Los anillos de Urano son de una complejidad intermedia entre el conjunto más extenso que rodea a Saturno y los sistemas más simples que rodean a Júpiter y Neptuno . Los anillos de Urano fueron descubiertos el 10 de marzo de 1977 por James L. Elliot , Edward W. Dunham y Jessica Mink . William Herschel también había informado de la observación de anillos en 1789; los astrónomos modernos están divididos sobre si pudo haberlos visto, ya que son muy oscuros y tenues. [1]
En 1977 se identificaron nueve anillos distintos. En 1986 se descubrieron dos anillos adicionales en imágenes tomadas por la sonda espacial Voyager 2 , y entre 2003 y 2005 se encontraron dos anillos exteriores en fotografías del telescopio espacial Hubble . En orden de distancia creciente desde el planeta, los 13 anillos conocidos se designan 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν y μ. Sus radios varían de unos 38.000 km para el anillo 1986U2R/ζ a unos 98.000 km para el anillo μ. Es posible que existan bandas de polvo tenues adicionales y arcos incompletos entre los anillos principales. Los anillos son extremadamente oscuros: el albedo de Bond de las partículas de los anillos no supera el 2%. Probablemente estén compuestos de hielo de agua con la adición de algunos compuestos orgánicos oscuros procesados por radiación .
La mayoría de los anillos de Urano son opacos y tienen sólo unos pocos kilómetros de ancho. El sistema de anillos contiene poco polvo en general; está formado principalmente por grandes cuerpos de entre 20 cm y 20 m de diámetro. Algunos anillos son ópticamente delgados: los anchos y tenues anillos 1986U2R/ζ, μ y ν están formados por pequeñas partículas de polvo, mientras que el estrecho y tenue anillo λ también contiene cuerpos más grandes. La relativa falta de polvo en el sistema de anillos puede deberse a la resistencia aerodinámica de la extensa exosfera uraniana .
Se cree que los anillos de Urano son relativamente jóvenes y no tienen más de 600 millones de años. El sistema de anillos de Urano probablemente se originó a partir de la fragmentación por colisión de varias lunas que alguna vez existieron alrededor del planeta. Después de la colisión, las lunas probablemente se rompieron en muchas partículas, que sobrevivieron como anillos estrechos y ópticamente densos solo en zonas estrictamente confinadas de máxima estabilidad.
El mecanismo que confina los anillos estrechos no se entiende bien. Inicialmente se supuso que cada anillo estrecho tenía un par de lunas pastoras cercanas que lo rodeaban para darle forma. En 1986, la Voyager 2 descubrió solo un par de lunas pastoras de este tipo ( Cordelia y Ophelia ) alrededor del anillo más brillante (ε), aunque más tarde se descubriría que la débil ν se encontraba pastoreada entre Portia y Rosalind . [2]
La primera mención de un sistema de anillos de Urano proviene de las notas de William Herschel que detallan sus observaciones de Urano en el siglo XVIII, que incluyen el siguiente pasaje: "22 de febrero de 1789: Se sospechaba que había un anillo". [1] Herschel dibujó un pequeño diagrama del anillo y señaló que estaba "un poco inclinado hacia el rojo". El telescopio Keck en Hawái ha confirmado desde entonces que este es el caso, al menos para el anillo ν (nu). [3] Las notas de Herschel se publicaron en una revista de la Royal Society en 1797. En los dos siglos entre 1797 y 1977, los anillos rara vez se mencionan, si es que se mencionan. Esto arroja serias dudas sobre si Herschel podría haber visto algo así mientras que cientos de otros astrónomos no vieron nada. Se ha afirmado que Herschel dio descripciones precisas del tamaño del anillo ε en relación con Urano, sus cambios a medida que Urano viajaba alrededor del Sol y su color. [4]
