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Anillos de Júpiter

Esquema del sistema de anillos de Júpiter que muestra sus cuatro componentes principales. Para simplificar, Metis y Adrastea se representan compartiendo órbita. (En realidad, Me...

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Esquema del sistema de anillos de Júpiter que muestra sus cuatro componentes principales. Para simplificar, Metis y Adrastea se representan compartiendo órbita. (En realidad, Metis está ligeramente más cerca de Júpiter).

Los anillos de Júpiter son un sistema de tenues anillos planetarios . Los anillos jovianos fueron el tercer sistema de anillos descubierto en el Sistema Solar, después de los de Saturno y Urano . El anillo principal fue descubierto en 1979 por la sonda espacial Voyager 1 [ 1 ] y el sistema fue investigado más a fondo en la década de 1990 por el orbitador Galileo . [ 2 ] El anillo principal también ha sido observado por el Telescopio Espacial Hubble y desde la Tierra durante varios años. [ 3 ] La observación de los anillos desde tierra requiere los telescopios más grandes disponibles. [ 4 ]

El sistema de anillos jovianos es tenue y se compone principalmente de polvo. [ 1 ] [ 5 ] Tiene cuatro componentes principales: un grueso toro interno de partículas conocido como el "anillo de halo"; un "anillo principal" relativamente brillante y excepcionalmente delgado; y dos " anillos de tela " externos, anchos, gruesos y tenues, que reciben su nombre de las lunas de cuyo material están compuestos: Amaltea y Tebe . [ 6 ]

Los anillos principal y de halo están formados por polvo expulsado de las lunas Metis y Adrastea , y quizás de cuerpos más pequeños no observados, como resultado de impactos a alta velocidad. [ 2 ] Las imágenes de alta resolución obtenidas en febrero y marzo de 2007 por la sonda New Horizons revelaron una rica estructura fina en el anillo principal. [ 7 ]

En luz visible e infrarroja cercana, los anillos tienen un color rojizo, excepto el anillo del halo, que es neutro o azul. [ 3 ] El tamaño del polvo en los anillos varía, pero el área de la sección transversal es mayor para partículas no esféricas de radio de aproximadamente 15 μm en todos los anillos excepto el halo. [ 8 ] El anillo del halo probablemente está dominado por polvo submicrométrico. La masa total del sistema de anillos (incluidos los cuerpos progenitores no resueltos) está mal restringida, pero probablemente se encuentra en el rango de 10 11  a 10 16  kg. [ 9 ] La edad del sistema de anillos tampoco se conoce, pero es posible que haya existido desde la formación de Júpiter. [ 9 ]

Parece existir un anillo o arco anular cerca de la órbita de la luna Himalia . Una posible explicación es que una pequeña luna chocó recientemente contra Himalia y la fuerza del impacto expulsó el material que forma el anillo.

Descubrimiento y estructura

El sistema de anillos de Júpiter fue el tercero en ser descubierto en el Sistema Solar , después de los de Saturno y Urano . Fue observado por primera vez el 4 de marzo de 1979 por la sonda espacial Voyager 1. [ 1 ] [ 10 ] Está compuesto por cuatro componentes principales: un grueso toro interno de partículas conocido como el "anillo de halo"; un "anillo principal" relativamente brillante y excepcionalmente delgado; y dos "anillos de tela" externos anchos, gruesos y tenues, llamados así por las lunas de cuyo material están compuestos: Amaltea y Tebe. [ 6 ] Los atributos principales de los anillos jovianos conocidos se enumeran en la tabla. [ 2 ] [ 5 ] [ 6 ] [ 8 ]

En 2022, simulaciones dinámicas sugirieron que la relativa escasez del sistema de anillos de Júpiter, en comparación con el de Saturno, más pequeño, se debe a resonancias desestabilizadoras creadas por los satélites galileanos . [ 11 ]

Anillo principal

Aspecto y estructura

Mosaico de imágenes de los anillos de Júpiter con un esquema que muestra la ubicación de los anillos y satélites.
La imagen superior muestra el anillo principal en luz retrodispersada, tal como lo observó la sonda New Horizons . Se aprecia la fina estructura de su parte exterior. La imagen inferior muestra el anillo principal en luz dispersada hacia adelante, lo que demuestra la ausencia de cualquier estructura, a excepción de la muesca de Metis.
Metis orbitando en el borde del anillo principal de Júpiter, según una imagen captada por la sonda New Horizons en 2007.

