Anillos de Júpiter

Esquema del sistema de anillos de Júpiter que muestra los cuatro componentes principales. Para simplificar, Metis y Adrastea se representan compartiendo su órbita (en realidad, Metis está apenas un poco más cerca de Júpiter).

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

El sistema de anillos joviano es débil y está compuesto principalmente de polvo. [1] [5] Tiene cuatro componentes principales: un grueso toro interior de partículas conocido como el "anillo del halo"; un "anillo principal" relativamente brillante y excepcionalmente delgado; y dos "anillos de gasa" exteriores anchos, gruesos y débiles, llamados así por las lunas de cuyo material están compuestos: Amaltea y Tebas . [6]

Los anillos principal y del halo están compuestos de polvo expulsado de las lunas Metis , Adrastea y quizás cuerpos más pequeños 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 rica estructura fina en el anillo principal. [7]

En la luz visible y cercana al infrarrojo, los anillos tienen un color rojizo, excepto el anillo del 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 partículas no esféricas de radio de aproximadamente 15 μm en todos los anillos excepto el halo. [8] El anillo del halo está probablemente dominado por polvo submicrométrico. La masa total del sistema de anillos (incluyendo cuerpos parentales no resueltos) está poco restringida, pero probablemente esté en el rango de 10 11  a 10 16  kg. [9] La edad del sistema de anillos tampoco se conoce, pero es posible que haya existido desde la formación de Júpiter. [9]

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

Descubrimiento y estructura

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

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

NombreRadio (km)Ancho (km)Espesor (km)Profundidad óptica [a] (en τ)Fracción de polvoMasa, kgNotas
Anillo de halo92.000 –122.50030.50012.500~1 × 10 −6100% —
Anillo principal122.500 –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 Amalthea129.000 –182.00053.0002.000~1 × 10 −7100%10 7 – 10 9Conectado con Amaltea
Anillo de gasa de Tebe129.000 –226.00097.0008.400~3 × 10 −8100%10 7 – 10 9Conectado con Tebas . Existe una extensión más allá de la órbita de Tebas.

Anillo principal

Apariencia y estructura

Mosaico de imágenes de los anillos jovianos con un esquema que muestra la ubicación de los anillos y los satélites
La imagen superior muestra el anillo principal en luz retrodispersada tal como lo vio la sonda espacial New Horizons . Se puede ver la fina estructura de su parte exterior. La imagen inferior muestra el anillo principal en luz dispersada hacia adelante, demostrando que no tiene estructura alguna, excepto la muesca de Metis.
Metis orbitando en el borde del anillo principal de Júpiter, como lo fotografió la sonda 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 aproximadamente a122.500 km ( 1,72  R J ). [2]

Por lo tanto, el ancho del anillo principal es de aproximadamente6.500 km . La apariencia del anillo principal depende de la geometría de observación. [9] En luz dispersa hacia adelante [b] el brillo del anillo principal comienza a disminuir abruptamente a128.600 km (justo dentro de la órbita adrastea) y alcanza el nivel de fondo en129.300 km —justo fuera de la órbita adrastea. [2] Por lo tanto, Adrastea en129.000 km claramente pastorean el anillo. [2] [5] El brillo continúa aumentando en dirección a Júpiter y tiene un máximo cerca del centro del anillo en126.000 km , aunque hay una 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.124.000 a120.000 km , fusionándose con el anillo del halo. [2] [5] En luz dispersa hacia adelante, todos los anillos jovianos son especialmente brillantes.

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

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

Un análisis detallado de las imágenes de Galileo reveló variaciones longitudinales del brillo del anillo principal que no estaban relacionadas con la geometría de observación. 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 sonda New Horizons realizó una búsqueda profunda de nuevas lunas pequeñas dentro del anillo principal. [15] Si bien no se encontraron satélites mayores de 0,5 km, las cámaras de la sonda detectaron siete pequeños grupos de partículas del anillo. Orbitan justo dentro de la órbita de Adrastea dentro de un denso anillo. [15] La conclusión de que son grupos y no lunas pequeñas se basa en su apariencia extendida azimutalmente . Subtienden 0,1–0,3° a lo largo del anillo, lo que corresponde a1.000 –3.000 km . [15] Los cúmulos se dividen en dos grupos de cinco y dos miembros, respectivamente. La naturaleza de los cúmulos no está clara, pero sus órbitas están cerca de las resonancias 115:116 y 114:115 con Metis. [15] Pueden ser estructuras ondulatorias excitadas por esta interacción.

