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Anillos de Neptuno

Anillos de Neptuno fotografiados por el instrumento NIRCam del telescopio espacial James Webb

Los anillos de Neptuno consisten principalmente en cinco anillos principales . Fueron descubiertos por primera vez (como "arcos") mediante observaciones simultáneas de una ocultación estelar el 22 de julio de 1984 por los equipos de André Brahic y William B. Hubbard en el Observatorio La Silla (ESO) y en el Observatorio Interamericano Cerro Tololo en Chile. [1] Finalmente fueron fotografiados en 1989 por la sonda espacial Voyager 2. [2] En su punto más denso, son comparables a las partes menos densas de los anillos principales de Saturno , como el anillo C y la División Cassini, pero gran parte del sistema de anillos de Neptuno es bastante débil y polvoriento , en algunos aspectos se asemeja más a los anillos de Júpiter . Los anillos de Neptuno reciben su nombre de astrónomos que contribuyeron con trabajos importantes sobre el planeta: [2] Galle , Le Verrier , Lassell , Arago y Adams . [3] [4] Neptuno también tiene un débil anillo sin nombre que coincide con la órbita de la luna Galatea . Otras tres lunas orbitan entre los anillos: Náyade , Thalassa y Despina . [4]

Los anillos de Neptuno están hechos de material extremadamente oscuro, probablemente compuestos orgánicos procesados ​​por radiación , similares a los encontrados en los anillos de Urano . [5] La proporción de polvo en los anillos (entre el 20% y el 70%) es alta, [5] mientras que su profundidad óptica es baja a moderada, de menos de 0,1. [6] De manera única, el anillo de Adams incluye cinco arcos distintos, llamados Fraternité, Égalité 1 y 2, Liberté y Courage. Los arcos ocupan un rango estrecho de longitudes orbitales y son notablemente estables, habiendo cambiado solo ligeramente desde su detección inicial en 1980. [5] Cómo se estabilizan los arcos aún es objeto de debate. Sin embargo, su estabilidad probablemente esté relacionada con la interacción resonante entre el anillo de Adams y su luna pastora interior , Galatea. [7]

Descubrimiento y observaciones

Un par de imágenes tomadas por la Voyager 2 del sistema de anillos de Neptuno

La primera mención de anillos alrededor de Neptuno se remonta a 1846, cuando William Lassell , el descubridor de la luna más grande de Neptuno, Tritón , creyó haber visto un anillo alrededor del planeta. [2] Sin embargo, su afirmación nunca fue confirmada y es probable que se tratara de un artefacto observacional . La primera detección confiable de un anillo se realizó en 1968 mediante ocultación estelar , aunque ese resultado pasaría desapercibido hasta 1977, cuando se descubrieron los anillos de Urano . [2] Poco después del descubrimiento de Urano, un equipo de la Universidad de Villanova dirigido por Harold J. Reitsema comenzó a buscar anillos alrededor de Neptuno. El 24 de mayo de 1981, detectaron una caída en el brillo de una estrella durante una ocultación; sin embargo, la forma en que la estrella se atenuó no sugirió un anillo. Más tarde, después del sobrevuelo de la Voyager, se descubrió que la ocultación se debía a la pequeña luna neptuniana Larissa , un evento altamente inusual. [2]

En la década de 1980, las ocultaciones significativas fueron mucho más raras en el caso de Neptuno que en el de Urano, que se encontraba cerca de la Vía Láctea en ese momento y, por lo tanto, se movía contra un campo de estrellas más denso. La siguiente ocultación de Neptuno, el 12 de septiembre de 1983, dio como resultado la posible detección de un anillo. [2] Sin embargo, los resultados obtenidos desde tierra no fueron concluyentes. Durante los siguientes seis años, se observaron aproximadamente otras 50 ocultaciones, de las cuales solo un tercio de ellas arrojaron resultados positivos. [8] Definitivamente existía algo (probablemente arcos incompletos) alrededor de Neptuno, pero las características del sistema de anillos seguían siendo un misterio. [2] La sonda espacial Voyager 2 hizo el descubrimiento definitivo de los anillos neptunianos durante su sobrevuelo de Neptuno en 1989, pasando a una distancia de hasta 4.950 km (3.080 mi) sobre la atmósfera del planeta el 25 de agosto. Confirmó que los eventos de ocultación ocasionales observados anteriormente fueron de hecho causados ​​por los arcos dentro del anillo de Adams (ver abajo). [9] Después del sobrevuelo de la Voyager , las observaciones de ocultación terrestre anteriores fueron reanalizadas, obteniendo características de los arcos del anillo tal como eran en la década de 1980, que coincidían casi perfectamente con las encontradas por la Voyager 2. [5]

