Aníos de Xúpiter

De Wikipedia
Saltar a navegación Saltar a la gueta

Los aníos de Xúpiter son un sistema d'aníos planetarios qu'arrodien a dichu planeta. Foi'l tercer sistema d'aníos descubiertu nel sistema solar, dempués de los sistemes d'aníos de Saturno y de Urano. Los aníos de Xúpiter fueron reparaos per primer vegada pola sonda espacial Voyager 1,[1] y fueron investigaos exhaustivamente mientres los años 90 y los primeros años del sieglu XXI por aciu les sondes Galiléu, Cassini y New Horizons.[2] Tamién fueron reparaos dende observatorios terrestres y el telescopiu espacial Hubble mientres los postreros 25 años.[3]Les observaciones dende la superficie terrestre riquen de los más potentes telescopios disponibles.[4]

Estructura de los aníos de Xúpiter.

Los aníos jovianos son débiles y compónense fundamentalmente de polvu.[1][5] Consten de cuatro estructures: nel interior, un gruesu toru de partícules conocíu como'l halo o l'aníu halo, un aníu principal relativamente brillosu pero escepcionalmente finu y dos aníos anchos, gruesos y débiles llamaos aníu difusu de Tebe y aníu difusu d'Amaltea polos nomes de los satélites de que'l so material tán formaos.[6][Nota 1]

L'aníu principal y el halo consisten en polvu espulsáu de los satélites Metis y Adrastea, y otros cuerpos ensin reparar, como resultáu d'impactos meteoríticos a alta velocidá.[2] Imáxenes d'altu resolución llograes en febreru de 2007 pola sonda New Horizons revelaron una rica y fina estructura nel aníu principal.[7]

Na banda de lluz visible y nel infrarroxu cercanu, los aníos amuesen un color acoloratáu, sacante'l halo que tien un color neutru o azuláu.[3] Aplicando modelos fotométricos a les diverses observaciones disponibles tantu de sondes espaciales como de telescopios en superficie terrestre, infierse que'l tamañu de les partícules ye de 15 μm de radiu en tolos aníos sacante nel halo, anque les resultancies de los modelos avérense más a les observaciones cuando se consideren partícules non-esfériques que cuando se consideren esfériques.[8] El halo ta probablemente compuestu de polvu submicroscópico.

La masa total del sistema d'aníos, incluyendo los cuerpos ensin reparar que xeneren material pa los aníos, nun ta esactamente determinada, pero ye probable que tea nel rangu de 1011 a 1016 kg. La edá del sistema d'aníos nun ye conocida pero posiblemente esistieren dende la formación del planeta.[9]

Descubrimientu y esploración[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Esploración de Xúpiter

La esistencia de los aníos de Xúpiter foi inferida poles observaciones de los petrines de radiación realizaes mientres el sobrevuelu de Xúpiter pola sonda espacial Pioneer 10 en 1974 nes que se detectó un amenorgamientu nel recuentu de partícules d'alta enerxía nes petrines ente 50 000 y 55 000 km percima de la superficie del planeta.[10]

En 1979 la sonda Voyager 1 llogró la primer imaxe, por aciu sobreexposición, del sistema d'aníos.[1] Una mayor cantidá d'imáxenes foi llograda pol Voyager 2, lo que dexó faer una primer descripción de la estructura de los aníos.[5] El planeta Xúpiter foi visitáu n'otres munches ocasiones. El orbitador Galiléu llogró imáxenes de mayor calidá ente 1995 y 2003, que aumentaron descomanadamente la conocencia sobre los aníos jovianos.[2] En 2000 la sonda Cassini, en ruta escontra Saturno, el so destín final, realizó estenses observaciones de too el sistema d'aníos.[11] Y finalmente, les imáxenes tresmitíes pola sonda New Horizons en febreru y marzu de 2007 dexaron reparar con detalle la estructura del aníu principal per primer vegada.[12] El sistema d'aníos de Xúpiter ye unu de los oxetivos de la misión Juno.[13]

Amás, observaciones dende la superficie terrestre pol telescopiu Keck ente 1997 y 2002,[4] y pol telescopiu espacial Hubble en 1999 revelaron una rica estructura n'imáxenes retroiluminadas.

