Anillos de Urano
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El esquema del sistema de anillos-luna de Urano . Las líneas continuas denotan anillos; las líneas discontinuas denotan las órbitas de las lunas.

Los anillos de Urano son de complejidad intermedia entre el conjunto más extenso alrededor de Saturno y los sistemas más simples alrededor de 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 informó haber observado anillos en 1789; Los astrónomos modernos están divididos sobre si pudo haberlos visto, ya que son muy oscuros y tenues. [1]

En 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 en 2003-2005 en fotos del Telescopio Espacial Hubble . En el orden de distancia creciente del planeta, los 13 anillos conocidos se designan 1986U2R / ζ , 6, 5, 4, α , β , η , γ , δ , λ , ε , ν y μ. Sus radios van desde unos 38.000 km para el anillo 1986U2R / ζ hasta unos 98.000 km para el anillo μ. Pueden existir 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 estén compuestos de hielo de agua con la adición de algunos compuestos orgánicos procesados ​​por radiación oscura .

La mayoría de los anillos de Urano son opacos y solo tienen 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 hechos de pequeñas partículas de polvo, mientras que el anillo λ estrecho y tenue también contiene cuerpos más grandes. La relativa falta de polvo en el sistema de anillos puede deberse a la resistencia aerodinámica de la exosfera extendida de Urano .

Se cree que los anillos de Urano son relativamente jóvenes y no tienen más de 600 millones de años. El sistema de anillos de Urano probablemente se originó a partir de la fragmentación por colisión de varias lunas que alguna vez existieron alrededor del planeta. Después de chocar, las lunas probablemente se dividieron en muchas partículas, que sobrevivieron como anillos estrechos y ópticamente densos solo en zonas estrictamente confinadas de máxima estabilidad.

El mecanismo que confina los anillos estrechos no se comprende bien. Inicialmente se asumió que cada anillo estrecho tenía un par de lunas pastoras cercanas que lo acorralaban para darle forma. En 1986, la 'Voyager 2' descubrió solo una de esas parejas de pastores ( Cordelia y Ofelia ) alrededor del anillo más brillante (ε).

Descubrimiento

La primera mención de un sistema de anillos de Urano proviene de las notas de William Herschel que detallan sus observaciones de Urano en el siglo XVIII, que incluyen el siguiente pasaje: "22 de febrero de 1789: se sospechaba de un anillo". [1] Herschel dibujó un pequeño diagrama del anillo y notó que estaba "un poco inclinado al rojo". Desde entonces, el telescopio Keck en Hawái ha confirmado que este es el caso, al menos para el anillo ν. [2] Las notas de Herschel se publicaron en una Royal Society.Journal en 1797. En los dos siglos entre 1797 y 1977, los anillos rara vez se mencionan, si es que se mencionan. Esto arroja serias dudas sobre si Herschel pudo haber visto algo por el estilo 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. [3]

El descubrimiento definitivo de los anillos de Urano fue realizado por los astrónomos James L. Elliot , Edward W. Dunham y Jessica Mink el 10 de marzo de 1977, utilizando el Observatorio Aerotransportado de Kuiper , y fue fortuito . Planearon 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 antes y después de ser eclipsada por el planeta. Dedujeron que estaba presente un sistema de anillos estrechos. [4] [5] Los cinco eventos de ocultación que observaron fueron indicados por las letras griegas α, β, γ, δ y ε en sus artículos. [4]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. [6] El primero se llamó anillo η. Estos últimos se denominaron anillos 4, 5 y 6, de acuerdo con la numeración de los eventos de ocultación en un artículo. [7] El sistema de anillos de Urano fue el segundo descubierto en el Sistema Solar, después del de Saturno . [8]

Se obtuvieron imágenes de los anillos directamente cuando la nave espacial Voyager 2 voló a través del sistema de Urano en 1986. [9] Se revelaron dos anillos más débiles, lo que eleva el total a once. [9] El telescopio espacial Hubble detectó un par adicional de anillos nunca antes vistos en 2003-2005, elevando el número total conocido a 13. El descubrimiento de estos anillos exteriores duplicó el radio conocido del sistema de anillos. [10] El Hubble también tomó imágenes de dos pequeños satélites por primera vez, uno de los cuales, Mab , comparte su órbita con el anillo μ más externo recién descubierto. [11]

Propiedades generales

Anillos interiores de Urano. El anillo exterior brillante es el anillo épsilon; otros ocho anillos son visibles.

Como se entiende actualmente, el sistema de anillos de Urano comprende trece anillos distintos. En orden de distancia creciente del planeta son: 1986U2R / ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ anillos. [10] Se pueden dividir en tres grupos: nueve anillos principales estrechos (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), [8] dos anillos polvorientos (1986U2R / ζ, λ) [12 ] y dos anillos exteriores (ν, μ). [10] [13] Los anillos de Urano consisten principalmente en partículas macroscópicas y poco polvo , [14] aunque se sabe que hay polvo presente en 1986 U2R / ζ, η, δ, λ, ν y μ. [10] [12]Además de estos anillos bien conocidos, puede haber numerosas bandas de polvo ópticamente delgadas y anillos tenues entre ellos. [15] 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 las ocultaciones . [15] Algunos de ellos se hicieron visibles durante una serie de eventos de cruce de planos de anillos en 2007. [16] Se observaron varias bandas de polvo entre los anillos en geometría de dispersión hacia adelante [a] por la Voyager 2 . [9] Todos los anillos de Urano muestran variaciones de brillo azimutal . [9]

