ] Hay similitudes con algunas partes de este último sistema de anillos; el anillo F de Saturno y el anillo ε de Urano son estrechos, relativamente oscuros y están pastoreados por un par de lunas. [ 10 ] Los anillos exteriores ν y μ de Urano, recientemente descubiertos, son similares a los anillos exteriores G y E de Saturno . [ 24 ] Los anillos estrechos que existen en los anillos anchos de Saturno también se asemejan a los anillos estrechos de Urano. [ 10 ] Además, las bandas de polvo observadas entre los anillos principales de Urano pueden ser similares a los anillos de Júpiter. [ 16 ] Por el contrario, el sistema de anillos de Neptuno es bastante similar al de Urano, aunque es menos complejo, más oscuro y contiene más polvo; los anillos de Neptuno también están situados más lejos del planeta. [ 16 ]

Anillos principales estrechos

anillo ε (épsilon)

Vista de cerca del anillo ε de Urano.

El anillo ε es la parte más brillante y densa del sistema de anillos de Urano, y es responsable de aproximadamente dos tercios de la luz reflejada por los anillos. [ 13 ] [ 22 ] Si bien es el más excéntrico de los anillos de Urano, tiene una inclinación orbital insignificante . [ 25 ] La excentricidad del anillo hace que su brillo varíe a lo largo de su órbita. El brillo integrado radialmente del anillo ε es más alto cerca del apoapsis y más bajo cerca del periapsis . [ 26 ] La relación de brillo máximo/mínimo es de aproximadamente 2,5–3,0. [ 18 ] Estas variaciones están relacionadas con las variaciones del ancho del anillo, que es de 19,7  km en el periapsis y 96,4  km en el apoapsis. [ 26 ] A medida que el anillo se hace más ancho, la cantidad de sombra entre partículas disminuye y más de ellas se hacen visibles, lo que lleva a un mayor brillo integrado. [ 21 ] Las variaciones de ancho se midieron directamente a partir de imágenes de Voyager 2 , ya que el anillo ε era uno de los dos únicos anillos resueltos por las cámaras de Voyager. [ 13 ] Este comportamiento indica que el anillo no es ópticamente delgado. De hecho, las observaciones de ocultación realizadas desde tierra y la nave espacial mostraron que su profundidad óptica normal [ c ] varía entre 0,5 y 2,5, [ 26 ] [ 27 ] siendo mayor cerca del periapsis. La profundidad equivalente [ d ] del anillo ε es de alrededor de 47  km y es invariable alrededor de la órbita. [ 26 ]

Vista en primer plano de los anillos δ, γ, η, β y α de Urano (de arriba abajo). El anillo η resuelto muestra el componente ancho ópticamente delgado.

El espesor geométrico del anillo ε no se conoce con precisión, aunque ciertamente es muy delgado; según algunas estimaciones, tan delgado como 150  m. [ 19 ] A pesar de este espesor infinitesimal, consta de varias capas de partículas. El anillo ε es un lugar bastante congestionado con un factor de llenado cerca del apoapsis estimado por diferentes fuentes entre 0,008 y 0,06. [ 26 ] El tamaño medio de las partículas del anillo es de 0,2 a 20,0  m, [ 19 ] y la separación media es de alrededor de 4,5 veces su radio. [ 26 ] El anillo está casi desprovisto de polvo , posiblemente debido al arrastre aerodinámico de la corona atmosférica extendida de Urano. [ 3 ] Debido a su naturaleza extremadamente delgada, el anillo ε es invisible cuando se observa de canto. Esto sucedió en 2007 cuando se observó un cruce del plano del anillo. [ 20 ] La temperatura del anillo ε fue medida por ALMA y resultó ser77,3 ± 1,8  K . [ 28 ]

La sonda Voyager 2 observó una señal extraña proveniente del anillo ε durante el experimento de ocultación radioeléctrica . [ 27 ] La señal parecía un fuerte aumento de la dispersión frontal en la longitud de onda de 3,6  cm cerca del apoapsis del anillo. Una dispersión tan intensa requiere la existencia de una estructura coherente. Que el anillo ε posee dicha estructura fina ha sido confirmado por numerosas observaciones de ocultación. [ 19 ] El anillo ε parece consistir en varios anillos pequeños, estrechos y ópticamente densos, algunos de los cuales podrían tener arcos incompletos. [ 19 ]

