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Anillos de Urano

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Esquema del sistema de anillos-satélites de Urano. Las línes contínuas indican los anillos. Las discontínuas, las órbitas de sus satélites.

El planeta Urano tiene un sistema de anillos de una complejidad intermedia entre los extensos anillos de Saturno y los sistemas más sencillos que circundan a Júpiter y Neptuno. Los anillos de Urano fueron descubiertos el 10 de marzo de 1977 por James L. Elliot, Edward W. Dunham, y Douglas J. Mink. Hace más de 200 años, William Herschel también anunció la observación de anillos, pero los astrónomos modernos se encuentran escépticos ante el hecho de que realmente pudiera haberlos observado, ya que son muy oscuros y débiles. Se descubrieron dos anillos más en 1986 en imágenes tomadas por la sonda espacial Voyager 2, y en 2003–2005 se encontraron dos anillos más externos mediante fotografías del Telescopio Espacial Hubble.

A fecha de 2009, se sabe que el sistema de anillos de Urano consta de 13 anillos distintos. En orden creciente de distancia desde el planeta se designan con la notación 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν y μ. Sus radios oscilan entre los 38,000 km del anillo 1986U2R/ζ a los 98,000 km del anillo μ. Pueden encontrarse bandas de polvo débiles y arcos incomlpletos adicionales entre los anillos principales. Los anillos son extremadamente oscuros —el albedo de Bond de las partículas de los anillos no excede el 2%. Probablemente están compuestos por hielo de agua con el añadido de algunos compuestos orgánicos oscuros procesados por la radiación.

La mayoría de los anillos de Urano tienen tan sólo unos cuantos kilómetros de anchura. El sitema de anillos contiene, en general, poco polvo. Mayormente está compuesto por cuerpos grandes, de 0.2–20 m de diámetro. No obstante, algunos anillos son ópticamente delgados. Los anillos 1986U2R/ζ, μ and ν, de apariencia ancha y débil están formados por partículas de polvo, mientras que el anillo λ, estrecha y débil también contiene cuerpos de tamaño mayor. La relativa carencia de polvo en el sistema de anillos se debe a la resistencia aerodinámica de la parte más externa de la exosfera de Urano— la corona.

Se cree que los anillos de Urano son relativamente jóvenes, de una antigüedad no mayor de 600 milliones de años.El sistema de anillos de Urano probablemente se originó de los fragmentos de la colisión de varios satélites que existieron en algún momento. Tras la colisión, probablemente se descompusieron en numerosas partículas, que sobrevivieron como anillos estrechos y ópticamente densos en zonas estrictamente confinadas de máxima estabilidad.

Aún no se comprende bien el mecanismo por el que se confina a los anillos estrechos. Al principio se asumía que cada anillo estrecho era pastoreado por un par de satélites cercanos que le daban forma. Pero en 1986 la Voyager 2 descubrío sólo uno de esos pares de satélites, (Cordelia y Ofelia) sobre el anillo más brillante(ε).

Descubrimiento

Imagen de Urano, sus anillos y alguno de sus satélites tomada por la Voyager 2.

La primera mención al sistema anular de Urano procede de notas de William Herschel que detallan sus observaciones del planeta en el siglo XVIII, que incluyen el siguiente pasaje: "22 de febrero de 1789: Se sospecha de la existencia de un anillo."[1]​ Herschel dibujó un pequeño diagrama del anillo y anotó que estaba "un poco virado al rojo". El telescopio Keck de Hawaii ha confirmado que, efectivamente, este es el caso, al menos para el anillo ν.[2]​ Las notas de Herschel fueron publicadas en el Royal Society Journal en 1797. No obstante, durante los dos siglos transcurridos entre 1797 y 1977 los anillos fueron mencionados en raras ocasiones, si es que lo fueron en absoluto. Esto arroja una seria duda sobre si Herschel pudo haber visto cualquier cosa de este tipo, mientras que cientos de otros astrónomos no vieron nada. Sin embargo, algunos aún afirman que Herschell realmente efectuó descripciones rigurosas del tamaño relativo del anillo ν con respecto a Urano, sus cambios a medida que Urano describe su órbita al rededor del Sol, y su color.[3]​

