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Anillos de Júpiter

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1 flecha izquierda azul.svg Entrada principal: Júpiter (astronomía) .

Los anillos de Júpiter son los componentes de un sistema débil de anillos planetarios alrededor de Júpiter , el tercero descubierto en el sistema solar , después del de Saturno y el de Urano . Fue observado por primera vez en 1979 por la sonda Voyager 1 , [1] pero fue analizado con más detalle en los noventa por la sonda Galileo [2] y, posteriormente, desde el Telescopio Espacial Hubble [3] y por el mayor telescopios terrestres. [4]

Un mosaico de fotografías de los anillos de Júpiter tomadas por la sonda estadounidense Galileo mientras estaba a la sombra del planeta.

El sistema de anillos se compone principalmente de polvos, presumiblemente silicatos . [1] [5] Se divide en cuatro partes principales: un denso toro de partículas conocido como anillo halo ; una banda relativamente brillante, pero excepcionalmente delgada, conocida como anillo principal ; dos bandas débiles externas, llamadas Gossamer anillos (gasa), que toman su nombre de los satélites cuyo material de la superficie dio lugar a estos anillos: Amalthea ( anillo Gossamer de Amalthea ) y Thebes ( anillo Gossamer de Tebas ). [6]

El anillo principal y el anillo de halo están formados por polvo procedente de los satélites Metis y Adrastea y expulsado al espacio tras violentos impactos meteóricos . [2] Las imágenes obtenidas en febrero y marzo de 2007 por la misión New Horizons también mostraron que el anillo principal tiene una estructura rica muy fina. [7]

Al observarlos en el infrarrojo cercano y visible , los anillos tienen un color que tiende al rojo, a excepción del anillo del halo, que parece ser de un color neutro o, en cualquier caso, que tiende al azul. [3] Las dimensiones de los polvos que componen el sistema son variables, pero se encontró una clara prevalencia de polvos con un radio de aproximadamente 15 µm en todos los anillos excepto en el anillo halo, [8] probablemente dominado por polvos nanométricos . La masa total del sistema de anillos es poco conocida, pero probablemente esté entre 10 11 y 10 16 kg . [9] Se desconoce la edad del sistema, pero se cree que ha existido desde la formación del planeta padre . [9]

Descubrimiento y exploración

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Exploración de Júpiter .
La primera imagen de los anillos de Júpiter tomada por la Voyager 1 el 4 de marzo de 1979 .

El sistema de anillos de Júpiter fue el tercer sistema de anillos planetarios descubierto en el sistema solar, después del de Saturno y el de Urano . Dado el albedo extremadamente bajo que los caracteriza, en promedio igual a alrededor de 0.05, los anillos solo se observaron en 1979 , cuando la nave espacial Voyager 1 hizo un sobrevuelo cercano del planeta. [1] La sonda obtuvo una sola imagen sobreexpuesta del sistema de anillos. [1]

Una imagen del sistema de anillos tomada por la sonda Voyager 2 el 10 de julio de 1979.

Su existencia había sido hipotetizada en 1975 sobre la base de las observaciones realizadas por la sonda Pioneer 11 en los cinturones de radiación de la magnetosfera planetaria . Durante el sobrevuelo del planeta, la sonda había identificado una escasez inesperada de partículas entre 50.000 y 55.000 km sobre la atmósfera del planeta , lo que llevó a la hipótesis de la existencia de un satélite o un anillo planetario. [10]

Después de la observación fortuita de la Voyager 1, la sonda gemela, la Voyager 2 , fue reprogramada mientras ya se dirigía al planeta para preparar sus instrumentos para un estudio en profundidad de los anillos. La sonda recolectó una gran cantidad de datos, lo que permitió delinear una estructura resumida del sistema anular. [5]

La sonda Galileo , que estudió el planeta entre 1995 y 2003 , permitió ampliar el conocimiento sobre el sistema, [2] mientras que las observaciones realizadas entre 1997 y 2002 por los telescopios Keck [4] y en 1999 por el telescopio espacial Hubble [3] permitió revelar la rica estructura visible en la luz retrodispersada . En 2000, la misión Cassini , dirigida hacia Saturno , realizó una intensa observación del sistema de anillos. [11]

