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Anillos de Neptuno

Los anillos de Neptuno consisten principalmente en cinco anillos principales y fueron descubiertos por primera vez (como "arcos") el 22 de julio de 1984 por Patrice Bouchet , Reinhold Häfner y Jean Manfroid en el Observatorio La Silla (ESO) en Chile durante un programa de observación propuesto por André Brahic. y Bruno Sicardy del Observatorio de París , y en el Observatorio Interamericano Cerro Tololo por F. Vilas y L.-R. Elicer para un programa dirigido por William Hubbard. [1] [2] Finalmente fueron fotografiadas en 1989 por la nave espacial Voyager 2 . [3] En su punto más denso, son comparables a las porciones menos densas de los anillos principales de Saturno.como el anillo C y la División Cassini, pero gran parte del sistema de anillos de Neptuno es bastante tenue, tenue y polvoriento , y se asemeja más a los anillos de Júpiter . Los anillos de Neptuno llevan el nombre de los astrónomos que contribuyeron con un trabajo importante en el planeta: [3] Galle , Le Verrier , Lassell , Arago y Adams . [4] [5] Neptuno también tiene un anillo débil sin nombre que coincide con la órbita de la luna Galatea . Otras tres lunas orbitan entre los anillos: Náyade , Thalassa y Despina . [5]

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

Los anillos de Neptuno están hechos de material extremadamente oscuro, probablemente compuestos orgánicos procesados ​​por radiación , similares a los que se encuentran en los anillos de Urano . [6] La proporción de polvo en los anillos (entre el 20% y el 70%) es alta, [6] mientras que su profundidad óptica es de baja a moderada, inferior a 0,1. [7] Excepcionalmente, el anillo de Adams incluye cinco arcos distintos, llamados Fraternité, Égalité 1 y 2, Liberté y Courage. Los arcos ocupan un rango estrecho de longitudes orbitales y son notablemente estables, habiendo cambiado solo levemente desde su detección inicial en 1980. [6] La forma en que se estabilizan los arcos todavía está en debate. Sin embargo, su estabilidad probablemente esté relacionada con la interacción resonante entre el anillo de Adams y su luna pastora interior , Galatea. [8]

Descubrimiento y observaciones

Un par de imágenes de la Voyager 2 del sistema de anillos de Neptuno

La primera mención de anillos alrededor de Neptuno se remonta a 1846 cuando William Lassell , el descubridor de la luna más grande de Neptuno, Tritón , pensó que había visto un anillo alrededor del planeta. [3] Sin embargo, su afirmación nunca fue confirmada y es probable que fuera un artefacto de observación . La primera detección confiable de un anillo se realizó en 1968 mediante ocultación estelar , aunque ese resultado pasaría desapercibido hasta 1977 cuando se descubrieron los anillos de Urano . [3] Poco después del descubrimiento de Urano, un equipo de la Universidad de Villanova dirigido por Harold J. Reitsema comenzó a buscar anillos alrededor de Neptuno. El 24 de mayo de 1981, detectaron una caída en el brillo de una estrella durante una ocultación; sin embargo, la forma en que la estrella se atenuó no sugería un anillo. Más tarde, después del sobrevuelo de la Voyager, se descubrió que la ocultación se debía a la pequeña luna neptuniana Larissa , un evento muy inusual. [3]

En la década de 1980, las ocultaciones significativas eran mucho más raras para Neptuno que para Urano, que se encontraba cerca de la Vía Láctea en ese momento y, por lo tanto, se movía contra un campo de estrellas más denso. La siguiente ocultación de Neptuno, el 12 de septiembre de 1983, resultó en la posible detección de un anillo. [3] Sin embargo, los resultados en tierra no fueron concluyentes. Durante los siguientes seis años, se observaron aproximadamente otras 50 ocultaciones y solo alrededor de un tercio de ellas arrojaron resultados positivos. [9] Algo (probablemente arcos incompletos) definitivamente existía alrededor de Neptuno, pero las características del sistema de anillos seguían siendo un misterio. [3] La nave espacial Voyager 2 hizo el descubrimiento definitivo de los anillos de Neptuno durante su sobrevuelo de Neptuno en 1989, pasando tan cerca como 4.950 km (3.080 millas) sobre la atmósfera del planeta el 25 de agosto. Confirmó que los eventos de ocultación ocasionales observados antes fueron causados ​​por los arcos dentro del anillo de Adams (ver más abajo). [10] Después del sobrevuelo de la Voyager , las observaciones de ocultación terrestre anteriores se volvieron a analizar, lo que arrojó características de los arcos del anillo como estaban en la década de 1980, que coincidían con las encontradas por la Voyager 2 casi a la perfección. [6]