El descubrimiento definitivo de los anillos de Urano fue efectuado por los astrónomos James L. Elliot, Edward W. Dunham, y Douglas J. Mink el 10 de marzo de 1977 gracias al Kuiper Airborne Observatory, y fue de forma casual. Planeaban utilizar la ocultación de la estrella SAO 158687 por Urano para estudiar la atmósfera del planeta. No obstante, cuando analizaron sus observaciones, encontraron que la estrella desaparecía brevemente de la vista cinco veces antes y después de ser eclipsada por el planeta. De esta observación dedujeron la presencia de un sistema de anillos estrechos.[4]​[5]​ Los cinco eventos de ocultación se nombraron con las letras griegas α, β, γ, δ y ε en sus publicaciones.[4]​ Desde entonces se les designa de esta forma. Posteriormente encontraron algunos más: Uno de ellos entre los anillos β y γ, y tres en el interior del anillo α.[6]​ Al primero se le dio el nombre de anillo η. Los últimos recibieron el nombre de 4, 5 y 6 —de acuerdo con la numeración de eventos de ocultación descritos en una publicación.[7]​ El sistema anular de Urano fue el segundo en ser descubierto en el sistema solar tras el de Saturno.[8]​

Los anillos fueron observados directamente gracias al sobrevuelo de la sonda espacial Voyager 2 sobre el sistema de Urano en 1986.[9]​Posteriormente se descubrieron otros dos anillos débiles, arrojando un total de once. [9]​ El Telescopio Espacial Hubble detectó un par de anillos adicionales no observados con anterioridad entre 2003–2005, elevando su número a 13. El descubrimiento de estos anillos exteriores ha doblado la longitud conocida del radio de este sistema de anillos. [10]​ El Hubble también ha tomado por primera vez imágenes de dos pequeños satélites, uno de los cuales, Mab, comparte su órbita con el anillo más externo recientemente descubierto. [11]​

Propiedades generales

Anillos interiores de Urano. El anillo externo brillante es el épsilon. Se pueden observar otros ocho anillos.

Con los conocimientos actuales, el sistema anular de Urano consta de trece anillos distintos. En orden creciente de distancia desde el planeta serían: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν y μ.[10]​ Se pueden dividir en tres grupos: nueve anillos estrechos principales (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε),[8]​ dos anillos de polvo (1986U2R/ζ, λ)[12]​ y dos exteriores (μ, ν).[10]​[13]​ Los anillos de Urano se componen principalmente de partículas macroscópicas y poco polvo,[14]​ aunque se constata su presencia en los anillos 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν y μ.[10]​[12]​ Además de estos anillos bien conocidos, podría haber numerosas bandas ópticas estrechas y anillos muy delgados entre ellos.[15]​ Estos anillos estrechos y bandas de polvo existen sólo de forma temporal o consisten en un número de arcos separados que se detectan ocasionalmente durante eventos de ocultación.[15]​ Algunos de ellos se revelaron durante una serie de eventos de cruzamiento a través del plano de los anillos en 2007.[16]​ La Voyager 2 observó algunas bandas de polvo entre los anillos mediante una técnica denominada forward-scattering geometry, geometría de dispersión hacia delante.[17]​ [18]​ Todos los anillos mostraron variaciones en el brillo acimutal.[9]​

Los anillos están compuestos por un material extremadamente oscuro. El albedo geométrico de las partículas del anillo no excede el 5–6%, mientras que el albedo de Bond es incluso menor— aproximadamente un 2%.[14]​[19]​ Las partículas anulares mostraron un fuerte y súbito aumento de la oposición cuando el ángulo de fase es próximo a cero.[14]​ Esto significa que su albedo es mucho más bajo cuando se observa ligeramente fuera de la oposición. [20]​ Los anillos son ligeramente rojizos en los cortes ultravioleta y visible del espectro y grises en el infrarrojo cercano.[21]​ No muestran rasgos espectrales identificables. La composición química de las partículas de los anillos es desconocida. No obstante no pueden ser de hielo de agua pura, como los anillos de saturno, porque son demasiado oscuras, incluso más que los satélites de Urano. [21]​ Esto indica que probablemente están compuestos por una mezcla de hielo y material oscuro. La naturaleza de este material no está clara, pero podrían ser copuestos orgánicos considerablemente oscurecidos por la irradiación de partículas cargadas procedentes de la magnetosfera de Urano. En este sentido podrían ser un material fuertemente procesado que inicialmente sería similar al de las lunas interiores. [21]​

Globalmente, el sistema de anillos de Urano es diferente de los sistemas anulares de Júpiter y Saturno, ya que alguno de sus anillos está compuesto por materiales muy brillantes—hielo de agua.[8]​ No obstante, se observan algunas similitudes con éste último. El anillo F de Saturno y el anillo ε son ambos estrechos, relativamente oscuros y están "pastoreados" por un par de satélites. [8]​ Los anillos externos de Urano recientemente descubiertos son parecidos a los anillos externos G y E de Saturno.[22]​ Los pequeños anillos que existen en los anillos anchos de Saturno tambien se asemejan a los anillos estrechos de Urano. [8]​ Además, las bandas de polvo que se observan entre los anillos principales de Urano serían similares a los anillos de Jupiter.[12]​ Por contra, el sistema anular de Neptuno es bastante similar al de Urano, aunque es menos complejo, oscuro, y contiene más polvo. Los anillos de neptuno se localizan también más lejos de su planeta.[12]​

Anillos estrechos principales

Anillo ε

Aproximación al anillo ε de Urano.