Las imágenes transmitidas por la nave espacial New Horizons en febrero-marzo de 2007 permitieron observar por primera vez la fina estructura que caracteriza al anillo principal. [12] Las misiones futuras que lleguen al sistema de Júpiter también proporcionarán más información sobre el sistema de anillos. [13]

Estructura

La arquitectura del sistema de anillos es el resultado de la interacción de un cierto número de fuerzas: la fuerza gravitacional ejercida por Júpiter y sus satélites (y en particular por los satélites pastores , que orbitan cerca o dentro de los anillos); la fuerza electromagnética debida al intenso campo magnético giratorio del planeta; la fuerza de fricción debida a la presencia de polvo interplanetario (más denso cerca de Júpiter).

Los anillos están formados por pequeños polvos y rocas dendríticas microscópicas que giran alrededor del planeta. Los anillos más internos se encuentran dentro del límite de Roche de Júpiter, o la distancia desde el centro del planeta a la que un satélite puede mantener su estructura física sin desintegrarse debido a las fuerzas de las mareas; para los cuerpos que tienen la misma densidad que el planeta padre, este límite es equivalente a 2.456 veces el radio del planeta.

Mosaico de imágenes tomadas por la sonda Galileo con un diagrama que muestra la disposición de los anillos y los satélites asociados a ellos.

Características de los anillos

Folleto

A continuación se muestra una descripción general de las principales características de los anillos de Júpiter. [2] [5] [6] [8]

Nombre de pila Radio (km) Ancho (km) Espesor (km) Profundidad óptica Fracción de polvos Nota
Anillo de halo 92 000-122 500 30 500 12 500 ~ 1 × 10 −6 100%
Anillo principal 122500-129 000 6 500 30-300 5,9 × 10 −6 ~ 25% Limitado por Adrastea
Anillo de gasa interior (de Amaltea) 129.000–182.000 53 000 2000 ~ 1 × 10 −7 100% Conectado a Amalthea
Anillo de gasa exterior (de Tebas) 129.000–226.000 97 000 8 400 ~ 3 × 10 −8 100% Conectado con Tebas ; más allá de la órbita del satélite hay una extensión .

Anillo de halo

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: anillo de halo .

El anillo de halo es el más interno y más grueso de los anillos de Júpiter. Su borde más exterior coincide con el límite interior del anillo principal , a una distancia del centro del planeta igual a unos 122 500 km (1,72 R J ); [2] [5] procediendo desde esta distancia hacia el planeta, el anillo se vuelve rápidamente más grueso. Se desconoce el espesor vertical real del anillo, pero se ha encontrado la presencia de su material a una distancia vertical de 10 000 km por encima del plano del anillo. [2] [4]

Imagen en falso color tomada por la sonda Galileo con luz difusa directa.

El límite interior está bastante bien definido y se encuentra a una distancia del centro del planeta igual a 100.000 km (1,4 R J ), [4] aunque hay rastros del material del anillo dentro del límite hasta unos 92000 km de distancia. el centro del planeta; [2] La extensión del anillo es, por tanto, de unos 30.000 km. Por lo tanto, tiene la apariencia de un toro grueso, sin una estructura interna clara. [9]

El anillo de halo parece más brillante cuando se ve con luz difusa directa. [2] Aunque su brillo superficial es mucho menor que el del anillo principal, su flujo de fotones vertical integrado es comparable debido a su mayor espesor. A pesar de la extensión vertical supuesta (más de 20.000 km), la luminosidad del anillo de halo está fuertemente concentrada a lo largo del plano. [9] En la luz retrodispersada [3], la apariencia del anillo es básicamente similar a la de la luz directa, aunque su flujo total de fotones es varias veces menor que el del anillo principal y se concentra mucho más intensamente cerca del plano del anillo. . [9]

Las propiedades espectrales del anillo halo son diferentes de las del anillo principal: la distribución del flujo en la banda de 0,5 a 2,5 µm es más plana; [3] además, a pesar de los otros anillos, el anillo de halo no aparece rojo a la observación en el visible y en el infrarrojo cercano , sino de un color neutro o en todo caso tendiendo al azul. [3] [14]

Estas propiedades ópticas características sólo pueden explicarse si se supone que el anillo está compuesto principalmente por polvos con dimensiones inferiores a 15 µm en correspondencia con el plano, [3] [9] [15] mientras que las partes del anillo que están distanciadas del plano podría estar formado por partículas de dimensiones más pequeñas, del orden del nanómetro . [3] [4] [9]

Anillo principal

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Anillo principal .

