El planeta Júpiter tiene un sistema de anillos planetarios débiles . Los anillos de Joviano fueron el tercer sistema de anillos descubierto 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 tenue y está formado principalmente por polvo. [1] [5] Tiene cuatro componentes principales: un grueso toro interior de partículas conocido como "anillo de 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 Tebe . [6]
Los anillos principal y de halo consisten en polvo expulsado de las lunas Metis , Adrastea y quizás de cuerpos más pequeños y 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 y fina estructura en el anillo principal. [7]
En luz visible e infrarroja cercana, 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 con un radio de aproximadamente 15 μm en todos los anillos excepto el halo. [8] El anillo de halo probablemente esté dominado por polvo submicrométrico. La masa total del sistema de anillos (incluidos los cuerpos parentales no resueltos) está poco limitada, pero probablemente esté en el rango de 10 11 a 10 16 kg. [9] Tampoco se conoce la edad del sistema de anillos, pero es posible que haya existido desde la formación de Júpiter. [9]
Parece existir un anillo o un arco anular cerca de la órbita de la luna Himalia . Una explicación es que una pequeña luna chocó recientemente contra Himalia y la fuerza del impacto expulsó el material que forma el anillo.
El sistema de anillos de Júpiter fue el tercero 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 "anillo de 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 Tebe. [6] Los principales atributos de los anillos jovianos conocidos se enumeran en la tabla. [2] [5] [6] [8]
En 2022, las simulaciones dinámicas sugirieron que la relativa escasez del sistema de anillos de Júpiter, en comparación con el del más pequeño Saturno, se debe a resonancias desestabilizadoras creadas por los satélites galileanos . [11]
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 tanto, el ancho del anillo principal es de aproximadamente6.500 kilómetros . La apariencia del anillo principal depende de la geometría de visualización. [9] En luz dispersada hacia adelante [b] el brillo del anillo principal comienza a disminuir bruscamente en128.600 km (justo hacia el interior de la órbita de Adrastean) y alcanza el nivel de fondo en129.300 km , justo fuera de la órbita de Adrastean. [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 kilómetros . [2] El límite interior del anillo principal, por el contrario, parece desvanecerse lentamente desde124.000 a120.000 km , fusionándose con el anillo de halo. [2] [5] En luz dispersada hacia adelante, todos los anillos jovianos son especialmente brillantes.
Con luz retrodispersada [c] la situación es diferente. El límite exterior del anillo principal, ubicado en129.100 km , o un poco más allá de la órbita de Adrastea, es una pendiente muy pronunciada. [9] La órbita de la luna está marcada por un espacio en el anillo, por lo que hay un rizo delgado justo fuera de su órbita. Hay otro rizo justo dentro de la órbita de Adrastean seguido de una brecha de origen desconocido ubicada aproximadamente a128.500 kilómetros . [9] El tercer rizo se encuentra dentro de la brecha central, fuera de la órbita de Metis. El brillo del anillo cae bruscamente justo fuera de la órbita de Metidian, 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] Entonces, en la geometría retrodispersada, el anillo principal parece consistir en dos partes diferentes: una parte exterior estrecha que se extiende desde128.000 a129.000 km , que a su vez incluye tres rizos estrechos separados por muescas y una parte interior más tenue de122.500 a128.000 km , que carece de estructura visible como en la geometría de dispersión hacia adelante. [9] [12] La muesca de Metis sirve como límite. La fina estructura 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 realizadas por el 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 utilizando óptica adaptativa en 2002-2003. [14]
Observado con luz retrodispersada, el anillo principal parece ser muy delgado y se extiende en dirección vertical no más de 30 km. [5] En la geometría de dispersión lateral, el espesor del anillo es de 80 a 160 km, aumentando algo en dirección a Júpiter . [2] [8] El anillo parece ser mucho más grueso en la luz dispersada hacia adelante: unos 300 km. [2] Uno de los descubrimientos del orbitador Galileo fue el florecimiento del anillo principal: una nube de material débil y relativamente espesa (unos 600 km) que rodea su parte interior. [2] La floración crece en espesor hacia el límite interior del anillo principal, donde pasa al halo. [2]
