Os aneis de Xúpiter son un sistema de aneis planetarios arredor do planeta Xúpiter. Foi o terceiro sistema de aneis descubertos no Sistema Solar, tras os de Saturno e Urano. Foron observados por vez primeira pola sonda Voyager 1, e estudados de novo a partir da década de 1990 polas sondas Galileo e Cassini-Huygens. Tamén foron observados en observatorios terrestres e polo Telescopio Espacial Hubble ao longo dos últimos 25 anos. Os avistamentos desde a superficie da Terra esixe dos telescopios máis potentes dispoñibles.
Os aneis de Xúpiter son débiles e consisten principalmente en po espacial. Teñen catro estruturas: no interior, un groso toro de partículas coñecido como halo ou halo anel, un anel principal relativamente brillante, pero excepcionalmente fino e dous aneis de ancho, groso e débiles chamados anel difuso de Tebe e anel difuso de Amaltea polos nomes dos satélites de cuxo material están formados.En inglés, lingua da maioría da literatura existente sobre este tema, estes aneis reciben o nome de gossamer rings que literalmente significa aneis de gasa polo difusos que son.
O anel principal e o halo consisten en po procedente dos satélites Metis e Adrastea e outros organismos non observados, como resultado de impactos de meteoritos de alta velocidade. Imaxes de alta resolución obtidas en febreiro de 2007 pola sonda New Horizons revelaron unha estrutura ben rica no anel principal.
Na banda de luz visible e no infravermello próximo, os aneis mostran unha cor avermellada, excepto o halo que ten unha cor neutro ou azulado. Aplicando modelos fotométricos ás diversas observacións dispoñibles tanto de sondas espaciais como de telescopios en superficie terrestre, infírese que o tamaño das partículas é de 15 μm de radio en todos os aneis excepto no halo, aínda que os resultados dos modelos achéganse máis ás observacións cando se consideran partículas non-esféricas que cando se consideran esféricas. O halo está probablemente composto de po submicroscópico.
A masa total do sistema de aneis, incluíndo os corpos non observados que xeran material para os aneis, non está exactamente determinada, pero é probable que estea no rango de 1011 a 1016 kg. A idade do sistema de aneis non é coñecida pero posiblemente existan desde a formación do planeta.
Descubrimento e exploración
A existencia dos aneis de Xúpiter foi inferida polas observacións dos cintos de radiación realizadas durante o sobrevoo de Xúpiter pola sonda espacial Pioneer 10 en 1974 nas que se detectou unha diminución no reconto de partículas de alta enerxía nos cintos entre 50.000 e 55.000 km por encima da superficie do planeta.
En 1979 a sonda Voyager 1 obtivo a primeira imaxe, mediante sobreexposición, do sistema de aneis. Unha maior cantidade de imaxes foi obtida polo Voyager 2, o que permitiu facer unha primeira descrición da estrutura dos aneis . O planeta Xúpiter foi visitado noutras moitas ocasións. O orbitador Galileo obtivo imaxes de maior calidade entre 1995 e 2003, as cales aumentaron enormemente o coñecemento sobre os aneis xovianos. En 2000 a sonda Cassini, en ruta cara a Saturno, o seu destino final, realizou extensas observacións de todo o sistema de aneis. E finalmente, as imaxes transmitidas pola sonda New Horizons en febreiro e marzo de 2007 permitiron observar con detalle a estrutura do anel principal por primeira vez. O sistema de aneis de Xúpiter é un dos obxectivos da futura misión Xuno.
Ademais, observacións desde a superficie terrestre polo telescopio Keck entre 1997 e 2002, e polo Telescopio Espacial Hubble en 1999 revelaron unha rica estrutura en imaxes retroiluminadas.