El descubrimiento definitivo de los anillos de Urano fue realizado por los astrónomos James L. Elliot , Edward W. Dunham y Jessica Mink el 10 de marzo de 1977, utilizando el Observatorio Aerotransportado Kuiper , y fue fortuito . Planearon utilizar la ocultación de la estrella SAO 158687 por Urano para estudiar la atmósfera del planeta . Cuando se analizaron sus observaciones, encontraron que la estrella desapareció brevemente de la vista cinco veces antes y después de ser eclipsada por el planeta. Dedujeron que estaba presente un sistema de anillos estrechos. [5] [6] Los cinco eventos de ocultación que observaron fueron denotados por las letras griegas α, β, γ, δ y ε en sus artículos. [5] Estas designaciones se han utilizado como nombres de los anillos desde entonces. Más tarde encontraron cuatro anillos adicionales: uno entre los anillos β y γ y tres dentro del anillo α. [7] El primero se denominó anillo η. Los segundos se denominaron anillos 4, 5 y 6, según la numeración de los eventos de ocultación en un artículo. [8] El sistema de anillos de Urano fue el segundo en ser descubierto en el Sistema Solar, después del de Saturno . [9] En 1982, en el quinto aniversario del descubrimiento de los anillos, Urano junto con los otros ocho planetas reconocidos en ese momento (es decir, incluido Plutón ) se alinearon en el mismo lado del Sol. [10] [11]
Los anillos fueron fotografiados directamente cuando la sonda espacial Voyager 2 voló a través del sistema de Urano en 1986. [12] Se revelaron dos anillos más débiles, lo que elevó el total a once. [12] El telescopio espacial Hubble detectó un par adicional de anillos nunca antes vistos en 2003-2005, lo que elevó el número total conocido a 13. El descubrimiento de estos anillos externos duplicó el radio conocido del sistema de anillos. [13] El Hubble también fotografió dos pequeños satélites por primera vez, uno de los cuales, Mab , comparte su órbita con el anillo μ más externo recientemente descubierto. [14]
Tal como se entiende actualmente, el sistema de anillos de Urano comprende trece anillos distintos. En orden creciente de distancia al planeta son: anillos 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ. [13] Se pueden dividir en tres grupos: nueve anillos principales estrechos (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), [9] dos anillos polvorientos (1986U2R/ζ, λ) [15] y dos anillos exteriores (ν, μ). [13] [16] Los anillos de Urano consisten principalmente en partículas macroscópicas y poco polvo , [17] aunque se sabe que hay polvo presente en los anillos 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν y μ. [13] [15] Además de estos anillos bien conocidos, puede haber numerosas bandas de polvo ópticamente delgadas y anillos tenues entre ellos. [18] Estos anillos tenues y bandas de polvo pueden existir solo temporalmente o consistir en una serie de arcos separados, que a veces se detectan durante ocultaciones . [18] Algunos de ellos se hicieron visibles durante una serie de eventos de cruce de planos de anillos en 2007. [19] La Voyager 2 observó varias bandas de polvo entre los anillos en geometría de dispersión frontal [a] . [12] Todos los anillos de Urano muestran variaciones de brillo azimutal . [12]
Los anillos están hechos de un material extremadamente oscuro. El albedo geométrico de las partículas del anillo no supera el 5-6%, mientras que el albedo de Bond es incluso más bajo, alrededor del 2%. [17] [20] Las partículas de los anillos demuestran una pronunciada oleada de oposición, un aumento del albedo cuando el ángulo de fase está cerca de cero. [17] Esto significa que su albedo es mucho más bajo cuando se observan ligeramente fuera de la oposición. [b] Los anillos son ligeramente rojos en las partes ultravioleta y visible del espectro y grises en el infrarrojo cercano . [21] No exhiben características espectrales identificables . La composición química de las partículas del anillo no se conoce. No pueden estar hechas de hielo de agua pura como los anillos de Saturno porque son demasiado oscuros, más oscuros que las lunas interiores de Urano . [21] Esto indica que probablemente están compuestos de una mezcla de hielo y un material oscuro. La naturaleza de este material no está clara, pero puede ser compuestos orgánicos considerablemente oscurecidos por la irradiación de partículas cargadas de la magnetosfera de Urano . Las partículas de los anillos pueden estar compuestas de un material muy procesado que inicialmente era similar al de las lunas interiores. [21]