El anillo ε es el más brillante y denso de todo el sistema, y es el responsable de aproximadamente dos tercios de la luz reflejada por los anillos.[9]​[21]​ Aunque es el más excéntrico de los anillos de Urano, tiene una inclinación orbital despreciable.[23]​ La excentricidad del anillo produce una variación de su brillo en el curso de su órbita. El brillo integrado del anillo ε es mayor cerca de la apoápside y menor cuando está próximo a la periápside.[24]​ La razón del máximo al mínimo valor del brillo es de aproximadamente 2.5–3.0.[14]​ Estas variaciones están conectadas con variaciones en la anchura del anillo que es de 19.7 km en periápside y 96.4 km en apoápside.[24]​ A medida que el anillo se ensancha, la cantidad de sombra entre las partículas se hace menor y cada vez más de ellas se hacen visibles, lo que produce un aumento del brillo integrado.[19]​ Las variaciones en la anchura fueron medidas directamente a partir de imágenes del Voyager 2, puesto que el anillo ε fue uno de los dos únicos anillos resueltos ópticamente por las cámaras del Voyager.[9]​ Tal comportamiento indica que el anillo no es ópticamente estrecho. De hecho, las observaciones de ocultación dirigidas desde tierra y la sonda espacial mostraron que su profundidad óptica normal varía entre 0.5 y 2.5,[25]​[24]​[26]​ siendo mayores cuando está próximo el periastro. La profundidad equivalente del anillo ε es de unos 47 km y es invariante durante toda la órbita.[27]​ [24]​

Aproximación de los anillos (de arriba a abajo) δ, γ, η, β and α de Urano. El anillo η muestra el componente ancho ópticamente estrecho.

El espesor geométrico del anillo ε no se conoce con precisión, aunque el anillo es con certeza muy estrecho —150 m para algunas estimaciones.[15]​ A pesar de esta estrechez infinitesimal, está compuesto por varias capas de partículas. El anillo ε es un lugar muy poblado, con un coeficiente de ocupación cerca de la apoápsise estimado por diferentes fuentes entre 0.008 to 0.06.[24]​ El tamaño medio de las partículas del anillo es de 0.2–20.0 m,[15]​ y la separación media es de 4.5 veces su radio.[24]​ El anillo prácticamente carece de polvo, posiblemente debido a la resistencia aerodinámica de la extensión de la corona atmosférica de Urano. [2]​ Debido a la delgadez extrema de su constitución, el anillo ε desaparece cuando se ve de frente. Esto sucedió en 2007 cuando se observó un cruce de plano del anillo.[16]​

La Voyager 2 observó una extraña señal procedente del anillo durante un experimento de ocultación de radio.[26]​ La señal tenía el aspecto de una fuerte intensificación de la ocultación hacia adelante en la longitud de onda de 3.6 cm cerca de la apoápside del anillo. Una ocultación tan fuerte precisa de la existencia de una estructura coherente. Esta circustancia ha sido confirmada por muchas observaciones de ocultación. [15]​ el anillo ε parece constar de algunos subanillos estrechos y ópticamente densos,algunos de los cuales tienen arcos incompletos.[15]​

El anillo ε se conoce por tener lunas pastoras—Cordelia y Ofelia, respectivamente.[28]​ El borde interior del anillo está en una resonancia de 24:25 con Cordelia, y el borde exterior muestra una resonancia orbital de 14:13 con Ofelia.[28]​ Las masas de las lunas necesitan ser al menos tres veces la masa del anillo para confinarlos eficazmente. [8]​ La masa del anillo ε ring se estima en aproximadamente 1016 kg.[8]​[28]​


Anillo δ

Comparación de los anillos de Urano mediante luz dispersada hacia adelante y retrodispersada. (imágenes obtenidas por la Voyager 2 en 1986)