Estructura[editar | editar la fonte]

El sistema d'aníos de Xúpiter entiende cuatro estructures principales: un gruesu toru de partícules conocíu como'l halo o'l aníu halo, un relativamente brillosu pero bien fino aníu principal y dos anchos, bien finos y débiles aníos esteriores denominaos polos satélites de que'l so material compónense, aníu difusu de Amaltea y aníu difusu de Tebe. Les principales carauterístiques de los aníos especificar na tabla siguiente:[5][2][8][6]

Nome Radio[Nota 2]
km
Anchu
km
Espesura
km
Fondura
óptica
[Nota 3]
Porcentaxe de polvu
%
Masa
kg
Notes
Aníu Halo 92 000 - 122 500 30 500 12 500 ~1 × 10-6 100 % ?
Aníu principal 122 500 - 129 000 6500 30 - 300 5,9 × 10-6 ~25 % 107 – 109 (polvu)
1011– 1016 (partícules mayores)
Arrodiáu pol satélite Adrastea.
Aníu difusu de Amaltea 129 000 - 182 000 53 000 2000 ~1 × 10-7 100 % 107– 109 Alimentáu pol satélite Amaltea.
Aníu difusu de Tebe 129 000 - 226 000 97 000 8400 ~3 × 10-8 2340 % 107– 109 Alimentáu pol satélite Tebe. Esiste una estensión más allá de la órbita de Tebe.
Enriba, mosaicu d'imáxenes del sistema d'aníos de Xúpiter. Embaxo, esquema d'aníos y satélites asociaos.

Aníu principal[editar | editar la fonte]

Apariencia y estructura[editar | editar la fonte]

La imaxe cimera, tomada pola sonda New Horizons, amuesa l'aníu principal con llume trasero o retroiluminación. Puede reparase la fina estructura del so parte esterior. La imaxe inferior ye'l mesmu aníu con llume frontero amosando una falta d'estructures visibles sacante'l buecu producíu pol satélite Metis.

L'estrechu y relativamente finu aníu principal ye la parte más brillosa del sistema d'aníos de Xúpiter. El so cantu esterior ta asitiáu a unos 129 000 km del centru del planeta, esto ye, a 1,806 radios ecuatoriales jovianos (RJ=71 398 km), y coincide cola órbita del más pequeñu de los satélites interiores de Xúpiter, Adrastea.[5][2] El so cantu interior nun ta marcáu por nengún satélite y alcuéntrase a 122 500 km o 1,72 RJ.[2]

L'anchu del aníu principal ye d'aprosimao 6500 km. L'apariencia del aníu principal depende de la xeometría de llume de los aníos.[9] Con llume frontero[Nota 4] el rellumu del aníu empieza a escayer descomanadamente a 128 600 km, xusto nel interior de la órbita de Adrastea, y alzanza el nivel del fondu a 129 300 km, xusto fora de la órbita de Adrastea, lo qu'indica que claramente fai la función de satélite pregueru del aníu.[5][2] El rellumu amontar en direición a Xúpiter y tien un máximu cerca del centru del aníu a 126 000 km anque hai un pronunciáu buecu cerca de la órbita de Metis a 128 000 km.[2] L'interior del aníu principal, sicasí, se difumina amodo entemeciéndose col aníu halo.[2][5] Con llume frontero tolos aníos de Xúpiter son especialmente brillosos.

Con llume trasero o retroiluminación[Nota 5] la situación ye distinta. El cantu esterior del aníu principal, asitiáu a 129 100 km, llixeramente más allá de la órbita de Adrastea, ta claramente delimitado.[9] La órbita del satélite ta marcada con un buecu nel aníu polo qu'esiste un finu anillito xustu fora de dicha órbita. Esiste otru anillito xustu nel interior de la órbita de Adrastea siguíu d'un buecu d'orixe desconocíu asitiáu a 128 500 km.[9] Un tercer anillito atopar nel llau interior del buecu producíu pela órbita del satélite Metis. El rellumu del aníu cai sópito xusto fora d'ella delimitando asina'l buecu.[9] Nel interior de la órbita de dichu satélite'l rellumu del aníu aumenta muncho menos qu'en llume frontero.[4]

Imaxe del aníu principal de Xúpiter llograda pola sonda Voyager 2.
Otra imaxe, esta vegada llograda pola sonda Galiléu, dende l'otru llau del Sol, tando a la solombra del xigante.