En conjunto, el sistema de anillos de Urano es diferente a los débiles anillos polvorientos de Júpiter o a los amplios y complejos anillos de Saturno , algunos de los cuales están compuestos de material muy brillante: hielo de agua. [9] Hay similitudes con algunas partes de este último sistema de anillos; el anillo F de Saturno y el anillo ε de Urano son estrechos, relativamente oscuros y están pastoreados por un par de lunas. [9] Los anillos exteriores ν y μ de Urano recientemente descubiertos son similares a los anillos exteriores G y E de Saturno . [22] Los estrechos anillos que existen en los amplios anillos de Saturno también se parecen a los estrechos anillos de Urano. [9] Además, las bandas de polvo observadas entre los anillos principales de Urano pueden ser similares a los anillos de Júpiter. [15] Por el contrario, el sistema de anillos de Neptuno es bastante similar al de Urano, aunque es menos complejo, más oscuro y contiene más polvo; los anillos de Neptuno también están ubicados más lejos del planeta. [15]
El anillo ε es la parte más brillante y densa del sistema de anillos de Urano, y es responsable de aproximadamente dos tercios de la luz reflejada por los anillos. [12] [21] Si bien es el más excéntrico de los anillos de Urano, tiene una inclinación orbital insignificante . [23] La excentricidad del anillo hace que su brillo varíe a lo largo de su órbita. El brillo radialmente integrado del anillo ε es más alto cerca del apoápside y más bajo cerca del periápside . [24] La relación de brillo máximo/mínimo es de aproximadamente 2,5-3,0. [17] Estas variaciones están relacionadas con las variaciones del ancho del anillo, que es de 19,7 km en el periápside y 96,4 km en el apoápside. [24] A medida que el anillo se ensancha, la cantidad de sombras entre partículas disminuye y más de ellas aparecen a la vista, lo que genera un mayor brillo integrado. [20] Las variaciones de ancho se midieron directamente a partir de imágenes de la Voyager 2 , ya que el anillo ε era uno de los dos únicos anillos resueltos por las cámaras de la Voyager. [12] Tal comportamiento indica que el anillo no es ópticamente delgado. De hecho, las observaciones de ocultación realizadas desde la Tierra y la nave espacial mostraron que su profundidad óptica normal [c] varía entre 0,5 y 2,5, [24] [25] siendo más alta cerca del periapsis. La profundidad equivalente [d] del anillo ε es de alrededor de 47 km y es invariante alrededor de la órbita. [24]
El espesor geométrico del anillo ε no se conoce con precisión, aunque el anillo es ciertamente muy delgado, según algunas estimaciones tan delgado como 150 m. [18] A pesar de ese espesor infinitesimal, consiste en varias capas de partículas. El anillo ε es un lugar bastante abarrotado con un factor de llenado cerca del apoápside estimado por diferentes fuentes entre 0,008 y 0,06. [24] El tamaño medio de las partículas del anillo es de 0,2 a 20,0 m, [18] y la separación media es de alrededor de 4,5 veces su radio. [24] El anillo está casi desprovisto de polvo , posiblemente debido a la resistencia aerodinámica de la corona atmosférica extendida de Urano. [3] Debido a su naturaleza extremadamente delgada, el anillo ε es invisible cuando se lo observa de canto. Esto sucedió en 2007 cuando se observó un cruce del plano del anillo. [19]
La sonda espacial Voyager 2 observó una extraña señal procedente del anillo ε durante el experimento de ocultación por radio . [25] La señal parecía una fuerte intensificación de la dispersión frontal en la longitud de onda de 3,6 cm cerca del apoápside del anillo. Una dispersión tan fuerte requiere la existencia de una estructura coherente. Muchas observaciones de ocultación han confirmado que el anillo ε tiene una estructura tan fina. [18] El anillo ε parece estar formado por una serie de anillos estrechos y ópticamente densos, algunos de los cuales pueden tener arcos incompletos. [18]
Se sabe que el anillo ε tiene lunas pastoras interiores y exteriores : Cordelia y Ofelia , respectivamente. [26] El borde interior del anillo está en resonancia 24:25 con Cordelia, y el borde exterior está en resonancia 14:13 con Ofelia. [26] Las masas de las lunas deben ser al menos tres veces la masa del anillo para confinarlo de manera efectiva. [9] Se estima que la masa del anillo ε es de aproximadamente 10 16 kg. [9] [26]