El anillo principal, estrecho y relativamente delgado, es la parte más brillante del sistema de anillos de Júpiter . Su borde exterior se encuentra a un radio de aproximadamente129.000  km ( 1,806 R J ; R J = radio ecuatorial de Júpiter o 71.398  km ) y coincide con la órbita del satélite interior más pequeño de Júpiter, Adrastea . [ 2 ] [ 5 ] Su borde interior no está marcado por ningún satélite y se encuentra aproximadamente a122.500  km ( 1,72 R J ). [ 2 ] 

Por lo tanto, el ancho del anillo principal es de aproximadamente6500  km . La apariencia del anillo principal depende de la geometría de observación. [ 9 ] En luz dispersada hacia adelante [ b ] el brillo del anillo principal comienza a disminuir bruscamente en128.600  km (justo hacia el interior de la órbita de Adrastea) y alcanza el nivel de fondo en129.300  km —justo al exterior de la órbita de Adrastea. [ 2 ] Por lo tanto, Adrastea en129.000  km claramente guían el anillo. [ 2 ] [ 5 ] El brillo continúa aumentando en dirección a Júpiter y tiene un máximo cerca del centro del anillo en126.000  km , aunque hay una marcada brecha (muesca) cerca de la órbita de Metidian en128.000  km . [ 2 ] El límite interior del anillo principal, en cambio, parece desvanecerse lentamente desde124.000 a120.000  km , fusionándose en el anillo del halo. [ 2 ] [ 5 ] En luz dispersada hacia adelante, todos los anillos jovianos son especialmente brillantes.

En la luz retrodispersada [ c ] la situación es diferente. El límite exterior del anillo principal, situado en129.100  km , o ligeramente más allá de la órbita de Adrastea, es muy empinado. [ 9 ] La órbita de la luna está marcada por un hueco en el anillo, por lo que hay un pequeño anillo delgado justo fuera de su órbita. Hay otro anillo justo dentro de la órbita de Adrastea, seguido de un hueco de origen desconocido ubicado aproximadamente128.500  km . [ 9 ] El tercer anillo se encuentra hacia el interior del hueco central, fuera de la órbita de Metis. El brillo del anillo cae bruscamente justo fuera de la órbita de Metis, formando la muesca de Metis. [ 9 ] Hacia el interior de la órbita de Metis, el brillo del anillo aumenta mucho menos que en la luz dispersada hacia adelante. [ 4 ] Así que en la geometría de retrodispersión el anillo principal parece constar de dos partes diferentes: una parte exterior estrecha que se extiende desde128.000 a129.000  km , que a su vez incluye tres anillos estrechos separados por muescas y una parte interior más tenue de122.500 a128.000  km , que carece de cualquier estructura visible como en la geometría de dispersión frontal. [ 9 ] [ 12 ] La muesca de Metis sirve como su límite. La estructura fina del anillo principal fue descubierta en datos del orbitador Galileo y es claramente visible en imágenes retrodispersadas obtenidas por New Horizons en febrero-marzo de 2007. [ 7 ] [ 13 ] Las primeras observaciones del Telescopio Espacial Hubble (HST), [ 3 ] Keck [ 4 ] y la nave espacial Cassini no lograron detectarlo, probablemente debido a una resolución espacial insuficiente. [ 8 ] Sin embargo, la estructura fina fue observada por el telescopio Keck usando óptica adaptativa en 2002-2003. [ 14 ]

Observado en luz retrodispersada, el anillo principal parece ser extremadamente delgado, extendiéndose en dirección vertical no más de 30  km. [ 5 ] En la geometría de dispersión lateral, el grosor del anillo es de 80 a 160  km, aumentando ligeramente en dirección a Júpiter . [ 2 ] [ 8 ] El anillo parece ser mucho más grueso en la luz dispersada hacia adelante, alrededor de 300  km. [ 2 ] Uno de los descubrimientos del orbitador Galileo fue el halo del anillo principal: una tenue y relativamente gruesa (alrededor de 600  km) nube de material que rodea su parte interior. [ 2 ] El halo aumenta de grosor hacia el límite interior del anillo principal, donde se transforma en el halo. [ 2 ]

