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Anillos de Júpiter

El planeta Júpiter tiene un sistema de anillos conocido como los anillos de Júpiter o el sistema de anillos jovianos . Fue el tercer sistema de anillos descubierto en el Sistema Solar , después de los de Saturno y Urano . Fue observado por primera vez en 1979 por la sonda espacial Voyager 1 [1] y fue investigado más a fondo en la década de 1990 por el orbitador Galileo . [2] También ha sido observado por el Telescopio Espacial Hubble y desde la Tierra durante varios años. [3]La observación desde tierra de los anillos requiere los telescopios más grandes disponibles . [4]

Un esquema del sistema de anillos de Júpiter que muestra los cuatro componentes principales. Por simplicidad, Metis y Adrastea se representan compartiendo su órbita. (En realidad, Metis está un poco más cerca de Júpiter).

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

Los anillos principal y de halo consisten en polvo expulsado de las lunas Metis , Adrastea y otros cuerpos parentales no observados como resultado de impactos de alta velocidad. [2] Las imágenes de alta resolución obtenidas en febrero y marzo de 2007 por la nave espacial New Horizons revelaron una estructura fina y rica en el anillo principal. [7]

En luz visible e infrarroja cercana , los anillos tienen un color rojizo, excepto el anillo de halo, que es de color neutro o azul. [3] El tamaño del polvo en los anillos varía, pero el área de la sección transversal es mayor para las partículas no esféricas de un radio de aproximadamente 15 μm en todos los anillos excepto en el halo. [8] El anillo de halo probablemente esté dominado por polvo submicrométrico. La masa total del sistema de anillos (incluidos los cuerpos parentales no resueltos) es poco conocida, pero probablemente esté en el rango de 10 11  a 10 16  kg. [9] Se desconoce la edad del sistema de anillos, pero puede haber existido desde la formación de Júpiter. [9]

Posiblemente podría existir un anillo en la órbita de Himalia . Una posible explicación es que una pequeña luna se había estrellado contra Himalia y la fuerza del impacto hizo que el material despegara Himalia. [10]

Descubrimiento y estructura

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

Nombre Radio (km) Ancho (km) Espesor (km) Profundidad óptica [a] (en τ)Fracción de polvo Masa, kg Notas
Anillo de halo 92.000 -122,50030.50012.500~ 1 × 10 −6100% -
Anillo principal 122.500 -129 0006.50030–3005,9 × 10 −6~ 25%10 7 - 10 9 (polvo)
10 11 - 10 16 (partículas grandes)		Delimitado por Adrastea
Anillo de gasa de amalthea 129.000 -182.00053.0002.000~ 1 × 10 −7100%10 7 - 10 9Conectado con Amalthea
Anillo de gasa Thebe 129.000 -226.00097.0008.400~ 3 × 10 −8100%10 7 - 10 9Conectado con Thebe . Hay una extensión más allá de la órbita de Thebe.

Anillo principal

Apariencia y estructura

Mosaico de imágenes de anillos jovianos con un esquema que muestra la ubicación de los anillos y los satélites
La imagen superior muestra el anillo principal con luz difusa como lo ve la nave espacial New Horizons . La fina estructura de su parte exterior es visible. La imagen inferior muestra el anillo principal con luz dispersa hacia adelante, lo que demuestra su falta de estructura, excepto la muesca de Metis.
Metis orbitando en el borde del anillo principal de Júpiter, fotografiado por la nave espacial 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 en un radio de aproximadamente129.000 km ( 1,806  R J ; R J = radio ecuatorial de Júpiter o71.398 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 aproximadamente122.500 km ( 1,72  R J ). [2]

Por lo tanto, el ancho del anillo principal es de alrededor 6.500 km . La apariencia del anillo principal depende de la geometría de visualización. [9] En luz dispersa hacia adelante [b], el brillo del anillo principal comienza a disminuir abruptamente en128.600 km (justo hacia el interior de la órbita de Adrastean) y alcanza el nivel de fondo en129,300 km —justo fuera de la órbita de Adrastean. [2] Por lo tanto, Adrastea en129.000 km claramente guían el anillo. [2] [5] El brillo continúa aumentando en la dirección de Júpiter y tiene un máximo cerca del centro del anillo en126.000 km , aunque hay una brecha pronunciada (muesca) cerca de la órbita de Metidian en128.000 km . [2] El límite interior del anillo principal, por el contrario, parece desvanecerse lentamente desde124.000 hasta120.000 km , fusionándose con el anillo de halo. [2] [5] En la luz dispersa hacia adelante, todos los anillos jovianos son especialmente brillantes.