Desde el paso de la Voyager 2, los anillos más brillantes (Adams y Le Verrier) han sido fotografiados con el telescopio espacial Hubble y telescopios terrestres, gracias a los avances en resolución y potencia de captación de luz. [10] Son visibles, ligeramente por encima de los niveles de ruido de fondo , en longitudes de onda absorbidas por metano en las que el resplandor de Neptuno se reduce significativamente. Los anillos más tenues todavía están muy por debajo del umbral de visibilidad para estos instrumentos. [11] En 2022, los anillos fueron fotografiados por el telescopio espacial James Webb , que hizo la primera observación de los anillos más tenues desde el paso de la Voyager 2. [ 12] [13]

Propiedades generales

Esquema del sistema de anillos y lunas de Neptuno . Las líneas continuas indican los anillos y las líneas discontinuas las órbitas de las lunas.

Neptuno posee cinco anillos distintos [5] denominados, en orden creciente de distancia al planeta, Galle, Le Verrier, Lassell, Arago y Adams. [4] Además de estos anillos bien definidos, Neptuno también puede poseer una capa extremadamente tenue de material que se extiende hacia el interior desde el anillo de Le Verrier hasta el de Galle, y posiblemente más hacia el planeta. [5] [7] Tres de los anillos neptunianos son estrechos, con anchos de unos 100 km o menos; [6] en contraste, los anillos de Galle y Lassell son amplios: sus anchos están entre 2000 y 5000 km. [5] El anillo de Adams consta de cinco arcos brillantes incrustados en un anillo continuo más tenue. [5] Procediendo en sentido antihorario, los arcos son: Fraternité, Égalité 1 y 2, Liberté y Courage. [7] [14] Los primeros cuatro nombres provienen de " libertad, igualdad, fraternidad ", el lema de la Revolución Francesa y la República . La terminología fue sugerida por sus descubridores originales, quienes las habían encontrado durante ocultaciones estelares en 1984 y 1985. [8] Cuatro pequeñas lunas neptunianas tienen órbitas dentro del sistema de anillos: Naiad y Thalassa orbitan en el espacio entre los anillos de Galle y Le Verrier; Despina está justo dentro del anillo de Le Verrier; y Galatea se encuentra ligeramente dentro del anillo de Adams, [4] incrustada en un anillo estrecho y débil sin nombre. [7]

Los anillos de Neptuno contienen una gran cantidad de polvo de tamaño micrométrico : la fracción de polvo por área de sección transversal está entre el 20% y el 70%. [7] En este sentido son similares a los anillos de Júpiter , en los que la fracción de polvo es del 50% al 100%, y son muy diferentes de los anillos de Saturno y Urano , que contienen poco polvo (menos del 0,1%). [4] [7] Las partículas de los anillos de Neptuno están hechas de un material oscuro; probablemente una mezcla de hielo con compuestos orgánicos procesados ​​por radiación . [4] [5] Los anillos son de color rojizo, y sus albedos geométrico (0,05) y de Bond (0,01-0,02) son similares a los de las partículas de los anillos de Urano y las lunas neptunianas interiores . [5] Los anillos son generalmente ópticamente delgados (transparentes); sus profundidades ópticas normales no superan 0,1. [5] En conjunto, los anillos de Neptuno se parecen a los de Júpiter; Ambos sistemas consisten en rizos tenues, estrechos y polvorientos y anillos polvorientos aún más tenues y anchos. [7]