Espectros y distribución del tamaño de partículas

Imagen del anillo principal obtenida por Galileo en luz difusa frontal. La muesca de Metis es claramente visible.

Los espectros del anillo principal obtenidos por el HST , [3] Keck , [16] Galileo [17] y Cassini [8] han demostrado que las partículas que lo forman son rojas, es decir, su albedo es mayor en longitudes de onda más largas. Los espectros existentes abarcan el rango de 0,5 a 2,5 μm. [8] Hasta 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 cerca de 0,8 μm y 2,2 μm. [8] Los espectros del anillo principal son muy similares a los de Adrastea [3] y Amaltea. [16]

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

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

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

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

La ley de potencia mencionada anteriormente permite estimar la profundidad óptica [a] del anillo principal: para los cuerpos grandes y para 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 de 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 las masas de Adrastea, que es de aproximadamente 2 × 10 15  kg, [9] Amaltea, aproximadamente 2 × 10 18  kg, [20] y la Luna de la Tierra , 7,4 × 10 22  kg. τ {\estilo de visualización \estilo de script \tau} τ yo = 4.7 × 10 − 6 {\displaystyle \scriptstyle \tau _{l}\,=\,4.7\times 10^{-6}} τ s = 1.3 × 10 − 6 {\displaystyle \scriptstyle \tau _{s}=1,3\times 10^{-6}}

La presencia de dos poblaciones de partículas en el anillo principal explica por qué su apariencia depende de la geometría de observación. [19] El polvo dispersa la luz preferentemente en la dirección hacia adelante y forma un anillo homogéneo relativamente grueso limitado 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 anillos entre las órbitas de Metidian y Adrastea. [9] [12]

Origen y edad

Esquema que ilustra la formación de los anillos de Júpiter.

El polvo se elimina constantemente del anillo principal mediante una combinación de arrastre de Poynting-Robertson y fuerzas electromagnéticas de la magnetosfera joviana . [19] [21] Los materiales volátiles como el hielo, por ejemplo, se evaporan rápidamente. La vida útil de las partículas de polvo en el anillo es de 100 a 120 años.1.000 años , [9] [21] por lo que el polvo debe reponerse continuamente en las colisiones entre cuerpos grandes con tamaños de 1 cm a 0,5 km [15] y entre los mismos cuerpos grandes y partículas de alta velocidad que vienen de fuera del sistema joviano. [9] [21] Esta población de cuerpos progenitores está confinada al estrecho, aproximadamente1.000 km —y parte exterior brillante del anillo principal, e incluye Metis y Adrastea. [9] [12] 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 . [15] El límite superior anterior, obtenido a partir de las observaciones del HST [3] [12] 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 dirección a Júpiter formando la parte más interna (débil en luz retrodispersada) del anillo principal y el anillo del halo. [9] [21] La edad del anillo principal es actualmente desconocida, pero puede ser el último remanente de una población pasada de cuerpos pequeños cerca de Júpiter . [6]

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 gravitatorio de Júpiter. Extrapolando hacia atrás, el más prominente de los dos conjuntos de ondas parece haber sido excitado en 1995, alrededor del momento del impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter, mientras que el conjunto más pequeño parece datar de la primera mitad de 1990. [22] [23] [24] Las observaciones de Galileo de noviembre de 1996 son consistentes con longitudes de onda de 1920 ± 150 y 630 ± 20 km , y amplitudes verticales de 2,4 ± 0,7 y 0,6 ± 0,2 km , para los conjuntos de ondas más grandes y más pequeños, respectivamente. [24] La formación de un conjunto más grande de ondas se puede explicar 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 en 2 km. [24] Cassini ha observado un patrón de onda en espiral similar que se estrecha con el tiempo [25] en los anillos C y D de Saturno . [26]

Anillo de halo

Apariencia y estructura

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

El anillo del halo es el anillo joviano más interno y verticalmente más grueso. Su borde exterior coincide con el límite interior del anillo principal aproximadamente en el radio.122 500  km ( 1,72  R J ). [2] [5] A partir de este radio, el anillo se vuelve rápidamente más grueso hacia Júpiter. La verdadera extensión vertical del halo no se conoce, pero se detectó la presencia de su material a una altura de hasta10 000  km sobre el plano del anillo. [2] [4] El límite interior del halo es relativamente nítido y se encuentra en el radio100 000  km ( 1,4  R J ), [4] pero hay algo de material presente más adentro, aproximadamente92 000  km . [2] Por lo tanto, el ancho del anillo del halo es de aproximadamente30 000  km . Su forma se asemeja a un toro grueso sin una estructura interna clara. [9] A diferencia del anillo principal, la apariencia del halo depende solo ligeramente de la geometría de observación.