En luz de fondo [c] la situación es diferente. El límite exterior del anillo principal, ubicado en129.100 km , o un poco más allá de la órbita de Adrastea, es muy empinado. [9] La órbita de la luna está marcada por un espacio en el anillo, por lo que hay un anillo delgado justo fuera de su órbita. Hay otro anillo justo dentro de la órbita de Adrastean seguido de un espacio de origen desconocido ubicado aproximadamente128.500 km . [9] El tercer anillo se encuentra dentro del espacio central, fuera de la órbita de Metis. El brillo del anillo cae bruscamente justo fuera de la órbita de Metidian, 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 dispersa hacia adelante. [4] Entonces, en la geometría retrodispersada, el anillo principal parece constar de dos partes diferentes: una parte exterior estrecha que se extiende desde128.000 hasta129.000 km , que a su vez incluye tres rizos estrechos separados por muescas, y una parte interior más tenue de122,500 hasta128.000 km , que carece de cualquier estructura visible como en la geometría de dispersión hacia adelante. [9] [11] La muesca de Metis sirve como su límite. La fina estructura del anillo principal se descubrió en los datos del orbitador Galileo y es claramente visible en las imágenes retrodispersas obtenidas de New Horizons en febrero-marzo de 2007. [7] [12] Las primeras observaciones del Telescopio Espacial Hubble (HST) , [3] Keck [4] y la nave espacial Cassini no pudieron detectarlo, probablemente debido a una resolución espacial insuficiente. [8] Sin embargo, la estructura fina fue observada por el telescopio Keck utilizando óptica adaptativa en 2002-2003. [13]

Observado con luz de fondo, el anillo principal parece ser muy delgado, extendiéndose en la 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 algo en la dirección de Júpiter . [2] [8] El anillo parece ser mucho más grueso en la luz dispersa hacia adelante, unos 300 km. [2] Uno de los descubrimientos del orbitador Galileo fue el florecimiento del anillo principal, una nube de material débil y relativamente espesa (unos 600 km) que rodea su parte interior. [2] La flor crece en grosor hacia el límite interior del anillo principal, donde pasa al halo. [2]

El análisis detallado de las imágenes de Galileo reveló variaciones longitudinales del brillo del anillo principal sin conexión con la geometría de visualización. Las imágenes de Galileo también mostraron algunas irregularidades en el anillo en las escalas de 500 a 1000 km. [2] [9]

En febrero-marzo de 2007, la nave espacial New Horizons llevó a cabo una búsqueda profunda de nuevas lunas pequeñas dentro del anillo principal. [14] Si bien no se encontraron satélites de más de 0,5 km, las cámaras de la nave espacial detectaron siete pequeños grupos de partículas anulares. Orbitan justo dentro de la órbita de Adrastea dentro de un anillo denso. [14] La conclusión, que son grupos y no pequeñas lunas, se basa en su apariencia extendida azimutalmente . Subtienden 0.1–0.3 ° a lo largo del anillo, que corresponden a1.000 -3.000 km . [14] Los grupos se dividen en dos grupos de cinco y dos miembros, respectivamente. La naturaleza de los grupos no está clara, pero sus órbitas están cerca de las resonancias 115: 116 y 114: 115 con Metis. [14] Pueden ser estructuras en forma de ondas excitadas por esta interacción.

Distribución de espectros y tamaños de partículas

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

Los espectros del anillo principal obtenidos por el HST , [3] Keck , [15] Galileo [16] y Cassini [8] han demostrado que las partículas que lo forman son rojas, es decir, su albedo es mayor a longitudes de onda más largas. Los espectros existentes abarcan el rango de 0,5 a 2,5 μm. [8] Hasta ahora no se han encontrado características espectrales que puedan atribuirse a compuestos químicos particulares, aunque las observaciones de Cassini arrojaron evidencia de bandas de absorción cercanas a 0,8 μm y 2,2 μm. [8] Los espectros del anillo principal son muy similares a los de Adrastea [3] y Amaltea. [15]

Las propiedades del anillo principal pueden explicarse por la hipótesis de que contiene cantidades significativas de polvo con tamaños de partículas de 0,1 a 10 μm. Esto explica la mayor dispersión hacia adelante de la luz en comparación con la dispersión hacia atrás. [9] [11] Sin embargo, se requieren cuerpos más grandes para explicar la fuerte retrodispersión y la estructura fina en la parte exterior brillante del anillo principal. [9] [11]

