Aniellos de Xúpiter

Ficha d'oxetu celesteAniellos de Xúpiter
oxetu astronómicu del sistema solar y sistema de anillos (es) Traducir
Descubridor Voyager 1
Data de descubrimientu 1979
Oxetu astronómicu padre Xúpiter
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Los aniellos de Xúpiter son un sistema d'aniellos planetarios qu'arrodien a dichu planeta. Foi'l tercer sistema d'aniellos descubiertu nel sistema solar, dempués de los sistemes d'aniellos de Saturnu y d'Uranu. Los aniellos 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 Galileo, 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 aniellos de Xúpiter.

Los aniellos 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'aniellu halo, un aniellu principal relativamente brillosu pero escepcionalmente finu y dos aniellos anchos, gruesos y débiles llamaos aniellu difusu de Tebe y aniellu difusu d'Amaltea polos nomes de los satélites de que'l so material tán formaos.[6][Nota 1]

L'aniellu 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'alta resolución llograes en febreru de 2007 pola sonda New Horizons revelaron una rica y fina estructura nel aniellu principal.[7]

Na banda de lluz visible y nel infrarroxu cercanu, los aniellos 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 aniellos sacante nel halo, anque los resultaos 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'aniellos, incluyendo los cuerpos ensin reparar que xeneren material pa los aniellos, nun ta esautamente determinada, pero ye probable que tea nel rangu de 1011 a 1016 kg. La edá del sistema d'aniellos nun ye conocida pero posiblemente esistieren dende la formación del planeta.[9]

Descubrimientu y esploración

Artículu principal: Esploración de Xúpiter

La esistencia de los aniellos 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'aniellos.[1] Una mayor cantidá d'imáxenes foi llograda pol Voyager 2, lo que dexó faer una primer descripción de la estructura de los aniellos.[5] El planeta Xúpiter foi visitáu n'otres munches ocasiones. El orbitador Galileo llogró imáxenes de mayor calidá ente 1995 y 2003, que aumentaron descomanadamente la conocencia sobre los aniellos jovianos.[2] En 2000 la sonda Cassini, en ruta escontra Saturnu, el so destín final, realizó estenses observaciones de tol sistema d'aniellos.[11] Y finalmente, les imáxenes tresmitíes pola sonda New Horizons en febreru y marzu de 2007 dexaron reparar con detalle la estructura del aniellu principal per primer vegada.[12] El sistema d'aniellos 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

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

Nome Radio[Nota 2]
km		 Anchu
km		 Espesura
km		 Fonduraóptica[Nota 3] Porcentaxe de polvu
%		 Masa
kg		 Notes
Aniellu Halo 92 000 - 122 500 30 500 12 500 ~1 × 10-6 100 % ?
Aniellu principal 122 500 - 129 000 6500 30 - 300 5,9 × 10-6 ~25 % 10⁷ – 10⁹ (polvu)
1011– 1016 (partícules mayores) 		Arrodiáu pol satélite Adrastea.
Aniellu difusu de Amaltea 129 000 - 182 000 53 000 2000 ~1 × 10-7 100 % 10⁷– 10⁹ Alimentáu pol satélite Amaltea.
Aniellu 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'aniellos de Xúpiter. Embaxo, esquema d'aniellos y satélites asociaos.

Aniellu principal

Apariencia y estructura

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

L'estrechu y relativamente finu aniellu principal ye la parte más brillosa del sistema d'aniellos 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 aniellu principal ye d'aproximao 6500 km. L'apariencia del aniellu principal depende de la xeometría de llume de los aniellos.[9] Con llume frontero[Nota 4] el rellumu del aniellu 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 aniellu.[5][2] El rellumu amontar en direición a Xúpiter y tien un máximu cerca del centru del aniellu a 126 000 km anque hai un pronunciáu buecu cerca de la órbita de Metis a 128 000 km.[2] L'interior del aniellu principal, sicasí, se difumina amodo entemeciéndose col aniellu halo.[2][5] Con llume frontero tolos aniellos de Xúpiter son especialmente brillosos.

Con llume trasero o retroiluminación[Nota 5] la situación ye distinta. El cantu esterior del aniellu 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 aniellu 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 aniellu cai sópito xusto fora d'ella delimitando asina'l buecu.[9] Nel interior de la órbita de dichu satélite'l rellumu del aniellu aumenta muncho menos qu'en llume frontero.[4]

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

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

Un analís detalláu de les imáxenes del Galileo reveló variaciones llonxitudinales del rellumu del aniellu principal non conectáu cola estructura reparada. Les imáxenes de dicha sonda amosaron coles mesmes agrupaciones de material nos aniellos 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 aniellu principal. Anque nun s'afayaron satélites mayores de 0,5 km, les cámares de la sonda detectaron siete pequeñes mases de partícules. Orbiten xustu nel interior de la órbita de Adrastea dientro d'un mestu y pequeñu aniellu. 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 aniellu, 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

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

Los espectros del aniellu principal llograos pol telescopiu espacial Hubble,[3] el telescopiu Keck[16] y poles sondes Galileo[17] y Cassini[8] amosaron que les partícules que la formen son coloraes, con un albedu mayor a mayores llonxitúes 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 aniellu principal son bien similares a los de los satélites Adrastea[3] y Amaltea.[16]

Les propiedaes del aniellu 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 aniellu.[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 aniellu 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'aniellu. 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 quilómetros 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 aniellu 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'aniellu ye de 5000 km².[Nota 6][9] Supónse que les partícules del aniellu 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'aproximao 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 aniellu 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 aniellu 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 aniellos.[9][14]

Orixe y edá

Formación de los aniellos de Xúpiter.