El análisis detallado de las imágenes de Galileo reveló variaciones longitudinales del brillo del anillo principal, independientes de la geometría de observación. Las imágenes de Galileo también mostraron cierta irregularidad en el anillo en escalas de 500 a 1000  km. [ 2 ] [ 9 ]

En febrero-marzo de 2007, la nave espacial New Horizons realizó una búsqueda profunda de nuevas lunas pequeñas dentro del anillo principal. [ 15 ] Si bien no se encontraron satélites de más de 0,5  km, las cámaras de la nave espacial detectaron siete pequeños cúmulos de partículas del anillo. Orbitan justo dentro de la órbita de Adrastea dentro de un denso anillo. [ 15 ] La conclusión de que son cúmulos y no lunas pequeñas se basa en su apariencia extendida azimutalmente . Subtienden 0,1–0,3° a lo largo del anillo, que corresponden a1.000 –3000  km . [ 15 ] Los cúmulos se dividen en dos grupos de cinco y dos miembros, respectivamente. La naturaleza de los cúmulos no está clara, pero sus órbitas están cerca de las resonancias 115:116 y 114:115 con Metis. [ 15 ] Podrían ser estructuras ondulatorias excitadas por esta interacción.

Espectros y distribución del tamaño de las partículas

Imagen del anillo principal obtenida por Galileo mediante luz dispersada hacia adelante. La muesca de Metis es claramente visible.

Los espectros del anillo principal obtenidos por el HST , [ 3 ] Keck , [ 16 ] Galileo [ 17 ] y Cassini [ 8 ] han demostrado que las partículas que lo componen son rojas, es decir, su albedo es mayor en longitudes de onda más largas. Los espectros existentes abarcan el rango de 0,5 a 2,5 μm. [ 8 ] Hasta el momento no se han encontrado características espectrales que puedan atribuirse a compuestos químicos particulares, aunque las observaciones de Cassini proporcionaron evidencia de bandas de absorción cerca de 0,8  μm y 2,2  μm. [ 8 ] Los espectros del anillo principal son muy similares a Adrastea [ 3 ] y Amaltea. [ 16 ]

Las propiedades del anillo principal pueden explicarse mediante la hipótesis de que contiene cantidades significativas de polvo con  tamaños de partícula de 0,1 a 10 μm. Esto explica la mayor dispersión frontal de la luz en comparación con la retrodispersión. [ 9 ] [ 12 ] Sin embargo, se requieren cuerpos de mayor tamaño para explicar la fuerte retrodispersión y la estructura fina en la parte exterior brillante del anillo principal. [ 9 ] [ 12 ]

El análisis de los datos de fase y espectrales disponibles lleva a la conclusión de que la distribución de tamaño de las partículas pequeñas en el anillo principal obedece a una ley de potencia [ 8 ] [ 18 ] [ 19 ].

norte(r)=A×r−q{\displaystyle n(r)=A\times r^{-q}}

donde n ( r ) dr es un número de partículas con radios entre r y r + dr y   A{\displaystyle A}es un parámetro de normalización elegido para coincidir con el flujo de luz total conocido del anillo. El parámetro q es 2,0  ±  0,2 para partículas con r  <  15  ±  0,3  μm y q = 5  ±  1 para aquellas con r  >  15  ±  0,3  μm. [ 8 ] La distribución de cuerpos grandes en el rango de tamaño mm–km no está determinada actualmente. [ 9 ] La dispersión de la luz en este modelo está dominada por partículas con r alrededor de 15  μm. [ 8 ] [ 17 ]