El análisis de los datos espectrales y de fase disponibles lleva a la conclusión de que la distribución del tamaño de las partículas pequeñas en el anillo principal obedece a una ley de potencia [8] [17] [18]

norte ( r ) = A × r - q {\ Displaystyle n (r) = A \ times r ^ {- q}} 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} Aes 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 yq = 5 ± 1 para aquellas con r  > 15 ± 0.3 μm. [8] La distribución de cuerpos grandes en el rango de tamaño mm-km está indeterminada actualmente. [9] La dispersión de la luz en este modelo está dominada por partículas con r alrededor de 15 μm. [8] [16]

La ley de potencia mencionada anteriormente permite estimar la profundidad óptica [a] τ {\ Displaystyle \ scriptstyle \ tau} \scriptstyle\tau del anillo principal: τ l = 4,7 × 10 - 6 {\ Displaystyle \ scriptstyle \ tau _ {l} \, = \, 4.7 \ times 10 ^ {- 6}} \scriptstyle \tau _{l}\,=\,4.7\times 10^{{-6}} para los cuerpos grandes y τ s = 1.3 × 10 - 6 {\ Displaystyle \ scriptstyle \ tau _ {s} = 1.3 \ times 10 ^ {- 6}} \scriptstyle \tau _{s}=1.3\times 10^{{-6}}por el polvo. [8] Esta profundidad óptica significa que la sección transversal total de todas las partículas dentro del anillo es de aproximadamente 5000 km². [d] [9] Se espera que las partículas en el anillo principal tengan formas asféricas. [8] Se estima que la masa total del polvo es de 10 7 −10 9  kg. [9] La masa de los cuerpos grandes, excluyendo Metis y Adrastea, es 10 11 −10 16  kg. Depende de su tamaño máximo: el valor superior corresponde a aproximadamente 1 km de diámetro máximo. [9] Estas masas se pueden comparar con masas de Adrastea, que es de aproximadamente 2 × 10 15  kg, [9] Amaltea, aproximadamente 2 × 10 18  kg, [19] 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 visualización. [18] El polvo dispersa la luz preferiblemente en la dirección de avance y forma un anillo homogéneo relativamente grueso delimitado por la órbita de Adrastea. [9] Por el contrario, las partículas grandes, que se dispersan en la dirección posterior, están confinadas en una serie de rizos entre las órbitas de Metidian y Adrastean. [9] [11]

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 arrastre de Poynting-Robertson y fuerzas electromagnéticas de la magnetosfera joviana . [18] [20] Los materiales volátiles, por ejemplo, los hielos, se evaporan rápidamente. La vida útil de las partículas de polvo en el anillo es de 100 a1.000 años , [9] [20] por lo que el polvo debe reponerse continuamente en las colisiones entre cuerpos grandes con tamaños de 1 cm a 0,5 km [14] y entre los mismos cuerpos grandes y partículas de alta velocidad provenientes del exterior del sistema joviano. [9] [20] Esta población de cuerpos parentales se limita al estrecho, aproximadamente1.000 km —y la parte exterior brillante del anillo principal, e incluye Metis y Adrastea. [9] [11] Los cuerpos parentales más grandes deben tener un tamaño inferior a 0,5 km. El límite superior de su tamaño fue obtenido por la nave espacial New Horizons . [14] El límite superior anterior, obtenido de las observaciones del HST [3] [11] y Cassini [8] , estaba cerca de los 4 km. [9] El polvo producido en las colisiones retiene aproximadamente los mismos elementos orbitales que los cuerpos parentales y gira lentamente en espiral en la dirección de Júpiter formando la parte más interna tenue (en luz retrodifundida) del anillo principal y el anillo de halo. [9] [20] Actualmente se desconoce la edad del anillo principal, pero puede ser el último remanente de una población pasada de pequeños cuerpos cerca de Júpiter . [6]

Corrugaciones verticales

Las imágenes de las sondas espaciales Galileo y New Horizons muestran la presencia de dos conjuntos de corrugaciones verticales en espiral en el anillo principal. Estas ondas se volvieron más apretadas con el tiempo a la velocidad esperada para la regresión nodal diferencial en el campo de gravedad 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. [ 21] [22] [23] 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. [23] La formación del mayor conjunto de ondas puede explicarse si el anillo fue impactado por una nube de partículas liberadas por el cometa con una masa total del orden de 2-5 × 10 12  kg, lo que habría inclinado el anillo. fuera del plano ecuatorial por 2 km. [23] Cassini ha observado un patrón de onda en espiral similar que se contrae con el tiempo [24] en los anillos C y D de Saturno. [25]

Anillo de halo

Apariencia y estructura

Imagen en falso color del anillo de halo obtenida por Galileo con luz dispersa hacia adelante

El anillo de halo es el anillo joviano más interior y verticalmente más grueso. 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. Se desconoce la verdadera extensión vertical del halo, pero la presencia de su material se detectó tan alto como10 000  kilometros por encima del plano del anillo. [2] [4] El límite interno del halo es relativamente nítido y está ubicado en el radio100 000  km ( 1,4  R J ), [4] pero algo de material está presente más hacia adentro hasta aproximadamente92 000  km . [2] Por lo tanto, el ancho del anillo de halo es aproximadamente30 000  km . Su forma se asemeja a un toro grueso sin una estructura interna clara. [9] En contraste con el anillo principal, la apariencia del halo depende solo ligeramente de la geometría de visualización.