El polvu ye constantemente esaniciáu del aniellu principal por una combinación del efeutu 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 aniellu 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 (aproximao 1000 km) y brillosu parte esterior del aniellu 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 retién 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 aniellu principal y l'aniellu halo.[9][21] La edá del aniellu principal ye anguaño desconocida, pero puede ser l'últimu remanente d'una pasada población de pequeños satélites cercanos a Xúpiter.[6]

Aniellu halo

Apariencia y estructura

Imaxe en falsu color del aniellu halo llograda pola sonda Galileo con llume frontero.

L'aniellu halo ye'l más internu y gruesu de los aniellos de Xúpiter. El so cantu esterior coincide col interior del aniellu principal aproximao a un radiu de 122 500 km del centru del planeta, 1,72 RJ.[2] [5] Dende esti radiu l'aniellu 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 aniellu.[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 aniellu 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'aniellu 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 Galileo.[2] Ente que el rellumu de la so superficie ye enforma menor que la del aniellu 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 aniellu 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 aniellu. L'apariencia del aniellu 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 que'l del aniellu principal y ye muncho más concentráu nel planu del aniellu que nes imáxenes con llume frontero.[9]

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

Orixe del aniellu halo

Les propiedaes óptiques del aniellu halo pueden ser esplicaes pola hipótesis de que se compón namái de polvu con tamaños de partícules menores de 15 μm.[3][9][18] Les zones del halo alloñaes del planu del aniellu 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 aniellu principal, una teoría que se sofita nel fechu de que la fondura óptica ~10-6 ye comparable cola del polvu del aniellu principal.[9][5] La gran espesura del aniellu 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 aniellu principal pue ser l'empiezu del aniellu halo.[9] El cantu interior del aniellu nun ta lloñe 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 aniellu principal, la edá del aniellu halo ye la mesma que la del aniellu principal.[9]

Aniellos difusos

Aniellu difusu de Amaltea

Imaxe de los aniellos difusos llograda pola sonda Galileo con llume frontero.

L'aniellu 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 aniellu principal y aniellu halo.[2] La espesura del aniellu ye d'aproximao 2300 km cerca de la órbita de Amaltea y amenórgase llixeramente en direición a Xúpiter.[4][Nota 8] L'aniellu 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 aniellu 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'aniellu paez ser trenta veces más débil que l'aniellu 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 aniellu, un picu de rellumu xustu dientro de la órbita de Amaltea.[4][24] En 2002 y 2003 la sonda Galileo fixo dos pasaes al traviés de los aniellos difusos. El contador de polvu detectó partícules del tamañu d'ente 0,2 y 5 μm y confirmó los resultaos llograes pol analís de les imáxenes.[25][26] Les observaciones del aniellu difusu de Amaltea dende la superficie terrestre y les imáxenes de la sonda Galileo 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 aniellu principal con q=2 ±0.5.[14][26] La fondura óptica del aniellu ye d'aproximao 10−7, que ye un orde de magnitú menor que la del aniellu principal, pero la masa total del polvu, ente 10⁷ y 10⁹ kg, ye comparable.[21][6][26]

Aniellu difusu de Tebe

L'aniellu difusu de Tebe ye'l más débil de los aniellos 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 aniellos principal y halo qu'enzanca les observaciones.[2] La espesura del aniellu ye d'aproximao 8400 km cerca de la órbita de Tebe y escai llixeramente en direición al planeta.[4] L'aniellu de Tebe ye, al igual que'l de Amaltea, más brillosu nos cantos cimeru ya inferior y crez el so rellumu en direición Xúpiter.[24] El cantu esterior del aniellu 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'aniellu ye tres veces más débil que l'aniellu difusu de Amaltea.[2] Con llume trasero, n'imáxenes llograes pol telescopiu Keck, l'aniellu 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 Galileo detectó partícules del tamañu ente 0,2 y 5 μm (similares resultaos a los de les del aniellu de Amaltea), confirmando los resultaos de los analises de les imáxenes.[25] [26]

La fondura óptica del aniellu difusu de Tebe ye d'alredor de 3 × 10-8, que ye tres veces menor que la del aniellu 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 aniellu de Amaltea, siguiendo una llei potencial con q < 2. Na estensión de Tebe, esti parámetru puede ser inclusive menor.[26]

