thumb|350px|direita|Esquema mostrando o sistema de anéis joviano Os anéis de Júpiter são um sistema de anéis que circunda o planeta Júpiter. Foi o terceiro sistema de anéis planetários a ser descoberto no Sistema Solar, após os anéis de Saturno e de Urano, e foi observado pela primeira vez durante a visita da sonda espacial Voyager I em 1979.
Com as informações recolhidas pela sonda irmã Voyager II, que passou pelas proximidades do planeta naquele mesmo ano, foi possível iniciar a determinação da estrutura dos anéis. Em 1995, eles foram estudados de maneira mais aprofundada pela sonda espacial Galileu. Os anéis têm sido observados, desde a sua descoberta, pelo telescópio espacial Hubble e por telescópios situados na Terra, apesar da dificuldade em observá-los a partir da superfície terrestre, sendo necessário, para isso, recorrer aos maiores telescópios disponíveis.
O sistema joviano de anéis é ténue e consiste principalmente de poeira. É formado por quatro partes: a parte mais interna, o “anel halo”, é espessa e tem uma forma de toroide; afastando-se do planeta encontra-se a segunda parte, o “anel principal”, que é o mais visível e também muito estreito; continuando o afastamento, encontram-se os dois largos, espessos e ténues “anéis gossamer”, nomeados a partir da lua de cujo material eles são compostos, Adrasteia e Tebe.
O anel halo e o anel principal são formados por material das luas Adrasteia e Métis e de outros corpos celestes não observados, ejetado por colisões em alta velocidade. Imagens de alta resolução obtidas em fevereiro e março de 2007 pela sonda New Horizons revelaram uma estrutura rica e fina no anel principal.
A cor do anel principal no espectro visível e nas proximidades do infravermelho é avermelhada, exceto pelo anel halo, que possui cor neutra ou azulada. O tamanho das partículas de poeira nos anéis varia, mas a área da secção reta é maior para partículas não esféricas com raio de cerca de 15 μm em todos os anéis, exceptuando no halo. O anel halo é provavelmente dominado por poeiras de dimensões submicrométricas. A massa total do sistema de anéis (incluindo corpos não visíveis) é pouco conhecida, mas está provavelmente entre 1011 e 1016 kg. A idade dos anéis é desconhecida, mas eles podem estar presentes desde a formação de Júpiter.
Um anel possivelmente existe na órbita de Himalia. Uma explicação possível é que uma pequena lua tenha se chocado com Himalia e a força do impacto tenha feito o material ser ejetado de Himalia."Lunar marriage may have given Jupiter a ring", New Scientist, March 20, 2010, p. 16. Estrutura Os principais atributos dos quatro anéis jovianos conhecidos encontram-se na tabela abaixo:
Nome Raio (km) Largura (km) Espessura (km) Profundidade óptica Percentagem de poeira Notas Anel halo 92 000 –122 500 30 500 12 500 ~1 100% Anel principal 122 500 – 129 000 6 500 30 – 3005,9 ~25%Cercado por Adrasteia Anel gossamer Amalteia 129 000 – 182 000 53 000 2 000 ~1100%Ligado a Amalteia Anel gossamer Tebe 129 000 – 226 000 97 000 8 400 ~3100%Ligado a Tebe. Estende-se além da órbita de Tebe.
Anel principal Estrutura e aparência thumb|200px|esquerda|Mosaico de imagens dos anéis de Júpiter com um esquema mostrando as suas localizações (Cortesia NASA/JPL-Caltech).
O anel principal, estreito e muito fino, é o mais brilhante do sistema de anéis de Júpiter. A sua orla exterior tem um raio de 1,806 RJ (aproximadamente 129 000 km; RJ = raio equatorial de Júpiter, correspondente a 71 398 km) e coincide com a órbita do menor satélite interior de Júpiter, Adrasteia. A sua orla interior não se encontra demarcada por nenhum satélite e localiza-se a aproximadamente 122 500 km (1,72 RJ). Assim, a largura do anel principal é de cerca de 6 500 km.