El anillo de halo parece más brillante con luz dispersa hacia adelante, en la que Galileo lo fotografió extensamente . [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 de20 000  km , el brillo del halo está fuertemente concentrado 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 retrodifundida, según lo observado 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 está más concentrado cerca del plano del anillo que en la luz dispersa hacia adelante. [9]

Las propiedades espectrales del anillo de halo son diferentes de 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. [15]

Origen del anillo de halo

Las propiedades ópticas del anillo de halo se pueden explicar por la hipótesis de que solo comprende polvo con tamaños de partículas inferiores a 15 μm. [3] [9] [17] Partes del halo ubicadas lejos del plano del anillo pueden consistir en polvo submicrométrico. [3] [4] [9] Esta composición polvorienta explica la dispersión hacia adelante 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 halo τ s ∼ 10 - 6 {\ Displaystyle \ scriptstyle \ tau _ {s} \, \ sim \, 10 ^ {- 6}} \scriptstyle \tau _{s}\,\sim \,10^{{-6}}es comparable con la del polvo en el anillo principal. [5] [9] El gran espesor del halo se puede atribuir 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 de halo coincide con la ubicación de una fuerte resonancia de Lorentz 3: 2. [e] [18] [26] [27] Como el arrastre de Poynting-Robertson [18] [20] hace que las partículas se desplacen lentamente hacia Júpiter, sus inclinaciones orbitales se excitan al pasar a través de él. La floración del anillo principal puede ser el comienzo del halo. [9] El límite interno del anillo de halo no está lejos de la resonancia de Lorentz 2: 1 más fuerte. [18] [26] [27] En esta resonancia, la excitación es probablemente muy significativa, lo que obliga a las partículas a sumergirse en la atmósfera joviana, definiendo así un límite interno agudo. [9] Derivado del anillo principal, el halo tiene la misma edad. [9]

Anillos de gasa

Anillo de gasa de amalthea

Imagen de los anillos de gasa obtenidos por Galileo en luz dispersa hacia adelante

El anillo de gasa de Amaltea es una estructura muy tenue con una sección transversal rectangular, que se extiende desde la órbita de Amaltea en 182 000  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 la dirección de Júpiter . [f] [4] El anillo de gasa de Amaltea es en realidad el 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 otro. [28] El límite exterior del anillo es relativamente empinado; [2] el brillo del anillo cae abruptamente 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 Thebe. [13] Con luz dispersa hacia adelante, el anillo parece ser unas 30 veces más débil que el anillo principal. [2] En luz retrodifundida, sólo ha sido detectada por el telescopio Keck [4] y la ACS ( Cámara avanzada para levantamientos ) en HST . [11] Las imágenes de retrodispersión muestran una estructura adicional en el anillo: un pico en el brillo justo dentro de la órbita de Amaltea y confinado al borde superior o inferior del anillo. [4] [13]

En 2002-2003, la nave espacial Galileo tuvo dos pasadas a través de los anillos de gasa. Durante ellos, su contador de polvo detectó partículas de polvo en el rango de tamaño de 0,2 a 5 μm. [29] [30] Además, el escáner de estrellas de la nave espacial Galileo detectó cuerpos pequeños y discretos (<1 km) cerca de Amaltea. [31] Estos pueden representar escombros de colisión generados por impactos con este satélite.

La detección del anillo de gasa de Amaltea desde el suelo, en imágenes de Galileo y las mediciones directas de polvo han permitido determinar la distribución del tamaño de partícula, que parece seguir la misma ley de potencia que el polvo en el anillo principal con q = 2 ± 0,5 . [11] [30] La profundidad óptica de este anillo es 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] [20] [30]