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 incluso más bajo, alrededor del 2%. [14] [17] Las partículas de los anillos muestran una fuerte oposición, un aumento del albedo cuando el ángulo de fase es cercano a cero. [14] Esto significa que su albedo es mucho menor cuando se les observa 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 . [18] No exhiben características espectrales identificables.. Se desconoce la composición química de las partículas del anillo. No pueden estar hechos de hielo de agua pura como los anillos de Saturno porque son demasiado oscuros, más oscuros que las lunas interiores de Urano . [18] Esto indica que probablemente estén compuestos por una mezcla de hielo y un material oscuro. La naturaleza de este material no está clara, pero pueden ser compuestos orgánicos considerablemente oscurecidos por la irradiación de partículas cargadas de la magnetosfera de Urano . Las partículas de los anillos pueden consistir en un material muy procesado que inicialmente era similar al de las lunas interiores. [18]

En conjunto, el sistema de anillos de Urano no se parece a los débiles y polvorientos anillos de Júpiter ni a los anchos y complejos anillos de Saturno , algunos de los cuales están compuestos de material muy brillante: agua helada. [8] Hay similitudes con algunas partes del último sistema de anillos; el anillo F de Saturno y el anillo ε de Urano son estrechos, relativamente oscuros y están guiados por un par de lunas. [8] Los anillos externos ν y μ de Urano recién descubiertos son similares a los anillos externos G y E de Saturno . [19] Los estrechos rizos que existen en los anchos anillos de Saturno también se asemejan a los estrechos anillos de Urano. [8]Además, las bandas de polvo observadas entre los anillos principales de Urano pueden ser similares a los anillos de Júpiter. [12] En contraste, el sistema de anillos neptunianos es bastante similar al de Urano, aunque es menos complejo, más oscuro y contiene más polvo; los anillos neptunianos también se encuentran más alejados del planeta. [12]

Anillos principales estrechos

ε anillo

Una 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. [9] [18] Si bien es el más excéntrico de los anillos de Urano, tiene una inclinación orbital insignificante . [20] La excentricidad del anillo hace que su brillo varíe a lo largo de su órbita. El brillo radialmente integrado del anillo ε es más alto cerca de la apoapsis y más bajo cerca de la periapsis . [21] La relación de brillo máximo / mínimo es de aproximadamente 2,5–3,0. [14]Estas variaciones están relacionadas con las variaciones del ancho del anillo, que es de 19,7 km en la periapsis y 96,4 km en la apoapsis. [21] A medida que el anillo se ensancha, la cantidad de sombras entre las partículas disminuye y aparecen más, lo que lleva a un mayor brillo integrado. [17] Las variaciones de ancho se midieron directamente a partir de las imágenes de la Voyager 2 , ya que el anillo ε fue uno de los dos únicos anillos resueltos por las cámaras de la Voyager. [9] Tal comportamiento indica que el anillo no es ópticamente delgado. De hecho, las observaciones de ocultación realizadas desde el suelo y la nave espacial mostraron que su profundidad óptica normal [c] varía entre 0,5 y 2,5, [21] [22]siendo más alto cerca de la periapsis. La profundidad equivalente [d] del anillo ε es de unos 47 km y es invariable alrededor de la órbita. [21]

Una vista de cerca de los anillos (de arriba a abajo) δ, γ, η, β y α de Urano. El anillo η resuelto muestra el componente ancho ópticamente delgado.

El grosor geométrico del anillo ε no se conoce con precisión, aunque el anillo es ciertamente muy delgado, según algunas estimaciones, tan delgado como 150 m. [15] A pesar de tal grosor infinitesimal, consta de varias capas de partículas. El anillo ε es un lugar bastante concurrido con un factor de llenado cerca de la apoapsis estimado por diferentes fuentes entre 0,008 y 0,06. [21] El tamaño medio de las partículas del anillo es de 0,2 a 20,0 m, [15] y la separación media es de alrededor de 4,5 veces su radio. [21] El anillo está casi desprovisto de polvo , posiblemente debido a la resistencia aerodinámica de la corona atmosférica extendida de Urano. [2]Debido a su naturaleza fina como una navaja, el anillo ε es invisible cuando se ve de canto. Esto sucedió en 2007 cuando se observó un cruce de planos de anillo. [dieciséis]

La nave espacial Voyager 2 observó una extraña señal del anillo ε durante el experimento de ocultación de radio . [22] La señal parecía una fuerte mejora de la dispersión hacia adelante en la longitud de onda de 3,6 cm cerca de la apoapsis del anillo. Una dispersión tan fuerte requiere la existencia de una estructura coherente. Muchas observaciones de ocultación han confirmado que el anillo ε tiene una estructura tan fina. [15] El anillo ε parece consistir en una serie de rizos estrechos y ópticamente densos, algunos de los cuales pueden tener arcos incompletos. [15]