La ley de potencia mencionada anteriormente permite estimar la profundidad óptica [ a ].τ{\displaystyle \scriptstyle \tau }del anillo principal:τl=4.7×10−6{\displaystyle \scriptstyle \tau _{l}\,=\,4.7\times 10^{-6}}para los cuerpos grandes yτs=1.3×10−6{\displaystyle \scriptstyle \tau _{s}=1.3\times 10^{-6}}para el polvo. [ 8 ] Esta profundidad óptica significa que la sección transversal total de todas las partículas dentro del anillo es de aproximadamente 5000  km 2 . [ d ] [ 9 ] Se espera que las partículas en el anillo principal tengan formas asféricas. [ 8 ] La masa total del polvo se estima en 10 7 −10 9  kg. [ 9 ] La masa de los cuerpos grandes, excluyendo Metis y Adrastea, es de 10 11 −10 16  kg. Depende de su tamaño máximo: el valor superior corresponde a  un diámetro máximo de aproximadamente 1 km. [ 9 ] Estas masas se pueden comparar con las masas de Adrastea, que es de aproximadamente 2 × 10 15 kg, [ 9 ] Amaltea, de aproximadamente 2 × 10 18 kg, [ 20 ] y la Luna de la Tierra , 7,4 × 10 22 kg.         

La presencia de dos poblaciones de partículas en el anillo principal explica por qué su apariencia depende de la geometría de observación. [ 19 ] El polvo dispersa la luz preferentemente en la dirección frontal y forma un anillo homogéneo relativamente grueso delimitado por la órbita de Adrastea. [ 9 ] En contraste, las partículas grandes, que se dispersan en la dirección posterior, están confinadas en varios anillos entre las órbitas de Metidian y Adrastea. [ 9 ] [ 12 ]

Origen y edad

Esquema que ilustra la formación de los anillos de Júpiter.

El polvo se elimina constantemente del anillo principal mediante una combinación de la fuerza de arrastre de Poynting-Robertson y las fuerzas electromagnéticas de la magnetosfera joviana . [ 19 ] [ 21 ] Los materiales volátiles, como los hielos, por ejemplo, se evaporan rápidamente. La vida útil de las partículas de polvo en el anillo es de 100 a1000  años , [ 9 ] [ 21 ] por lo que el polvo debe reponerse continuamente en las colisiones entre cuerpos grandes con tamaños de 1  cm a 0,5  km [ 15 ] y entre los mismos cuerpos grandes y partículas de alta velocidad provenientes de fuera del sistema joviano. [ 9 ] [ 21 ] Esta población de cuerpos progenitores está confinada a la estrecha —aproximadamente1000  km —y brillante parte exterior del anillo principal, e incluye Metis y Adrastea. [ 9 ] [ 12 ] Los cuerpos progenitores más grandes deben tener menos de 0,5  km de tamaño. El límite superior de su tamaño fue obtenido por la nave espacial New Horizons . [ 15 ] El límite superior anterior, obtenido a partir de observaciones del HST [ 3 ] [ 12 ] y Cassini [ 8 ]  , era cercano a 4 km. [ 9 ] El polvo producido en colisiones retiene aproximadamente los mismos elementos orbitales que los cuerpos progenitores y gira lentamente en espiral en dirección a Júpiter formando la tenue (en luz retrodispersada) parte más interna del anillo principal y del anillo de halo. [ 9 ] [ 21 ] La edad del anillo principal es actualmente desconocida, pero puede ser el último remanente de una población pasada de cuerpos pequeños cerca de Júpiter . [ 6 ]

ondulaciones verticales

Las imágenes de las sondas espaciales Galileo y New Horizons muestran la presencia de dos conjuntos de ondulaciones verticales en espiral en el anillo principal. Estas ondas se volvieron más compactas con el tiempo a la tasa esperada para la regresión nodal diferencial en el campo gravitatorio de Júpiter. Extrapolando hacia atrás, el más prominente de los dos conjuntos de ondas parece haber sido excitado en 1995, alrededor del momento del impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter, mientras que el conjunto más pequeño parece datar de la primera mitad de 1990. [ 22 ] [ 23 ] [ 24 ] Las observaciones de Galileo de noviembre de 1996 son consistentes con longitudes de onda de 1920 ± 150 y 630 ± 20 km , y amplitudes verticales de 2,4 ± 0,7 y 0,6 ± 0,2 km , para los conjuntos de ondas más grandes y más pequeños, respectivamente. [ 24 ] La formación del conjunto de ondas más grande puede explicarse si el anillo fue impactado por una nube de partículas liberadas por el cometa con una masa total del orden de 2 a 5 billones  de kg, lo que habría inclinado el anillo fuera del plano ecuatorial en 2  km. [ 24 ] Un patrón de onda espiral similar que se estrecha con el tiempo [ 25 ] ha sido observado por Cassini en los anillos C y D de Saturno . [ 26 ]