Se sabe que el anillo ε tiene lunas pastoras interiores y exteriores : Cordelia y Ofelia , respectivamente. [ 29 ] El borde interior del anillo está en resonancia 24:25 con Cordelia, y el borde exterior está en resonancia 14:13 con Ofelia. [ 29 ] Las masas de las lunas deben ser al menos tres veces la masa del anillo para confinarlo eficazmente. [ 10 ] Se estima que la masa del anillo ε es de aproximadamente 10 16  kg. [ 10 ] [ 29 ]

anillo δ (delta)

Comparación de los anillos de Urano en luz dispersada hacia adelante y hacia atrás (imágenes obtenidas por la Voyager 2 en 1986).

El anillo δ es circular y ligeramente inclinado. [ 25 ] Muestra variaciones azimutales significativas e inexplicables en la profundidad óptica normal y el ancho. [ 19 ] Una posible explicación es que el anillo tiene una estructura ondulatoria azimutal, excitada por una pequeña luna justo dentro de él. [ 30 ] El borde exterior afilado del anillo δ está en resonancia 23:22 con Cordelia. [ 31 ] El anillo δ consta de dos componentes: un componente estrecho ópticamente denso y un hombro interior ancho con baja profundidad óptica. [ 19 ] El ancho del componente estrecho es de 4,1–6,1  km y la profundidad equivalente es de aproximadamente 2,2  km, lo que corresponde a una profundidad óptica normal de aproximadamente 0,3–0,6. [ 26 ] El componente ancho del anillo tiene aproximadamente 10–12  km de ancho y su profundidad equivalente es cercana a 0,3  km, lo que indica una baja profundidad óptica normal de 3  ×  10 −2 . [ 26 ] [ 32 ] Esto se sabe solo a partir de datos de ocultación porque el experimento de imágenes de Voyager 2 no logró resolver el anillo δ. [ 13 ] [ 32 ] Cuando fue observado en geometría de dispersión frontal por Voyager 2 , el anillo δ apareció relativamente brillante, lo cual es compatible con la presencia de polvo en su componente ancho. [ 13 ] El componente ancho es geométricamente más grueso que el componente estrecho. Esto está respaldado por las observaciones de un evento de cruce del plano del anillo en 2007, cuando el anillo δ permaneció visible, lo cual es consistente con el comportamiento de un anillo simultáneamente geométricamente grueso y ópticamente delgado. [ 20 ]

anillo γ (gamma)

El anillo γ es estrecho, ópticamente denso y ligeramente excéntrico. Su inclinación orbital es casi cero. [ 25 ] El ancho del anillo varía en el rango de 3,6–4,7  km, aunque la profundidad óptica equivalente es constante en 3,3  km. [ 26 ] La profundidad óptica normal del anillo γ es de 0,7–0,9. Durante un evento de cruce del plano del anillo en 2007, el anillo γ desapareció, lo que significa que es geométricamente delgado como el anillo ε [ 19 ] y está desprovisto de polvo. [ 20 ] El ancho y la profundidad óptica normal del anillo γ muestran variaciones azimutales significativas. [ 19 ] No se conoce el mecanismo de confinamiento de un anillo tan estrecho, pero se ha observado que el borde interior afilado del anillo γ está en una resonancia 6:5 con Ofelia. [ 31 ] [ 33 ]

anillo η (eta)