Se sabe que el anillo ε tiene lunas pastoras interiores y exteriores : Cordelia y Ofelia , respectivamente. [23] El borde interior del anillo está en resonancia 24:25 con Cordelia, y el borde exterior está en resonancia 14:13 con Ofelia. [23] Las masas de las lunas deben ser al menos tres veces la masa del anillo para confinarlo de manera efectiva. [8] Se estima que la masa del anillo ε es de aproximadamente 10 16  kg. [8] [23]

anillo δ

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

El anillo δ es circular y ligeramente inclinado. [20] Muestra importantes variaciones azimutales inexplicables en la profundidad y el ancho ópticos normales. [15] Una posible explicación es que el anillo tiene una estructura similar a una onda azimutal, excitada por una pequeña luna en su interior. [24] El borde exterior afilado del anillo δ está en resonancia 23:22 con Cordelia. [25] El anillo δ consta de dos componentes: un componente estrecho ópticamente denso y un amplio hombro hacia adentro con baja profundidad óptica. [15] El ancho del componente estrecho es de 4,1 a 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 a 0,6. [21]El componente ancho del anillo tiene unos 10-12 km de ancho y su profundidad equivalente está cerca de 0,3 km, lo que indica una profundidad óptica normal baja de 3 × 10 -2 . [21] [26] Esto se conoce solo a partir de los datos de ocultación porque el experimento de imágenes de la Voyager 2 no logró resolver el anillo δ. [9] [26] Cuando la Voyager 2 lo observó en geometría de dispersión hacia adelante , el anillo δ parecía relativamente brillante, lo que es compatible con la presencia de polvo en su componente amplio. [9]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 que es consistente con el comportamiento de un anillo simultáneamente geométricamente grueso y ópticamente delgado. [dieciséis]

anillo γ

El anillo γ es estrecho, ópticamente denso y ligeramente excéntrico. Su inclinación orbital es casi nula. [20] El ancho del anillo varía en el rango de 3.6 a 4.7 km, aunque la profundidad óptica equivalente es constante en 3.3 km. [21] La profundidad óptica normal del anillo γ es de 0,7 a 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 [15] y sin polvo. [16] El ancho y la profundidad óptica normal del anillo γ muestran variaciones azimutales significativas . [15] Se desconoce 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 de 6: 5 con Ofelia.[25] [27]

anillo η

El anillo η tiene excentricidad e inclinación orbital cero. [20] Al igual que el anillo δ, consta de dos componentes: un componente estrecho ópticamente denso y un amplio hombro hacia afuera con baja profundidad óptica. [9] El ancho del componente estrecho es de 1,9 a 2,7 km y la profundidad equivalente es de aproximadamente 0,42 km, que corresponde a la profundidad óptica normal de aproximadamente 0,16 a 0,25. [21] El componente ancho tiene unos 40 km de ancho y su profundidad equivalente es cercana a 0,85 km, lo que indica una profundidad óptica normal baja de 2 × 10 −2 . [21] Se resolvió en imágenes de la Voyager 2 . [9]En la luz dispersa hacia adelante, el anillo η parecía brillante, lo que indicaba la presencia de una cantidad considerable de polvo en este anillo, probablemente en el componente ancho. [9] 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 mayor brillo, convirtiéndose en la segunda característica más brillante en el sistema de anillos. [16] Esto es consistente con el comportamiento de un anillo geométricamente grueso pero al mismo tiempo ópticamente delgado. [16] Como la mayoría de los otros anillos, el anillo η muestra variaciones azimutales significativas en la profundidad y el ancho ópticos normales. El componente estrecho incluso desaparece en algunos lugares. [15]

anillos α y β

Después del anillo ε, los anillos α y β son los más brillantes de los anillos de Urano. [14] Al igual que el anillo ε, presentan variaciones regulares de brillo y ancho. [14] Son más brillantes y anchos a 30 ° de la apoapsis y más tenues y estrechos a 30 ° de la periapsis . [9] [28] Los anillos α y β tienen una excentricidad orbital considerable y una inclinación no despreciable. [20] Los anchos de estos anillos son de 4,8 a 10 km y de 6,1 a 11,4 km, respectivamente. [21] Las profundidades ópticas equivalentes son 3,29 km y 2,14 km, lo que da como resultado profundidades ópticas normales de 0,3-0,7 y 0,2-0,35, respectivamente. [21]Durante un evento de cruce del plano del anillo en 2007, los anillos desaparecieron, lo que significa que son geométricamente delgados como el anillo ε y sin polvo. [16] El mismo evento reveló una banda de polvo gruesa y ópticamente delgada justo fuera del anillo β, que también fue observada anteriormente por la Voyager 2 . [9] Se estima que las masas de los anillos α y β son aproximadamente 5 × 10 15  kg (cada una), la mitad de la masa del anillo ε. [29]

Anillos 6, 5 y 4

Los anillos 6, 5 y 4 son los más internos y más tenues de los anillos estrechos de Urano. [14] Son los anillos más inclinados y sus excentricidades orbitales son las más grandes excluyendo el anillo ε. [20] De hecho, sus inclinaciones (0,06 °, 0,05 ° y 0,03 °) eran lo suficientemente grandes como para que la Voyager 2 pudiera observar sus elevaciones por encima del plano ecuatorial de Urano, que eran de 24 a 46 km. [9] Los anillos 6, 5 y 4 son también los anillos más estrechos de Urano, que miden 1,6 a 2,2 km, 1,9 a 4,9 km y 2,4 a 4,4 km de ancho, respectivamente. [9] [21] Sus profundidades equivalentes son 0,41 km, 0,91 y 0,71 km, lo que da como resultado una profundidad óptica normal de 0,18-0,25, 0,18-0,48 y 0,16-0,3. [21]No fueron visibles durante un evento de cruce de plano circular en 2007 debido a su estrechez y falta de polvo. [dieciséis]

Anillos polvorientos

anillo λ

Un ángulo de fase alto y de larga exposición (172,5 °) [14] Imagen de la Voyager 2 de los anillos internos de Urano. En la luz dispersa hacia adelante , se pueden ver las bandas de polvo no visibles en otras imágenes, así como los anillos reconocidos.