Anillo Halo

Aspecto y estructura

Imagen en falso color del anillo de halo obtenida por Galileo en luz dispersada hacia adelante.

El anillo del halo es el anillo joviano más interno y el más grueso verticalmente. Su borde exterior coincide con el límite interior del anillo principal aproximadamente en el radio122 500  km ( 1,72 R J ). [ 2 ] [ 5 ] Desde este radio, el anillo se vuelve rápidamente más grueso hacia Júpiter. No se conoce la verdadera extensión vertical del halo, pero se detectó la presencia de su material hasta una altura de 10 000  km sobre el plano del anillo. [ 2 ] [ 4 ] El límite interior del halo es relativamente nítido y se encuentra en el radio100 000  km ( 1,4 R J ), [ 4 ] pero hay algo de material presente más hacia el interior hasta aproximadamente 92 000  km . [ 2 ] Por lo tanto, el ancho del anillo de halo es aproximadamente30 000  km . Su forma se asemeja a un toroide grueso sin una estructura interna clara. [ 9 ] A diferencia del anillo principal, la apariencia del halo depende solo ligeramente de la geometría de observación.

El anillo de halo aparece más brillante en la luz dispersada hacia adelante, en la que fue ampliamente fotografiado por Galileo . [ 2 ] Si bien su brillo superficial es mucho menor que el del anillo principal, su flujo de fotones integrado verticalmente (perpendicular al plano del anillo) es comparable debido a su espesor mucho mayor. A pesar de una extensión vertical declarada de más deA 20 000  km , el brillo del halo se concentra fuertemente hacia el plano del anillo y sigue una ley de potencia de la forma z −0,6 a z −1,5 , [ 9 ] donde z es la altitud sobre el plano del anillo. La apariencia del halo en la luz retrodispersada, observada por Keck [ 4 ] y HST , [ 3 ] es la misma. Sin embargo, su flujo total de fotones es varias veces menor que el del anillo principal y se concentra más fuertemente cerca del plano del anillo que en la luz dispersada hacia adelante. [ 9 ]

Las propiedades espectrales del anillo de halo son diferentes a las del anillo principal. La distribución de flujo en el rango de 0,5 a 2,5  μm es más plana que en el anillo principal; [ 3 ] el halo no es rojo e incluso puede ser azul. [ 16 ]

Origen del anillo de halo

Las propiedades ópticas del anillo de halo pueden explicarse mediante la hipótesis de que está compuesto únicamente de polvo con tamaños de partícula inferiores a 15  μm. [ 3 ] [ 9 ] [ 18 ] Partes del halo situadas lejos del plano del anillo pueden consistir en polvo submicrométrico. [ 3 ] [ 4 ] [ 9 ] Esta composición polvorienta explica la dispersión frontal mucho más fuerte, los colores más azules y la falta de estructura visible en el halo. El polvo probablemente se origina en el anillo principal, una afirmación respaldada por el hecho de que la profundidad óptica del haloτs∼10−6{\displaystyle \scriptstyle \tau _{s}\,\sim \,10^{-6}}es comparable con el del polvo en el anillo principal. [ 5 ] [ 9 ] El gran espesor del halo puede atribuirse a la excitación de las inclinaciones orbitales y excentricidades de las partículas de polvo por las fuerzas electromagnéticas en la magnetosfera joviana. El límite exterior del anillo del halo coincide con la ubicación de una fuerte resonancia de Lorentz 3:2. [ e ] [ 19 ] [ 27 ] [ 28 ] A medida que el arrastre de Poynting-Robertson [ 19 ] [ 21 ] hace que las partículas se desplacen lentamente hacia Júpiter, sus inclinaciones orbitales se excitan al pasar a través de él. El florecimiento del anillo principal puede ser el comienzo del halo. [ 9 ] El límite interior del anillo del halo no está lejos de la resonancia de Lorentz 2:1 más fuerte. [ 19 ] [ 27 ] [ 28 ] En esta resonancia la excitación es probablemente muy significativa, forzando a las partículas a precipitarse en la atmósfera joviana definiendo así un límite interior nítido. [ 9 ] Al derivarse del anillo principal, el halo tiene la misma edad. [ 9 ]