Desde el Voyager 2 ' s fly-by, los anillos brillantes (Adams y Le Verrier) han sido fotografiados con el telescopio espacial Hubble y telescopios terrestres, debido a los avances en la resolución y el poder de captación de luz. [11] Son visibles, ligeramente por encima de los niveles de ruido de fondo , en longitudes de onda absorbidas por metano en las que el resplandor de Neptuno se reduce significativamente. Los anillos más débiles todavía están muy por debajo del umbral de visibilidad. [12]

Propiedades generales

Una imagen de anillo de la Voyager mostrada con mayor brillo para resaltar las características más tenues

Neptuno posee cinco anillos distintos [6] nombrados, en orden de distancia creciente del planeta, Galle, Le Verrier, Lassell, Arago y Adams. [5] Además de estos anillos bien definidos, Neptuno también puede poseer una hoja de material extremadamente débil que se extiende hacia adentro desde Le Verrier hasta el anillo de Galle, y posiblemente más hacia el planeta. [6] [8] Tres de los anillos neptunianos son estrechos, con anchos de aproximadamente 100 km o menos; [7] en contraste, los anillos de Galle y Lassell son anchos, sus anchos están entre 2000 y 5000 km. [6] El anillo de Adams consta de cinco arcos brillantes incrustados en un anillo continuo más tenue. [6] En sentido contrario a las agujas del reloj, los arcos son: Fraternité, Égalité 1 y 2, Liberté y Courage. [8] [13] Los tres primeros nombres provienen de " libertad, igualdad, fraternidad ", el lema de la Revolución y República Francesa . La terminología fue sugerida por sus descubridores originales, que los habían encontrado durante las ocultaciones estelares en 1984 y 1985. [9] Cuatro pequeñas lunas neptunianas tienen órbitas dentro del sistema de anillos: Naiad y Thalassa orbitan en la brecha entre los anillos de Galle y Le Verrier; Despina está justo dentro del ring de Le Verrier; y Galatea se encuentra ligeramente hacia el interior del anillo de Adams, [5] incrustado en un anillo angosto, tenue y sin nombre. [8]

Los anillos de Neptuno contienen una gran cantidad de polvo del tamaño de un micrómetro : la fracción de polvo por área de sección transversal está entre el 20% y el 70%. [8] En este sentido, son similares a los anillos de Júpiter , en los que la fracción de polvo es del 50% al 100%, y son muy diferentes de los anillos de Saturno y Urano , que contienen poco polvo (menos del 0,1%). [5] [8] Las partículas en los anillos de Neptuno están hechas de un material oscuro; probablemente una mezcla de hielo con materia orgánica procesada por radiación . [5] [6] Los anillos son de color rojizo, y sus albedos geométricos (0.05) y Bond (0.01-0.02) son similares a los de las partículas de los anillos de Urano y las lunas neptunianas internas . [6] Los anillos son generalmente ópticamente delgados (transparentes); sus profundidades ópticas normales no superan 0,1. [6] En conjunto, los anillos neptunianos se parecen a los de Júpiter; ambos sistemas constan de rizos tenues, estrechos y polvorientos e incluso anillos anchos polvorientos más tenues. [8]

Se cree que los anillos de Neptuno, como los de Urano, son relativamente jóvenes; su edad es probablemente significativamente menor que la del Sistema Solar . [6] Además, como los de Urano, los anillos de Neptuno probablemente resultaron de la fragmentación por colisión de lunas interiores que alguna vez fueron. [8] Tales eventos crean cinturones de lunares , que actúan como fuentes de polvo para los anillos. A este respecto, los anillos de Neptuno son similares a las tenues bandas de polvo observadas por la Voyager 2 entre los anillos principales de Urano. [6]

Anillos interiores

El anillo más interno de Neptuno se llama anillo de Galle en honor a Johann Gottfried Galle , la primera persona que vio a Neptuno a través de un telescopio (1846). [14] Tiene unos 2.000 km de ancho y orbita entre 41.000 y 43.000 km del planeta. [5] Es un anillo tenue con una profundidad óptica normal promedio de alrededor de 10 −4 , [a] y con una profundidad equivalente de 0,15 km. [b] [6] La fracción de polvo en este anillo se estima entre el 40% y el 70%. [6] [17]