Anillo de gasa Thebe

El anillo de gasa de Thebe es el anillo joviano más tenue. Aparece como una estructura muy tenue con una sección transversal rectangular, que se extiende desde la órbita de Thebean en226 000  km ( 3,11  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 8400 km cerca de la órbita de Thebe y disminuye ligeramente en la dirección del planeta. [f] [4] El anillo de gasa de Thebe es más brillante cerca de sus bordes superior e inferior y gradualmente se vuelve más brillante hacia Júpiter, muy parecido al anillo de Amaltea. [28] El límite exterior del anillo no es especialmente empinado, se extiende sobre15 000  km . [2] Hay una continuación apenas visible del anillo más allá de la órbita de Thebe, que se extiende hasta280 000  km ( 3,75  R J ) y se llama Thebe Extension. [2] [30] En la luz dispersa hacia adelante, el anillo parece ser aproximadamente 3 veces más débil que el anillo de gasa de Amaltea. [2] En luz retrodifundida, sólo ha sido detectada por el telescopio Keck . [4] Las imágenes de retrodispersión muestran un pico de brillo justo dentro de la órbita de Thebe. [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 imágenes. [29] [30]

La profundidad óptica del anillo gossamer Tebe es de aproximadamente 3 × 10 -8 , que es tres veces menor que el anillo de gasa Amalthea, pero la masa total del polvo es el mismo sobre 10 7 -10 9  kg. [6] [20] [30] Sin embargo, la distribución del tamaño de partículas del polvo es algo menos profunda que en el anillo de Amaltea. Sigue una ley de potencia con q <2. En la extensión de Thebe, el parámetro q puede ser incluso menor. [30]

Origen de los anillos de gasa

El polvo en los anillos de gasa se origina esencialmente de la misma manera que el del anillo principal y el halo. [20] Sus fuentes son las lunas interiores jovianas Amaltea y Tebe respectivamente. Los impactos de alta velocidad de proyectiles provenientes del exterior del sistema joviano expulsan partículas de polvo de sus superficies. [20] Estas partículas inicialmente retienen las mismas órbitas que sus lunas, pero luego giran gradualmente hacia adentro por el arrastre de Poynting-Robertson . [20] El grosor de los anillos de gasa 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 espesor en la dirección de Júpiter y brillo de los bordes superior e inferior de los anillos. [28]

Sin embargo, algunas propiedades hasta ahora no han sido explicadas, como la Extensión de Thebe, que puede deberse a cuerpos invisibles fuera de la órbita de Thebe y estructuras visibles en la luz retro-dispersada. [9] Una posible explicación de la Extensión de Thebe 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 corotan parcialmente con el planeta, se moverán hacia afuera durante el paso de la sombra creando una extensión hacia afuera del anillo de gasa de Thebe. [32] Las mismas fuerzas pueden explicar una caída en la distribución de partículas y el brillo del anillo, que ocurre entre las órbitas de Amaltea y Tebe. [30] [32]

El pico en el brillo justo dentro de la órbita de Amaltea y, por lo tanto, la asimetría vertical del anillo de gasa de Amaltea puede deberse a las partículas de polvo atrapadas en los puntos de Lagrange principales (L 4 ) y posteriores (L 5 ) de esta luna. [28] Las partículas también pueden seguir órbitas en herradura entre los puntos lagrangianos. [13] El polvo también puede estar presente en los puntos de Lagrange principales y finales de Thebe. Este descubrimiento implica que hay dos poblaciones de partículas en los anillos de gasa: una se desplaza lentamente en la dirección de Júpiter como se describió anteriormente, mientras que otra permanece cerca de una luna fuente atrapada en una resonancia 1: 1 con ella. [28]

Anillo Himalia

Imagen de New Horizons del posible anillo de Himalia

La pequeña luna Dia , de 4 kilómetros de diámetro, había desaparecido desde su descubrimiento en 2000. [33] Una teoría era que se había estrellado contra la luna mucho más grande Himalia , de 170 kilómetros de diámetro, creando un anillo tenue. Este posible anillo aparece como una raya débil cerca de Himalia en imágenes de la misión New Horizons de la NASA a Plutón . Esto sugiere que Júpiter a veces gana y pierde lunas pequeñas a través de colisiones. [10] Sin embargo, el redescubrimiento de Dia en 2010 y 2011 [34] refuta el vínculo entre Dia y el anillo de Himalia, aunque todavía es posible que haya estado involucrada una luna diferente. [35]

Exploración

La existencia de los anillos jovianos se infirió a partir de las observaciones de los cinturones de radiación planetarios realizadas por la nave espacial Pioneer 11 en 1975. [36] En 1979, la nave espacial Voyager 1 obtuvo una sola imagen sobreexpuesta del sistema de anillos. [1] La Voyager 2 realizó imágenes más extensas en el 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 amplió enormemente el conocimiento existente sobre los anillos jovianos. [2] La observación desde tierra 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 retrodifundida. Las imágenes transmitidas por la nave espacial New Horizons en febrero-marzo de 2007 [12] permitieron la observación de la estructura fina en el anillo principal por primera vez. En 2000, la nave espacial Cassini en ruta a Saturno llevó a cabo extensas observaciones del sistema de anillos jovianos. [37] Las misiones futuras al sistema joviano proporcionarán información adicional sobre los anillos. [38]