El anillo λ fue uno de los dos anillos descubiertos por la Voyager 2 en 1986. [20] Es un anillo estrecho y débil ubicado justo dentro del anillo ε, entre este y la luna pastora Cordelia . [9] Esta luna despeja un carril oscuro justo dentro del anillo λ. Cuando se ve con luz retrodifundida , [e] el anillo λ es extremadamente estrecho (alrededor de 1 a 2 km) y tiene una profundidad óptica equivalente de 0,1 a 0,2 km a una longitud de onda de 2,2 μm. [2] La profundidad óptica normal es 0,1-0,2. [9] [26]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 se detectó inicialmente solo en ocultaciones estelares UV por la Voyager 2 . [26] La detección durante una ocultación estelar en la longitud de onda de 2,2 μm no se anunció hasta 1996. [2]

La apariencia del anillo λ cambió drásticamente cuando se observó con luz dispersa hacia adelante en 1986. [9] En esta geometría, el anillo se convirtió en la característica más brillante del sistema de anillos de Urano, eclipsando al anillo ε. [12] Esta observación, junto con la dependencia de la longitud de onda de la profundidad óptica, indica que el anillo λ contiene una cantidad significativa de polvo de tamaño micrométrico . [12] La profundidad óptica normal de este polvo es 10 −4 −10 −3 . [14] Las observaciones realizadas 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 del sistema de anillos de Urano.[dieciséis]

El análisis detallado de las imágenes de la Voyager 2 reveló variaciones azimutales en el brillo del anillo λ. [14] Las variaciones parecen ser periódicas, parecidas a una onda estacionaria . El origen de esta fina estructura en el anillo λ sigue siendo un misterio. [12]

1986U2R / ζ anillo

La imagen del descubrimiento del anillo 1986U2R

En 1986, la Voyager 2 detectó una hoja ancha y tenue de material dentro del anillo 6. [9] Este anillo recibió la designación temporal 1986U2R. Tenía una profundidad óptica normal de 10 −3 o menos y era extremadamente débil. Solo era visible en una sola imagen de la Voyager 2 . [9] El anillo estaba ubicado entre 37.000 y 39.500 km del centro de Urano, o sólo unos 12.000 km por encima de las nubes. [2] No se volvió a observar hasta 2003-2004, cuando el telescopio Keck encontró una hoja ancha y tenue de material justo dentro del anillo 6. Este anillo se denominó anillo ζ. [2]La posición del anillo ζ recuperado difiere significativamente de la observada en 1986. Ahora está situado entre 37.850 y 41.350 km del centro del planeta. Hay una extensión hacia el interior que se desvanece gradualmente y alcanza al menos 32.600 km, [2] o posiblemente incluso hasta 27.000 km, hasta la atmósfera de Urano. Estas extensiones están etiquetadas como anillos ζ cy ζ cc respectivamente. [30]

El anillo ζ se observó nuevamente durante el evento de cruce del plano del anillo en 2007 cuando se convirtió en la característica más brillante del sistema de anillos, eclipsando a todos los demás anillos combinados. [16] La profundidad óptica equivalente de este anillo está cerca de 1 km (0,6 km para la extensión hacia el interior), mientras que la profundidad óptica normal es de nuevo menos de 10 −3 . [2] Las apariencias bastante diferentes de los anillos 1986U2R y ζ pueden ser causadas por diferentes geometrías de visualización: geometría de retrodispersión en 2003-2007 y geometría de dispersión lateral en 1986. [2] [16] Cambios durante los últimos 20 años en el No se puede descartar la distribución de polvo, que se cree que predomina en el anillo. [dieciséis]

Otras bandas de polvo

Además de los anillos 1986U2R / ζ y λ, hay otras bandas de polvo extremadamente débiles en el sistema de anillos de Urano. [9] Son invisibles durante las ocultaciones porque tienen una profundidad óptica insignificante, aunque son brillantes en la luz dispersa hacia adelante. [12] Las imágenes de la Voyager 2 de luz dispersa hacia adelante revelaron la existencia de bandas de polvo brillante entre los anillos λ y δ, entre los anillos η y β, y entre el anillo α y el anillo 4. [9] Muchas de estas bandas Fueron detectados nuevamente en 2003-2004 por el Telescopio Keck y durante el evento de cruce de anillo-plano de 2007 en luz retrodispersada, pero sus ubicaciones precisas y brillos relativos fueron diferentes a los de las observaciones de la Voyager . [2] [16]La profundidad óptica normal de las bandas de polvo es de aproximadamente 10-5 o menos. Se cree que la distribución del tamaño de las partículas de polvo obedece a una ley de potencia con el índice p  = 2,5 ± 0,5. [14]

Además de las bandas de polvo separadas, el sistema de anillos de Urano parece estar sumergido en una hoja ancha y tenue de polvo con una profundidad óptica normal que no excede de 10 −3 . [30]