A aparência do anel principal depende da geometria de visualização. Usando luz dispersa a um ângulo reduzido em relação à luz proveniente do sol (dispersão frontal), o brilho do anel principal decresce bruscamente a 128 600 km (internamente à órbita de Adrasteia) e alcança níveis idênticos à luminosidade de fundo aos 129 300 km (externamente à órbita de Adrasteia). Assim, é evidente que Adrasteia comanda o anel. O brilho continua a aumentar na direcção de Júpiter e tem um máximo próximo do centro do anel, aos 126 000 km. Existe uma abertura (falha) pronunciada perto da órbita de Métis aos 128 000 km. A orla interna do anel principal aparenta ter a sua luminosidade gradualmente diminuída entre os 124 000 e os 120 000 km, fundindo-se no anel halo. Usando dispersão frontal de luz, todos os anéis de Júpiter aparentam ter grande brilho. thumb|300px|direita|A imagem superior mostra o anel principal em dispersão traseira de luz, demonstrando ausência de quaisquer estruturas além da falha de Métis (Cortesia NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute).
Em dispersão traseira de luz (a luz que é dispersa a um ângulo perto de 180º relativamente à luz solar), a situação é diferente. A orla exterior do anel principal, localizada a 129 100 km (um pouco externa à órbita de Adrasteia), é bastante demarcada. A órbita da lua é visível pela existência de uma falha no anel, havendo por estas razões um estreito anel no exterior desta órbita. Outro anel estreito desse tipo existe no interior da órbita de Adrasteia, delimitado por outra falha de origem desconhecida localizada a cerca de 128 500 km. Um terceiro anel estreito encontra-se entre o exterior da órbita de Métis e a abertura central do anel principal. O brilho do anel decresce rapidamente no exterior da órbita de Métis, formando a falha de Métis; no interior da órbita, o brilho aumenta de forma mais gradual que a vista usando dispersão frontal. Assim, o anel principal aparenta consistir em duas partes aquando da sua observação em dispersão traseira: uma parte estreita exterior que se estende entre os 128 000 e os 129 000 km, que inclui três anéis menores separados por falhas, e uma parte interna mais ténue entre os 122 500 e os 128 000 km, que não possui nenhuma estrutura visível como acontece na geometria em dispersão frontal. A falha de Métis marca a fronteira entre as duas zonas. A estrutura fina do anel principal foi descoberta através de dados obtidos pela sonda Galileu e é bem visível nas imagens obtidas pela sonda New Horizons entre fevereiro e março de 2007. O telescópio espacial Hubble, o observatório W. M. Keck e a sonda Cassini-Huygens não conseguiram detectar anteriormente esta estrutura, provavelmente devido à resolução espacial insuficiente. Entretanto, a fina estrutura foi observada pelo telescópio Keck utilizando óptica adaptada em 2002-2003.
Quando observado em dispersão traseira, o anel principal aparenta ser fino como uma lâmina, com uma espessura não superior a 30 km. Na geometria de dispersão lateral, a espessura do anel é 80-100 km, aumentando na direção de Júpiter. O anel aparenta ser muito mais espesso em dispersão frontal (aproximadamente 300 km). Uma das descobertas da sonda Galileu foi uma névoa ténue, relativamente espessa (cerca de 600 km) de material que cerca a zona interna. A névoa torna-se mais espessa no sentido da fronteira interna do anel principal, onde se dá a transição para o anel halo.
A análise detalhada de imagens obtidas pela sonda Galileu revelou variações longitudinais do brilho do anel principal sem ligações à geometria de visualização do mesmo. As imagens da Galileu também mostraram a existência de alguns "remendos" no anel à escala de 500 a 1 000 km.