Galería

El sistema de anillos según la imagen de Galileo
Los anillos observados desde el interior por Juno el 27 de agosto de 2016

Ver también

  • Lunas de Júpiter

Notas

  1. ^ a b 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 dispersa en un ángulo pequeño en relación con la luz solar.
  3. ^ La luz de retro-dispersión es la luz que se dispersa en un ángulo cercano a 180 ° en relación con la luz solar.
  4. ^ ^ Debe compararse con aproximadamente 1700 km² de sección transversal total de Metis y Adrastea. [9]
  5. ^ La resonancia de Lorentz es una resonancia entre el movimiento orbital de la partícula y la rotación de la magnetosfera planetaria, cuando la proporción de sus períodos es un número racional . [26]
  6. ^ a b El grosor de los anillos de gasa se define aquí como la distancia entre los picos de brillo en sus bordes superior e inferior. [28]

Referencias

  1. ^ a b c d Smith, BA; Soderblom, LA; Johnson, TV; et al. (1979). "El sistema de Júpiter a través de los ojos de la Voyager 1". Ciencia . 204 (4396): 951–957, 960–972. Código Bibliográfico : 1979Sci ... 204..951S . doi : 10.1126 / science.204.4396.951 . PMID  17800430 . S2CID  33147728 .
  2. ^ 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 ab ac Ockert-Bell, ME; Burns, JA; Daubar, IJ; et al. (1999). "La estructura del sistema de anillos de Júpiter según lo revelado por el experimento de imágenes de Galileo". Ícaro . 138 (2): 188–213. Código bibliográfico : 1999Icar..138..188O . doi : 10.1006 / icar.1998.6072 .
  3. ^ a b c d e f g h yo j k Meier, R .; Smith, BA; Owen, TC; et al. (1999). "Fotometría de infrarrojo cercano del anillo joviano y Adrastea". Ícaro . 141 (2): 253–262. Código Bibliográfico : 1999Icar..141..253M . doi : 10.1006 / icar.1999.6172 .
  4. ^ a b c d e f g h yo j k l m n de Pater, I .; Showalter, MR; Burns, JA; et al. (1999). "Observaciones infrarrojas de Keck del sistema de anillos de Júpiter cerca del cruce del plano de anillos de 1997 de la Tierra" (PDF) . Ícaro . 138 (2): 214-223. Código bibliográfico : 1999Icar..138..214D . doi : 10.1006 / icar.1998.6068 .
  5. ^ a b c d e f g h yo Showalter, MR; Burns, JA; Cuzzi, JN (1987). "Sistema de anillos de Júpiter: nuevos resultados sobre la estructura y las propiedades de las partículas". Ícaro . 69 (3): 458–498. Bibcode : 1987Icar ... 69..458S . doi : 10.1016 / 0019-1035 (87) 90018-2 .
  6. ^ a b c d e f 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 .
  7. ^ a b Morring, F. (7 de mayo de 2007). "Líder del anillo". Semana de la aviación y tecnología espacial : 80–83.
  8. ^ a b c d e f g h yo j k l m n Throop, HB; Porco, CC ; West, RA; et al. (2004). "Los anillos jovianos: nuevos resultados derivados de observaciones basadas en Cassini, Galileo, Voyager y la Tierra" (PDF) . Ícaro . 172 (1): 59–77. Código Bib : 2004Icar..172 ... 59T . doi : 10.1016 / j.icarus.2003.12.020 .
  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 ab ac ad ae af ag ah ai aj Burns, JA; Simonelli, DP; Showalter, MR; Hamilton; Porco; Throop; Esposito (2004). "Sistema de anillo-luna de Júpiter" (PDF) . En Bagenal, F .; Dowling, TE; McKinnon, WB (eds.). Júpiter: el planeta, los satélites y la magnetosfera . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 241. Bibcode : 2004jpsm.book..241B .
  10. ^ a b "El matrimonio lunar puede haberle dado un anillo a Júpiter" , New Scientist , 20 de marzo de 2010, p. dieciséis.
  11. ^ a b c d e f g h Showalter, MR; Burns, JA; de Pater, I .; et al. (26 a 28 de septiembre de 2005). "Actualizaciones sobre los anillos polvorientos de Júpiter, Urano y Neptuno". Actas de la Conferencia celebrada del 26 al 28 de septiembre de 2005 . Kaua'i, Hawái. pag. 130. Código bibliográfico : 2005LPICo1280..130S . Contribución LPI No. 1280.