El siguiente anillo se llama anillo Le Verrier en honor a Urbain Le Verrier , quien predijo la posición de Neptuno en 1846. [18] Con un radio orbital de aproximadamente 53.200 km, [5] es estrecho, con un ancho de aproximadamente 113 km. [7] Su profundidad óptica normal es 0,0062 ± 0,0015, que corresponde a una profundidad equivalente de 0,7 ± 0,2 km. [7] La fracción de polvo en el anillo de Le Verrier varía entre el 40% y el 70%. [8] [17] La pequeña luna Despina , que orbita justo dentro de ella a 52 526 km, puede desempeñar un papel en el confinamiento del anillo al actuar como un pastor . [5]

El anillo de Lassell , también conocido como la meseta , es el anillo más amplio del sistema neptuniano. [8] Es el homónimo de William Lassell , el astrónomo inglés que descubrió la luna más grande de Neptuno, Tritón . [19] Este anillo es una tenue lámina de material que ocupa el espacio entre el anillo de Le Verrier a unos 53.200 km y el anillo de Arago a 57.200 km. [5] Su profundidad óptica normal promedio es de alrededor de 10 −4 , lo que corresponde a una profundidad equivalente de 0,4 km. [6] La fracción de polvo del anillo está en el rango de 20% a 40%. [17]

Hay un pequeño pico de brillo cerca del borde exterior del anillo de Lassell, ubicado a 57.200 km de Neptuno y a menos de 100 km de ancho, [5] que algunos científicos planetarios denominan anillo de Arago en honor a François Arago , un matemático y físico francés, astrónomo y político. [20] Sin embargo, muchas publicaciones no mencionan en absoluto el anillo Arago. [8]

Anillo Adams

Arcos en el anillo Adams (de izquierda a derecha: Fraternité, Égalité, Liberté), más el anillo Le Verrier en el interior

El anillo exterior de Adams, con un radio orbital de aproximadamente 63,930 km, [5] es el mejor estudiado de los anillos de Neptuno. [5] Lleva el nombre de John Couch Adams , quien predijo la posición de Neptuno independientemente de Le Verrier. [21] Este anillo es estrecho, ligeramente excéntrico e inclinado, con un ancho total de unos 35 km (15-50 km), [7] y su profundidad óptica normal es de alrededor de 0,011 ± 0,003 fuera de los arcos, que corresponde a la profundidad equivalente. de unos 0,4 km. [7] La fracción de polvo en este anillo es del 20% al 40%, más baja que en otros anillos estrechos. [17] La pequeña luna de Neptuno, Galatea , que orbita justo dentro del anillo de Adams a 61.953 km, actúa como un pastor, manteniendo las partículas del anillo dentro de un rango estrecho de radios orbitales a través de una resonancia Lindblad exterior de 42:43 . [13] La influencia gravitacional de Galatea crea 42 ondulaciones radiales en el anillo de Adams con una amplitud de unos 30 km, que se han utilizado para inferir la masa de Galatea . [13]

Arcos

Las partes más brillantes del anillo de Adams, los arcos del anillo, fueron los primeros elementos del sistema de anillos de Neptuno que se descubrieron. [3] Los arcos son regiones discretas dentro del anillo en las que las partículas que lo componen se agrupan misteriosamente. Se sabe que el anillo de Adams comprende cinco arcos cortos, que ocupan un rango relativamente estrecho de longitudes de 247 ° a 294 °. [c] En 1986 se ubicaron entre longitudes de:

  • 247-257 ° (Fraternité),
  • 261-264 ° (Égalité 1),
  • 265-266 ° (Égalité 2),
  • 276-280 ° (Liberté),
  • 284,5-285,5 ° (valor). [5] [13]

El arco más brillante y largo fue Fraternité; el más débil fue Courage. Se estima que las profundidades ópticas normales de los arcos se encuentran en el rango 0.03–0.09 [6] (0.034 ± 0.005 para el borde de ataque del arco Liberté medido por ocultación estelar); [7] los anchos radiales son aproximadamente los mismos que los del anillo continuo, unos 30 km. [6] Las profundidades equivalentes de los arcos varían en el rango de 1,25 a 2,15 km (0,77 ± 0,13 km para el borde de ataque del arco Liberté). [7] La fracción de polvo en los arcos es del 40% al 70%. [17] Los arcos del anillo de Adams son algo similares al arco del anillo G de Saturno . [22]