El anillo δ es circular y ligeramente inclinado. [23] Muestra variaciones azimutales significativas inexplicables en la profundidad y el ancho ópticos normales. [18] Una posible explicación es que el anillo tiene una estructura similar a una onda azimutal, excitada por una pequeña luna justo en su interior. [27] El borde exterior afilado del anillo δ está en resonancia 23:22 con Cordelia. [28] El anillo δ consta de dos componentes: un componente estrecho ópticamente denso y un hombro interior ancho con baja profundidad óptica. [18] El ancho del componente estrecho es de 4,1 a 6,1 km y la profundidad equivalente es de aproximadamente 2,2 km, lo que corresponde a una profundidad óptica normal de aproximadamente 0,3 a 0,6. [24] El componente ancho del anillo tiene aproximadamente 10 a 12 km de ancho y su profundidad equivalente es cercana a 0,3 km, lo que indica una profundidad óptica normal baja de 3 × 10 −2 . [24] [29] Esto se conoce solo a partir de los datos de ocultación porque el experimento de imágenes de la Voyager 2 no logró resolver el anillo δ. [12] [29] Cuando la Voyager 2 lo observó en geometría de dispersión frontal , el anillo δ apareció relativamente brillante, lo que es compatible con la presencia de polvo en su componente ancho. [12] El componente ancho es geométricamente más grueso que el componente estrecho. Esto está respaldado por las observaciones de un evento de cruce de plano de anillo en 2007, cuando el anillo δ permaneció visible, lo que es consistente con el comportamiento de un anillo simultáneamente geométricamente grueso y ópticamente delgado. [19]
El anillo γ es estrecho, ópticamente denso y ligeramente excéntrico. Su inclinación orbital es casi cero. [23] El ancho del anillo varía en el rango de 3,6 a 4,7 km, aunque la profundidad óptica equivalente es constante a 3,3 km. [24] La profundidad óptica normal del anillo γ es de 0,7 a 0,9. Durante un evento de cruce del plano del anillo en 2007, el anillo γ desapareció, lo que significa que es geométricamente delgado como el anillo ε [18] y carente de polvo. [19] El ancho y la profundidad óptica normal del anillo γ muestran variaciones azimutales significativas. [18] El mecanismo de confinamiento de un anillo tan estrecho no se conoce, pero se ha observado que el borde interno afilado del anillo γ está en una resonancia 6:5 con Ophelia. [28] [30]
El anillo η tiene excentricidad orbital e inclinación cero. [23] Al igual que el anillo δ, consta de dos componentes: un componente estrecho ópticamente denso y un hombro exterior ancho con baja profundidad óptica. [12] El ancho del componente estrecho es de 1,9 a 2,7 km y la profundidad equivalente es de aproximadamente 0,42 km, lo que corresponde a la profundidad óptica normal de aproximadamente 0,16 a 0,25. [24] El componente ancho tiene aproximadamente 40 km de ancho y su profundidad equivalente es cercana a 0,85 km, lo que indica una profundidad óptica normal baja de 2 × 10 −2 . [24] Se resolvió en imágenes de la Voyager 2. [12] En luz dispersa hacia adelante, el anillo η se veía brillante, lo que indicaba la presencia de una cantidad considerable de polvo en este anillo, probablemente en el componente ancho. [12] El componente ancho es mucho más grueso (geométricamente) que el estrecho. Esta conclusión está respaldada por las observaciones de un evento de cruce de plano de anillo en 2007, cuando el anillo η mostró un aumento de brillo, convirtiéndose en la segunda característica más brillante en el sistema de anillos. [19] Esto es consistente con el comportamiento de un anillo geométricamente grueso pero al mismo tiempo ópticamente delgado. [19] Como la mayoría de los otros anillos, el anillo η muestra variaciones azimutales significativas en la profundidad y el ancho ópticos normales. El componente estrecho incluso desaparece en algunos lugares. [18]
Después del anillo ε, los anillos α y β son los más brillantes de los anillos de Urano. [17] Al igual que el anillo ε, exhiben variaciones regulares en brillo y ancho. [17] Son más brillantes y más anchos a 30° desde el apoápside y más tenues y estrechos a 30° desde el periápside . [12] [31] Los anillos α y β tienen una excentricidad orbital considerable y una inclinación no despreciable. [23] Los anchos de estos anillos son de 4,8 a 10 km y de 6,1 a 11,4 km, respectivamente. [24] Las profundidades ópticas equivalentes son 3,29 km y 2,14 km, lo que resulta en profundidades ópticas normales de 0,3 a 0,7 y de 0,2 a 0,35, respectivamente. [24] Durante un evento de cruce de planos de anillos en 2007, los anillos desaparecieron, lo que significa que son geométricamente delgados como el anillo ε y están desprovistos de polvo. [19] El mismo evento reveló una banda de polvo gruesa y ópticamente delgada justo afuera del anillo β, que también fue observado anteriormente por la Voyager 2. [ 12] Se estima que las masas de los anillos α y β son aproximadamente 5 × 10 15 kg (cada uno), la mitad de la masa del anillo ε. [32]