Por tantu con llume trasero l'aníu principal paez consistir en dos partes distintos, una parte esterior estrecha que s'estiende dende 128 000 a 129 000 km ya inclúi trés pequeños aníos separaos por buecos, y una parte interior más débil que s'estiende dende 122 500 a 128 000 km y escarez d'estructures visibles como con llume frontero.[9][14] El buecu de Metis sirve como les sos respeutives llendes. La estructura del aníu principal foi afayada pol orbitador Galiléu y ye claramente visible nes imáxenes con llume trasero llograes pola sonda New Horizons en febreru-marzu de 2007.[7][12] Sicasí, les observaciones realizaes pol telescopiu espacial Hubble,[3] el telescopiu Keck[4] y la sonda Cassini nun la detectaron, posiblemente por cuenta de falta de resolución espacial.[8]

Reparáu en llume trasero l'aníu principal paez ser bien finu, estendiéndose en direición vertical non más de 30 km.[5] Con llume llateral la espesura del aníu ye d'ente 80 y 160 km amontándose daqué en direición a Xúpiter.[2][8] L'aníu paez ser muncho más gruesu en llume frontero, alredor de los 300 km.[2] Unu de los descubrimientos del orbitador Galiléu foi una nube de material nel aníu principal, débil y relativamente gruesa (alredor de 600 km), qu'arrodia'l so parte interior. La nube crez n'espesura en direición escontra'l cantu interior del aníu principal nel llugar de la transición al aníu halo.[2]

Un analís detalláu de les imáxenes del Galiléu reveló variaciones llonxitudinales del rellumu del aníu principal non conectáu cola estructura reparada. Les imáxenes de dicha sonda amosaron coles mesmes agrupaciones de material nos aníos d'escala de 500 a 1000 km.[2][9]

En febreru y marzu de 2007, la sonda New Horizons llevó a cabu una busca refecha de nuevos satélites dientro del aníu principal. Anque nun s'afayaron satélites mayores de 0,5 km, les cámares de la sonda detectaron siete pequeñes mases de partícules. Orbitan xustu nel interior de la órbita de Adrastea dientro d'un mestu y pequeñu aníu. La conclusión ye que son acumuladures y non pequeños satélites basándose na so apariencia estendida azimutalmente. Estender ente 0,1º y 0,3º a lo llargo del aníu, lo que correspuende a ente 1000 y 3000 km. Les acumuladures estremar en dos grupos de cinco y dos miembros respeutivamente. La so naturaleza nun ta clara pero les sos órbites tán cercanes a una resonancia orbital de 115:116 y 114:115 col satélite Metis, polo que pueden ser estructures provocaes por esta interacción.[15]

Espectros y distribución del tamañu de les partícules[editar | editar la fonte]

Imaxe del aníu principal llograda pola sonda Galiléu con llume frontero. El buecu de Metis ye claramente visible.

Los espectros del aníu principal llograos pol telescopiu espacial Hubble,[3] el telescopiu Keck[16] y poles sondes Galiléu[17] y Cassini[8] amosaron que les partícules que la formen son coloraes, con un albedo mayor a mayores llargores d'onda. Los espectros esistentes cubren el rangu de 0,5 a 2,5 μm. Nun s'atoparon carauterístiques espectrales que dexaren identificar compuestos químicos concretos, anque les observaciones de la Cassini amosaron evidencies na banda d'absorción cerca de 0,8 μm y 2,2 μm.[8] Los espectros del aníu principal son bien similares a los de los satélites Adrastea[3] y Amaltea.[16]

Les propiedaes del aníu principal pueden ser esplicaes pola hipótesis de que contienen cantidaes significatives de polvu de tamañu de 0,1 a 10 μm. Esto esplicaría'l mayor rellumu de les imáxenes allumaes frontalmente que les allumaes por detrás. Sía que non ye necesariu qu'esistan cuerpos de tamañu mayor pa esplicar el rellumu llográu nes imáxenes retroiluminadas y la complexa estructura na brillosa parte esterior del aníu.[9][14]

L'analís de los datos espectrales y de fase disponibles lleva a la conclusión de que la distribución del tamañu de les partícules del aníu principal respuende a la llei potencial:[8][18][19]

onde n(r) dr ye'l númberu de partícules con radiu ente r y r + dr y ye un parámetru normalizador escoyíu por que concuerde col fluxu total de lluz dende l'aníu. El parámetru q ye 2,0 ± 0,2 pa partícules con r menor que 15 ± 0,3 μm, y 5,0 ± 1,0 pa partícules con r mayor que 15 ± 0,3 μm.[8]

La distribución de cuerpos de gran tamañu nel rangu dende metros hasta kilómetros nun ta determináu anguaño.[9] El llume nesti modelu ta determinada poles partícules con r alredor de 15 μm.[8][17]

La llei mentada enantes dexa la estimación de la fondura óptica, , del aníu principal: l = 4,7 × 10-6 pa cuerpos grandes y s = 1,3 × 10-6 pal polvu.[8] Esta fondura óptica significa que la seición total de toles partícules d'una seición d'aníu ye de 5000 km².[Nota 6][9] Suponse que les partícules del aníu principal tienen forma esférica.[8] La masa total de polvu envalorar ente 107 y 109 kg. La masa de los cuerpos grandes, escluyendo a los satélites Metis y Adrastea, ente 1011 y 1016 kg, dependiendo del so tamañu máximu. El valor cimeru correspuende a un diámetru d'aprosimao 1 km.[9] Pueden comparase éstes coles de Adrastea, que ye de 2 × 1015; Amaltea, 2 × 1018 kg[20] y la Lluna, 7,4 × 1022 kg.

