Aneis de Xúpiter

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.

Os aneis de Xúpiter son un sistema de aneis planetarios arredor do planeta Xúpiter. Foi o terceiro sistema de aneis descubertos no Sistema Solar, tras os de Saturno e Urano. Foron observados por vez primeira pola sonda Voyager 1[1], e estudados de novo a partir da década de 1990 polas sondas Galileo e Cassini-Huygens.[2] Tamén foron observados en observatorios terrestres e polo Telescopio Espacial Hubble ao longo dos últimos 25 anos.[3] Os avistamentos desde a superficie da Terra esixe dos telescopios máis potentes dispoñibles.[4]

Estrutura dos aneis de Xúpiter.

Os aneis de Xúpiter son débiles e consisten principalmente en po espacial[1][5]. Teñen catro estruturas: no interior, un groso toro de partículas coñecido como halo ou halo anel, un anel principal relativamente brillante, pero excepcionalmente fino e dous aneis de ancho, groso e débiles chamados anel difuso de Tebe e anel difuso de Amaltea polos nomes dos satélites de cuxo material están formados.[6][Nota 1]

O anel principal e o halo consisten en po procedente dos satélites Metis e Adrastea e outros organismos non observados, como resultado de impactos de meteoritos de alta velocidade[2]. Imaxes de alta resolución obtidas en febreiro de 2007 pola sonda New Horizons revelaron unha estrutura ben rica no anel principal.[7]

Na banda de luz visible e no infravermello próximo, os aneis mostran unha cor avermellada, excepto o halo que ten unha cor neutro ou azulado[3]. Aplicando modelos fotométricos ás diversas observacións dispoñibles tanto de sondas espaciais como de telescopios en superficie terrestre, infírese que o tamaño das partículas é de 15 μm de radio en todos os aneis excepto no halo, aínda que os resultados dos modelos achéganse máis ás observacións cando se consideran partículas non-esféricas que cando se consideran esféricas.[8] O halo está probablemente composto de po submicroscópico.

A masa total do sistema de aneis, incluíndo os corpos non observados que xeran material para os aneis, non está exactamente determinada, pero é probable que estea no rango de 1011 a 1016 kg. A idade do sistema de aneis non é coñecida pero posiblemente existan desde a formación do planeta.[9]

Descubrimento e exploración[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Exploración de Xúpiter.

A existencia dos aneis de Xúpiter foi inferida polas observacións dos cintos de radiación realizadas durante o sobrevoo de Xúpiter pola sonda espacial Pioneer 10 en 1974 nas que se detectou unha diminución no reconto de partículas de alta enerxía nos cintos entre 50.000 e 55.000 km por encima da superficie do planeta.[10]

En 1979 a sonda Voyager 1 obtivo a primeira imaxe, mediante sobreexposición, do sistema de aneis[1]. Unha maior cantidade de imaxes foi obtida polo Voyager 2, o que permitiu facer unha primeira descrición da estrutura dos aneis[5] . O planeta Xúpiter foi visitado noutras moitas ocasións. O orbitador Galileo obtivo imaxes de maior calidade entre 1995 e 2003, as cales aumentaron enormemente o coñecemento sobre os aneis Xovianos[2]. En 2000 a sonda Cassini, en ruta cara a Saturno, o seu destino final, realizou extensas observacións de todo o sistema de aneis.[11] E finalmente, as imaxes transmitidas pola sonda New Horizons en febreiro e marzo de 2007 permitiron observar con detalle a estrutura do anel principal por primeira vez.[12] O sistema de aneis de Xúpiter é un dos obxectivos da futura misión Xuno.[13]

Ademais, observacións desde a superficie terrestre polo telescopio Keck entre 1997 e 2002,[4] e polo Telescopio Espacial Hubble en 1999 revelaron unha rica estrutura en imaxes retroiluminadas.

Estrutura[editar | editar a fonte]

O sistema de aneis de Xúpiter comprende catro estruturas principais: un groso touro de partículas coñecido como o halo ou o anel halo, un anel principal relativamente brillante pero moi fino e dous aneis exteriores anchos, moi finos e débiles denominados polos satélites de cuxo material se compoñen, anel difuso de Amaltea e anel difuso de Tebe. As principais características dos aneis especifícanse na táboa seguinte:[5][2][8][6]

Nome Radio[Nota 2]km Ancho
km
Espesor
km
Profundidade
óptica
[Nota 3]
Porcentaxe de polvo
%
Masa
kg
Notas
Anel Halo 92.000 - 122.500 30.500 12.500 ~1x10-6 100%  ?
Anel principal 122.500 - 129.000 6.500 30 - 300 5,9 x 10-6 ~25% 107 – 109(po)
1011– 1016 (partículas maiores)
Rodeado polo satélite Adrastea.
Anel difuso de Amaltea 129.000 - 182.000 53.000 2.000 ~1 x 10-7 100% 107– 109 Alimentado polo satélite Amaltea.
Anel difuso de Tebe 129.000 - 226.000 97.000 8.400 ~3 x 10-8 100% 107– 109 Alimentado polo satélite Tebe. Existe unha extensión máis aló da órbita de Tebe.