El análisis detallado de las imágenes de Galileo reveló variaciones longitudinales del brillo del anillo principal no relacionadas con la geometría de visualización. Las imágenes de Galileo también mostraron algunas irregularidades en el anillo en la escala de 500 a 1.000 km. [2] [9]
En febrero-marzo de 2007, la nave espacial New Horizons llevó a cabo una búsqueda profunda de nuevas lunas pequeñas dentro del anillo principal. [15] Si bien no se encontraron satélites de más de 0,5 km, las cámaras de la nave espacial detectaron siete pequeños grupos de partículas anulares. Orbitan justo dentro de la órbita de Adrastea dentro de un denso rizo. [15] La conclusión de que son grupos y no pequeñas lunas se basa en su apariencia azimutalmente extendida. Subtienden entre 0,1 y 0,3° a lo largo del anillo, lo que corresponde a1.000 –3.000 kilómetros . [15] Los grupos se dividen en dos grupos de cinco y dos miembros, respectivamente. La naturaleza de los grupos no está clara, pero sus órbitas están cercanas a resonancias 115:116 y 114:115 con Metis. [15] Pueden ser estructuras onduladas excitadas por esta interacción.
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 el momento no se han encontrado características espectrales que puedan atribuirse a compuestos químicos particulares, aunque las observaciones de Cassini arrojaron evidencia de bandas de absorción cercanas a 0,8 μm y 2,2 μm. [8] Los espectros del anillo principal son muy similares a los de Adrastea [3] y Amaltea. [dieciséis]
Las propiedades del anillo principal pueden explicarse mediante la hipótesis de que contiene cantidades significativas de polvo con tamaños de partículas de 0,1 a 10 μm. Esto explica la mayor dispersión de la luz hacia adelante 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 lleva 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]
donde n ( r ) dr es un número de partículas con radios entre r y r + dr y es un parámetro de normalización 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 entre mm y kilómetros está indeterminada actualmente. [9] La dispersión de la luz en este modelo está dominada por partículas con r alrededor de 15 μm. [8] [17]
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 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 mide aproximadamente 2 × 10 15 kg, [9] Amaltea, aproximadamente 2 × 10 18 kg, [20] y la Luna de la Tierra , 7,4 × 10 22 kg.
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 preferiblemente en dirección hacia adelante y forma un anillo homogéneo relativamente grueso delimitado por la órbita de Adrastea. [9] Por el contrario, las partículas grandes, que se dispersan hacia atrás, están confinadas en una serie de rizos entre las órbitas Metidian y Adrastean. [9] [12]
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 a1.000 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 provenientes de fuera del sistema joviano. [9] [21] Esta población de cuerpos parentales se limita a lo estrecho: aproximadamente1.000 km —y parte exterior brillante del anillo principal, e incluye Metis y Adrastea. [9] [12] Los cuerpos principales más grandes deben tener un tamaño inferior a 0,5 km. El límite superior de su tamaño lo obtuvo la nave espacial New Horizons . [15] El límite superior anterior, obtenido a partir de observaciones del HST [3] [12] y Cassini [8] , estaba cerca de 4 km. [9] El polvo producido en las colisiones retiene aproximadamente los mismos elementos orbitales que los cuerpos progenitores y lentamente gira en espiral en dirección a Júpiter formando la parte más interna débil (en luz retrodispersada) del anillo principal y del anillo de halo. [9] [21] Actualmente se desconoce la edad del anillo principal, pero puede ser el último remanente de una población pasada de pequeños cuerpos cerca de Júpiter . [6]
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 al ritmo esperado 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 del conjunto más grande de ondas puede explicarse 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 por 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]
El anillo de 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 radio122 500 km ( 1,72 R J ). [2] [5] A partir de este radio, el anillo se vuelve rápidamente más grueso hacia Júpiter. Se desconoce la verdadera extensión vertical del halo, pero se detectó la presencia de su material hasta10.000 km sobre el plano circular. [2] [4] El límite interior del halo es relativamente nítido y está ubicado en el radio100 000 km ( 1,4 R J ), [4] pero algo de material está presente más hacia el interior hasta aproximadamente92.000 kilómetros . _ [2] Por lo tanto, el ancho del anillo de halo es aproximadamente30.000 kilómetros . _ Su forma se asemeja a un toro grueso sin una estructura interna clara. [9] A diferencia del anillo principal, la apariencia del halo depende sólo ligeramente de la geometría de observación.