Estrutura
O sistema de aneis de Xúpiter comprende catro estruturas principais: un groso touro de partículas coñecido como o halo ou o anel halo, un anel principal relativamente brillante pero moi fino e dous aneis exteriores anchos, moi finos e débiles denominados polos satélites de cuxo material se compoñen, anel difuso de Amaltea e anel difuso de Tebe. As principais características dos aneis especifícanse na táboa seguinte:
Nome RadioOs radios dos aneis exprésanse medidos desde o centro do planeta.km Anchokm Espesorkm ProfundidadeópticaA profundidade óptica normal é a área total da sección recta das partículas que compoñen unha determinada sección recta do anel respecto da área de esa sección. Porcentaxe de po% Masakg Notas Anel Halo 92.000 - 122.500 30.500 12.500 ~1x10−6 100% ? Anel principal 122.500 - 129.000 6.500 30 - 300 5,9 x 10−6 ~25%107 – 109(po)1011– 1016 (partículas maiores)Rodeado polo satélite Adrastea. Anel difuso de Amaltea 129.000 - 182.000 53.000 2.000~1 x 10−7 100% 107– 109 Alimentado polo satélite Amaltea. Anel difuso de Tebe 129.000 - 226.000 97.000 8.400 ~3 x 10−8 100% 107– 109 Alimentado polo satélite Tebe. Existe unha extensión máis aló da órbita de Tebe.
centro|miniatura|500px|Arriba, mosaico de imaxes do sistema de aneis de Xúpiter. Abaixo, esquema de aneis e satélites asociados.
Anel principal Aparencia e estrutura miniatura|300px|dereita| A imaxe superior, tomada pola sonda New Horizons, mostra o anel principal con iluminación traseira ou retroiluminación. Pódese observar a fina estrutura da súa parte exterior. A imaxe inferior é o mesmo anel con iluminación frontal mostrando unha falta de estruturas visibles excepto o oco producido polo satélite Metis. O estreito, e relativamente fino, anel principal é a parte máis brillante do sistema de aneis de Xúpiter. O seu bordo exterior está situado a uns 129.000 km do centro do planeta, é dicir, a 1,806 radios ecuatoriais xovianos (Rx=71.398 km), e coincide coa órbita do máis pequeno dos satélites interiores de Xúpiter, Adrastea. O seu bordo interior non está marcado por ningún satélite e localízase a 122.500 km ou 1,72 Rx.
O ancho do anel principal é de aproximadamente 6.500 km. A aparencia do anel principal depende da xeometría de iluminación dos aneis . Con iluminación frontalA iluminación frontal ou forward-scattered lixeiro é aquela en a que o ángulo entre o observador e a luz provinte do sol que ilumina os aneis é relativamente baixo. o brillo do anel comeza a decrecer enormemente a 128.600 km, xusto no interior da órbita de Adrastea, e acada o nivel do fondo a 129.300 km, xusto fora da órbita de Adrastea, o que indica que claramente fai a función de satélite pastor do anel. O brillo increméntase en dirección a Xúpiter e ten un máximo cerca do centro do anel a 126.000 km aínda que hai un pronunciado oco preto da órbita de Metis a 128.000 km. O interior do anel principal, en cambio, esvaécese lentamente mesturándose co anel halo. Con iluminación frontal todos os aneis de Xúpiter son especialmente brillantes.
Con iluminación traseira ou retroiluminaciónA iluminación traseira, retroiluminación ou back-scattered lixeiro é cando o ángulo entre o observador e a luz proveniente do sol que ilumina os aneis é próximo 180º, é dicir, os aneis están iluminados por detrás. a situación é diferente. O bordo exterior do anel principal, situado a 129.100 km, lixeiramente máis aló da órbita de Adrastea, está claramente delimitado. A órbita do satélite está marcada cun oco no anel polo que existe un fino aneliño xusto fóra de devandita órbita. Existe outro aneliño xusto no interior da órbita de Adrastea seguido dun oco de orixe descoñecida situado a 128.500 km. Un terceiro aneliño atópase no lado interior do oco producido pola órbita do satélite Metis. O brillo do anel cae bruscamente xusto fora dela delimitando así o oco. No interior da órbita de devandito satélite o brillo do anel aumenta moito menos que en iluminación frontal. esquerda|miniatura|250px|Imaxe do anel principal de Xúpiter obtida pola sonda Voyager 2. esquerda|miniatura|250px|Outra imaxe, esta vez obtida pola sonda Galileo, desde o outro lado do Sol, estando á sombra do xigante. Xa que logo con iluminación traseira o anel principal parece consistir en dúas partes diferentes, unha parte exterior estreita que se estende desde 128.000 a 129.000 km e inclúe tres pequenos aneis separados por ocos, e unha parte interior máis débil que se estende desde 122.500 a 128.000 km e carece de estruturas visibles con iluminación frontal. O oco de Metis serve como os seus respectivos límites. A estrutura do anel principal foi descuberta polo orbitador Galileo e é claramente visible nas imaxes con iluminación traseira obtidas pola sonda New Horizons en febreiro-marzo de 2007. Con todo, as observacións realizadas polo telescopio espacial Hubble, o telescopio Keck e a sonda Cassini non a detectaron, posiblemente debido a falta de resolución espacial.
