Anillos de Júpiter
[2] También han sido observados desde observatorios terrestres y el telescopio espacial Hubble durante los últimos 25 años.
[4] Los anillos jovianos son débiles y se componen fundamentalmente de polvo.
La masa total del sistema de anillos, incluyendo los cuerpos no observados que generan material para los anillos, no está exactamente determinada, pero es probable que esté en el rango de 1011 a 1016 kg.
[10] En 1979 la sonda Voyager 1 obtuvo la primera imagen, mediante sobreexposición, del sistema de anillos.
El orbitador Galileo obtuvo imágenes de mayor calidad entre 1995 y 2003, las cuales aumentaron enormemente el conocimiento sobre los anillos jovianos.
[5][2] Su borde interior no está marcado por ningún satélite y se localiza a 122 500 km o 1.72 RJ.
El brillo del anillo cae bruscamente justo fuera de ella delimitando así el hueco.
[4] Por tanto con iluminación trasera el anillo principal parece consistir en dos partes diferentes, una parte exterior estrecha que se extiende desde 128 000 a 129 000 km e incluye tres pequeños anillos separados por huecos, y una parte interior más débil que se extiende desde 122 500 a 128 000 km y carece de estructuras visibles como con iluminación frontal.
La estructura del anillo principal fue descubierta por el orbitador Galileo y es claramente visible en las imágenes con iluminación trasera obtenidas por la sonda New Horizons en febrero-marzo de 2007.
[8] Observado en iluminación trasera el anillo principal parece ser muy fino, extendiéndose en dirección vertical no más de 30 km.
[5] Con iluminación lateral el espesor del anillo es de entre 80 y 160 km incrementándose algo en dirección a Júpiter.
[2][8] El anillo parece ser mucho más grueso en iluminación frontal, alrededor de los 300 km.
La conclusión es que son acumulaciones y no pequeños satélites basándose en su apariencia extendida azimutalmente.
[15] Los espectros del anillo principal obtenidos por el telescopio espacial Hubble,[3] el telescopio Keck[16] y por las sondas Galileo[17] y Cassini[8] han mostrado que las partículas que lo forman son rojas, con un albedo mayor a mayores longitudes de onda.
[8] Los espectros del anillo principal son muy similares a los de los satélites Adrastea[3] y Amaltea.
En cualquier caso es necesario que existan cuerpos de tamaño mayor para explicar el brillo obtenido en las imágenes retroiluminadas y la compleja estructura en la brillante parte exterior del anillo.
es un parámetro normalizador elegido para que concuerde con el flujo total de luz desde el anillo.
[9] La iluminación en este modelo está determinada por las partículas con r alrededor de 15 μm.
[Nota 6][9] Se supone que las partículas del anillo principal tienen forma esférica.
[9] El polvo producido por las colisiones retiene aproximadamente los mismos elementos orbitales de los cuerpos mayores y van cayendo lentamente en espiral en dirección a Júpiter formando la débil, en retroiluminación, parte más interior del anillo principal y el anillo halo.
[2][4] El borde interior del halo es relativamente agudo y se localiza a un radio de 100 000 km, 1.4 RJ,[4] pero algún material se ha localizado todavía más hacia el interior, a aproximadamente 92 000 km.
En cualquier caso el flujo total de fotones es varias veces menor que el del anillo principal y es mucho más concentrado en el plano del anillo que en las imágenes con iluminación frontal.
[3][9][4] Esta composición explica el mayor brillo en iluminación frontal, el color más azulado y la ausencia de estructura visible en el halo.
[4][24] En 2002 y 2003 la sonda Galileo hizo dos pasadas a través de los anillos difusos.
[9][2] Su borde interior no está definido, igualmente por el mayor brillo relativo de los anillos principal y halo que dificulta las observaciones.
[24] El borde exterior del anillo no está bien definido extendiéndose durante 15 000 km.
[2] Hay una continuación difícilmente observable que se extiende hasta los 280 000 km, 3.75 RJ llamada Extensión de Tebe.
Cuando el polvo entra en la sombra detrás del planeta, pierde su carga eléctrica con cierta rapidez.
Como las pequeñas partículas de polvo rotan parcialmente a la vez que el planeta, se moverán hacia fuera durante el paso por la sombra creando una extensión exterior al anillo de Tebe.
El mayor brillo observado en el borde superior del anillo de Amaltea puede ser asimismo causado por este mismo polvo.