Anillos de gasa

Anillo de gasa de Amaltea

Imagen de los delicados anillos obtenidos por Galileo en luz dispersada hacia adelante.

El anillo etéreo de Amaltea es una estructura muy tenue con una sección transversal rectangular, que se extiende desde la órbita de Amaltea en182 000  km (2,54 R J ) a aproximadamente129 000  km ( 1,80 R J ). [ 2 ] [ 9 ] Su límite interior no está claramente definido debido a la presencia del anillo principal y el halo mucho más brillantes. [ 2 ] El grosor del anillo es de aproximadamente 2300 km cerca de la órbita de Amaltea y disminuye ligeramente en dirección a Júpiter . [ f ] [ 4 ] El anillo de Amaltea, de aspecto tenue, es en realidad más brillante cerca de sus bordes superior e inferior y se vuelve gradualmente más brillante hacia Júpiter; uno de los bordes suele ser más brillante que el otro. [ 29 ] El límite exterior del anillo es relativamente empinado; [ 2 ] el brillo del anillo cae abruptamente justo hacia el interior de la órbita de Amaltea, [ 2 ] aunque puede tener una pequeña extensión más allá de la órbita del satélite que termina cerca de la resonancia 4:3 con Tebe. [ 14 ] En luz dispersada hacia adelante, el anillo parece ser unas 30 veces más tenue que el anillo principal. [ 2 ] En luz retrodispersada, solo ha sido detectada por el telescopio Keck [ 4 ] y la ACS ( Cámara Avanzada para Sondeos ) en el HST . [ 12 ] Las imágenes de retrodispersión muestran una estructura adicional en el anillo: un pico de brillo justo dentro de la órbita amaltea y confinado al borde superior o inferior del anillo. [ 4 ] [ 14 ]  

En 2002-2003, la sonda Galileo realizó dos pasadas a través de los anillos tenues. Durante ellas, su contador de polvo detectó partículas de polvo en el rango de tamaño de 0,2 a 5  μm. [ 30 ] [ 31 ] Además, el escáner estelar de la sonda Galileo detectó cuerpos pequeños y discretos (< 1  km) cerca de Amaltea. [ 32 ] Estos podrían representar restos de colisiones generados por impactos con este satélite.

La detección del anillo de Amaltea desde tierra, en imágenes de Galileo y las mediciones directas de polvo han permitido determinar la distribución del tamaño de las partículas, que parece seguir la misma ley de potencias que el polvo en el anillo principal con q = 2  ±  0,5. [ 12 ] [ 31 ] La profundidad óptica de este anillo es de aproximadamente 10 −7 , que es un orden de magnitud menor que la del anillo principal, pero la masa total del polvo (10 7 –10 9  kg) es comparable. [ 6 ] [ 21 ] [ 31 ]