Se cree que los anillos de Neptuno, al igual que los de Urano, son relativamente jóvenes; su edad es probablemente significativamente menor que la del Sistema Solar . [5] Además, al igual que los de Urano, los anillos de Neptuno probablemente resultaron de la fragmentación por colisión de las antiguas lunas interiores. [7] Estos eventos crean cinturones de pequeñas lunas , que actúan como fuentes de polvo para los anillos. En este sentido, los anillos de Neptuno son similares a las débiles bandas de polvo observadas por la Voyager 2 entre los anillos principales de Urano. [5]

Anillos interiores

Anillo de Galle

El anillo más interno de Neptuno se llama anillo de Galle en honor a Johann Gottfried Galle , la primera persona que vio Neptuno a través de un telescopio (1846). [15] Tiene unos 2000 km de ancho y orbita a 41 000–43 000 km del planeta. [4] Es un anillo débil con una profundidad óptica normal promedio de alrededor de 10 −4 , [a] y con una profundidad equivalente de 0,15 km. [b] [5] La fracción de polvo en este anillo se estima entre el 40% y el 70%. [5] [18]

Anillo Le Verrier

El siguiente anillo se llama anillo de Le Verrier en honor a Urbain Le Verrier , quien predijo la posición de Neptuno en 1846. [19] Con un radio orbital de aproximadamente 53.200 km, [4] es estrecho, con un ancho de aproximadamente 113 km. [6] Su profundidad óptica normal es de 0,0062 ± 0,0015, lo que corresponde a una profundidad equivalente de 0,7 ± 0,2 km. [6] La fracción de polvo en el anillo de Le Verrier varía del 40% al 70%. [7] [18] La pequeña luna Despina , que orbita justo dentro de él a 52.526 km, puede desempeñar un papel en el confinamiento del anillo al actuar como pastor . [4]

Anillo de Lassell

El anillo de Lassell , también conocido como meseta , es el anillo más ancho del sistema neptuniano. [7] Su homónimo es William Lassell , el astrónomo inglés que descubrió la luna más grande de Neptuno, Tritón . [20] Este anillo es una débil lámina de material que ocupa el espacio entre el anillo de Le Verrier a unos 53.200 km y el anillo de Arago a 57.200 km. [4] Su profundidad óptica normal promedio es de alrededor de 10 −4 , lo que corresponde a una profundidad equivalente de 0,4 km. [5] La fracción de polvo del anillo está en el rango del 20% al 40%. [18]

Anillo potencial

Hay un pequeño pico de brillo cerca del borde exterior del anillo de Lassell, ubicado a 57.200 km de Neptuno y de menos de 100 km de ancho, [4] que algunos científicos planetarios llaman el anillo de Arago en honor a François Arago , un matemático, físico, astrónomo y político francés. [21] Sin embargo, muchas publicaciones no mencionan en absoluto el anillo de Arago. [7]

Anillo de Adams

Arcos en el anillo Adams (de izquierda a derecha: Fraternité, Égalité, Liberté), más el anillo Le Verrier en el interior

El anillo exterior de Adams, con un radio orbital de unos 63.930 km, [4] es el mejor estudiado de los anillos de Neptuno. [4] Recibe su nombre en honor a John Couch Adams , quien predijo la posición de Neptuno independientemente de Le Verrier. [22] Este anillo es estrecho, ligeramente excéntrico e inclinado, con un ancho total de unos 35 km (15-50 km), [6] y su profundidad óptica normal es de alrededor de 0,011 ± 0,003 fuera de los arcos, lo que corresponde a la profundidad equivalente de unos 0,4 km. [6] La fracción de polvo en este anillo es del 20% al 40%, menor que en otros anillos estrechos. [18] La pequeña luna de Neptuno Galatea , que orbita justo dentro del anillo de Adams a 61.953 km, actúa como un pastor, manteniendo las partículas del anillo dentro de un estrecho rango de radios orbitales a través de una resonancia Lindblad exterior de 42:43 . [14] La influencia gravitacional de Galatea crea 42 ondas radiales en el anillo de Adams con una amplitud de unos 30 km, que se han utilizado para inferir la masa de Galatea . [14]