El anillo de halo aparece más brillante con luz dispersada hacia adelante, en la que Galileo lo fotografió extensamente . [2] Si bien el brillo de su superficie 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 afirmada de más deA 20.000 km , el brillo del halo se concentra fuertemente 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, observada por Keck [4] y HST , [3], es la misma. Sin embargo, su flujo total de fotones es varias veces menor que el del anillo principal y está más 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. [dieciséis]
Las propiedades ópticas del anillo halo pueden explicarse mediante la hipótesis de que está compuesto únicamente de 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 hacia adelante 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, afirmación respaldada por el hecho de que la profundidad óptica del halo es comparable a la del polvo del anillo principal. [5] [9] El gran espesor del halo se puede atribuir a la excitación de inclinaciones orbitales y excentricidades de las partículas de polvo por las fuerzas electromagnéticas en la magnetosfera joviana. El límite exterior del anillo de 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 desvíen 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 de 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, lo que obliga a las partículas a sumergirse en la atmósfera joviana, definiendo así un límite interior definido. [9] Al derivarse del anillo principal, el halo tiene la misma edad. [9]
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 espesor del anillo es de aproximadamente 2300 km cerca de la órbita de Amaltea y disminuye ligeramente en dirección a Júpiter . [f] [4] El anillo de gasa de Amalthea 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 suele ser más brillante que el otro. [29] El límite exterior del anillo es relativamente empinado; [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 Tebe. [14] En luz dispersada hacia adelante, el anillo parece ser aproximadamente 30 veces más débil que el anillo principal. [2] En luz retrodispersada ha sido detectado únicamente por el telescopio Keck [4] y la ACS ( Cámara avanzada para estudios ) en el HST . [12] Las imágenes de retrodispersión muestran una estructura adicional en el anillo: un pico en el brillo justo dentro de la órbita de Amaltea y confinado al borde superior o inferior del anillo. [4] [14]
En 2002-2003, la nave espacial Galileo pasó dos veces a través de los anillos de gasa. Durante ellos, su contador de polvo detectó partículas de polvo en el rango de tamaño de 0,2 a 5 μm. [30] [31] Además, el escáner de estrellas de la nave espacial Galileo detectó cuerpos pequeños y discretos (< 1 km) cerca de Amaltea. [32] Estos pueden representar desechos de colisión generados por impactos con este satélite.