Sistema de anillo exterior

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

En 2003-2005, el Telescopio Espacial Hubble detectó un par de anillos previamente desconocidos, ahora llamado sistema de anillo exterior, lo que elevó el número de anillos de Urano conocidos a 13. [10] Estos anillos fueron posteriormente denominados anillos μ y ν. [13] El anillo μ es el más externo del par y tiene el doble de distancia del planeta que el anillo brillante η. [10] Los anillos exteriores se diferencian de los anillos interiores estrechos en varios aspectos. Son anchos, 17.000 y 3.800 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 radiales triangulares. [10]

El brillo máximo del anillo μ se encuentra casi exactamente en la órbita de la pequeña luna de Urano Mab , que probablemente sea la fuente de las partículas del anillo. [10] [11] El anillo ν se coloca entre Portia y Rosalind y no contiene lunas en su interior. [10] Un reanálisis de las imágenes de la Voyager 2 de luz dispersa hacia adelante revela claramente los anillos μ y ν. En esta geometría, los anillos son mucho más brillantes, lo que indica que contienen mucho polvo del tamaño de un micrómetro. [10] 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 Encelado.. [10] [11]

El anillo μ puede estar compuesto completamente de polvo, sin partículas grandes en absoluto. Esta hipótesis está respaldada por observaciones realizadas por el telescopio Keck, que no pudo detectar el anillo μ en el infrarrojo cercano a 2,2 μm, pero detectó el anillo ν. [19] Esta falla significa que el anillo μ es de color azul, lo que a su vez indica que en su interior predomina un polvo muy pequeño (submicrométrico). [19] El polvo puede estar hecho de agua helada. [31] Por el contrario, el anillo ν es de color ligeramente rojo. [19] [32]

Dinámica y origen

Un esquema de color mejorado de los anillos internos derivado de las imágenes de la Voyager 2

Un problema destacado en relación con la física que gobierna los estrechos anillos de Urano es su confinamiento. Sin algún mecanismo para mantener unidas sus partículas, los anillos se extenderían rápidamente radialmente. [8] La vida útil de los anillos de Urano sin tal mecanismo no puede ser de más de 1 millón de años. [8] El modelo más citado para dicho confinamiento, propuesto inicialmente por Goldreich y Tremaine , [33]es que un par de lunas cercanas, pastores externos e internos, interactúan gravitacionalmente con un anillo y actúan como sumideros y donantes, respectivamente, para un momento angular excesivo e insuficiente (o equivalentemente, energía). Los pastores mantienen así las partículas del anillo en su lugar, pero gradualmente se alejan del anillo. [8] Para ser eficaz, las masas de los pastores deben exceder la masa del anillo por lo menos en un factor de dos a tres. Se sabe que este mecanismo funciona en el caso del anillo ε, donde Cordelia y Ofelia sirven como pastores. [25] Cordelia es también el pastor externo del anillo δ, y Ofelia es el pastor externo del anillo γ. [25]No se conoce ninguna luna de más de 10 km en las proximidades de otros anillos. [9] La distancia actual de Cordelia y Ofelia del anillo ε puede usarse para estimar la edad del anillo. Los cálculos muestran que el anillo ε no puede tener más de 600 millones de años. [8] [23]

Dado que los anillos de Urano parecen ser jóvenes, deben renovarse continuamente por la fragmentación por colisión de cuerpos más grandes. [8] Las estimaciones muestran que la vida útil contra la ruptura por colisión de una luna con el tamaño de Puck es de unos pocos miles de millones de años. La vida útil de un satélite más pequeño es mucho más corta. [8] Por lo tanto, todas las lunas y anillos interiores actuales pueden ser producto de la interrupción de varios satélites del tamaño de Puck durante los últimos cuatro mil quinientos millones de años. [23] Cada interrupción de este tipo habría iniciado una cascada de colisiones que rápidamente molió a casi todos los cuerpos grandes en partículas mucho más pequeñas, incluido el polvo. [8]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 una evolución tan disruptiva sería un sistema de anillos estrechos. Algunas lunas todavía deben estar incrustadas dentro de los anillos en la actualidad. El tamaño máximo de estas lunas es probablemente de unos 10 km. [23]

El origen de las bandas de polvo es menos problemático. El polvo tiene una vida útil muy corta, de 100 a 1000 años, y debe reponerse continuamente mediante colisiones entre partículas anulares más grandes, lunas y meteoroides del exterior del sistema de Urano. [12] [23] Los cinturones de las lunas y partículas parentales son en sí mismos invisibles debido a su baja profundidad óptica, mientras que el polvo se revela en luz dispersa hacia adelante. [23] Se espera que los anillos principales estrechos y los cinturones de lunares que crean bandas de polvo difieran en la distribución del tamaño de partículas. Los anillos principales tienen cuerpos del tamaño de un centímetro a un metro. Tal distribución aumenta el área superficial del material en los anillos, lo que conduce a una alta densidad óptica en la luz retrodifundida. [23]Por el contrario, las bandas de polvo tienen relativamente pocas partículas grandes, lo que da como resultado una profundidad óptica baja. [23]