Observado en iluminación traseira o anel principal parece ser moi fino, estendéndose en dirección vertical non máis de 30 km. Con iluminación lateral o grosor do anel é de entre 80 e 160 km incrementándose algo en dirección a Xúpiter. O anel parece ser moito máis groso en iluminación frontal, ao redor dos 300 km. Un dos descubrimentos do orbitador Galileo foi unha nube de material no anel principal, débil e relativamente grosa (ao redor de 600 km), que rodea o seu parte interior. A nube crece en grosor en dirección cara ao bordo interior do anel principal no lugar da transición ao anel halo.
Unha análise detallada das imaxes do Galileo revelou variacións lonxitudinais do brillo do anel principal non conectado coa estrutura observada. As imaxes de devandita sonda mostraron así mesmo agrupacións de material nos aneis de escala de 500 a 1.000 km.
En febreiro e marzo de 2007, a sonda New Horizons levou a cabo unha procura exhaustiva de novos satélites dentro do anel principal. Aínda que non se descubriron satélites maiores de 0,5 km, as cámaras da sonda detectaron sete pequenas masas de partículas. Orbitan xusto no interior da órbita de Adrastea dentro dun denso e pequeno anel. A conclusión é que son acumulacións e non pequenos satélites baseándose na súa aparencia estendida acimutalmente. Esténdense entre 0,1º e 0,3º ao longo do anel, o que corresponde a entre 1.000 e 3.000 km. As acumulacións divídense en dous grupos de cinco e dous membros respectivamente. A súa natureza non está clara pero as súas órbitas están próximas a unha resonancia orbital de 115:116 e 114:115 co satélite Metis, polo que poden ser estruturas provocadas por esta interacción.
Espectros e distribución do tamaño das partículas miniatura|300px|dereita|Imaxe do anel principal obtida pola sonda Galileo con iluminación frontal. O oco de Metis é claramente visible. Os espectros do anel principal obtidos polo telescopio espacial Hubble, o telescopio Keck e polas sondas Galileo e Cassini mostraron que as partículas que o forman son vermellas, cun albedo maior a maiores lonxitudes de onda. Os espectros existentes cobren o rango de 0,5 a 2,5 μm. Non se atoparon características espectrais que permitan identificar compostos químicos concretos, aínda que as observacións da Cassini mostraron evidencias na banda de absorción preto de 0,8 μm e 2,2 μm. Os espectros do anel principal son moi similares aos dos satélites Adrastea e Amaltea.
As propiedades do anel principal poden ser explicadas pola hipótese de que conteñen cantidades significativas de po de tamaño de 0,1 a 10 μm. Isto explicaría o maior brillo das imaxes iluminadas frontalmente que as iluminadas por detrás. En calquera caso é necesario que existan corpos de tamaño maior para explicar o brillo obtido nas imaxes retroiluminadas e a complexa estrutura na brillante parte exterior do anel.
A análise dos datos espectrais e de fase dispoñibles leva á conclusión de que a distribución do tamaño das partículas do anel principal responde á lei potencial:
onde n(r) dr é o número de partículas con radio entre r e r dr e é un parámetro normalizador elixido para que concorde co fluxo total de luz desde o anel. O parámetro q é 2,0 ± 0,2 para partículas con r menor que 15 ± 0,3 μm, e 5,0 ± 1,0 para partículas con r maior que 15 ± 0,3 μm.