Las imágenes de la Voyager 2 de mayor resolución revelaron una aglomeración pronunciada en los arcos, con una separación típica entre las agrupaciones visibles de 0,1 ° a 0,2 °, lo que corresponde a 100-200 km a lo largo del anillo. Debido a que los grupos no se resolvieron, pueden incluir o no cuerpos más grandes, pero ciertamente están asociados con concentraciones de polvo microscópico como lo demuestra su brillo mejorado cuando el sol lo ilumina a contraluz. [6]

Los arcos son estructuras bastante estables. Fueron detectados por ocultaciones estelares terrestres en la década de 1980, por la Voyager 2 en 1989 y por el Telescopio Espacial Hubble y los telescopios terrestres en 1997-2005 y permanecieron aproximadamente en las mismas longitudes orbitales. [6] [12] Sin embargo, se han notado algunos cambios. El brillo general de los arcos disminuyó desde 1986. [12] El arco de Courage saltó hacia adelante de 8 ° a 294 ° (probablemente saltó a la siguiente posición estable de resonancia de co-rotación) mientras que el arco de Liberté casi había desaparecido en 2003. [23 ] Los arcos Fraternité y Égalité (1 y 2) han demostrado variaciones irregulares en su brillo relativo. Su dinámica observada probablemente esté relacionada con el intercambio de polvo entre ellos. [12] Courage, un arco muy tenue encontrado durante el sobrevuelo de la Voyager, se vio destellar con brillo en 1998; volvió a su oscuridad habitual en junio de 2005. Las observaciones de luz visible muestran que la cantidad total de material en los arcos se ha mantenido aproximadamente constante, pero son más tenues en las longitudes de onda de la luz infrarroja donde se tomaron las observaciones anteriores. [23]

Confinamiento

Los arcos en el anillo de Adams permanecen sin explicación. [5] Su existencia es un enigma porque la dinámica orbital básica implica que deberían extenderse en un anillo uniforme en cuestión de años. Se han sugerido varias teorías sobre el confinamiento de los arcos, la más publicitada de las cuales sostiene que Galatea confina los arcos a través de su resonancia de inclinación co-rotacional (CIR) 42:43. [d] [13] La resonancia crea 84 sitios estables a lo largo de la órbita del anillo, cada uno de 4 ° de largo, con arcos que residen en los sitios adyacentes. [13] Sin embargo, las mediciones del movimiento medio de los anillos con los telescopios Hubble y Keck en 1998 llevaron a la conclusión de que los anillos no están en CIR con Galatea. [11] [24]

Un modelo posterior sugirió que el confinamiento resultó de una resonancia de excentricidad co-rotacional (CER). [e] [25] El modelo tiene en cuenta la masa finita del anillo de Adams, que es necesaria para acercar la resonancia al anillo. Un subproducto de esta teoría es una estimación de masa para el anillo de Adams, aproximadamente 0,002 de la masa de Galatea. [25] Una tercera teoría propuesta en 1986 requiere una luna adicional orbitando dentro del anillo; los arcos en este caso quedan atrapados en sus puntos lagrangianos estables . Sin embargo , las observaciones de la Voyager 2 imponían restricciones estrictas sobre el tamaño y la masa de las lunas no descubiertas, lo que hace que tal teoría sea poco probable. [6] Algunas otras teorías más complicadas sostienen que varias lunas están atrapadas en resonancias co-rotacionales con Galatea, proporcionando confinamiento de los arcos y sirviendo simultáneamente como fuentes de polvo. [26]

Exploración

Los anillos fueron investigados en detalle durante el sobrevuelo de la nave espacial Voyager 2 sobre Neptuno en agosto de 1989. [6] Fueron estudiados con imágenes ópticas y mediante observaciones de ocultaciones en luz ultravioleta y visible. [7] La sonda espacial observó los anillos en diferentes geometrías con respecto al Sol, produciendo imágenes de luz dispersa hacia atrás , hacia adelante y hacia los lados. [f] [6] El análisis de estas imágenes permitió la derivación de la función de fase (dependencia de la reflectividad del anillo en el ángulo entre el observador y el Sol), y el albedo geométrico y de Bond de las partículas del anillo. [6] El análisis de las imágenes de la Voyager también condujo al descubrimiento de seis lunas interiores de Neptuno , incluido el pastor del anillo de Adams, Galatea . [6]