Exploración

Los anillos fueron investigados a fondo por la nave espacial Voyager 2 en enero de 1986. [20] Se descubrieron dos nuevos anillos débiles, λ y 1986U2R, lo que elevó el número total conocido a once. Los anillos se estudiaron analizando los resultados de las ocultaciones de radio, [22] ultravioleta [26] y ópticas. [15] La Voyager 2 observó los anillos en diferentes geometrías en relación con el sol, produciendo imágenes con luz dispersa hacia atrás, hacia adelante y hacia los lados. [9] El análisis de estas imágenes permitió la derivación de la función de fase completa, el albedo geométrico y de Bond de las partículas del anillo. [14]Dos anillos, ε y η, se resolvieron en las imágenes y revelaron una estructura fina y complicada. [9] El análisis de las imágenes de la Voyager también condujo al descubrimiento de once lunas interiores de Urano , incluidas las dos lunas pastoras del anillo ε: Cordelia y Ofelia. [9]

Lista de propiedades

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

Nombre del anilloRadio (km) [f]Ancho (km) [f]Eq. profundidad (km) [d] [g]N. Opt. profundidad [c] [h]Espesor (m) [i]Ecc. [j]Incl. (°) [j]Notas
ζ cc26 840–34 8908 0000,8~ 0,001???Extensión hacia adentro del anillo ζ c
ζ c34 890–37 85030000,6~ 0.01???Extensión hacia adentro del anillo ζ
1986U2R37 000–39 5002 500<2,5<0,01???Anillo polvoriento tenue
ζ37 850–41 3503 5001~ 0.01???
641 8371.6–2.20,410,18-0,25?0,00100.062
542 2341,9–4,90,910,18-0,48?0,00190.054
442 5702.4–4.40,710,16-0,30?0,00110.032
α44 7184.8-10.03.390,3-0,7?0,00080,015
β45 6616.1-11.42.140,20–0,35?0,00400,005
η47 1751,9-2,70,420,16-0,25?00,001
η c47 176400,850,2?00,001Componente ancho hacia afuera del anillo η
γ47 6273.6–4.73.30,7-0,9150?0,0010,002
δ c48 30010-120,30,3?00,001Componente amplio hacia adentro del anillo δ
δ48 3004.1–6.12.20,3-0,6?00,001
λ50 0231-20,20,1-0,2?0?0?Anillo polvoriento tenue
ε51 14919,7–96,4470,5-2,5150?0,00790Pastoreada por Cordelia y Ofelia
ν66 100–69 9003 8000,0120,000054???Entre Portia y Rosalind , brillo máximo a 67300 km
μ86 000–103 00017 0000,140,000085???En Mab , brillo máximo a 97 700 km

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. ^ Fuera de oposición significa que el ángulo entre la dirección objeto-sol y la dirección objeto-Tierra no es cero.
  3. ^ a b 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. Asume valores de cero a infinito. Un rayo de luz que pasa normalmente a través de un anillo será atenuado por el factor e −τ . [14]
  4. ^ a b La profundidad equivalente ED de un anillo se define como una integral de la profundidad óptica normal a través del anillo. En otras palabras, ED = ∫τdr, donde r es el radio. [2]
  5. ^ La luz de fondo es la luz que se dispersa en un ángulo cercano a 180 ° con respecto a la luz solar ( ángulo de fase cercano a 0 °).
  6. ^ a b Los radios de los anillos 6,5,4, α, β, η, γ, δ, λ y ε se tomaron de Esposito et al., 2002. [8] Los anchos de los 6,5,4, Los anillos α, β, η, γ, δ y ε son de Karkoshka et al., 2001. [21] Los radios y anchos de los anillos ζ y 1986U2R se tomaron de De Pater et al., 2006. [2] El ancho del anillo λ es de Holberg et al., 1987. [26] Los radios y anchos de los anillos μ y ν se extrajeron de Showalter et al., 2006. [10]
  7. ^ La profundidad equivalente de losanillos1986U2R y ζ c / ζ cc es un producto de su ancho y la profundidad óptica normal. Las profundidades equivalentes de los anillos 6,5,4, α, β, η, γ, δ y ε se tomaron de Karkoshka et al., 2001. [21] Las profundidades equivalentes de los anillos λ y ζ, μ y ν son derivado utilizando valores de μEW de de Pater et al., 2006 [2] y de Pater et al., 2006b, [19] respectivamente. Los valores de 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, ζ c , ζ cc , 1986U2R, μ y ν se calcularon como relaciones de las profundidades equivalentes a las anchuras. La profundidad óptica normal del anillo 1986U2R se tomó de de Smith et al., 1986. [9] Las profundidades ópticas normales de los anillos μ y ν son valores máximos de Showalter et al., 2006, [10] mientras que laprofundidadóptica normal las profundidades de losanillosζ, ζ cy ζ cc son de Dunn et al., 2010. [30]
  9. ^ Las estimaciones de espesor son de Lane et al., 1986. [15]
  10. ^ a b Las excentricidades e inclinaciones de los anillos se tomaron de Stone et al., 1986 y French et al., 1989. [20] [27]