El anillo η tiene excentricidad e inclinación orbital cero. [ 25 ] Al igual que el anillo δ, consta de dos componentes: un componente estrecho ópticamente denso y un hombro ancho hacia afuera con baja profundidad óptica. [ 13 ] El ancho del componente estrecho es de 1,9–2,7  km y la profundidad equivalente es de aproximadamente 0,42  km, lo que corresponde a la profundidad óptica normal de aproximadamente 0,16–0,25. [ 26 ] El componente ancho tiene unos 40  km de ancho y su profundidad equivalente es cercana a 0,85  km, lo que indica una baja profundidad óptica normal de 2  ×  10 −2 . [ 26 ] Fue resuelto en imágenes de Voyager 2. [ 13 ] En luz dispersada hacia adelante, el anillo η se veía brillante, lo que indicaba la presencia de una cantidad considerable de polvo en este anillo, probablemente en el componente ancho. [ 13 ] El componente ancho es mucho más grueso (geométricamente) que el estrecho. Esta conclusión está respaldada por las observaciones de un evento de cruce del plano del anillo en 2007, cuando el anillo η demostró un brillo aumentado, convirtiéndose en la segunda característica más brillante del sistema de anillos. [ 20 ] Esto es consistente con el comportamiento de un anillo geométricamente grueso pero simultáneamente ópticamente delgado. [ 20 ] Al igual que la mayoría de los demás anillos, el anillo η muestra variaciones azimutales significativas en la profundidad y anchura ópticas normales. El componente estrecho incluso desaparece en algunos lugares. [ 19 ]

El anillo η se encuentra cerca de una resonancia de Lindblad 3:2 con la luna uraniana Cressida , lo que hace que el anillo adopte una forma con tres máximos y tres mínimos en el radio, girando con una velocidad de oscilación igual al movimiento orbital de Cressida. [ 34 ]

anillos α (alfa) y β (beta)

Después del anillo ε, los anillos α y β son los más brillantes de los anillos de Urano. [ 18 ] Al igual que el anillo ε, exhiben variaciones regulares en brillo y ancho. [ 18 ] Son más brillantes y anchos a 30° del apoapsis y más tenues y estrechos a 30° del periapsis . [ 13 ] [ 35 ] Los anillos α y β tienen una excentricidad orbital considerable y una inclinación no despreciable. [ 25 ] Los anchos de estos anillos son 4,8–10  km y 6,1–11,4  km, respectivamente. [ 26 ] Las profundidades ópticas equivalentes son 3,29  km y 2,14  km, lo que resulta en profundidades ópticas normales de 0,3–0,7 y 0,2–0,35, respectivamente. [ 26 ] Durante un evento de cruce del plano de los anillos en 2007, los anillos desaparecieron, lo que significa que son geométricamente delgados como el anillo ε y carecen de polvo. [ 20 ] El mismo evento reveló una banda de polvo gruesa y ópticamente delgada justo fuera del anillo β, que también fue observada anteriormente por Voyager 2. [ 13 ] Se estima que las masas de los anillos α y β son de aproximadamente 5 × 10 15 kg (cada uno), la mitad de la masa del anillo ε. [ 36 ]   

Anillos 6, 5 y 4

Los anillos 6, 5 y 4 son los más internos y tenues de los estrechos anillos de Urano. [ 18 ] Son los anillos más inclinados y sus excentricidades orbitales son las mayores excluyendo el anillo ε. [ 25 ] De hecho, sus inclinaciones (0,06°, 0,05° y 0,03°) fueron lo suficientemente grandes como para que la Voyager 2 observara sus elevaciones sobre el plano ecuatorial uraniano, que eran de 24 a 46  km. [ 13 ] Los anillos 6, 5 y 4 son también los anillos más estrechos de Urano, midiendo 1,6 a 2,2  km, 1,9 a 4,9  km y 2,4 a 4,4  km de ancho, respectivamente. [ 13 ] [ 26 ] Sus profundidades equivalentes son 0,41  km, 0,91 y 0,71  km, lo que resulta en una profundidad óptica normal de 0,18–0,25, 0,18–0,48 y 0,16–0,3. [ 26 ] No fueron visibles durante un evento de cruce del plano del anillo en 2007 debido a su estrechez y falta de polvo. [ 20 ]

Anillos polvorientos

anillo λ (lambda)

Imagen de larga exposición y alto ángulo de fase (172,5°) [ 18 ] de los anillos interiores de Urano tomada por la Voyager 2. En la luz dispersada hacia adelante , se pueden observar bandas de polvo que no son visibles en otras imágenes, así como los anillos ya reconocidos.