La presencia de dos tipos de partícules nel aníu principal esplicaría por qué la so apariencia depende de la direición del llume.[19] El polvu espubliza la lluz preferiblemente en direición frontera y forma un relativamente gruesu y homoxéneu aníu arrodiáu pela órbita de Adrastea.[9] Otra manera, los cuerpos mayores, qu'espublicen más lluz en direición trasera, tán confinaos dientro de la rexón ente les órbites de Metis y Adrastea en diversos y pequeños aníos.[9][14]

Orixe y edá[editar | editar la fonte]

Formación de los aníos de Xúpiter.

El polvu ye costantemente esaniciáu del aníu principal por una combinación del efectu d'arrastre de Poynting-Robertson y de les fuercies electromagnétiques de la magnetosfera joviana.[19][21] Los materiales volátiles, como'l xelu, se evaporan rápido. La vida media de les partícules de polvu nel aníu varia dende 100 hasta 1000 años,[9][21] polo que'l polvu tien de ser de cutio anováu por aciu los choques ente cuerpos mayores con tamaños dende 1 cm hasta 0,5 km[15] y por aciu los mesmos cuerpos y partícules d'alta velocidá provenientes de fora del sistema joviano.[9][21] Estos cuerpos mayores atópense confinaos na estrecha (aprosimao 1000 km) y brillosu parte esterior del aníu principal, qu'inclúi amás, a Metis y Adrastea.[9][14] El tamañu máximu d'estos cuerpos tien de ser menor de 0,5 km de radio. Esta llende cimera foi llográu pola sonda New Horizons.[15] La llende cimera anterior, llográu pol telescopiu Hubble[14][3] y pola sonda Cassini[8] yera de cerca de 4 km.[9] El polvu producíu polos choques retien aproximao los mesmos elementos orbitales de los cuerpos mayores y van cayendo amodo n'espiral en direición a Xúpiter formando la débil, en retroiluminación, parte más interior del aníu principal y l'aníu halo.[9][21] La edá del aníu principal ye anguaño desconocida, pero puede ser l'últimu remanente d'una pasada población de pequeños satélites cercanos a Xúpiter.[6]

Aníu halo[editar | editar la fonte]

Apariencia y estructura[editar | editar la fonte]

Imaxe en falsu color del aníu halo llograda pola sonda Galiléu con llume frontero.

L'aníu halo ye'l más internu y gruesu de los aníos de Xúpiter. El so cantu esterior coincide col interior del aníu principal aproximao a un radiu de 122 500 km del centru del planeta, 1,72 RJ.[2] [5] Dende esti radiu l'aníu apuerta a rápido cada vez más gruesu en direición a Xúpiter. La estensión real en direición vertical del halo ye desconocida pero la presencia del so material foi detectada tan alto como 10 000 km sobre'l planu del aníu.[2][4] El cantu interior del halo ye relativamente agudu y alcuéntrase a un radiu de 100 000 km, 1,4 RJ,[4] pero dalgún material alcontróse inda más escontra l'interior, a aproximao 92 000 km.[2] D'esta forma, l'anchu del aníu halo ye d'alredor de 30 000 km. La so forma asemeyar a un anchu toru ensin una estructura interna definida.[9] Al contrariu que l'aníu principal, l'apariencia del halo depende bien pocu de la xeometría de llume.