Referencias

  1. ↑ a b Rincon, Paul (18 de abril de 2007). "Los anillos de Urano 'se vieron en 1700 ' " . BBC News . Consultado el 23 de enero de 2012 .(reestudio de Stuart Eves)
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m de Pater, Imke; Gibbard, Seran G .; Hammel, HB (2006). "Evolución de los polvorientos anillos de Urano". Ícaro . 180 (1): 186–200. Código bibliográfico : 2006Icar..180..186D . doi : 10.1016 / j.icarus.2005.08.011 .
  3. ^ "¿William Herschel descubrió los anillos de Urano en el siglo XVIII?" . Physorg.com . 2007 . Consultado el 20 de junio de 2007 .
  4. ^ a b Elliot, JL; Dunham, E; Mink, D. (1977). "La ocultación de SAO - 15 86687 por el cinturón de satélites de Urano" . Unión Astronómica Internacional, Circular No. 3051.
  5. ^ Elliot, JL; Dunham, E .; Mink, D. (1977). "Los anillos de Urano". Naturaleza . 267 (5609): 328–330. Código Bibliográfico : 1977Natur.267..328E . doi : 10.1038 / 267328a0 . S2CID 4194104 . 
  6. ^ Nicholson, PD; Persson, SE; Matthews, K .; et al. (1978). "Los anillos de Urano: resultados de las ocultaciones del 10 de abril de 1978" (PDF) . El diario astronómico . 83 : 1240-1248. Código Bibliográfico : 1978AJ ..... 83.1240N . doi : 10.1086 / 112318 .
  7. ^ Millis, RL; Wasserman, LH (1978). "La Ocultación de BD -15 3969 por los Anillos de Urano". El diario astronómico . 83 : 993–998. Código Bibliográfico : 1978AJ ..... 83..993M . doi : 10.1086 / 112281 .
  8. ^ a b c d e f g h i j k l m n o Esposito, LW (2002). "Anillos planetarios". Informes sobre avances en física . 65 (12): 1741-1783. Código Bibliográfico : 2002RPPh ... 65.1741E . doi : 10.1088 / 0034-4885 / 65/12/201 .
  9. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z aa Smith, BA; Soderblom, LA; Beebe, A .; Bliss, D .; Boyce, JM; Brahic, A .; Briggs, GA; Marrón, RH; Collins, SA (4 de julio de 1986). "Voyager 2 en el sistema de Urano: resultados de la ciencia de imágenes" . Ciencia (manuscrito enviado). 233 (4759): 43–64. Código Bibliográfico : 1986Sci ... 233 ... 43S . doi :10.1126 / science.233.4759.43 . PMID  17812889 . S2CID  5895824 .
  10. ^ a b c d e f g h i j k l m Showalter, Mark R .; Lissauer, Jack J. (17 de febrero de 2006). "El segundo sistema anillo-luna de Urano: descubrimiento y dinámica". Ciencia . 311 (5763): 973–977. Código Bibliográfico : 2006Sci ... 311..973S . doi : 10.1126 / science.1122882 . PMID 16373533 . S2CID 13240973 .  
  11. ^ a b c "El Hubble de la NASA descubre nuevos anillos y lunas alrededor de Urano" . Hubblesite . 2005 . Consultado el 9 de junio de 2007 .
  12. ^ a b c d e f g h i Burns, JA; Hamilton, DP; Showalter, MR (2001). "Anillos polvorientos y polvo circumplanetario: observaciones y física simple" (PDF) . En Grun, E .; Gustafson, BAS; Dermott, ST; Fechtig H. (eds.). Polvo interplanetario . Berlín: Springer. págs. 641–725.
  13. ^ a b Showalter, Mark R .; Lissauer, JJ; Francés, RG; et al. (2008). "Los anillos de polvo exteriores de Urano en el telescopio espacial Hubble". AAA / Reunión # 39 de la División de Astronomía Dinámica . 39 : 16.02. Código bibliográfico : 2008DDA .... 39.1602S .
  14. ^ a b c d e f g h i j k l m Ockert, YO; Cuzzi, JN; Porco, CC; Johnson, televisión (1987). "Fotometría del anillo de Urano: resultados de la Voyager 2". Revista de Investigación Geofísica . 92 (A13): 14, 969–78. Código bibliográfico : 1987JGR .... 9214969O . doi : 10.1029 / JA092iA13p14969 .
  15. ^ a b c d e f g h i j k l m Lane, Arthur L .; Hord, Charles W .; West, Robert A .; et al. (1986). "Fotometría de la Voyager 2: resultados iniciales de la atmósfera, satélites y anillos de Urano". Ciencia . 233 (4759): 65–69. Código Bibliográfico : 1986Sci ... 233 ... 65L . doi : 10.1126 / science.233.4759.65 . PMID 17812890 . S2CID 3108775 .  
  16. ^ a b c d e f g h i j k l m de Pater, Imke ; Hammel, HB; Showalter, Mark R .; Van Dam, Marcos A. (2007). "El lado oscuro de los anillos de Urano" (PDF) . Ciencia . 317 (5846): 1888–1890. Código Bibliográfico : 2007Sci ... 317.1888D . doi : 10.1126 / science.1148103 . PMID 17717152 . S2CID 23875293 . Archivado desde el original (PDF) el 3 de marzo de 2019.   
  17. ↑ a b Karkoshka, Erich (1997). "Anillos y satélites de Urano: coloridos y no tan oscuros". Ícaro . 125 (2): 348–363. Código Bibliográfico : 1997Icar..125..348K . doi : 10.1006 / icar.1996.5631 .
  18. ^ a b c d Baines, Kevin H .; Yanamandra-Fisher, Padmavati A .; Lebofsky, Larry A .; et al. (1998). "Imágenes fotométricas absolutas del infrarrojo cercano del sistema de Urano" (PDF) . Ícaro . 132 (2): 266–284. Código Bibliográfico : 1998Icar..132..266B . doi : 10.1006 / icar.1998.5894 .