El anillo λ fue uno de los dos anillos descubiertos por Voyager 2 en 1986. [ 25 ] Es un anillo estrecho y tenue ubicado justo dentro del anillo ε, entre este y la luna pastora Cordelia . [ 13 ] Esta luna despeja un carril oscuro justo dentro del anillo λ. Cuando se observa en luz retrodispersada , [ e ] el anillo λ es extremadamente estrecho, de aproximadamente 1 a 2  km, y tiene una profundidad óptica equivalente de 0,1 a 0,2  km a la longitud de onda de 2,2  μm. [ 3 ] La profundidad óptica normal es de 0,1 a 0,2. [ 13 ] [ 32 ] La profundidad óptica del anillo λ muestra una fuerte dependencia de la longitud de onda, lo cual es atípico para el sistema de anillos de Urano. La profundidad equivalente es tan alta como 0,36  km en la parte ultravioleta del espectro, lo que explica por qué el anillo λ fue detectado inicialmente solo en ocultaciones estelares UV por Voyager 2 . [ 32 ] La detección durante una ocultación estelar en la longitud de onda de 2,2  μm fue anunciada recién en 1996. [ 3 ]

La apariencia del anillo λ cambió drásticamente cuando se observó en luz dispersada hacia adelante en 1986. [ 13 ] En esta geometría, el anillo se convirtió en la característica más brillante del sistema de anillos de Urano, eclipsando al anillo ε. [ 16 ] Esta observación, junto con la dependencia de la profundidad óptica de la longitud de onda, indica que el anillo λ contiene una cantidad significativa de polvo de tamaño micrométrico . [ 16 ] La profundidad óptica normal de este polvo es de 10 −4 a 10 −3 . [ 18 ] Las observaciones en 2007 por el telescopio Keck durante el evento de cruce del plano del anillo confirmaron esta conclusión, porque el anillo λ se convirtió en una de las características más brillantes en el sistema de anillos de Urano. [ 20 ]

El análisis detallado de las imágenes de la Voyager 2 reveló variaciones azimutales en el brillo del anillo λ. [ 18 ] Estas variaciones parecen ser periódicas, asemejándose a una onda estacionaria . El origen de esta fina estructura en el anillo λ sigue siendo un misterio. [ 16 ]

Anillo 1986U2R/ζ (zeta)

Imagen del descubrimiento del anillo U2R de 1986

En 1986, la Voyager 2 detectó una lámina de material ancha y tenue en el interior del anillo 6. [ 13 ] Este anillo recibió la designación temporal 1986U2R. Tenía una profundidad óptica normal de 10 −3 o menos y era extremadamente tenue. Se pensó que solo era visible en una única imagen de la Voyager 2 , [ 13 ] hasta que el reanálisis de los datos de la Voyager en 2022 reveló el anillo en imágenes posteriores al encuentro. [ 37 ] El anillo estaba ubicado entre 37 000 y 39 500  km del centro de Urano, o solo unos 12 000  km por encima de las nubes. [ 3 ] No se observó de nuevo hasta 2003-2004, cuando el telescopio Keck encontró una lámina de material ancha y tenue justo dentro del anillo 6. Este anillo fue denominado anillo ζ. [ 3 ] La posición del anillo ζ recuperado difiere significativamente de la observada en 1986. Ahora se sitúa entre 37.850 y 41.350  km del centro del planeta. Hay una extensión hacia el interior que se desvanece gradualmente, alcanzando al menos 32.600  km, [ 3 ] o posiblemente incluso 27.000  km, hasta la atmósfera de Urano. Estas extensiones se denominan anillos ζ c y ζ cc , ​​respectivamente. [ 38 ]

El anillo ζ fue observado nuevamente durante el evento de cruce del plano del anillo en 2007, cuando se convirtió en la característica más brillante del sistema de anillos, superando en brillo a todos los demás anillos combinados. [ 20 ] La profundidad óptica equivalente de este anillo es cercana a 1  km (1,5  km para la extensión hacia adentro), la profundidad óptica normal es de aproximadamente 10 −2 –10 −3 y la extensión vertical es de 800–900  km. [ 39 ] Las apariencias bastante diferentes de los anillos 1986U2R y ζ pueden deberse a diferentes geometrías de observación: geometría de retrodispersión en 2003–2007 y geometría de dispersión lateral en 1986. [ 3 ] [ 20 ] No se pueden descartar cambios durante los últimos 20 años en la distribución del polvo, que se cree que predomina en el anillo. [ 20 ]