Arcos

Las partes más brillantes del anillo de Adams, los arcos anulares, fueron los primeros elementos del sistema de anillos de Neptuno que se descubrieron. [2] Los arcos son regiones discretas dentro del anillo en las que las partículas que lo componen están misteriosamente agrupadas. Se sabe que el anillo de Adams comprende cinco arcos cortos, que ocupan un rango relativamente estrecho de longitudes de 247° a 294°. [c] En 1986 se localizaron entre las longitudes de:

El arco más brillante y más largo fue Fraternité; el más débil fue Courage. Se estima que las profundidades ópticas normales de los arcos se encuentran en el rango de 0,03 a 0,09 [5] (0,034 ± 0,005 para el borde delantero del arco Liberté medido por ocultación estelar); [6] los anchos radiales son aproximadamente los mismos que los del anillo continuo, alrededor de 30 km. [5] Las profundidades equivalentes de los arcos varían en el rango de 1,25 a 2,15 km (0,77 ± 0,13 km para el borde delantero del arco Liberté). [6] La fracción de polvo en los arcos es del 40% al 70%. [18] Los arcos en el anillo de Adams son algo similares al arco en el anillo G de Saturno . [23]

Las imágenes de la Voyager 2 de mayor resolución revelaron una marcada aglomeración en los arcos, con una separación típica entre los cúmulos visibles de entre 0,1° y 0,2°, lo que corresponde a 100–200 km a lo largo del anillo. Debido a que los cúmulos no se resolvieron, es posible que incluyan o no cuerpos más grandes, pero sin duda están asociados con concentraciones de polvo microscópico, como lo demuestra su mayor brillo cuando están iluminados por el Sol. [5]

Los arcos son estructuras bastante estables. Fueron detectados por ocultaciones estelares terrestres en la década de 1980, por la Voyager 2 en 1989 y por el telescopio espacial Hubble y telescopios terrestres entre 1997 y 2005 y permanecieron aproximadamente en las mismas longitudes orbitales. [5] [11] Sin embargo, se han notado algunos cambios. El brillo general de los arcos disminuyó desde 1986. [11] El arco Courage saltó hacia adelante 8° a 294° (probablemente saltó a la siguiente posición de resonancia de co-rotación estable) mientras que el arco Liberté casi había desaparecido en 2003. [24] Los arcos Fraternité y Égalité (1 y 2) han demostrado variaciones irregulares en su brillo relativo. Su dinámica observada probablemente esté relacionada con el intercambio de polvo entre ellos. [11] Courage, un arco muy débil encontrado durante el sobrevuelo de la Voyager, fue visto brillar en 1998; En junio de 2005 volvió a su oscuridad habitual. Las observaciones de luz visible muestran que la cantidad total de material en los arcos se ha mantenido aproximadamente constante, pero son más tenues en las longitudes de onda de luz infrarroja donde se tomaron observaciones anteriores. [24]

Confinamiento

Arcos en el anillo de Adams, como se ve en esta imagen de baja exposición

Los arcos del anillo de Adams siguen sin explicación. [4] Su existencia es un enigma porque la dinámica orbital básica implica que deberían extenderse hasta formar un anillo uniforme en cuestión de años. Se han sugerido varias hipótesis sobre el confinamiento de los arcos, la más difundida de las cuales sostiene que Galatea confina los arcos mediante su resonancia de inclinación co-rotacional (CIR) 42:43. [d] [14] La resonancia crea 84 sitios estables a lo largo de la órbita del anillo, cada uno de 4° de longitud, con arcos que residen en los sitios adyacentes. [14] Sin embargo, las mediciones del movimiento medio de los anillos con los telescopios Hubble y Keck en 1998 llevaron a la conclusión de que los anillos no están en CIR con Galatea. [10] [25]