El halo ye brillosu en llume frontero, na que foi profusamente fotografiáu pola sonda Galiléu.[2] Ente que el rellumu de la so superficie ye enforma menor que la del aníu principal, en direición vertical el so fluxu de fotones ye comparable por cuenta del so mayor anchor. A pesar de que s'estiende en direición vertical en más de 20 000 km, el rellumu del halo concentrar escontra'l planu del aníu y sigue una llei potencial de la forma: z -0,6 a z -1,5,[9] onde z ye l'altitú respeuto del planu del aníu. L'apariencia del aníu halo en llume trasero, reparada pol telescopiu Keck,[4] y el telescopiu espacial Hubble,[3] ye básicamente la mesma. Sía que non el fluxu total de fotones ye delles vegaes menor qu'el del aníu principal y ye muncho más concentráu nel planu del aníu que nes imáxenes con llume frontero.[9]

Les propiedaes espectrales del halo son distintos que les del aníu principal. La distribución de fluxu nel rangu de 0,5 a 2,5 μm ye más plana nel aníu principal.[3] El halo nun ye coloráu y puede ser inclusive de color azul.[16]

Orixe del aníu halo[editar | editar la fonte]

Les propiedaes óptiques del aníu halo pueden ser esplicaes pola hipótesis de que se compon namái de polvu con tamaños de partícules menores de 15 μm.[3][9][18] Les zones del halo alloñaes del planu del aníu pueden consistir en polvu submicrométrico.[3][9][4] Esta composición esplica'l mayor rellumu en llume frontero, el color más azuláu y l'ausencia d'estructura visible nel halo. El polvu posiblemente aníciase nel aníu principal, una teoría que se sofita nel fechu de que la fondura óptica ~10-6 ye comparable cola del polvu del aníu principal.[9][5] La gran espesura del aníu puede ser atribuyíu a la escitación de la enclín orbital y escentricidá de les partícules de polvu poles fuercies electromagnétiques de la magnetosfera de Xúpiter. El cantu esterior del halo coincide cola situación d'una fuerte resonancia de Lorentz 3:2.[19][22][23][Nota 7]

Como l'arrastre de Poynting-Robertson[21] [19] provoca que les partícules tiendan a cayer en direición a Xúpiter, los sos enclinos orbitales son escitaes mientres pasen al traviés d'ella. El engrosamiento del aníu principal pue ser l'empiezu del aníu halo.[9] El cantu interior del aníu nun ta llueñe de la fuerte resonancia de Lorentz 2:1.[19][23][22] Nesta resonancia la escitación ye probablemente significativa, forzando a les partícules a bastiase a l'atmósfera joviana y formando d'esta manera un cantu interior bien definíu.[9] Al tar aniciáu por material del aníu principal, la edá del aníu halo ye la mesma que la del aníu principal.[9]

Aníos difusos[editar | editar la fonte]

Aníu difusu de Amaltea[editar | editar la fonte]

Imaxe de los aníos difusos llograda pola sonda Galiléu con llume frontero.

L'aníu difusu de Amaltea ye una estructura bien débil de seición rectangular que s'estiende dende la órbita d'Amaltea a 182 000 km del centru de Xúpiter, 2,54 RJ hasta aproximao 129 000 km 1,80 RJ.[9][2] El so cantu interior nun ta definíu claramente por cuenta de la presencia de los relativamente muncho más brillosos aníu principal y aníu halo.[2] La espesura del aníu ye d'aprosimao 2300 km cerca de la órbita de Amaltea y amenórgase llixeramente en direición a Xúpiter.[4][Nota 8] L'aníu difusu de Amaltea ye más brillosu cerca de los sos cantos cimeru ya inferior y gradualmente más brillosu en direición a Xúpiter, siendo'l cantu cimeru más brillosu que'l llau inferior.[24] El cantu esterior del aníu ta relativamente bien definíu y esiste una sópita cayida del rellumu xustu nel interior de la órbita de Amaltea. N'imáxenes con llume frontero l'aníu paez ser treinta veces más débil que l'aníu principal.[2] N'imáxenes con llume trasero solo foi detectáu pol telescopiu Keck[4] y pol telescopiu espacial Hubble.[14] Estes imáxenes amuesen una estructura adicional nel aníu, un picu de rellumu xustu dientro de la órbita de Amaltea.[4][24] En 2002 y 2003 la sonda Galiléu fixo dos pasaes al traviés de los aníos difusos. El contador de polvu detectó partícules del tamañu d'ente 0,2 y 5 μm y confirmó les resultancies llograes pol analís de les imáxenes.[25][26] Les observaciones del aníu difusu de Amaltea dende la superficie terrestre y les imáxenes de la sonda Galiléu y les sos midíes direutes del polvu dexaron determinar la distribución del tamañu de les partícules, que paez siguir la mesma llei potencial que'l polvu del aníu principal con q=2 ±0.5.[14][26] La fondura óptica del aníu ye d'aprosimao 10−7, que ye un orde de magnitú menor que la del aníu principal, pero la masa total del polvu, ente 107 y 109 kg, ye comparable.[21][6][26]

Aníu difusu de Tebe[editar | editar la fonte]