El anillo principal estrecho y relativamente delgado es la parte más brillante del sistema de anillos de Júpiter. Su límite exterior se sitúa en un radio de aproximadamente 129.000 km (1.806 R J ) y coincide con la órbita del satélite interior más pequeño, Adrastea , que actúa como su "luna pastora", delimitando claramente el límite exterior del anillo. [2] [5] Su borde interior no está delimitado por ningún satélite y se encuentra aproximadamente a 122 500 km (1,72 R J ) del centro del planeta, [2] en el punto en el que gradualmente se desvanece en el anillo del halo; por esta razón la extensión radial del anillo es de alrededor de 6 500 km.

La imagen de arriba, tomada por la sonda New Horizons , muestra el anillo principal con luz retrodispersada; la fina estructura de su parte más externa es claramente visible. La imagen de abajo muestra el anillo en luz difusa directa, mostrando su falta de estructura a excepción de la división de Metis.

El anillo está marcado por varios huecos, que identifican las órbitas de los satélites que lo delimitan: Adrastea [9] y Metis, fuera de los cuales se encuentra la denominada división de Metis. [9] La observación en luz retrodispersada nos permite observar cómo el anillo parece estar formado por dos partes diferentes, intercaladas con la división de Metis: [4] una parte exterior delgada, que se extiende desde 128.000 a 129.000 km, que incluye tres pequeñas subanillos separados por huecos, y una parte interior más tenue que se extiende desde 122.500 a 128.000 km, que carece de subestructuras visibles. [9] [16]

La fina estructura del anillo principal se descubrió gracias a los datos recopilados por la sonda Galileo y fue bien visualizada por las imágenes obtenidas por la sonda New Horizons. [7] [12] El análisis detallado de las imágenes proporcionadas por la nave espacial Galileo mostró variaciones longitudinales en el brillo del anillo, junto con cierto espesamiento de los polvos que componen el anillo, posteriormente confirmado por New Horizons, [17] de dimensiones incluidas entre 500 y 1000 km. [2] [9] Los grupos descubiertos se dividieron en dos grupos, respectivamente de cinco y dos miembros. La naturaleza de estas acumulaciones no está clara, pero sus órbitas resuenan con Metis iguales a 115: 116 y 114: 115 respectivamente. [17]

Las imágenes tomadas por las sondas Galileo y New Horizons también revelan la presencia de dos grupos de ondas en espiral en el anillo, que con el tiempo se volvieron más estrechas al ritmo esperado debido a la regresión nodal diferencial . Extrapolando hacia atrás, el más prominente de sus sistemas de oscilación parece haber sido generado en 1995, cerca del momento en que el planeta fue afectado por el impacto de los fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 ; el otro en cambio se remonta a la primera mitad de 1990. [18] [19] [20] Las mediciones realizadas en noviembre de 2006 a través de Galileo indican una longitud de onda de 1920 ± 150 y 630 ± 20 km, y una amplitud de 2,4 ± 0,7 y 0,6 ± 0,2 km, para los dos sistemas de oscilación, respectivamente el mayor y el menor. [20] La formación de las principales oscilaciones puede explicarse si el anillo fue golpeado por una nube de partículas liberadas por el cometa con una masa total de (2–5) × 10 12 kg , lo que habría inclinado el anillo fuera del plano ecuatorial durante 2 km. [20] La nave espacial Cassini ha observado perturbaciones similares en los anillos C y D de Saturno . [21] [22]