Propiedades

Nombre del anillo Radio (km) [5]Ancho (km) Eq. profundidad (km) [b] [g]N. Opt. profundidad [a]Fracción de polvo,% [17]Ecc. Incl. (°) Notas
Galle (N42) 40,900–42,900 2.000 0,15 [6]~ 10 −4 [6]40–70 ? ? Anillo amplio y tenue
Le Verrier (N53) 53.200 ± 20 113 [7]0,7 ± 0,2 [7]6,2 ± 1,5 × 10 –3 [7]40–70 ? ? Anillo estrecho
Lassell 53.200–57.200 4000 0,4 [6]~ 10 −4 [6]20–40 ? ? El anillo de Lassell es una tenue hoja de material que se extiende desde Le Verrier hasta Arago
Arago 57.200 <100 [6]? ? ? ? ?
Adams (N63) 62,932 ± 2 15–50 [7]0,4 [6]

1.25–2.15 [7] (en arcos)

0,011 ± 0,003 [7]

0.03–0.09 [6] (en arcos)

20–40

40–70 (en arcos)

4,7 ± 0,2 × 10 –4 [13]0,0617 ± 0,0043 [13]Cinco arcos brillantes

* Un signo de interrogación significa que no se conoce el parámetro.

Notas

  1. ^ 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 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 . [15]
  2. ^ 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. [dieciséis]
  3. ↑ El sistema de longitud se fija a partir del 18 de agosto de 1989. El punto cero corresponde al meridiano cero de Neptuno. [5]
  4. ^ La resonancia de inclinación de corotación (CIR) del orden m entre una luna en órbita inclinada y un anillo ocurre si la velocidad del patrón del potencial perturbador Ω {\ Displaystyle \ Omega} \Omega (de una luna) es igual al movimiento medio de las partículas del anillo norte pag {\ Displaystyle n_ {p}} n_p. En otras palabras, se debe cumplir la siguiente condición metro Ω = norte pag metro = ( metro - 1 ) norte s + Ω ˙ s {\ Displaystyle m \ Omega = n_ {p} m = (m-1) n_ {s} + {\ dot {\ Omega}} _ {s}} m\Omega =n_{p}m=(m-1)n_{s}+{\dot \Omega }_{s}, dónde Ω ˙ s {\ Displaystyle {\ dot {\ Omega}} _ {s}} {\dot \Omega }_{s} y norte s {\ Displaystyle n_ {s}} n_{s}son la tasa de precesión nodal y el movimiento medio de la luna, respectivamente. [13] CIR admite sitios estables de 2 m a lo largo del anillo.
  5. ^ La resonancia de excentricidad de corotación (CER) del orden m entre una luna en órbita excéntrica y un anillo ocurre si la velocidad del patrón del potencial perturbador Ω {\ Displaystyle \ Omega} \Omega (de una luna) es igual al movimiento medio de las partículas del anillo norte pag {\ Displaystyle n_ {p}} n_p. En otras palabras, se debe cumplir la siguiente condición metro Ω = norte pag metro = ( metro - 1 ) norte s + ω ˙ s {\ Displaystyle m \ Omega = n_ {p} m = (m-1) n_ {s} + {\ dot {\ omega}} _ {s}} m\Omega =n_{p}m=(m-1)n_{s}+{\dot \omega }_{s}, dónde ω ˙ s {\ Displaystyle {\ dot {\ omega}} _ {s}} {\dot \omega }_{s} y norte s {\ Displaystyle n_ {s}} n_{s}son la tasa de precesión absidal y el movimiento medio de la luna, respectivamente. [25] CER soporta m sitios estables a lo largo del anillo.
  6. ^ La luz dispersada hacia adelante es la luz dispersa en un ángulo pequeño con respecto a la luz solar. La luz de fondo es la luz que se dispersa en un ángulo cercano a 180 ° (hacia atrás) en relación con la luz solar. El ángulo de dispersión es cercano a los 90 ° para la luz de dispersión lateral.
  7. ^ La profundidad equivalente de los anillos de Galle y Lassell es un producto de su ancho y la profundidad óptica normal.

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enlaces externos

  • Anillos de Neptuno por la exploración del sistema solar de la NASA
  • Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria - Nomenclatura de anillos y espacios entre anillos (Neptuno), USGS

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