Otras bandas de polvo

Además de los anillos 1986U2R/ζ y λ, existen otras bandas de polvo extremadamente débiles en el sistema de anillos de Urano. [ 13 ] Son invisibles durante las ocultaciones debido a su insignificante profundidad óptica, aunque son brillantes en la luz dispersada hacia adelante. [ 16 ] Las imágenes de luz dispersada hacia adelante de la Voyager 2 revelaron la existencia de brillantes bandas de polvo entre los anillos λ y δ, entre los anillos η y β, y entre el anillo α y el anillo 4. [ 13 ] Muchas de estas bandas fueron detectadas nuevamente en 2003-2004 por el Telescopio Keck y durante el evento de cruce del plano de los anillos de 2007 en luz retrodispersada, pero sus ubicaciones precisas y brillos relativos fueron diferentes a los observados durante las observaciones de la Voyager . [ 3 ] [ 20 ] La profundidad óptica normal de las bandas de polvo es de aproximadamente2 ± 3 y la extensión vertical es de unos 300  km. [ 39 ] Se cree que la distribución del tamaño de las partículas de polvo obedece a una ley de potencias con el índice p  =  2,5  ±  0,5. [ 18 ]

Además de bandas de polvo separadas, el sistema de anillos uranianos parece estar inmerso en una amplia y tenue capa de polvo con una profundidad óptica normal que no supera los 10⁻³ . [ 38 ] Esta capa se extiende desde el anillo λ hasta el planeta y tiene una extensión vertical de unos 140  km. [ 39 ]

Anillos μ (mu) y ν (nu)

Los anillos μ y ν de Urano (R/2003  U1  y  U2) en imágenes del Telescopio Espacial Hubble de 2005.

Entre 2003 y 2005, el Telescopio Espacial Hubble detectó un par de anillos previamente desconocidos, ahora llamados sistema de anillos exteriores, lo que elevó el número de anillos uranianos conocidos a 13. [ 14 ] Estos anillos fueron posteriormente denominados anillos μ (mu) y ν (nu). [ 17 ] El anillo μ es el más externo del par y se encuentra al doble de distancia del planeta que el brillante anillo η. [ 14 ] Los anillos exteriores difieren de los estrechos anillos interiores en varios aspectos. Son anchos, de 17 000 y  3800 km de ancho, respectivamente, y muy tenues  . Sus profundidades ópticas normales máximas son 8,5  ×  10⁻⁶ y 5,4 × 10⁻⁶ , respectivamente. Las profundidades ópticas equivalentes resultantes son 0,14 km y 0,012 km. Los anillos tienen perfiles de brillo radial triangulares. [ 14 ]    

El brillo máximo del anillo μ (mu) se encuentra casi exactamente en la órbita de la pequeña luna uraniana Mab , que probablemente sea la fuente de las partículas del anillo. [ 14 ] [ 15 ] El anillo ν (nu) está situado entre Portia y Rosalind y no contiene ninguna luna en su interior. [ 14 ] Un reanálisis de las imágenes de luz dispersada hacia adelante de la Voyager 2 revela claramente los anillos μ y ν. En esta geometría, los anillos son mucho más brillantes, lo que indica que contienen mucho polvo de tamaño micrométrico. [ 14 ] Los anillos exteriores de Urano pueden ser similares a los anillos G y E de Saturno, ya que el anillo E es extremadamente ancho y recibe polvo de Encélado . [ 14 ] [ 15 ]

El anillo μ podría consistir enteramente en polvo, sin partículas grandes. Esta hipótesis está respaldada por observaciones realizadas por el telescopio Keck, que no detectó el anillo μ en el infrarrojo cercano a 2,2  μm, pero sí detectó el anillo ν. [ 24 ] Este fallo implica que el anillo μ es de color azul, lo que a su vez indica que predomina en su interior polvo muy pequeño (submicrométrico). [ 24 ] El polvo podría estar compuesto de hielo de agua. [ 40 ] En contraste, el anillo ν es ligeramente rojo. [ 24 ] [ 41 ]