La detección del anillo de gasa de Amalthea desde el suelo, en imágenes de Galileo y las mediciones directas del polvo han permitido determinar la distribución del tamaño de las partículas, que parece seguir la misma ley potencial que el polvo del 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]
El anillo de gasa de Teba es el anillo joviano más tenue. Aparece como una estructura muy tenue con una sección transversal rectangular, que se extiende desde la órbita tebea 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 espesor del anillo es de aproximadamente 8400 km cerca de la órbita de Tebe y disminuye ligeramente en dirección al planeta. [f] [4] El anillo de gasa de Tebe es más brillante cerca de sus bordes superior e inferior y gradualmente se vuelve más brillante hacia Júpiter , muy parecido al anillo de Amaltea. [29] El límite exterior del anillo no es especialmente empinado y se extiende sobre15.000 kilómetros . _ [2] Hay una continuación apenas visible del anillo más allá de la órbita de Teba, 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 Amalthea. [2] En luz retrodispersada sólo ha sido detectado por el telescopio Keck . [4] Las imágenes de retrodispersión muestran un pico de brillo justo dentro de la órbita de Tebe. [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 de las imágenes. [30] [31]
La profundidad óptica del anillo de gasa de Thebe es de aproximadamente 3 × 10 −8 , que es tres veces menor que la del anillo de gasa de Amalthea, 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 partículas del polvo es algo menos profunda que en el anillo de Amaltea. Sigue una ley de potencia con q < 2. En la extensión de Thebe, el parámetro q puede ser incluso menor. [31]
El polvo en 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 jovianas interiores Amaltea y Tebe respectivamente. Los impactos a alta velocidad de proyectiles provenientes del exterior del sistema joviano expulsan partículas de polvo de sus superficies. [21] Estas partículas inicialmente retienen las mismas órbitas que sus lunas, pero luego gradualmente entran en espiral hacia adentro por arrastre de Poynting-Robertson . [21] El espesor de los anillos de gasa está determinado por las excursiones verticales de las lunas debido a sus inclinaciones orbitales distintas de cero . [9] Esta hipótesis explica naturalmente casi todas las propiedades observables de los anillos: sección transversal rectangular, disminución del espesor en dirección a Júpiter y brillo de los bordes superior e inferior de los anillos. [29]
Sin embargo, algunas propiedades hasta ahora han quedado sin explicación, como la extensión de Thebe, que puede deberse a cuerpos invisibles fuera de la órbita de Thebe y a estructuras visibles en la luz retrodispersada. [9] Una posible explicación de la Extensión de Teba 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 giran parcialmente con el planeta, se moverán hacia afuera durante el paso de la sombra creando una extensión hacia afuera del anillo de gasa de Thebe. [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 Tebe. [31] [33]
El pico en el brillo justo dentro de la órbita de Amalthea y, por lo tanto, la asimetría vertical del anillo de gasa de Amalthea puede deberse a las partículas de polvo atrapadas en los puntos de Lagrange inicial (L 4 ) y final (L 5 ) de esta luna. [29] Las partículas también pueden seguir órbitas de herradura entre los puntos lagrangianos. [14] El polvo también puede estar presente en los puntos de Lagrange iniciales y finales de Thebe. Este descubrimiento implica que hay dos poblaciones de partículas en los anillos de gasa: una se desplaza lentamente en dirección a Júpiter como se describió anteriormente, mientras que otra permanece cerca de una luna fuente atrapada en resonancia 1:1 con ella. [29]
En septiembre de 2006, cuando la misión New Horizons de la NASA a Plutón se acercaba a Júpiter en busca de ayuda gravitatoria , fotografió lo que parecía ser un anillo o arco de anillo planetario tenue y 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 fue 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 de la órbita de Himalia a escala de siglos. Es posible que el anillo sea 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]
La existencia de los anillos jovianos se dedujo de las observaciones de los cinturones de radiación planetaria realizadas por la nave espacial Pioneer 11 en 1975. [35] En 1979, la nave espacial Voyager 1 obtuvo una única imagen sobreexpuesta del sistema de anillos. [1] La Voyager 2 realizó imágenes más extensas ese mismo año, lo que permitió una determinación aproximada de la estructura del anillo. [5] La calidad superior de las imágenes obtenidas por el orbitador Galileo entre 1995 y 2003 amplió enormemente 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 nave espacial New Horizons en febrero-marzo de 2007 [13] permitieron observar por primera vez la fina estructura del anillo principal. En 2000, la nave espacial Cassini en ruta a Saturno realizó extensas observaciones del sistema de anillos jovianos. [36] Futuras misiones al sistema joviano proporcionarán información adicional sobre los anillos. [37]