Los anillos 6, 5 y 4 son los más internos y tenues de los estrechos anillos de Urano. [17] Son los anillos más inclinados, y sus excentricidades orbitales son las más grandes excluyendo el anillo ε. [23] De hecho, sus inclinaciones (0,06°, 0,05° y 0,03°) fueron lo suficientemente grandes para que la Voyager 2 observara sus elevaciones sobre el plano ecuatorial de Urano, que eran de 24 a 46 km. [12] Los anillos 6, 5 y 4 también son los anillos más estrechos de Urano, midiendo 1,6 a 2,2 km, 1,9 a 4,9 km y 2,4 a 4,4 km de ancho, respectivamente. [12] [24] Sus profundidades equivalentes son 0,41 km, 0,91 y 0,71 km, lo que da como resultado una profundidad óptica normal de 0,18-0,25, 0,18-0,48 y 0,16-0,3. [24] No fueron visibles durante un evento de cruce de plano de anillo en 2007 debido a su estrechez y falta de polvo. [19]
El anillo λ fue uno de los dos anillos descubiertos por la Voyager 2 en 1986. [23] Es un anillo estrecho y tenue ubicado justo dentro del anillo ε, entre este y la luna pastora Cordelia . [12] Esta luna despeja un carril oscuro justo dentro del anillo λ. Cuando se observa con luz retrodispersada , [e] el anillo λ es extremadamente estrecho (alrededor de 1-2 km) y tiene una profundidad óptica equivalente de 0,1-0,2 km en la longitud de onda de 2,2 μm. [3] La profundidad óptica normal es de 0,1-0,2. [12] [29] La profundidad óptica del anillo λ muestra una fuerte dependencia de la longitud de onda, lo cual es atípico para el sistema de anillos de Urano. La profundidad equivalente es tan alta como 0,36 km en la parte ultravioleta del espectro, lo que explica por qué el anillo λ fue detectado inicialmente solo en ocultaciones estelares UV por la Voyager 2 . [29] La detección durante una ocultación estelar en la longitud de onda de 2,2 μm no se anunció hasta 1996. [3]
La apariencia del anillo λ cambió drásticamente cuando se observó en luz dispersa hacia adelante en 1986. [12] En esta geometría, el anillo se convirtió en la característica más brillante del sistema de anillos de Urano, eclipsando al anillo ε. [15] Esta observación, junto con la dependencia de la longitud de onda de la profundidad óptica, indica que el anillo λ contiene una cantidad significativa de polvo de tamaño micrométrico . [15] La profundidad óptica normal de este polvo es 10 −4 –10 −3 . [17] Las observaciones en 2007 por el telescopio Keck durante el evento de cruce del plano del anillo confirmaron esta conclusión, porque el anillo λ se convirtió en una de las características más brillantes en el sistema de anillos de Urano. [19]
Un análisis detallado de las imágenes de la Voyager 2 reveló variaciones azimutales en el brillo del anillo λ. [17] Las variaciones parecen ser periódicas, parecidas a una onda estacionaria . El origen de esta fina estructura en el anillo λ sigue siendo un misterio. [15]
En 1986, la Voyager 2 detectó una amplia y tenue capa de material en el interior del anillo 6. [12] Este anillo recibió la designación temporal de 1986U2R. Tenía una profundidad óptica normal de 10 −3 o menos y era extremadamente tenue. Se pensaba que solo era visible en una única imagen de la Voyager 2 , [12] hasta que un nuevo análisis de los datos de la Voyager en 2022 reveló el anillo en imágenes posteriores al encuentro. [33] El anillo estaba ubicado entre 37.000 y 39.500 km del centro de Urano, o solo unos 12.000 km por encima de las nubes. [3] No se volvió a observar hasta 2003-2004, cuando el telescopio Keck encontró una amplia y tenue capa de material justo dentro del anillo 6. Este anillo fue bautizado como el anillo ζ. [3] La posición del anillo ζ recuperado difiere significativamente de la observada en 1986. Ahora está situado entre 37.850 y 41.350 km del centro del planeta. Hay una extensión hacia el interior que se desvanece gradualmente y que alcanza al menos 32.600 km, [3] o posiblemente incluso 27.000 km, hasta la atmósfera de Urano. Estas extensiones se denominan anillos ζ c y ζ cc respectivamente. [34]