  12. ^ a b "Anillos de Júpiter: vista más nítida" . NASA / Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins / Southwest Research Institute. 1 de mayo de 2007. Archivado desde el original el 13 de noviembre de 2014 . Consultado el 29 de septiembre de 2011 .
  13. ^ a b c d De Pater, I .; Showalter, MR; MacIntosh, B. (2008). "Observaciones de Keck del cruce del plano del anillo joviano 2002-2003" . Ícaro . 195 (1): 348–360. Código Bibliográfico : 2008Icar..195..348D . doi : 10.1016 / j.icarus.2007.11.029 .
  14. ^ a b c d e f Showalter, Mark R .; Cheng, Andrew F .; Weaver, Harold A .; et al. (2007). "Detecciones de agrupaciones y límites en las lunas en el sistema de anillos de Júpiter" (PDF) . Ciencia . 318 (5848): 232–234. Código Bibliográfico : 2007Sci ... 318..232S . doi : 10.1126 / science.1147647 . PMID  17932287 . S2CID  12995172 . Archivado desde el original (PDF) el 3 de marzo de 2019.
  15. ^ a b c Wong, MH; de Pater, I .; Showalter, MR; et al. (2006). "Espectroscopia de infrarrojo cercano basada en tierra del anillo y las lunas de Júpiter". Ícaro . 185 (2): 403–415. Código Bibliográfico : 2006Icar..185..403W . doi : 10.1016 / j.icarus.2006.07.007 .
  16. ^ a b McMuldroch, S .; Pilortz, SH; Danielson, JE; et al. (2000). "Observaciones de Galileo NIMS en el infrarrojo cercano del sistema de anillos de Júpiter" (PDF) . Ícaro . 146 (1): 1–11. Código Bibliográfico : 2000Icar..146 .... 1M . doi : 10.1006 / icar.2000.6343 . S2CID  53941924 . Archivado desde el original (PDF) el 12 de abril de 2020.
  17. ^ a b Brooks, SM; Esposito, LW; Showalter, MR; et al. (2004). "La distribución de tamaño del anillo principal de Júpiter de imágenes y espectroscopía de Galileo". Ícaro . 170 (1): 35–57. Código Bibliográfico : 2004Icar..170 ... 35B . doi : 10.1016 / j.icarus.2004.03.003 .
  18. ^ a b c d e f 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.
  19. ^ Anderson, JD ; Johnson, TV; Shubert, G .; et al. (2005). "La densidad de Amaltea es menor que la del agua". Ciencia . 308 (5726): 1291–1293. Código Bibliográfico : 2005Sci ... 308.1291A . doi : 10.1126 / science.1110422 . PMID  15919987 . S2CID  924257 .
  20. ^ a b c d e f g h yo j Burns, JA; Showalter, MR; Hamilton, DP; et al. (1999). "La formación de débiles anillos de Júpiter" (PDF) . Ciencia . 284 (5417): 1146-1150. Código Bibliográfico : 1999Sci ... 284.1146B . doi : 10.1126 / science.284.5417.1146 . PMID  10325220 .
  21. ^ Mason, J .; Cook, J.-RC (31 de marzo de 2011). "La investigación forense ata las ondas del anillo a los impactos" . Nota de prensa de CICLOPS . Laboratorio Central de Imágenes Cassini para Operaciones . Consultado el 4 de abril de 2011 .
  22. ^ "Sutiles ondas en el anillo de Júpiter" . Título de PIA 13893 . NASA / Laboratorio de Propulsión a Chorro-Caltech / SETI. 2011-03-31 . Consultado el 4 de abril de 2011 .
  23. ^ a b c Showalter, MR; Hedman, MM; Burns, JA (2011). "El impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 envía ondas a través de los anillos de Júpiter" (PDF) . Ciencia . 332 (6030): 711–3. Código Bibliográfico : 2011Sci ... 332..711S . doi : 10.1126 / science.1202241 . PMID  21454755 . S2CID  27371440 . Archivado desde el original (PDF) el 12 de febrero de 2020.
  24. ^ "Inclinando los anillos de Saturno" . Título de PIA 12820 . NASA / Laboratorio de Propulsión a Chorro / Instituto de Ciencias Espaciales. 2011-03-31 . Consultado el 4 de abril de 2011 .
  25. ^ Hedman, MM; Burns, JA; Evans, MW; Tiscareno, MS; Porco, CC (2011). "Anillo C curiosamente ondulado de Saturno". Ciencia . 332 (6030): 708-11. Código Bibliográfico : 2011Sci ... 332..708H . CiteSeerX  10.1.1.651.5611 . doi : 10.1126 / science.1202238 . PMID  21454753 . S2CID  11449779 .