L'aníu difusu de Tebe ye'l más débil de los aníos jovianos. Paez ser una estructura de seición rectangular que s'estiende dende la órbita de Tebe a 226 000 km del centru de Xúpiter, 3,11 RJ hasta aproximao 129 000 km, 1,80 RJ.[9][2] El so cantu interior nun ta definíu, igualmente pol mayor rellumu relativu de los aníos principal y halo qu'enzanca les observaciones.[2] La espesura del aníu ye d'aprosimao 8400 km cerca de la órbita de Tebe y escai llixeramente en direición al planeta.[4] L'aníu de Tebe ye, al igual qu'el de Amaltea, más brillosu nos cantos cimeru ya inferior y crez el so rellumu en direición Xúpiter.[24] El cantu esterior del aníu nun ta bien definíu estendiéndose mientres 15 000 km.[2] Hai una continuación difícilmente observable que s'estiende hasta los 280 000 km, 3,75 RJ llamada Estensión de Tebe.[2][26] N'imáxenes con llume frontero l'aníu ye tres veces más débil que l'aníu difusu de Amaltea.[2] Con llume trasero, n'imáxenes llograes pol telescopiu Keck, l'aníu amuesa un picu de rellumu xustu nel interior de la órbita de Tebe.[4] En 2002 y 2003 el contador de partícules de la sonda Galiléu detectó partícules del tamañu ente 0,2 y 5 μm (similares resultancies a los de les del aníu de Amaltea), confirmando les resultancies de los analises de les imáxenes.[25] [26]

La fondura óptica del aníu difusu de Tebe ye d'alredor de 3 × 10-8, que ye tres veces menor que la del aníu difusu de Amaltea, pero la masa total del polvu ye la mesma, aproximao ente 107 y 109 kg.[21][6][26] La distribución de tamañu de partícules de polvu ye más esvalixada que nel aníu de Amaltea, siguiendo una llei potencial con q < 2. Na estensión de Tebe, esti parámetru puede ser inclusive menor.[26]

Orixe de los aníos difusos[editar | editar la fonte]

El polvu de los aníos difusos aníciase esencialmente de la mesma manera qu'el de los aníos principales y halo. La so fonte son los satélites internos Amaltea y Tebe respeutivamente. L'alta velocidá d'impactu d'oxetos procedentes de fora del sistema joviano espulsa partícules de polvu de les sos superficies. Eses partícules primeramente retienen les mesmes órbites que los satélites de los que provienen, pero adulces eses órbites aparren cayendo n'espiral escontra'l planeta pola mor del efectu d'arrastre de Poynting-Robertson.[21] La espesura de los aníos difusos ta determinada pola enclín orbital de los satélites. Esto esplicaría casi toles propiedaes observables de los aníos: seición rectangular, cayida de la espesura en direición a Xúpiter y el mayor rellumu de los cantos cimeru ya inferior de los aníos. De toes formes hai delles propiedaes que siguen inexplicaes, como la Estensión de Tebe, que puede ser debida a cuerpos ensin reparar nel esterior de la órbita de Tebe, y les estructures reparaes n'imáxenes con llume trasero.[9]

Una posible esplicación a la Estensión de Tebe ye la influyencia de les fuercies electromagnétiques de la magnetosfera de Xúpiter. Cuando'l polvu entra na solombra detrás del planeta, pierde la so carga eléctrica con cierta rapidez. Como les pequeñes partícules de polvu rotan parcialmente al empar que'l planeta, van movese pa escontra fora mientres el pasu pola solombra creando una estensión esterior al aníu de Tebe.[27] Les mesmes fuercies pueden esplicar la transición de distribución de partícules y de rellumu qu'asocede ente les órbites de Amaltea y Tebe.[27][26]

L'analís de les imáxenes de los aníos difusos reveló un picu de rellumu xustu nel interior de la órbita de Amaltea por cuenta de partícules de polvu atrapaes nos puntos de Lagrange L4 y L5. El mayor rellumu reparáu nel cantu cimeru del aníu de Amaltea puede ser coles mesmes causáu per este mesmu polvu. Tien De haber tamién partícules de polvu atrapaes nos puntos de Lagrange de la órbita de Tebe. El so descubrimientu implicaría qu'hai dos tipos de poblaciones de partícules nos aníos difusos, una con órbites qu'aparren amodo escontra Xúpiter ente qu'otres caltiénense atrapaes en resonancia 1:1 col satélite que les produció.[24]

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Notes[editar | editar la fonte]