El anillo δ es circular y ligeramente inclinado.[23]​ Muestra variaciones acimutales no explicadas en la profundidad y anchura ópticas normales.[15]​ Una posible explicación sería que el anillo tiene una estructura acimutal en forma de onda, excitada por un pequeño satélite que se encuentra justo en su interior.[29]​ El borde externo afilado del anillo δ ring está en una resonancia de 23:22 con Cordelia.[30]​ El anillo δ consta de dos componentes: un componente estrecho ópticamente denso y un amplio codo interno con una baja profundidad óptica. [15]​ La anchura del componente estrecho es de 4.1–6.1 km y la profundidad equivalente es de 2.2 km, que corresponde a una profundidad óptica normal de 0.3–0.6.[24]​ El componente ancho del anillo es de unos 10–12 km de anchura y su profundidad equivalente está cerca de 0.3 km, indicando una profundidad óptica normal de 3 × 10−2.[24]​[31]​ Esto se sabe sólo partiendo de los datos de ocultación, ya que el experimento de toma de imágenes Voyager 2s' no pudo resolver el anillo δ.[9]​[31]​ Cuando se observó mediante geometría de dispersión hacia adelante por la Voyager 2, el anillo δ aparecía como relativamente brillante, lo cual es compatible con la presencia de polvo en su componente ancho.[9]​ El componente ancho es geométricamente más espeso que el componente estrecho. Esto está probado por observaciones de un evento de cruzamiento del plano del anillo en 2007, cuando el anillo δ incrementa su brillo, lo cual es consistente con el comportamiento de un anillo que es a la vez geométricamente espeso y ópticamente estrecho.[16]​

Anillo γ

El anillo γ es estrecho, ópticamente denso y ligeramente excéntrico. Su inclinación orbital es prácticamente cero.[23]​ La anchura del anillo varía dentro del rango de los 3.6–4.7 km, aunque la profundidad óptica equivalente es constante en 3.3 km.[24]​ La profundidad óptica normal del anillo γ ring es 0.7–0.9. Durante un evento de cruzamiento del plano del anillo en 2007 el anillo γ desapareció, lo que significa que es geométricamente estrecho, como el anillo ε,[15]​ y carente de polvo.[16]​ La anchura y profundidad óptica normales del anillo γ muestran variaciones acimutales significativas.[15]​ el mecanismo de confinamiento de un anillo tan estrecho se desconoce, pero se ha observado que el borde interno afilado está en una resonancia de 6:5 con Ofelia.[30]​[32]​

Anillo η

El anillo η tiene una excentricidad e inclinación orbitales nulas.[23]​ Como el anillo δ, consta de dos componentes: un componente estrecho ópticamente denso y un hombro exterior ancho con baja profundidad óptica.[9]​ La anchura del componente estrecho es de 1.9–2.7 km y la profundida dequivalente es de 0.42 km, lo cual corresponde con la profundidad normal de 0.16–0.25.[24]​ El componente ancho es de 40 km de anchura y su profundidad equivalente está próxima a 0.85 km, lo cual indica una baja profundidad óptica normal, de 2 × 10−2.[24]​ Fue resueto en las imágenes del Voyager 2.[9]​ Con luz dispersada hacia adelante, el anillo η aparecía brillante, lo que indicaba la presencia de una considerable cantidad de polvo en este anillo, probablemente en el componente ancho.[9]​ Este componente es geométricamente más espeso que el estrecho. Esta conclusión se demostró en un evento de cruzamiento del plano del anillo en 2007, en el que el anillo η mostró un incremento del brillo, siendo el segundo rasgo más brillante del sistema anular.[16]​ Esto es consistente con el comportamiento de un anillo geométricamente espeso y al mismo tiempo ópticamente delgado.[16]​ Como la mayoría de los demás anillos, muestra variaciones acimutales significativas con la profundidad y anchura óptica normales. El componente estrecho incluso desaparece en algunos lugares.[15]​

Anillos α y β

Tras el anillo ε, los anillos α y β son los más brillantes entre los anillos de Urano.[14]​ Como el anillo ε muestra variaciones regulares en brillo y anchura.[14]​ Son más brillantes y anchos a 30° a partir de la apoápside y más ténues y estrechos a 30° de la periápside.[9]​[33]​ Los anillos α y β tienen una excentricidad orbital medible y una inclinación de cierta consideración.[23]​ Las anchuras de estos anillos son 4.8–10 km y 6.1–11.4 km, respectiamente.[24]​ Las profundidades ópticas equivalentes son de 3.29 km y 2.14 km, lo cual prooduce unas profundidades ópticas normales de 0.3–0.7 y 0.2–0.35, respectivamente.[24]​ Durante un evento de cruzamiento del plano del anillo en 2007 los anillos desaparecieron, lo que indica que son geométricamente estrchos como el anillo ε y carentes de polvo.[16]​ No obstante, el mismo evento reveló una banda ancha y ópticamente estrecha justo fuera del anillo β ring, que también se observó tempranamente por la Voyager 2.[9]​ Las masas de ambos anillos se han estimado en 5 x 1015 kg (ambos) —la mitad de la masa del anillo ε.[34]​