Anillo de telaraña de Tebas

El anillo de Tebe es el anillo joviano más tenue. Aparece como una estructura muy tenue con una sección transversal rectangular, que se extiende desde la órbita de Tebe en226 000  km ( 3,11 R J ) a aproximadamente 129 000  km ( 1,80 R J ;). [ 2 ] [ 9 ] Su límite interior no está claramente definido debido a la presencia del anillo principal y el halo mucho más brillantes. [ 2 ] El grosor del anillo es de aproximadamente 8400 km cerca de la órbita de Tebe y disminuye ligeramente en dirección al planeta. [ f ] [ 4 ] El anillo de Tebe es más brillante cerca de sus bordes superior e inferior y se vuelve gradualmente más brillante hacia Júpiter , muy parecido al anillo de Amaltea. [ 29 ] El límite exterior del anillo no es especialmente empinado, extendiéndose sobre  15 000  km . [ 2 ] Hay una continuación apenas visible del anillo más allá de la órbita de Tebas, que se extiende hasta280 000  km ( 3,75 R J ) y llamada Extensión de Tebas. [ 2 ] [ 31 ] En luz dispersada hacia adelante, el anillo parece ser aproximadamente 3 veces más tenue que el anillo de Amaltea. [ 2 ] En luz retrodispersada, solo ha sido detectado por el telescopio Keck . [ 4 ] Las imágenes de retrodispersión muestran un pico de brillo justo dentro de la órbita de Tebas. [ 4 ] En 2002-2003, el contador de polvo de la nave espacial Galileo detectó partículas de polvo en el rango de tamaño de 0,2 a 5 μm, similares a las del anillo de Amaltea, y confirmó los resultados obtenidos a partir de las imágenes. [ 30 ] [ 31 ]  

La profundidad óptica del anillo de polvo fino de Tebas es de aproximadamente 3 × 10⁻⁸ , tres veces menor que la del anillo de polvo fino de Amaltea, pero la masa total del polvo es la misma: aproximadamente 10⁷ – 10⁹ kg . [ 6 ] [ 21 ] [ 31 ] Sin embargo, la distribución del tamaño de las partículas del polvo es algo menos profunda que en el anillo de Amaltea. Sigue una ley de potencias con q < 2. En la extensión de Tebas, el parámetro q puede ser incluso menor. [ 31 ]     

Origen de los anillos de gasa

El polvo en los anillos tenues se origina esencialmente de la misma manera que el del anillo principal y el halo. [ 21 ] Sus fuentes son las lunas interiores de Júpiter, Amaltea y Tebe, respectivamente. Impactos de alta velocidad de proyectiles provenientes de fuera del sistema joviano expulsan partículas de polvo de sus superficies. [ 21 ] Estas partículas inicialmente conservan las mismas órbitas que sus lunas, pero luego gradualmente giran en espiral hacia adentro debido al arrastre de Poynting-Robertson . [ 21 ] El grosor de los anillos tenues está determinado por las excursiones verticales de las lunas debido a sus inclinaciones orbitales distintas de cero . [ 9 ] Esta hipótesis explica naturalmente casi todas las propiedades observables de los anillos: sección transversal rectangular, disminución del grosor en la dirección de Júpiter y brillo de los bordes superior e inferior de los anillos. [ 29 ]

Sin embargo, algunas propiedades aún no se han explicado, como la Extensión de Tebe, que podría deberse a cuerpos invisibles fuera de la órbita de Tebe y a estructuras visibles en la luz retrodispersada. [ 9 ] Una posible explicación de la Extensión de Tebe es la influencia de las fuerzas electromagnéticas de la magnetosfera joviana. Cuando el polvo entra en la sombra detrás de Júpiter, pierde su carga eléctrica con bastante rapidez. Dado que las pequeñas partículas de polvo corrotan parcialmente con el planeta, se moverán hacia afuera durante el paso de la sombra, creando una extensión hacia afuera del anillo tenue de Tebe. [ 33 ] Las mismas fuerzas pueden explicar una disminución en la distribución de partículas y en el brillo del anillo, que ocurre entre las órbitas de Amaltea y Tebe. [ 31 ] [ 33 ]

El pico de brillo se encuentra justo dentro de la órbita de Amaltea, por lo que la asimetría vertical del anillo tenue de Amaltea podría deberse a las partículas de polvo atrapadas en los puntos de Lagrange anterior ( L4 ) y posterior (L5 ) de esta luna. [ 29 ] Las partículas también podrían seguir órbitas en forma de herradura entre los puntos de Lagrange. [ 14 ] El polvo también podría estar presente en los puntos de Lagrange anterior y posterior de Tebas. Este descubrimiento implica que existen dos poblaciones de partículas en los anillos tenues: una se desplaza lentamente en dirección a Júpiter, como se describió anteriormente, mientras que otra permanece cerca de una luna fuente atrapada en resonancia 1:1 con él. [ 29 ]

Anillo Himalia

Composición de seis imágenes de New Horizons del posible anillo de Himalia. La imagen doble de Himalia está marcada con un círculo. La flecha apunta a Júpiter.