  1. N'inglés, idioma de la mayoría de la lliteratura esistente sobre esta tema, estos aníos reciben el nome de gossamer rings que lliteralmente significa aníos de gasa polo difusos que son.
  2. Los radios de los aníos esprésense midíos dende'l centru del planeta.
  3. La fondura óptica normal ye la área total de la seición recta de les partícules que componen una determinada seición recta del aníu respeuto de la área d'esa seición.
  4. El llume frontero o forward-scattered light ye aquella na que l'ángulu ente l'observador y la lluz proveniente del sol qu'alluma los aníos ye relativamente baxu.
  5. El llume trasero, retroiluminación o back-scattered light ye cuando l'ángulu ente l'observador y la lluz proveniente del sol qu'alluma los aníos ye cercanu 180º, esto ye, los aníos tán allumaos por detrás.
  6. Esti valor tien de comparase colos aproximao 1700 km² de la seición total de Metis y Adrastea.
  7. La resonancia de Lorentz ye una resonancia ente'l movimientu orbital de les partícules y la rotación de la magnetosfera planetaria na que la razón de los sos periodos ye un númberu racional.
  8. La espesura de los aníos difusos de Xúpiter defínense como la distancia ente dos picos de rellumu nos sos cantos inferior y cimero.

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. 1,0 1,1 1,2 Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Johnson, T. V.; et al.. «The Jupiter System through the Eyes of Voyager 1» (en inglés). Science 204. doi:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430. http://adsabs.harvard.edu/abs/1979Sci...204..951S. 
  2. 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 2,11 2,12 2,13 2,14 2,15 2,16 2,17 2,18 2,19 2,20 2,21 2,22 2,23 2,24 Ockert-Bell, M. Y.; Burns, J. A.; Daubar, I. J.; et al.. «The Structure of Jupiter's Ring System as Revealed by the Galiléu Imaging Experiment» (en inglés). Icarus 138. doi:10.1006/icar.1998.6072. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Icar..138..188O. 
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 3,7 3,8 3,9 Meier, R.; Smith, B. A.; Owen, T. C.; et al.. «Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea» (en inglés). Icarus 141. doi:10.1006/icar.1999.6172. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Icar..141..253M. 
  4. 4,00 4,01 4,02 4,03 4,04 4,05 4,06 4,07 4,08 4,09 4,10 4,11 4,12 de Pater, I.; Showalter, M. R.; Burns, J. A.; et al.. «Keck Infrared Observations of Jupiter's Ring System near Earth's 1997 Ring Plane Crossing» (en inglés). Icarus 138. doi:10.1006/icar.1998.6068. http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/DePater99.pdf. 
  5. 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 5,6 5,7 5,8 Showalter, M. A.; Burns, J. A.; Cuzzi, J. N.; Pollack, J. B.. «Jupiter's Ring System: New Results on Structure and Particle Properties» (en inglés). Icarus 69 (3). doi:10.1016/0019-1035(87)90018-2. http://adsabs.harvard.edu/abs/1987Icar...69..458S. 
  6. 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 Esposito, L. W.. «Planetary rings» (en inglés). Reports On Progress In Physics 65. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201. http://www.iop.org/EJ/abstract/0034-4885/65/12/201. 
  7. 7,0 7,1 Morring, F. (7 de mayu de 2007). «Ring Leader». Aviation Week & Space Technology. 
  8. 8,00 8,01 8,02 8,03 8,04 8,05 8,06 8,07 8,08 8,09 8,10 8,11 Throop, H. B.; Porco, C. C.; West, R. A.; et al.. «The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galiléu, Voyager, and Earth-based Observations» (en inglés). Icarus 172. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.020. http://ciclops.org/media/sp/2007/2687_7449_0.pdf. 
  9. 9,00 9,01 9,02 9,03 9,04 9,05 9,06 9,07 9,08 9,09 9,10 9,11 9,12 9,13 9,14 9,15 9,16 9,17 9,18 9,19 9,20 9,21 9,22 9,23 9,24 9,25 9,26 9,27 9,28 9,29 Burns, J.A. (2004). «Jupiter's Ring-Moon System», en Bagenal, F.; Dowling, T.Y.; McKinnon, W.B.: Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (pdf) (en inglés), Cambridge University Press.
  10. Pollack, J.B (1987). en Scientific American: El nuevu Sistema Solar. Prensa Científica S.A., 195-209. ISBN 84-7593-005-0.
  11. Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; et al.. «Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter» (en inglés). Icarus 164. doi:10.1016/S0019-1035(03)00134-9. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..164..461B. 