Anillos 6, 5 y 4

Los anillos 6, 5 y 4 son los más internos y ténues de entre los anillos estrechos de Urano.[14]​ Son los más inclinados, y sus excentricidades orbitales exceden con creces la del anillo ε.[23]​ De hecho, sus inclinaciones (0.06°, 0.05° and 0.03°) fueron lo suficientemente grandes para que el Voyager 2 observara su elevación sobre el plano ecuatorial de Urano, que fue de 24–46 km.[9]​ Los anillos 6, 5 y 4 también son los anillos más estrechos de Urano, midiendo 1.6–2.2 km, 1.9–4.9 km y 2.4–4.4 km de ancho, respectivamente.[9]​[24]​ sus profundidades equivalentes son de 0.41 km, 0.91 y 0.71 km lo que produce 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 cruzamiento del plano del anillo en 2007 debido a su estrechez y carencia de polvo.[16]​

Anillos de polvo

Anillo λ

Archivo:FDS 26852.19 Rings of Uranus.gif
Una imagen de larga exposición, tomada con un ángulo de fase elevado por la Voyager 2 de los anillos interiores. Con la técnica de Dispersión hacia Delante, se pueden ver líneas de polvo no visibles en otras imágenes, además de los señalados anillos. Para ver una recreación informática de esta imagen, consultar aquí.

El anillo λ fue uno de los descubiertos por la Voyager 2 en 1986.[23]​ Es un anillo estrecho y brillante localizado en el interior del anillo ε entre éste y la luna pastora.[9]​ Esta luna va en realidad limpiando un carril oscuro dentro del anillo λ. Cuando se ve mediante luz retrodifundida,[35]​ el anillo λ es estremadamente estrecho mdash;aproximadamente 1–2 km— y tiene una profundidad óptica equivalente de 0.1–0.2 km a la longitud de onda de 2.2 μm.[2]​ La profundidad óptica normal es de 0.1–0.2.[9]​[31]​ La profundidad óptica del anillo λ muestra una fuerte dependencia de longitud de onda, lo que es atípico dentro del sistema anular de Urano. La profundidad equivalente es tan grande como 0.36 km en la parte ultravioleta del especro, lo que explica porqué el anillo λ fue inicalmente detectado en ocultaciones estelares bajo ultravioleta por el Voyager 2.[31]​ La detección durante la ocultación estelar en la longitud de onda de 2.2 μm fue únicamente anunciada en 1996.[2]​

La aparición del anillo λ cambió dramáticamente cuando se observaba en luz difundida hacia adelante 1986.[9]​ Bajo esta geometría el anillo se hace el rasgo más brillante del sistema anular de Urano, brillando más que el anillo ε.[12]​ esta observación, junto con la dependencia de longitud de onda de la profundidad óptica indica que el anillo λ contiene cantidads significativas de polvo de tamaño micrométrico.[12]​ La profundidad óptica normal de este polvo es 10−4–10−3.[14]​ Las observaciones llevadas a cabo en 2007 por eltelescopio Keck durante el evente de cruzamiento de plano del anillo confirmaron esta conclusión, porque el anillo λ se convirtió en uno de los elementos más brillantes de su sistema anular.[16]​

El análisis detallado de las imágenes del Voyager 2 revelaron variaciones acimutales en el brillo del anillo λ.[14]​ Las variaciones parecen ser periódicas, recordando a una onda estacionaria. El origen de esta estructura fina en el anillo λ sigue siendo un misterio.[12]​

Anillo 1986U2R/ζ

Imagen del descubrimiento del anillo 1986U2R.

En 1986 la Voyager 2 detectó una hoja de material ancho y brillante en el interior del anillo 6.[9]​ A este anillo se le designó temporalmente como 1986U2R. Tenía una profundidad óptica normal de 10−3 o menos y era extremadamente brillante. De echo, fue visible con una única imagen de la Voyager 2.[9]​ El anillo se localizaba entre 37,000 y 39,500 km del centro de Urano, o sólo 12,000 km sobre las nubes.[2]​ No fue observado de nuevo hasta 2003–2004, cuando el telescopio Keck encontró una lámina ancha y brillante de material justo dentro del anillo 6. A este anillo se le rebautizó como anillo ζ.[2]​ No obstante la posición del recuperado anillo ζ difiere significativamente de la observada en 1986. Ahora está situado entre los 37,850 y 41,350 km del centro del planeta. Hay una extensión hacia el interior que va desapareciendo gradualmente hasta los 32,600 km.[2]​

El anillo ζ se observó de nuevo durante el evento de cruzamiento del anillo en 2007 cuando se convirtió en el elemento más brillante del sistema anular, brillando más que todos los demás juntos.[16]​ La profundidad óptica equivalente de este anillo es de cerca de 1 km (0.6 km para la extensión interior), mientras que la profundidad óptica normal nuevamente es de menos de 10−3.[2]​ Las apariencias tan diferentes de los anillos 1986U2R y ζ pueden estar producidas por diferentes geometrías de visión: la geometría retrodifundida de 2003–2007 y la geometría de difusión lateral de 1986.[2]​[16]​ No obstante, no puede descartarse como causa los cambios de los pasados 20 años en la distribución del polvo, que se piensa que predominan en el anillo.[16]​