El anillo ζ se observó nuevamente durante el evento de cruce del plano del anillo en 2007, cuando se convirtió en la característica más brillante del sistema de anillos, eclipsando a todos los demás anillos combinados. [19] La profundidad óptica equivalente de este anillo es cercana a 1 km (0,6 km para la extensión hacia el interior), mientras que la profundidad óptica normal es nuevamente menor a 10 −3 . [3] Las apariencias bastante diferentes de los anillos 1986U2R y ζ pueden ser causadas por diferentes geometrías de observación: geometría de retrodispersión en 2003-2007 y geometría de dispersión lateral en 1986. [3] [19] No se pueden descartar cambios durante los últimos 20 años en la distribución del polvo, que se cree que predomina en el anillo. [19]
Además de los anillos 1986U2R/ζ y λ, hay otras bandas de polvo extremadamente débiles en el sistema de anillos de Urano. [12] Son invisibles durante las ocultaciones porque tienen una profundidad óptica insignificante, aunque son brillantes en luz dispersada hacia adelante. [15] Las imágenes de luz dispersada hacia adelante de la Voyager 2 revelaron la existencia de bandas de polvo brillantes entre los anillos λ y δ, entre los anillos η y β, y entre el anillo α y el anillo 4. [12] Muchas de estas bandas fueron detectadas nuevamente en 2003-2004 por el Telescopio Keck y durante el evento de cruce del plano de los anillos de 2007 en luz retrodispersada, pero sus ubicaciones precisas y brillos relativos fueron diferentes a los de las observaciones de la Voyager . [3] [19] La profundidad óptica normal de las bandas de polvo es de aproximadamente 10 −5 o menos. Se cree que la distribución del tamaño de las partículas de polvo obedece a una ley de potencia con un índice p = 2,5 ± 0,5. [17]
Además de las bandas de polvo separadas, el sistema de anillos de Urano parece estar inmerso en una capa de polvo ancha y tenue cuya profundidad óptica normal no excede los 10 −3 . [34]
Entre 2003 y 2005, el telescopio espacial Hubble detectó un par de anillos previamente desconocidos, ahora llamados el sistema de anillos exteriores, lo que elevó el número de anillos uranianos conocidos a 13. [13] Estos anillos fueron posteriormente llamados anillos μ (mu) y ν (nu). [16] El anillo μ es el más externo del par, y está al doble de distancia del planeta que el brillante anillo η. [13] Los anillos exteriores difieren de los estrechos anillos interiores en varios aspectos. Son amplios, de 17.000 y 3.800 km de ancho, respectivamente, y muy débiles. Sus profundidades ópticas normales máximas son 8,5 × 10 −6 y 5,4 × 10 −6 , respectivamente. Las profundidades ópticas equivalentes resultantes son 0,14 km y 0,012 km. Los anillos tienen perfiles de brillo radial triangular. [13]
El brillo máximo del anillo μ (mu) se encuentra casi exactamente en la órbita de la pequeña luna de Urano Mab , que probablemente sea la fuente de las partículas del anillo. [13] [14] El anillo ν (nu) está ubicado entre Portia y Rosalind y no contiene ninguna luna en su interior. [13] Un nuevo análisis de las imágenes de la Voyager 2 de luz dispersada hacia adelante revela claramente los anillos μ y ν. En esta geometría, los anillos son mucho más brillantes, lo que indica que contienen mucho polvo de tamaño micrométrico. [13] Los anillos exteriores de Urano pueden ser similares a los anillos G y E de Saturno, ya que el anillo E es extremadamente ancho y recibe polvo de Encélado . [13] [14]
El anillo μ puede estar compuesto enteramente de polvo, sin partículas grandes en absoluto. Esta hipótesis está respaldada por las observaciones realizadas por el telescopio Keck, que no logró detectar el anillo μ en el infrarrojo cercano a 2,2 μm, pero detectó el anillo ν. [22] Este fallo significa que el anillo μ es de color azul, lo que a su vez indica que en su interior predomina polvo muy pequeño (submicrométrico). [22] El polvo puede estar hecho de hielo de agua. [35] En cambio, el anillo ν es de color ligeramente rojo. [22] [36]