  12. 12,0 12,1 «Jupiter's Rings: Sharpest View» (inglés). NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute (1 de mayu de 2007). Consultáu'l 11 d'avientu de 2009. (enllaz rotu disponible n'Internet Archive; ver el historial y la última versión).
  13. «Juno—NASA New Frontiers Mission to Jupiter» (inglés). Consultáu'l 11 d'avientu de 2009.
  14. 14,0 14,1 14,2 14,3 14,4 14,5 14,6 Showalter, M. R.; Burns, J. A.; de Pater, I.; et al. (en inglés). Updates On The Dusty Rings Of Jupiter, Uranus And Neptune. Proceedings of the Conference held September 26-28, 2005 in Kaua'i, Hawaii. LPI Contribution Non. 1280. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005LPICo1280..130S. 
  15. 15,0 15,1 15,2 Showalter, M. R.; Cheng, A. F.; Weaver, H. A.; et al.. «Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter's Ring System» (en inglés). Science 318. doi:10.1126/science.1147647. PMID 17932287. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Sci...318..232S. 
  16. 16,0 16,1 16,2 Wong, M. H.; de Pater, I.; Showalter, M. R.; et al. (en inglés). Ground-based Near Infrared Spectroscopy of Jupiter's Ring and Moons. 185. doi:10.1016/j.icarus.2006.07.007. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..185..403W. 
  17. 17,0 17,1 McMuldroch, S.; Pilortz, S. H.; Danielson, J. Y.; et al.. «Galiléu NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter's Ring System» (en inglés). Icarus 146. doi:10.1006/icar.2000.6343. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000Icar..146....1M. 
  18. 18,0 18,1 Brooks, S. M.; Esposito, L. W.; Showalter, M. R.; et al.. «The Size Distribution of Jupiter's Main Ring from Galiléu Imaging and Spectroscopy» (en inglés). Icarus 170. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.003. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..170...35B. 
  19. 19,0 19,1 19,2 19,3 19,4 19,5 Burns J.A.; Hamilton, D.P.; Showalter, M.R.. «Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics» (en inglés). Interplanetary Dust (Berlín: Springer). http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf. Consultáu 'l 29 de payares de 2009. 
  20. Anderson, J. D.; Johnson, T. V.; Shubert, G.; et al.. «Amalthea's Density Is Less Than That of Water» (en inglés). Science 308. doi:10.1126/science.1110422. PMID 15919987. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Sci...308.1291A. 
  21. 21,0 21,1 21,2 21,3 21,4 21,5 21,6 21,7 Burns, J. A.; Showalter, M. R.; Hamilton, D. P.; et al.. «The Formation of Jupiter's Faint Rings» (en inglés). Science 284. doi:10.1126/science.284.5417.1146. PMID 10325220. http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/BurnsShowHam99.pdf. 
  22. 22,0 22,1 Hamilton, D. P.. «A Comparison of Lorentz, Planetary Gravitational, and Satellite Gravitational Resonantes» (en inglés). Icarus 109. doi:10.1006/icar.1994.1089. http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/Ham94.pdf. 
  23. 23,0 23,1 Burns, J.A.; Schaffer, L. Y.; Greenberg, R. J. et al.. «Lorentz Resonances and the Structure of the Jovian Ring» (en inglés). Nature 316. doi:10.1038/316115a0. http://adsabs.harvard.edu/abs/1985Natur.316..115B. 
  24. 24,0 24,1 24,2 24,3 Showalter, M. R.; de Pater, I.; Verbanac, G. et al.. «Properties and dynamics of Jupiter's gossamer rings from Galiléu, Voyager, Hubble and Keck images» (en inglés). Icarus 195. doi:10.1016/j.icarus.2007.12.012. http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/ShoPatVer08.pdf. 
  25. 25,0 25,1 Krüger,H.; Grün, Y.; Hamilton, D. P. (en inglés). 35th COSPAR Scientific Assembly. Galiléu In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004cosp...35.1582K. 
  26. 26,0 26,1 26,2 26,3 26,4 26,5 26,6 26,7 Kruger, H.; Hamilton, D. P.; Moissl, R.; Grun, Y.. «Galiléu In-Situ Dust Measurements inJupiter's Gossamer Rings» (en inglés). Icarus. http://adsabs.harvard.edu/abs/2008arXiv0803.2849K. 
  27. 27,0 27,1 Hamilton, D. P.; Kruger, H.. «The sculpting of Jupiter's gossamer rings by its shadow» (en inglés). Nature 453. doi:10.1038/nature06886. http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/HamKru08.pdf. 

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]



Anillos de Júpiter