Los análisis espectroscópicos obtenidos a través de los telescopios Hubble, [3] Keck [14] y las sondas Galileo [23] y Cassini [8] han demostrado que las partículas que forman el anillo aparecen rojas, es decir, su albedo es más alto a longitudes de onda más largas. , entre 0,5 y 2,5 µm . [8] Hasta ahora no se han descubierto peculiaridades espectrales atribuibles a la presencia de compuestos químicos particulares, aunque las observaciones de Cassini han detectado bandas de absorción de 0,8 y 2,2 µm. [8] Sin embargo, el espectro del anillo tiene numerosas afinidades con los de los satélites Adrastea [3] y Amalthea. [14] Estas propiedades espectroscópicas pueden entenderse si se asume que está compuesto por cantidades significativas de polvos cuyas partículas tienen dimensiones entre 0,1 y 10 µm. La hipótesis explica la mayor intensidad luminosa en luz directa que en retrodispersada; [9] [16] sin embargo, para ejercer la intensa retrodispersión y la estructura muy fina en la parte externa del anillo, es necesario hipotetizar la presencia de cuerpos de mayores dimensiones que el de los polvos, de dimensiones entre los centímetro y el km. [9] [15] [16] [24] La presencia de dos poblaciones de partículas en el anillo principal explica por qué su apariencia depende de la geometría visual: [24] los polvos, de hecho, favorecen la difusión directa, formando un anillo homogéneo relativamente a menudo limitado por la órbita de Adrastea; [9] por otro lado, las partículas más grandes, que favorecen la retrodispersión, están confinadas a pequeños anillos en la región entre las órbitas de Metis y Adrastea. [9] [16]

El total de masa de los polvos se ha estimado en 10 7 -10 9 kg, [9] mientras que la de los objetos más grandes, con exclusión de Metis y Adrastea, es de aproximadamente 10 11 -10 16 kg dependiendo de su tamaño máximo (el valor límite era situado alrededor de km). [9] [25]

Anillos de gasa

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Anillos de gasa .

El anillo Gossamer (literalmente gasa , en inglés ) es el más externo del sistema; se divide convencionalmente en dos partes: un anillo interior, incluido en la órbita de Amaltea , y un anillo exterior, que se extiende hasta la órbita de Tebas ; a estos hay que añadir una nube de polvo que se extiende más allá de la órbita de Tebas , hasta desaparecer gradualmente en el medio interplanetario . Por lo tanto, generalmente podemos hablar, en plural, de anillos de gasa , refiriéndonos a la multiplicidad de subanillos presentes en el sistema.

Imágenes de los anillos Gossamer obtenidas por la sonda Galileo en luz difusa directa.

El anillo interior de gasa, o anillo de Amaltea, es una estructura muy tenue con una sección rectangular, que se extiende desde la órbita de Amaltea, a 182.000 km (2,54 R J ) hasta aproximadamente 129.000 km (1,80 R J ); [2] [9] su borde interior no está claramente definido debido a la presencia del anillo principal mucho más brillante y el halo. [2] El grosor del anillo es de unos 2300 km cerca de la órbita de Amaltea y disminuye ligeramente en la dirección de Júpiter; [4] también es más brillante cerca de los bordes superior e inferior y aumenta su brillo en la dirección de Júpiter. [26] El borde exterior del anillo no es particularmente afilado, especialmente en el borde superior. [2] Hay una forma de lágrima en el brillo justo dentro de la órbita de Amaltea con una estructura adicional similar a una concha. [2] Consiste en polvos con dimensiones entre 0,2 y 5 µm. [27] [28]

El anillo exterior de gasa, o anillo de Tebas, es el más débil de los anillos jovianos: aparece como una estructura particularmente débil con una sección transversal rectangular, que se extiende desde la órbita del satélite Tebas, a 226.000 km (3,11 R J ), hacia arriba. a aproximadamente 129 000 km (1,80 R J ;); [2] [9] este borde interior no está claramente definido debido a la presencia del anillo principal mucho más brillante y el halo. [2] el grosor del anillo es de unos 8400 km a la altura de la órbita de Tebas y disminuye lentamente en la dirección del planeta; [4] También es más brillante cerca de los bordes superior e inferior y aumenta su brillo en la dirección de Júpiter, como el anillo interior de gasa. [26] El borde exterior del anillo no es particularmente afilado y se extiende a lo largo de 15.000 km. [2] Hay una continuación del anillo en la órbita de Tebas apenas visible, que se extiende hasta 280.000 km (3,75 R J ) y se llama la extensión de Tebas . [2] [28] Consiste en polvos con dimensiones entre 0,2 y 5 µm, similares a las del anillo interior. [27] [28]

Formación

Diagrama que muestra cómo se forman los anillos de Júpiter.