Otras bandas de polvo

Además de los anillos 1986U2R/ζ y λ, existen otras bandas de polvo extremadamente brillantes en el sistema anular de Urano.[9]​ Se hacen invisibles en las ocultaciones porque tienen una profundidad óptica despreciable, aunque son brillantes con luz difundida hacia adelante.[12]​ Las imágenes de la Voyager 2' de luz difundida hacia adelante revelaron la existencia de bandas de polvo brillantes entre los anillos λ y δ, entre los anillos η y β rings, y entre los anillos α y 4.[9]​ Muchas de estas bandas fueron detectadas nuevamente en 2003–2004 por el Telescopio Keck y en el trascurso del evento de 2007 de cruzamiento del plano del anillo incluso en luz retrodifundida, pero sus localizaciones precisas y su brillo relativo fueron diferentes que durante las observaciones de la Voyager.[2]​[16]​ La profundidad óptica normal de las bandas de polvo eran de 10−5 o menos. Se piensa que la distribución del tamaño de partícula obedece a una ley potencial T con el coeficiente p = 2.5 ± 0.5.[14]​

Sistema anular exterior

Los anillos μ y ν de Urano(R/2003 U1 and U2) en el Telescopio espacial Hubble, 2005

En 2003–2005, el Telescopio Espacial Hubble detectó un par de anillos previamente desconocidos, que ahora se conocen como sistema anular exterior, que elevaron el número de anillos conocidos de Urano a 13.[10]​ Estos anillos fueron posteriormente bautizados como anillos μ y ν.[13]​ El anillo μ es el más externo de los dos, y está a doce veces la distancia del planeta del brillante anillo η.[10]​ Los anillos externos difieren de los anillos estrechos interno en varias cosas: Son anchos, 17,000  y 3,800 km de ancho respectivamente, y muy brillantes. Sus profundidades ópticas normales son de 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.[10]​

El pico de brillo del anillo μ entra casi exactamente dentro de la órbita del pequeño satélite de Urano Mab, que probablemente es la fuente de las partículas del anillo.[10]​[11]​ El anillo ν está situado entre los satélites Porcia y Rosalinda y no contienen ningún satélite en su interior.[10]​ Un reanálisis de las imágenes de la Voyager 2 de luz difundida hacia adelante revela claramente los anillos μ y ν rings. En esta geometría los anillos son mucho más brillantes, lo que indica que contienen partículas de polvo de tamaño micrométrico.[10]​ Los anillos externos de Urano pueden ser similares a los anillos. El anillo G también carece de cualquier fuente observable de cuerpos, mientras que el anillo E es extremadamente ancho y recibe polvo de Encélado.[10]​[11]​

El anillo μ podría componerse completamente de polvo, sin ninguna partícula grande en absoluto. Esta hipótesis parece apoyarse en observaciones del telescopio Keck, que no pudo detectar el anillo μ en el infrarrojo cercano a 2.2 μm, pero detectó el anillo ν.[22]​ Esta falta de detección significa que el anillo μ es de color azul, lo que a su vez significa que el polvo muy pequeño (micrométrico) predomina en su interior.[22]​ El polvo podría estar hecho de hielo de agua.[36]​ Por contra, el anillo ν es de color ligeramente rojizo.[22]​[37]​

Dinámica y origen

Un esquema con color intensificado de los anillos interiores derivado de las imágenes del Voyager 2.

Un problema destacado en lo respectivo a la física que gobierna los anillos estrechos de Urano es su confinamiento. Sin un mecanismo para mantener juntas sus partículas, los anillos se dispersarían pronto de forma radial.[8]​ El tiempo de vida de los anillos de Urano sin este mecanismo no podría ser mayor de 1 millón de años.[8]​ El modelo más ampliamente citado para este confinamiento, propuesto inicialmente por Goldreich y Tremaine,[38]​ consiste en que un par de satélites próximos, las pastoras interna y externa, actúan gravitacionalmente con un anillo y también como sumideros y donantes de momento angular por exceso y por defecto respectivamente. Las pastoras mantienen de ese modo las partículas del anillo en su lugar, pero al mismo tiempo se van separando del anillo.[8]​ Para que sean eficaces, las masas de ambas pastoras deben exceder la del anillo por un factor de al menos dos o tres. Este mecanismo es el que opera al menos en el caso del anillo ε, en el que Cordelia y Ofelia sirven como pastoras.[30]​ Cordelia es también la pastora exterior del anillo δ, y Ofelia es la pastora exterior del anillo γ.[30]​ No obstante, no se conoce ningún satélite mayor de 10 km en la vecindad de otros anillos.[9]​ La distancia actual de Cordelia y Ofelia del anillo ε se puede utilizar para estimar la edad del mismo. Los cálculos muestran que el anillo ε no puede ser mayor de 6 × 108 años.[8]​[28]​