En septiembre de 2006, mientras la misión New Horizons de la NASA a Plutón se acercaba a Júpiter para realizar una asistencia gravitatoria , fotografió lo que parecía ser un tenue anillo o arco planetario, previamente desconocido, paralelo a la órbita del satélite irregular Himalia y ligeramente dentro de ella . La cantidad de material en la parte del anillo o arco fotografiada por New Horizons era de al menos 0,04  km³ , suponiendo que tuviera el mismo albedo que Himalia. Si el anillo (arco) es un fragmento de Himalia, debe haberse formado muy recientemente, dada la precesión a escala centenaria de la órbita himaliana. Es posible que el anillo sea un fragmento del impacto de una luna muy pequeña aún no descubierta contra Himalia, lo que sugiere que Júpiter podría seguir ganando y perdiendo pequeñas lunas mediante colisiones. [ 34 ]

Exploración

La existencia de los anillos jovianos se infirió a partir de observaciones de los cinturones de radiación planetaria por la nave espacial Pioneer 11 en 1975. [ 35 ] En 1979, la nave espacial Voyager 1 obtuvo una única imagen sobreexpuesta del sistema de anillos. [ 1 ] La Voyager 2 realizó imágenes más extensas ese mismo año, lo que permitió una determinación aproximada de la estructura del anillo. [ 5 ] La calidad superior de las imágenes obtenidas por el orbitador Galileo entre 1995 y 2003 extendió enormemente el conocimiento existente sobre los anillos jovianos. [ 2 ] La observación terrestre de los anillos por el telescopio Keck [ 4 ] en 1997 y 2002 y el HST en 1999 [ 3 ] reveló la rica estructura visible en la luz retrodispersada. Las imágenes transmitidas por la nave espacial New Horizons en febrero-marzo de 2007 [ 13 ] permitieron la observación de la estructura fina en el anillo principal por primera vez. En el año 2000, la sonda Cassini, en ruta hacia Saturno, realizó extensas observaciones del sistema de anillos de Júpiter. [ 36 ] Las futuras misiones al sistema joviano proporcionarán información adicional sobre los anillos. [ 37 ]

Véase también

Notas

  1. 1 2 La profundidad óptica normal es la relación entre la sección transversal total de las partículas del anillo y el área cuadrada del anillo. [ 8 ]
  2. ↑ La luz dispersada hacia adelante es la luz dispersada en un ángulo pequeño en relación con la luz solar.
  3. ↑ La luz retrodispersada es la luz dispersada en un ángulo cercano a 180° con respecto a la luz solar.
  4. ↑ ^ Debe compararse con la sección transversal total de aproximadamente 1700 km² de Metis y Adrastea. [ 9 ]
  5. ↑ La resonancia de Lorentz es una resonancia entre el movimiento orbital de una partícula y la rotación de la magnetosfera planetaria, cuando la relación de sus períodos es un número racional . [ 27 ]
  6. 1 2 El grosor de los anillos de gasa se define aquí como la distancia entre los picos de brillo en sus bordes superior e inferior. [ 29 ]

Referencias

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  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 Ockert-Bell, ME; Burns, JA; Daubar, IJ; et al. (1999). "La estructura del sistema de anillos de Júpiter revelada por el experimento de imágenes Galileo" . Icarus . 138 (2): 188– 213. Bibcode : 1999Icar..138..188O . doi : 10.1006/icar.1998.6072 . 
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  • Hoja informativa sobre los anillos de Júpiter
  • Los anillos de Júpiter, según el programa de exploración del sistema solar de la NASA.
  • Página del proyecto Pioneer de la NASA
  • Página del proyecto Voyager de la NASA
  • Página del proyecto Galileo de la NASA
  • Espacio del proyecto Cassini de la NASA
  • Página del proyecto Nuevos Horizontes
  • Nodo del anillo planetario: El sistema de anillos de Júpiter
  • Nomenclatura de los anillos de Júpiter según la página de nomenclatura planetaria del USGS.