Los polvos que componen los anillos están sujetos a un proceso de eliminación constante debido a la combinación del efecto Poynting-Robertson y las fuerzas electromagnéticas de la magnetosfera de Júpiter . [24] [29] Los materiales volátiles, como el hielo , se subliman rápidamente; se estima que el tiempo de vida del polvo está entre 100 y 1000 años, [9] [29] y por lo tanto el polvo que falta debe ser reemplazado continuamente gracias al que se origina por colisiones entre cuerpos más grandes, entre 1 cm y 0,5 km, [17] y entre estos cuerpos y las partículas de alta velocidad del exterior del sistema joviano . [9] [29] Esta población de objetos se limita a la parte exterior delgada (unos 1000 km) pero brillante del anillo principal e incluye los satélites Metis y Adrastea. [9] [16] El tamaño de estos objetos debería ser menor, según estudios de New Horizons, [17] a 0,5 km; anteriormente este límite, según las observaciones del telescopio Hubble [3] [16] y la sonda Cassini, [8] era mucho más amplio, de unos 4 km. [9] El polvo producido en las colisiones permanece en el mismo cinturón orbital de los objetos de donde se originó y lentamente gira en espiral en dirección al planeta madre, formando la parte más interna y tenue del anillo principal y el anillo del halo. [9] [29]

Los polvos de los anillos de gasa proceden de los satélites internos Amaltea y Tebas , esencialmente de la misma forma que los del anillo principal y el halo; [29] sin embargo, su sutileza se debe a las excursiones verticales de algunas lunas debido a su inclinación orbital distinta de cero. [9] Estas hipótesis explican completamente casi todas las propiedades observables en los bordes exterior e interior de los anillos.

Algunas formaciones aún no se han explicado: la extensión de Tebas, que podría ser causada por un cuerpo desconocido fuera de la órbita de la propia Tebas, y algunas estructuras identificables en las observaciones realizadas con luz retrodispersada. [9] Una posible explicación de la extensión observada es la influencia de las fuerzas electromagnéticas de la magnetosfera de Júpiter: cuando el polvo entra en el cono de sombra detrás del planeta, pierden su carga eléctrica con bastante rapidez; a medida que las partículas más pequeñas co-rotan parcialmente con Júpiter, se moverán hacia afuera a medida que atraviesan la sombra, creando así la extensión observada del Anillo Gossamer de Tebas. [30] La misma fuerza puede explicar la disminución en la distribución de partículas y la luminosidad del anillo que ocurre entre las órbitas de Amaltea y Tebas. [28] [30]

El análisis de las imágenes de los anillos Gossamer revela que un pico de brillo justo dentro de la órbita de Amaltea podría ser causado por las partículas de polvo atrapadas por los puntos de Lagrange principales (L 4 ) y de arrastre (L 5 ) de Amaltea; incluso la alta luminosidad del borde exterior del anillo de gasa de Amaltea puede ser causada por estos polvos atrapados. Las partículas pueden estar presentes tanto en L 4 como en L 5 ; este descubrimiento implica que en los anillos Gossamer hay dos poblaciones de partículas: una dirigida lentamente en la dirección de Júpiter, como se describió anteriormente, y la otra que se mantiene cerca de la luna generadora atrapada en resonancia 1: 1 con ella. [26]

Se desconoce la edad del anillo, pero puede ser el último remanente de una población anterior de pequeños objetos en las cercanías de Júpiter, destruidos por colisiones mutuas y las fuerzas de marea del planeta padre. [6]

Nota

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Bibliografía

Títulos generales

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  • ( EN ) Stephen Hawking ,A Brief History of Time , Bantam Books, 1988, ISBN 0-553-17521-1 .
  • H. Reeves, L'evoluzione cosmica , Milano, Rizzoli –BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • M. Rees, Universo. Dal big bang alla nascita dei pianeti. Dal sistema solare alle galassie più remote , Milano, Mondadori Electa, 2006, p. 512.

Titoli specifici

Sul sistema solare

  • M. Hack , Alla scoperta del sistema solare , Milano, Mondadori Electa, 2003, p. 264.
  • F. Biafore, In viaggio nel sistema solare. Un percorso nello spazio e nel tempo alla luce delle ultime scoperte , Gruppo B, 2008, p. 146.
  • ( EN ) Vari, Encyclopedia of the Solar System , Gruppo B, 2006, p. 412, ISBN 0-12-088589-1 .

Sul pianeta

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