Ya que los anillos de Urano parecen ser jóvenes, deben de ser contínuamente renovados por fragmentación por colisiones de cuerpos mayores.[8]​ Las estimaciones muestran que el tiempo de vida contra la disrupción por colisión de un satélite con el tamaño de Puck es te unos pocos miles de millones de años. El tiempo de vida de un satélite menor es mucho más corto.[8]​ Por tanto, todas las lunas internas y anillos actuales deben ser producto de la disrupción de varios satélites del tamaño de Puck durante al menos los últimos cuatro mil millones y medio de años.[28]​ Cada una de estas disrupciones habría comenzado una cascada de colisiones que rápidamente disgregaron los cuerpos grandes en partículas mucho más pequeñas, incluyendo polvo.[8]​ Eventualmente la mayoría de la masa se perdería, y las partículas sobrevivirían solo en las posiciones en las que serían estabilizadas por resonancia y pastoreo. El producto final de esta evolución disruptiva sería un sistema de anillos estrechos. No obstante, algunos satélites menores aún quedarían dentro de los anillos en el presente. El tamaño máximo de tales satélites sería probablemente de alrededor de 10 km.[28]​

El origen de las bandas de polvo es menos problemático. El polvo tiene un periodo de vida muy corto, de 100–1000 años, y debe ser contínuamente repuesto por colisiones entre partículas mayores, pequeños satélites y meteoroides externos al sistema de Urano.[12]​[28]​ Los cinturones de satélites menores donantes y las partículas son invisibles debido a su baja profundidad óptica, mientras que el polvo se revela mediante dispersión de luz hacia adelante.[28]​ Se espera que los anillos principales estrechos y los cinturones de satélites menores que crearon las bandas de polvo difieran en tamaño de partícula y distribución. Los anillos principales tienen un tamaño de cuerpos integrantes de entre un centímetro y un metro. Tal distribución incrementa el área de la superficie del material de los anillos, conduciendo a una elevada densidad óptica en luz retrodifundida.[28]​ Por contra, las bandas de polvo tienen relativamente pocas partículas de gran tamaño, lo que produce una profundidad óptica menor.[28]​

Exploración

Los anillos fueron investigados a fondo durante el sobrevuelo de la sonda espacial Voyager 2 a Urano en enero de 1986.[23]​ Los dos nuevos anillos brillantes —λ y 1986U2R— fueron descubiertos llevando el número total de los conocidos en ese momento a 11. Se estudiaron los anillos analizando los resultados de las ocultaciones óptica, de radio y ultravioleta.[26]​ [31]​ [15]​ LaVoyager 2 observó los anillos en diferentes geometrías con respecto al sol, produciendo imágenes con luz difundida hacia adelante, retrodifundida y difundida lateralmente.[9]​ el análisis de estas imágenes permitió la derivación de la función de fase y del albedo geométrico y ligado de las partículas anulares.[14]​ Se resolvieron dos anillos, el —ε y el η— que revelaron una complicada estructura fina.[9]​ el análisis de las imágenes de la Voyager también llevaron al descubrimiento de 10 satélites interiores de Urano, incluyendo las dos lunas pastoras del anillo ε ring—Cordelia y Ofelia.[9]​

Lista de propiedades

Esta tabla resume las propiedades del sistema anular de Urano.