  19. ^ a b c d e dePater, Imke; Hammel, Heidi B .; Gibbard, Seran G .; Showalter, Mark R. (2006). "Nuevos cinturones de polvo de Urano: un anillo, dos anillos, anillo rojo, anillo azul" (PDF) . Ciencia . 312 (5770): 92–94. Código bibliográfico : 2006Sci ... 312 ... 92D . doi : 10.1126 / science.1125110 . PMID 16601188 . S2CID 32250745 . Archivado desde el original (PDF) el 3 de marzo de 2019.   
  20. ^ a b c d e f g h i Stone, EC; Miner, ED (1986). "Encuentro de la Voyager 2 con el sistema uraniano". Ciencia . 233 (4759): 39–43. Código Bibliográfico : 1986Sci ... 233 ... 39S . doi : 10.1126 / science.233.4759.39 . PMID 17812888 . S2CID 32861151 .  
  21. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q Karkoshka, Erich (2001). "Modelado fotométrico del anillo Epsilon de Urano y su espaciamiento de partículas". Ícaro . 151 (1): 78–83. Código Bibliográfico : 2001Icar..151 ... 78K . doi : 10.1006 / icar.2001.6598 .
  22. ^ a b c Tyler, JL; Sweetnam, DN; Anderson, JD; et al. (1986). "Observaciones de la radiociencia de la Voyger 2 del sistema de Urano: atmósfera, anillos y satélites". Ciencia . 233 (4759): 79–84. Código Bibliográfico : 1986Sci ... 233 ... 79T . doi : 10.1126 / science.233.4759.79 . PMID 17812893 . S2CID 1374796 .  
  23. ^ a b c d e f g h i j Esposito, LW; Colwell, Joshua E. (1989). "Creación de los anillos de Urano y bandas de polvo". Naturaleza . 339 (6226): 605–607. Código Bibliográfico : 1989Natur.339..605E . doi : 10.1038 / 339605a0 . S2CID 4270349 . 
  24. ^ Cuerno, LJ; Lane, AL; Yanamandra-Fisher, PA; Esposito, LW (1988). "Propiedades físicas del anillo delta de Urano de una posible onda de densidad". Ícaro . 76 (3): 485–492. Código Bibliográfico : 1988Icar ... 76..485H . doi : 10.1016 / 0019-1035 (88) 90016-4 .
  25. ↑ a b c d Porco, Carolyn, C .; Goldreich, Peter (1987). "Pastoreo de los anillos de Urano I: Cinemática". El diario astronómico . 93 : 724–778. Código Bibliográfico : 1987AJ ..... 93..724P . doi : 10.1086 / 114354 .
  26. ^ a b c d e f Holberg, JB; Nicholson, PD; Francés, RG; Elliot, JL (1987). "Sondas de ocultación estelar de los anillos de Urano a 0,1 y 2,2 μm: una comparación de la Voyager UVS y los resultados basados ​​en la Tierra". El diario astronómico . 94 : 178-188. Código Bibliográfico : 1987AJ ..... 94..178H . doi : 10.1086 / 114462 .
  27. ^ a b Francés, Richard D .; Elliot, JL; Francés, Linda M .; et al. (1988). "Órbitas del anillo de Urano de observaciones de ocultación basadas en la Tierra y Voyager". Ícaro . 73 (2): 349–478. Bibcode : 1988Icar ... 73..349F . doi : 10.1016 / 0019-1035 (88) 90104-2 .
  28. ^ Gibbard, SG; De Pater, I .; Hammel, HB (2005). "Imágenes de óptica adaptativa del infrarrojo cercano de los satélites y anillos individuales de Urano" . Ícaro . 174 (1): 253–262. Código bibliográfico : 2005Icar..174..253G . doi : 10.1016 / j.icarus.2004.09.008 .
  29. ^ Chiang, Eugene I .; Culter, Christopher J. (2003). "Dinámica tridimensional de anillos planetarios estrechos". El diario astrofísico . 599 (1): 675–685. arXiv : astro-ph / 0309248 . Código bibliográfico : 2003ApJ ... 599..675C . doi : 10.1086 / 379151 . S2CID 5103017 . 
  30. ^ a b c Dunn, DE; De Pater, I .; Stam, D. (2010). "Modelado de los anillos de Urano a 2,2 μm: comparación con los datos de Keck AO de julio de 2004". Ícaro . 208 (2): 927–937. Código Bibliográfico : 2010Icar..208..927D . doi : 10.1016 / j.icarus.2010.03.027 .
  31. ^ Stephen Battersby (2006). "Anillo azul de Urano vinculado a hielo brillante" . NewScientistSpace . Consultado el 9 de junio de 2007 .
  32. ↑ Sanders, Robert (6 de abril de 2006). "Anillo azul descubierto alrededor de Urano" . Noticias de UC Berkeley . Consultado el 3 de octubre de 2006 .
  33. ^ Goldreich, Peter ; Tremaine, Scott (1979). "Hacia una teoría de los anillos uranianos". Naturaleza . 277 (5692): 97–99. Código Bibliográfico : 1979Natur.277 ... 97G . doi : 10.1038 / 277097a0 . S2CID 4232962 . 

enlaces externos

  • Anillos de Urano por la exploración del sistema solar de la NASA
  • Hoja de datos de los anillos de Urano
  • Hubble descubre anillos gigantes y lunas nuevas que rodean a Urano - Comunicado de prensa del telescopio espacial Hubble (22 de diciembre de 2005)
  • Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria - Nomenclatura de anillos y espacios entre anillos (Urano), USGS

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