Un modelo posterior sugirió que el confinamiento resultó de una resonancia de excentricidad co-rotacional (CER). [e] [26] El modelo tiene en cuenta la masa finita del anillo de Adams, que es necesaria para mover la resonancia más cerca del anillo. Un subproducto de esta hipótesis es una estimación de la masa para el anillo de Adams: alrededor de 0,002 de la masa de Galatea. [26] Una tercera hipótesis propuesta en 1986 requiere una luna adicional orbitando dentro del anillo; los arcos en este caso están atrapados en sus puntos lagrangianos estables . Sin embargo , las observaciones de la Voyager 2 impusieron restricciones estrictas sobre el tamaño y la masa de cualquier luna no descubierta, lo que hace que tal hipótesis sea poco probable. [5] Algunas otras hipótesis más complicadas sostienen que varias lunitas están atrapadas en resonancias co-rotacionales con Galatea, lo que proporciona confinamiento de los arcos y, al mismo tiempo, sirve como fuentes de polvo. [27]

Exploración

Los anillos fueron investigados en detalle durante el sobrevuelo de Neptuno de la sonda espacial Voyager 2 en agosto de 1989. [5] Fueron estudiados con imágenes ópticas y mediante observaciones de ocultaciones en luz ultravioleta y visible. [6] La sonda espacial observó los anillos en diferentes geometrías relativas al Sol, produciendo imágenes de luz retrodispersada , dispersada hacia adelante y dispersada lateralmente. [f] [5] El análisis de estas imágenes permitió la derivación de la función de fase (dependencia de la reflectividad del anillo en el ángulo entre el observador y el Sol), y el albedo geométrico y de Bond de las partículas del anillo. [5] El análisis de las imágenes de la Voyager también condujo al descubrimiento de seis lunas interiores de Neptuno , incluido el pastor del anillo de Adán Galatea . [5]

Propiedades

*Un signo de interrogación significa que el parámetro no se conoce.

Notas

  1. ^ ab La profundidad óptica normal τ de un anillo es la relación entre la sección transversal geométrica total de las partículas del anillo y el área del anillo. Asume valores de cero a infinito. Un haz de luz que pasa normalmente a través de un anillo se atenuará por el factor e –τ . [16]
  2. ^ ab La profundidad equivalente ED de un anillo se define como una integral de la profundidad óptica normal a través del anillo. En otras palabras, ED = ∫τdr, donde r es el radio. [17]
  3. ^ El sistema de longitud está fijado a partir del 18 de agosto de 1989. El punto cero corresponde al meridiano cero de Neptuno. [4]
  4. ^ La resonancia de inclinación de corrotación (CIR) del orden m entre una luna en órbita inclinada y un anillo ocurre si la velocidad patrón del potencial perturbador (de una luna) es igual al movimiento medio de las partículas del anillo . En otras palabras, se debe cumplir la siguiente condición , donde y son la tasa de precesión nodal y el movimiento medio de la luna, respectivamente. [14] La CIR admite sitios estables de 2 m a lo largo del anillo.
  5. ^ La resonancia de excentricidad de corrotación (CER) del orden m entre una luna en órbita excéntrica y un anillo ocurre si la velocidad patrón del potencial perturbador (de una luna) es igual al movimiento medio de las partículas del anillo . En otras palabras, se debe cumplir la siguiente condición , donde y son la tasa de precesión apsidal y el movimiento medio de la luna, respectivamente. [26] La CER admite m sitios estables a lo largo del anillo.
  6. ^ La luz dispersada hacia adelante es la luz que se dispersa en un ángulo pequeño en relación con la luz solar. La luz dispersada hacia atrás es la luz que se dispersa en un ángulo cercano a 180° (hacia atrás) en relación con la luz solar. El ángulo de dispersión es cercano a 90° para la luz dispersada lateralmente.
  7. ^ La profundidad equivalente de los anillos de Galle y Lassell es un producto de su ancho y la profundidad óptica normal.

Referencias

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Enlaces externos

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