Dinámica y origen

Esquema con colores realzados de los anillos interiores derivado de imágenes de la Voyager 2

Un problema pendiente en la física que rige los estrechos anillos de Urano es su confinamiento. Sin algún mecanismo que mantenga unidas sus partículas, los anillos se dispersarían rápidamente en dirección radial. [ 10 ] La vida útil de los anillos de Urano sin dicho mecanismo no puede ser superior a 1  millón de años. [ 10 ] El modelo más citado para dicho confinamiento, propuesto inicialmente por Goldreich y Tremaine , [ 42 ] plantea que un par de lunas cercanas, pastoras exteriores e interiores, interactúan gravitacionalmente con un anillo y actúan como sumideros y donantes, respectivamente, de momento angular excesivo e insuficiente (o, equivalentemente, de energía). De este modo, las pastoras mantienen las partículas del anillo en su lugar, pero se alejan gradualmente del anillo. [ 10 ] Para que sea efectivo, las masas de las pastoras deben superar la masa del anillo por al menos un factor de dos a tres. Se sabe que este mecanismo opera en el caso del anillo ε, donde Cordelia y Ofelia actúan como pastoras. [ 31 ] Cordelia es también la pastora exterior del anillo δ, y Ofelia es la pastora exterior del anillo γ. [ 31 ]  No se conoce ninguna luna de más de 10 km en las proximidades de otros anillos. [ 13 ] La distancia actual de Cordelia y Ofelia al anillo ε se puede utilizar para estimar la edad del anillo. Los cálculos muestran que el anillo ε no puede tener más de 600 millones de años. [ 10 ] [ 29 ]

Dado que los anillos de Urano parecen ser jóvenes, deben renovarse continuamente mediante la fragmentación por colisión de cuerpos más grandes. [ 10 ] Las estimaciones muestran que la vida útil contra la disrupción por colisión de una luna del tamaño de Puck es de unos pocos miles de millones de años. La vida útil de un satélite más pequeño es mucho más corta. [ 10 ] Por lo tanto, todas las lunas interiores y anillos actuales pueden ser producto de la disrupción de varios satélites del tamaño de Puck durante los últimos cuatro mil quinientos millones de años. [ 29 ] Cada una de estas disrupciones habría iniciado una cascada de colisiones que rápidamente redujo casi todos los cuerpos grandes a partículas mucho más pequeñas, incluido el polvo. [ 10 ] Finalmente, la mayor parte de la masa se perdió, y las partículas sobrevivieron solo en posiciones que fueron estabilizadas por resonancias mutuas y pastoreo. El producto final de tal evolución disruptiva sería un sistema de anillos estrechos. Algunas pequeñas lunas deben estar todavía incrustadas dentro de los anillos en la actualidad. El tamaño máximo de dichas pequeñas lunas es probablemente de alrededor de 10  km. [ 29 ]

El origen de las bandas de polvo es menos problemático. El polvo tiene una vida útil muy corta, de 100 a 1000 años, y debería reponerse continuamente mediante colisiones entre partículas de anillo más grandes, lunas y meteoroides de fuera del sistema uraniano. [ 16 ] [ 29 ] Los cinturones de las lunas y partículas progenitoras son invisibles debido a su baja profundidad óptica, mientras que el polvo se revela en la luz dispersada hacia adelante. [ 29 ] Se espera que los estrechos anillos principales y los cinturones de lunas que crean bandas de polvo difieran en la distribución del tamaño de las partículas. Los anillos principales tienen más cuerpos de tamaño centimétrico a métrico. Dicha distribución aumenta el área superficial del material en los anillos, lo que conduce a una alta densidad óptica en la luz retrodispersada. [ 29 ] En contraste, las bandas de polvo tienen relativamente pocas partículas grandes, lo que resulta en una baja profundidad óptica. [ 29 ]