Em fevereiro-março de 2007, a sonda New Horizons realizou uma busca profunda de novas luas no interior do anel principal. Enquanto nenhum satélite maior que 0,5 km foi encontrado, as câmeras da sonda detectaram sete torrões de partículas do anel. Eles orbitam no interior da órbita de Adrasteia, dentro de um anel estreito e denso. A conclusão de que eles são torrões, e não pequenas luas se baseia em sua aparência azimutalmente estendida. Eles se estendem a 0,1-0,3° por baixo do anel, o que corresponde a 1 000 - 3 000 km. Os torrões são divididos em dois grupos de cinco e dois membros. A sua natureza não está clara, mas suas órbitas estão próximas a ressonâncias 115:116 e 114:115 com Métis. Eles podem ser estruturas assemelhadas a ondas, excitadas por esta interação. Espectros e distribuição do tamanho de partículas thumb|300px|direita|Imagem em dispersão frontal de luz do anel principal obtida pela sonda Galileu. É visível a falha de Métis (Cortesia NASA/JPL-Caltech).
Espectros do anel principal obtidos pelo telescópio espacial Hubble, pelo observatório W. M. Keck, pela sonda Galileu e pela sonda Cassini-Huygens mostraram que as partículas constituintes são vermelhas, ou seja, que o seu albedo aumenta a comprimentos de onda mais longos. Os espectros correspondem a partículas entre os 0,5 e 2,5 μm. Não foram encontradas até agora características espectrais que possam ser atribuídas a determinados compostos químicos, embora as observações da Cassini também tenham fornecido evidências de bandas de absorção próximas a 0,8 μm e 2,2 μm. Os espectros do anel principal são bastante similares aos das luas Adrasteia e Amalteia.
As propriedades do anel principal podem ser explicadas pela hipótese de que este contém quantidades significativas de poeiras formadas por partículas entre os 0,1 e 10 μm de tamanho. Esta hipótese explica o porquê de a dispersão frontal da luz ser mais intensa que a dispersão traseira. No entanto, a consideração da existência de corpos de maiores dimensões é necessária para explicar a intensa dispersão traseira e a estrutura fina na brilhante orla externa do anel principal.
A análise dos dados espectrais e de fase existentes leva à conclusão de que a distribuição dos tamanhos de partículas no anel principal obedece a uma lei exponencial:
em que é o número de partículas com tamanho entre e e é um parâmetro de normalização escolhido para compatibilizar o fluxo total conhecido de luz proveniente do anel. O parâmetro q é 2,0±0,2 para partículas com raio r<15±0,3 μm (poeira) e q=5±1 para partículas de maiores dimensões (r>15±0,3 μm). É presentemente indeterminável a distribuição de corpos de maiores dimensões (mm a km). A dispersão de luz neste modelo é dominada por partículas com r~15 μm.
A lei exponencial referida acima permite a estimativa da profundidade óptica, τ, do anel principal: =4,7 para partículas maiores e =1,3 para poeiras. Esta profundidade óptica significa que a área do corte transversal do anel (secção) é de aproximadamente 5 000 km² É assumido que as partículas no anel principal tenham forma não esférica. Estima-se que a massa total da poeira no anel seja de kg. e a massa dos corpos de maiores dimensões (excluindo Métis e Adrasteia) kg, dependendo do seu tamanho máximo (considerado um quilómetro). Estas massas são comparáveis às de Adrasteia (aproximadamente 2 kg), Amalteia (aproximadamente 2 kg) e à da Lua terrestre, 7,4 kg.
A presença de dois tipos de partículas no anel principal explica a dependência da sua aparência com o ângulo de visualização. A poeira dispersa mais luz na direcção frontal e forma um anel relativamente espesso e homogéneo (excluindo a falha de Métis) cercado pela órbita de Adrasteia. Pelo contrário, partículas de maiores dimensões, que fazem mais dispersão traseira, encontram-se confinadas a diversos anéis estreitos entre as órbitas de Métis e Adrasteia.
Origem e idade thumb|direita|Formação dos anéis de Júpiter.