Nombre Radio (km)[39]​ Anchura (km)[40]​ Prof. Eq. (km)[41]​[42]​ Prof Opt.N[43]​[44]​ Espesor (m)[45]​ Ecc.[46]​ Incl.(°)[47]​ Notas
ζc 32 000–37 850 3 500 0.6 ~ 10−4 ? ? ? Extensión interna del anillo ζ
1986U2R 37 000–39 500 2 500 ? < 10−3 ? ? ? Anillo brillante de polvo
ζ 37 850–41 350 3 500 1 < 10−3 ? ? ?
6 41 837 1.6–2.2 0.41 0.18–0.25 ? 1.0 × 10−3 0.062
5 42 234 1.9–4.9 0.91 0.18–0.48 ? 1.9 × 10−3 0.054
4 42 570 2.4–4.4 0.71 0.16–0.30 ? 1.1 × 10−3 0.032
α 44 718 4.8–10.0 3.39 0.3–0.7 ? 0.8 × 10−3 0.015
β 45 661 6.1–11.4 2.14 0.20–0.35 ? 0.4 × 10−3 0.005
η 47 175 1.9–2.7 0.42 0.16–0.25 ? 0 0.001
ηc 47 176 40 0.85 2 × 10−2 ? 0 0.001 Componente ancho externo del anillo η
γ 47 627 3.6–4.7 3.3 0.7–0.9 150? 0.1 × 10−3 0.002
δc 48 300 10–12 0.3 3 × 10−2 ? 0 0.001 Componente ancho interno del anillo δ
δ 48 300 4.1–6.1 2.2 0.3–0.6 ? 0 0.001
λ 50 023 1–2 0.2 0.1–0.2 ? 0? 0? Anillo de polvo brillante
ε 51 149 19.7–96.4 47 0.5–2.5 150? 7.9 × 10−3 0 Pastoreado por Cordelia y Ofelia
ν 66 100–69 900 3 800 0.012 5.4 × 10−6 ? ? ? Entre Porcia y Rosalinda, pico de brillo a los 67 300 km
μ 86 000–103 000 17 000 0.14 8.5 × 10−6 ? ? ? Junto a Mab, pico de brillo a los 97 700 km


Notas

  1. ↑La plantilla {{note label}} está obsoleta, véase el nuevo sistema de referencias. La luz difundida hacia adelante es la luz difundida con un ángulo pequeño en relación con la luz solar (con un ángulo de fase cercano a los 180°).
  2. ↑La plantilla {{note label}} está obsoleta, véase el nuevo sistema de referencias. La luz retrodifundida es la luz difundida con un ángulo cercano a los 180° relativo a la luz solar (angulo de fase cercano a ( 0°).
  3. ↑La plantilla {{note label}} está obsoleta, véase el nuevo sistema de referencias. La profundidad óptica normal τ de un anillo es la razón de la sección cruzada geométrica de las partículas del anillo al área del anillo. Asume valores de cero a infinito. Un haz de luz que pase normalmente a través del anillo será atenuado por un factor de e−τ.[14]​
  4. ↑La plantilla {{note label}} está obsoleta, véase el nuevo sistema de referencias. La profundidad equivalente, ED de un anillo, se define como la integral de la profundidad óptica normal a través del anillo. En otras palabras, ED=∫τdr, donde r es el radio.[2]​
  5. ↑La plantilla {{note label}} está obsoleta, véase el nuevo sistema de referencias. Las excentricidades e inclinacioness de los anillos están tomadas de Stone et al., 1986 y French et al., 1989.[23]​[32]​
  6. ↑La plantilla {{note label}} está obsoleta, véase el nuevo sistema de referencias. Los radios de los anillos 6,5,4, α, β, η, γ, δ, λ y ε están tomados de Esposito et al., 2002.[8]​ Los radios de los anillos 6,5,4, α, β, η, γ, δ y ε se toman de Karkoshka et al., 2001.[24]​ Los radios de los anillos ζ y 1986U2R se toman de Pater et al., 2006.[2]​ La anchura del anillo λ ring es de Holberg et al., 1987.[31]​ Los radios y anchuras de los anillos μ y ν fueron extraídos de Showalter et al., 2006.[10]​
  7. ↑La plantilla {{note label}} está obsoleta, véase el nuevo sistema de referencias. La profundidad equivalente del anillo 1986U2R es un producto de su anchura y profundidad óptica normal. Las profundidades equivalentes de los anillos 6,5,4, α, β, η, γ, δ y ε fueron tomadas de Karkoshka et al., 2001.[24]​ Las profundidades equivalentes de los anillos λ y ζ, μ y ν se infieren a partir de valores μEW tomados de Pater et al., 2006[2]​ y de Pater et al., 2006b,[22]​ respectivamente. Los valores μEW para estos anillos se multiplicaron por un factor de 20, lo que corresponde a un albedo asumido del 5% para el tamaño de partícula del anillo.
  8. ↑La plantilla {{note label}} está obsoleta, véase el nuevo sistema de referencias. El espesor estimado es de Lane et al., 1986.[15]​
  9. ↑La plantilla {{note label}} está obsoleta, véase el nuevo sistema de referencias. Las profundidades ópticas normales de 1986U2R, μ y ν fueron calculadas como razones de las profundidades equivalentes a las anchuras. La profundidad óptica normal del anillo 1986U2R fue tomado de Smith et al., 1986.[9]​ Las profundidades ópticas normales de los anillos μ y ν son valores picos tomados de Showalter et al., 2006.[10]​
  10. ↑La plantilla {{note label}} está obsoleta, véase el nuevo sistema de referencias. Oposición hacia afuera significa que el ángulo entre la dirección Sol-objeto y la dirección Tierra-objeto no es cero.

Referencias

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Véase también


Enlaces externos

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