Orixe de los aniellos difusos

El polvu de los aniellos difusos aníciase esencialmente de la mesma manera que'l de los aniellos principales y halo. La so fonte son los satélites internos Amaltea y Tebe respeutivamente. L'alta velocidá d'impautu 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 efeutu d'arrastre de Poynting-Robertson.[21] La espesura de los aniellos difusos ta determinada pola enclín orbital de los satélites. Esto esplicaría cuasi toles propiedaes observables de los aniellos: seición rectangular, cayida de la espesura en direición a Xúpiter y el mayor rellumu de los cantos cimeru ya inferior de los aniellos. 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 llétrica 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 aniellu 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 aniellos 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 aniellu 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 aniellos 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

Notes

  1. ↑ N'inglés, idioma de la mayoría de la lliteratura esistente sobre esta tema, estos aniellos reciben el nome de gossamer rings que lliteralmente significa aniellos de gasa polo difusos que son.
  2. ↑ Los radios de los aniellos esprésense midíos dende'l centru del planeta.
  3. ↑ La fondura óptica normal ye l'área total de la seición recta de les partícules que componen una determinada seición recta del aniellu respeuto del 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 aniellos 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 aniellos ye cercanu 180°, esto ye, los aniellos 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 aniellos difusos de Xúpiter defínense como la distancia ente dos picos de rellumu nos sos cantos inferior y cimero.

Referencies

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Johnson, T. V.; et al. (1979). «The Jupiter System through the Eyes of Voyager 1» (n'inglés). Science 204:  páxs. 951-957, 960–972. 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. (1999). «The Structure of Jupiter's Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment» (n'inglés). Icarus 138:  páxs. 188-213. doi:10.1006/icar.1998.6072. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Icar..138..188O. 
  3. ↑ 3,00 3,01 3,02 3,03 3,04 3,05 3,06 3,07 3,08 3,09 Meier, R.; Smith, B. A.; Owen, T. C.; et al. (1999). «Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea» (n'inglés). Icarus 141:  páxs. 253-262. 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. (1999). «Keck Infrared Observations of Jupiter's Ring System near Earth's 1997 Ring Plane Crossing» (n'inglés). Icarus 138:  páxs. 214-223. 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. (1987). «Jupiter's Ring System: New Results on Structure and Particle Properties» (n'inglés). Icarus 69 (3):  páxs. 458-498. 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. (2002). «Planetary rings» (n'inglés). Reports On Progress In Physics 65:  páxs. 1741-1783. 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:  páxs. 80-83. 
  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. (2004). «The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based Observations» (n'inglés). Icarus 172:  páxs. 59-77. 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.; Simonelli, D. P.; Showalter, M.R. et al. (2004). «Jupiter's Ring-Moon System», Bagenal, F.; Dowling, T.Y.; McKinnon, W.B.: Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (pdf) (n'inglés), Cambridge University Press.
  10. ↑ Pollack, J.B; Cuzzi, J. N. (1987). Scientific American: El nuevu Sistema Solar. Prensa Científica S.A., páx. 195-209. ISBN 84-7593-005-0.
  11. ↑ Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; et al. (2003). «Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter» (n'inglés). Icarus 164:  páxs. 461-470. 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 l'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. (2005) (n'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.  p. 130. 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. (2007). «Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter's Ring System» (n'inglés). Science 318:  p. 232-234. 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. (2006) (n'inglés). Ground-based Near Infrared Spectroscopy of Jupiter's Ring and Moons. 185.  páxs. 403-415. 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. (2000). «Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter's Ring System» (n'inglés). Icarus 146:  páxs. 1-11. 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. (2004). «The Size Distribution of Jupiter's Main Ring from Galileo Imaging and Spectroscopy» (n'inglés). Icarus 170:  páxs. 35-57. 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. (2001). «Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics» (n'inglés). Interplanetary Dust (Berlín: Springer):  páxs. 641-725. 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. (2005). «Amalthea's Density Is Less Than That of Water» (n'inglés). Science 308:  páxs. 1291-1293. 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. (1999). «The Formation of Jupiter's Faint Rings» (n'inglés). Science 284:  páxs. 1146-1150. 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. (1994). «A Comparison of Lorentz, Planetary Gravitational, and Satellite Gravitational Resonantes» (n'inglés). Icarus 109:  páxs. 221-240. 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. (1985). «Lorentz Resonances and the Structure of the Jovian Ring» (n'inglés). Nature 316:  páxs. 115-119. 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. (2008). «Properties and dynamics of Jupiter's gossamer rings from Galileo, Voyager, Hubble and Keck images» (n'inglés). Icarus 195:  páxs. 361-377. 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. (2004) (n'inglés). 35th COSPAR Scientific Assembly. Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings.  p. 1582. 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. (2008). «Galileo In-Situ Dust Measurements inJupiter's Gossamer Rings» (n'inglés). Icarus. http://adsabs.harvard.edu/abs/2008arXiv0803.2849K. 
  27. ↑ 27,0 27,1 Hamilton, D. P.; Kruger, H. (2008). «The sculpting of Jupiter's gossamer rings by its shadow» (n'inglés). Nature 453:  páxs. 72-75. doi:10.1038/nature06886. http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/HamKru08.pdf. 

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