El anillo del halo parece más brillante en luz dispersa hacia adelante, en la que fue ampliamente fotografiado por Galileo . [2] Si bien su brillo superficial es mucho menor que el del anillo principal, su flujo de fotones integrado verticalmente (perpendicular al plano del anillo) es comparable debido a su espesor mucho mayor. A pesar de una extensión vertical declarada de más deA unos 20 000  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 retrodispersada, como observaron Keck [4] y el HST [3] , es la misma. Sin embargo, su flujo total de fotones es varias veces menor que el del anillo principal y está más fuertemente concentrado cerca del plano del anillo que en la luz dispersada hacia adelante. [9]

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

Origen del anillo de halo

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

Anillos de gasa

Anillo de gasa 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 en182 000  km (2,54 R J ) a aproximadamente129 000  km ( 1,80  R J ). [2] [9] Su límite interior no está claramente definido debido a la presencia del anillo principal y el halo mucho más brillantes. [2] El grosor del anillo es de aproximadamente 2300 km cerca de la órbita de Amaltea y disminuye ligeramente en dirección a Júpiter . [f] [4] El anillo vaporoso 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 es a menudo más brillante que otro. [29] El límite exterior del anillo es relativamente pronunciado; [2] el brillo del anillo cae abruptamente justo hacia el interior de la órbita de Amaltea, [2] aunque puede tener una pequeña extensión más allá de la órbita del satélite que termina cerca de la resonancia 4:3 con Tebas. [14] En luz dispersa hacia adelante, el anillo parece ser aproximadamente 30 veces más débil que el anillo principal. [2] En luz retrodispersada se ha detectado únicamente por el telescopio Keck [4] y la ACS ( Advanced Camera for Surveys ) del HST . [12] Las imágenes de retrodispersión muestran una estructura adicional en el anillo: un pico en el brillo justo dentro de la órbita amalteana y confinado al borde superior o inferior del anillo. [4] [14]

Entre 2002 y 2003, la sonda Galileo realizó dos pasadas a través de los anillos de gasa. Durante ellas, su contador de polvo detectó partículas de polvo de un tamaño de entre 0,2 y 5 μm. [30] [31] Además, el escáner estelar de la sonda Galileo detectó cuerpos pequeños y discretos (< 1 km) cerca de Amaltea. [32] Estos pueden representar desechos de colisiones generados a partir de 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. [12] [31] La profundidad óptica de este anillo es de aproximadamente 10 −7 , que es un orden de magnitud menor que la del anillo principal, pero la masa total del polvo (10 7 –10 9  kg) es comparable. [6] [21] [31]

Anillo de gasa de Tebe

El anillo de gasa de Tebas es el anillo joviano más tenue. Parece una estructura muy tenue con una sección transversal rectangular, que se extiende desde la órbita de Tebas 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 Tebas y disminuye ligeramente en la dirección del planeta. [f] [4] El anillo de gasa de Tebas es más brillante cerca de sus bordes superior e inferior y gradualmente se vuelve más brillante hacia Júpiter , muy similar al anillo de Amaltea. [29] El límite exterior del anillo no es especialmente empinado, extendiéndose sobre15 000  km . [2] Hay una continuación apenas visible del anillo más allá de la órbita de Tebas, que se extiende hasta280 000  km ( 3,75  R J ) y se denomina Extensión de Tebas. [2] [31] En luz dispersada hacia adelante, el anillo parece ser aproximadamente 3 veces más débil que el anillo de gasa de Amaltea. [2] En luz dispersada hacia atrás, solo ha sido detectado por el telescopio Keck . [4] Las imágenes de retrodispersión muestran un pico de brillo justo dentro de la órbita de Tebas. [4] En 2002-2003, el contador de polvo de la nave espacial Galileo detectó partículas de polvo en el rango de tamaño de 0,2 a 5 μm, similares a las del anillo de Amaltea, y confirmó los resultados obtenidos a partir de las imágenes. [30] [31]