  26. ^ a b c Hamilton, DP (1994). "Una comparación de resonancias gravitacionales de Lorentz, planetario y gravitacional de satélite" (PDF) . Ícaro . 109 (2): 221–240. Código Bibliográfico : 1994Icar..109..221H . doi : 10.1006 / icar.1994.1089 .
  27. ^ a b Burns, JA; Schaffer, LE; Greenberg, RJ = autor4 =; et al. (1985). "Resonancias de Lorentz y la estructura del anillo joviano". Naturaleza . 316 (6024): 115-119. Código Bibliográfico : 1985Natur.316..115B . doi : 10.1038 / 316115a0 . S2CID  36269909 .
  28. ^ a b c d e f Showalter, Mark R .; de Pater, Imke; Verbanac, Guili; et al. (2008). "Propiedades y dinámica de los anillos de gasa de Júpiter de las imágenes de Galileo, Voyager, Hubble y Keck" (PDF) . Ícaro . 195 (1): 361–377. Código Bibliográfico : 2008Icar..195..361S . doi : 10.1016 / j.icarus.2007.12.012 .
  29. ^ a b Krüger, H .; Grün, E .; Hamilton, DP (18 a 25 de julio de 2004). "Mediciones de polvo in situ de Galileo en los anillos de gasa de Júpiter". 35ª Asamblea Científica de COSPAR . pag. 1582. Bibcode : 2004cosp ... 35.1582K .
  30. ^ a b c d e f g h Krueger, Harald; Hamilton, Douglas P .; Moissl, Richard; Gruen, Eberhard (2009). "Mediciones de polvo in situ de Galileo en los anillos de gasa de Júpiter". Ícaro . 2003 (1): 198–213. arXiv : 0803.2849 . Código bibliográfico : 2009Icar..203..198K . doi : 10.1016 / j.icarus.2009.03.040 . S2CID  1154579 .
  31. ^ Fieseler, PD; et al. (2004). "Las observaciones del escáner de estrellas de Galileo en Amaltea". Ícaro . 169 (2): 390–401. Código bibliográfico : 2004Icar..169..390F . doi : 10.1016 / j.icarus.2004.01.012 .
  32. ^ a b Hamilton, Douglas P .; Kruger, Harold (2008). "La escultura de los anillos de gasa de Júpiter por su sombra" (PDF) . Naturaleza . 453 (7191): 72–75. Código Bib : 2008Natur.453 ... 72H . doi : 10.1038 / nature06886 . PMID  18451856 . S2CID  205212936 .
  33. ^ IAUC 7555, enero de 2001. "Preguntas frecuentes: ¿Por qué no tiene el satélite joviano S / 2000 J11 en su sistema?" . Dinámica del sistema solar JPL . Consultado el 13 de febrero de 2011 .
  34. ^ Gareth V. Williams (11 de septiembre de 2012). "MPEC 2012-R22: S / 2000 J 11" . Minor Planet Center . Consultado el 11 de septiembre de 2012 .
  35. ^ Cheng, AF; Weaver, HA; Nguyen, L .; Hamilton, DP; Stern, SA; Throop, HB (marzo de 2010). ¿Un nuevo anillo o arco de anillo de Júpiter? (PDF) . 41ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria. Instituto Lunar y Planetario. pag. 2549. Código bibliográfico : 2010LPI .... 41.2549C .
  36. ^ Fillius, RW; McIlwain, CE; Mogro-Campero, A. (1975). "Cinturones de radiación de Júpiter: una segunda mirada". Ciencia . 188 (4187): 465–467. Código Bibliográfico : 1975Sci ... 188..465F . doi : 10.1126 / science.188.4187.465 . PMID  17734363 . S2CID  32239999 .
  37. ^ Marrón, RH; Baines, KH; Bellucci, G .; et al. (2003). "Observaciones con el espectrómetro de mapeo visual e infrarrojo (VIMS) durante el sobrevuelo de Júpiter de Cassini". Ícaro . 164 (2): 461–470. Código bibliográfico : 2003Icar..164..461B . doi : 10.1016 / S0019-1035 (03) 00134-9 .
  38. ^ "Juno: misión de nuevas fronteras de la NASA a Júpiter" . Consultado el 6 de junio de 2007 .

enlaces externos

  • Hoja de datos de los anillos de Júpiter
  • Anillos de Júpiter por la 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 New Horizons
  • Nodo de anillo planetario: Sistema de anillos de Júpiter
  • Nomenclatura de los anillos de Júpiter de la página de nomenclatura planetaria del USGS

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