Exploración

Los anillos fueron investigados exhaustivamente por la nave espacial Voyager 2 en enero de 1986. [ 25 ] Se descubrieron dos nuevos anillos débiles —λ y 1986U2R— elevando el número total conocido hasta entonces a once. Los anillos fueron estudiados analizando los resultados de ocultaciones de radio, [ 27 ] ultravioleta [ 32 ] y ópticas. [ 19 ] Voyager 2 observó los anillos en diferentes geometrías relativas al Sol, produciendo imágenes con luz retrodispersada, dispersada hacia adelante y dispersada lateralmente. [ 13 ] El análisis de estas imágenes permitió derivar la función de fase completa, el albedo geométrico y de Bond de las partículas del anillo. [ 18 ] Dos anillos —ε y η— fueron resueltos en las imágenes revelando una estructura fina compleja. [ 13 ] El análisis de las imágenes de Voyager también condujo al descubrimiento de once lunas interiores de Urano , incluidas las dos lunas pastoras del anillo ε: Cordelia y Ofelia. [ 13 ]

Lista de propiedades

Esta tabla resume las propiedades del sistema de anillos planetarios de Urano .

Notas

  1. ↑ La luz dispersada hacia adelante es la luz dispersada en un ángulo pequeño con respecto a la luz solar ( ángulo de fase cercano a 180°).
  2. ↑ La oposición parcial significa que el ángulo entre la dirección objeto-Sol y la dirección objeto-Tierra no es cero.
  3. 1 2 La profundidad óptica normal τ de un anillo es la relación entre la sección transversal geométrica total de las partículas del anillo y el área cuadrada del anillo. Toma valores de cero a infinito. Un haz de luz que pasa normalmente a través de un anillo se atenuará por el factor e −τ . [ 18 ]
  4. 1 2 La profundidad equivalente ED de un anillo se define como la integral de la profundidad óptica normal a través del anillo. En otras palabras, ED = ∫τdr, donde r es el radio. [ 3 ]
  5. ↑ La luz retrodispersada es la luz dispersada en un ángulo cercano a 180° con respecto a la luz solar ( ángulo de fase cercano a 0°).
  6. 1 2 Los radios de los anillos 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ y ε se tomaron de Esposito et al., 2002. [ 10 ] Los anchos de los anillos 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ y ε son de Karkoshka et al., 2001. [ 26 ] Los radios y anchos de los anillos ζ, ζ c , ζ cc y 1986U2R se tomaron de de Pater et al., 2006. [ 3 ] El ancho del anillo λ es de Holberg et al., 1987. [ 32 ] Los radios y anchos de los anillos μ y ν se extrajeron de Showalter et al., 2006. [ 14 ]
  7. ↑ La profundidad equivalente de los anillos 1986U2R, ζ c , ζ cc es un producto de sus anchos y profundidades ópticas normales. Las profundidades equivalentes de los anillos 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ y ε se tomaron de de Pater et al., 2013. [ 39 ] Las profundidades equivalentes de los anillos λ y ζ, μ y ν se derivan utilizando valores μEW de de Pater et al., 2006 [ 3 ] y de Pater et al., 2006b, [ 24 ] respectivamente. Los valores μEW para estos anillos se multiplicaron por el factor 20, que corresponde al albedo supuesto de las partículas del anillo del 5%.
  8. ↑ Las profundidades ópticas normales de todos los anillos, excepto ζ, 1986U2R, μ y ν, se calcularon como razones de las profundidades equivalentes a los anchos. Las profundidades ópticas normales de los anillos ζ, ζ c y ζ cc se tomaron de de Pater et al., 2013. [ 39 ] La profundidad óptica normal del anillo 1986U2R se tomó de de Smith et al., 1986. [ 13 ] Las profundidades ópticas normales de los anillos μ y ν son valores máximos de Showalter et al., 2006. [ 14 ]
  9. ↑ Las estimaciones de espesor son de Lane et al., 1986. [ 19 ]
  10. 1 2 Las excentricidades e inclinaciones de los anillos se tomaron de Stone et al., 1986 y French et al., 1988. [ 25 ] [ 33 ]

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