La profundidad óptica del anillo de gasa de Tebe es de aproximadamente 3 × 10 −8 , que es tres veces menor que la del anillo de gasa de Amaltea, pero la masa total del polvo es la misma: aproximadamente 10 7 –10 9  kg. [6] [21] [31] Sin embargo, la distribución del tamaño de partícula del polvo es algo más superficial que en el anillo de Amaltea. Sigue una ley de potencia con q < 2. En la extensión de Tebe, el parámetro q puede ser incluso menor. [31]

Origen de los anillos de gasa

El polvo de los anillos de gasa se origina esencialmente de la misma manera que el del anillo principal y el halo. [21] Sus fuentes son las lunas interiores de Júpiter, Amaltea y Tebas, respectivamente. Los impactos a alta velocidad de proyectiles que vienen del exterior del sistema joviano expulsan partículas de polvo de sus superficies. [21] Estas partículas inicialmente mantienen las mismas órbitas que sus lunas, pero luego se mueven gradualmente hacia adentro en espiral por el arrastre de Poynting-Robertson . [21] El grosor de los anillos de gasa está determinado por las excursiones verticales de las lunas debido a sus inclinaciones orbitales no nulas . [9] Esta hipótesis explica naturalmente casi todas las propiedades observables de los anillos: sección transversal rectangular, disminución del grosor en la dirección de Júpiter y brillo de los bordes superior e inferior de los anillos. [29]

Sin embargo, algunas propiedades han quedado sin explicación hasta ahora, como la Extensión de Tebas, que puede deberse a cuerpos invisibles fuera de la órbita de Tebas y a estructuras visibles en la luz retrodispersada. [9] Una posible explicación de la Extensión de Tebas es la influencia de las fuerzas electromagnéticas de la magnetosfera joviana. Cuando el polvo entra en la sombra detrás de Júpiter, pierde su carga eléctrica con bastante rapidez. Dado que las pequeñas partículas de polvo corrotan parcialmente con el planeta, se moverán hacia afuera durante el paso de la sombra creando una extensión hacia afuera del anillo de gasa de Tebas. [33] 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 Tebas. [31] [33]

El pico de brillo justo dentro de la órbita de Amaltea y, por lo tanto, la asimetría vertical del anillo de gasa de Amaltea pueden deberse a las partículas de polvo atrapadas en los puntos de Lagrange delantero (L 4 ) y trasero (L 5 ) de esta luna. [29] Las partículas también pueden seguir órbitas de herradura entre los puntos de Lagrange. [14] El polvo también puede estar presente en los puntos de Lagrange delantero y trasero de Tebas. 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 resonancia 1:1 con ella. [29]

Anillo Himalia

Composición de seis imágenes de New Horizons del posible anillo de Himalia. La doble exposición de Himalia está rodeada por un círculo. La flecha apunta a Júpiter.

En septiembre de 2006, cuando la misión New Horizons de la NASA a Plutón se aproximaba a Júpiter para una asistencia gravitatoria , fotografió lo que parecía ser un débil anillo planetario o arco de anillo previamente desconocido, paralelo y ligeramente dentro de la órbita del satélite irregular Himalia . La cantidad de material en la parte del anillo o arco fotografiada por New Horizons era de al menos 0,04 km 3 , suponiendo que tuviera el mismo albedo que Himalia. Si el anillo (arco) son restos de Himalia, debe haberse formado bastante recientemente, dada la precesión a escala de un siglo de la órbita himaliana. Es posible que el anillo pudiera ser restos del impacto de una luna muy pequeña no descubierta en Himalia, lo que sugiere que Júpiter podría seguir ganando y perdiendo lunas pequeñas a través de colisiones. [34]

Exploración

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

Véase también

Notas

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

Referencias

  1. ^ abcd Smith, BA; Soderblom, LA; Johnson, TV; et al. (1979). "El sistema de Júpiter a través de los ojos de la Voyager 1". Science . 204 (4396): 951–957, 960–972. Bibcode :1979Sci...204..951S. doi :10.1126/science.204.4396.951. PMID  17800430. S2CID  33147728.
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  • Los anillos de Júpiter según 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
  • Proyecto Cassini de la NASA
  • Página del proyecto Nuevos Horizontes
  • Nodo de anillos planetarios: Sistema de anillos de Júpiter
  • Nomenclatura de los anillos de Júpiter de la página de nomenclatura planetaria del USGS

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