Un problema pendiente en relación con la física que gobierna los estrechos anillos de Urano es su confinamiento. Sin algún mecanismo que mantenga unidas sus partículas, los anillos se expandirían rápidamente radialmente. [9] La vida útil de los anillos de Urano sin un mecanismo de este tipo no puede ser más de un millón de años. [9] El modelo más citado para tal confinamiento, propuesto inicialmente por Goldreich y Tremaine , [37] es que un par de lunas cercanas, pastores exterior e interior, interactúan gravitacionalmente con un anillo y actúan como sumideros y donantes, respectivamente, de momento angular excesivo e insuficiente (o equivalentemente, energía). Los pastores mantienen así las partículas del anillo en su lugar, pero gradualmente se alejan del anillo. [9] Para ser efectivos, las masas de los pastores deben exceder la masa del anillo por al menos un factor de dos a tres. Se sabe que este mecanismo está en funcionamiento en el caso del anillo ε, donde Cordelia y Ofelia sirven como pastores. [28] Cordelia es también la pastora exterior del anillo δ, y Ofelia es la pastora exterior del anillo γ. [28] No se conoce ninguna luna mayor de 10 km en las proximidades de otros anillos. [12] La distancia actual de Cordelia y Ofelia al anillo ε se puede utilizar para estimar la edad del anillo. Los cálculos muestran que el anillo ε no puede tener más de 600 millones de años. [9] [26]
Como los anillos de Urano parecen jóvenes, deben renovarse continuamente por la fragmentación por colisión de cuerpos más grandes. [9] Las estimaciones muestran que la vida útil contra la disrupción por colisión de una luna del tamaño de Puck es de unos pocos miles de millones de años. La vida útil de un satélite más pequeño es mucho más corta. [9] Por lo tanto, todas las lunas interiores y anillos actuales pueden ser producto de la disrupción de varios satélites del tamaño de Puck durante los últimos cuatro mil quinientos millones de años. [26] Cada una de esas disrupciones habría iniciado una cascada de colisiones que rápidamente molió casi todos los cuerpos grandes en partículas mucho más pequeñas, incluido el polvo. [9] Finalmente, la mayor parte de la masa se perdió, y las partículas sobrevivieron solo en posiciones que se estabilizaron por resonancias mutuas y pastoreo. El producto final de una evolución tan disruptiva sería un sistema de anillos estrechos. Unas pocas lunitas aún deben estar incrustadas dentro de los anillos en la actualidad. El tamaño máximo de tales lunitas es probablemente de alrededor de 10 km. [26]
El origen de las bandas de polvo es menos problemático. El polvo tiene una vida muy corta, de 100 a 1000 años, y debería reponerse continuamente mediante colisiones entre partículas de anillos más grandes, lunas pequeñas y meteoroides de fuera del sistema de Urano. [15] [26] Los cinturones de las lunas pequeñas y las partículas progenitoras son invisibles debido a su baja profundidad óptica, mientras que el polvo se revela en la luz dispersada hacia adelante. [26] Se espera que los estrechos anillos principales y los cinturones de lunas pequeñas que crean bandas de polvo difieran en la distribución del tamaño de las partículas. Los anillos principales tienen más cuerpos de centímetros a metros. Tal distribución aumenta el área superficial del material en los anillos, lo que lleva a una alta densidad óptica en la luz dispersada hacia atrás. [26] En contraste, las bandas de polvo tienen relativamente pocas partículas grandes, lo que resulta en una baja profundidad óptica. [26]
Los anillos fueron investigados a fondo por la sonda espacial Voyager 2 en enero de 1986. [23] Se descubrieron dos nuevos anillos débiles, λ y 1986U2R, lo que elevó el número total conocido hasta entonces a once. Los anillos se estudiaron analizando los resultados de las ocultaciones de radio, [25] ultravioleta [29] y ópticas. [18] La Voyager 2 observó los anillos en diferentes geometrías en relación con el Sol, produciendo imágenes con luz retrodispersada, dispersada hacia adelante y dispersada lateralmente. [12] El análisis de estas imágenes permitió la derivación de la función de fase completa, el albedo geométrico y de Bond de las partículas del anillo. [17] Se resolvieron dos anillos, ε y η, en las imágenes que revelaron una estructura fina y complicada. [12] El análisis de las imágenes de la Voyager también condujo al descubrimiento de once lunas interiores de Urano , incluidas las dos lunas pastoras del anillo ε: Cordelia y Ofelia. [12]
Esta tabla resume las propiedades del sistema de anillos planetarios de Urano .