Arriba, mosaico de imaxes do sistema de aneis de Xúpiter. Abaixo, esquema de aneis e satélites asociados.

Anel principal[editar | editar a fonte]

Aparencia e estrutura[editar | editar a fonte]

A imaxe superior, tomada pola sonda New Horizons, mostra o anel principal con iluminación traseira ou retroiluminación. Pódese observar a fina estrutura da súa parte exterior. A imaxe inferior é o mesmo anel con iluminación frontal mostrando unha falta de estruturas visibles excepto o oco producido polo satélite Metis.

O estreito, e relativamente fino, anel principal é a parte máis brillante do sistema de aneis de Xúpiter. O seu bordo exterior está situado a uns 129.000 km do centro do planeta, é dicir, a 1,806 radios ecuatoriais xovianos (Rx=71.398 km), e coincide coa órbita do máis pequeno dos satélites interiores de Xúpiter, Adrastea[5][2]. O seu bordo interior non está marcado por ningún satélite e localízase a 122.500 km ou 1,72 Rx.[2]

O ancho do anel principal é de aproximadamente 6.500 km. A aparencia do anel principal depende da xeometría de iluminación dos aneis[9] . Con iluminación frontal[Nota 4] o brillo do anel comeza a decrecer enormemente a 128.600 km, xusto no interior da órbita de Adrastea, e acada o nivel do fondo a 129.300 km, xusto fora da órbita de Adrastea, o que indica que claramente fai a función de satélite pastor do anel.[5][2] O brillo increméntase en dirección a Xúpiter e ten un máximo cerca do centro do anel a 126.000 km aínda que hai un pronunciado oco preto da órbita de Metis a 128.000 km.[2] O interior do anel principal, en cambio, difuminase lentamente mesturándose co anel halo.[2][5] Con iluminación frontal todos os aneis de Xúpiter son especialmente brillantes.

Con iluminación traseira ou retroiluminación[Nota 5] a situación é diferente. O bordo exterior do anel principal, situado a 129.100 km, lixeiramente máis aló da órbita de Adrastea, está claramente delimitado.[9] A órbita do satélite está marcada cun oco no anel polo que existe un fino aneliño xusto fora de devandita órbita. Existe outro aneliño xusto no interior da órbita de Adrastea seguido dun oco de orixe descoñecida situado a 128.500 km.[9] Un terceiro aneliño atópase no lado interior do oco producido pola órbita do satélite Metis. O brillo do anel cae bruscamente xusto fora dela delimitando así o oco.[9] No interior da órbita de devandito satélite o brillo do anel aumenta moito menos que en iluminación frontal.[4]

Imaxe do anel principal de Xúpiter obtida pola sonda Voyager 2.
Outra imaxe, esta vez obtida pola sonda Galileo, desde o outro lado do Sol, estando á sombra do xigante.

Xa que logo con iluminación traseira o anel principal parece consistir en dúas partes diferentes, unha parte exterior estreita que se estende desde 128.000 a 129.000 km e inclúe tres pequenos aneis separados por ocos, e unha parte interior máis débil que se estende desde 122.500 a 128.000 km e carece de estruturas visibles con iluminación frontal.[9][14] O oco de Metis serve como os seus respectivos límites. A estrutura do anel principal foi descuberta polo orbitador Galileo e é claramente visible nas imaxes con iluminación traseira obtidas pola sonda New Horizons en febreiro-marzo de 2007.[7][12] Con todo, as observacións realizadas polo telescopio espacial Hubble, o telescopio Keck e a sonda Cassini non a detectaron, posiblemente debido a falta de resolución espacial.[8]

Observado en iluminación traseira o anel principal parece ser moi fino, estendéndose en dirección vertical non máis de 30 km.[5] Con iluminación lateral o grosor do anel é de entre 80 e 160 km incrementándose algo en dirección a Xúpiter.[2][8] O anel parece ser moito máis groso en iluminación frontal, ao redor dos 300 km.[2] Un dos descubrimentos do orbitador Galileo foi unha nube de material no anel principal, débil e relativamente grosa (ao redor de 600 km), que rodea o seu parte interior. A nube crece en grosor en dirección cara ao bordo interior do anel principal no lugar da transición ao anel halo.[2]

Unha análise detallada das imaxes do Galileo revelou variacións lonxitudinais do brillo do anel principal non conectado coa estrutura observada. As imaxes de devandita sonda mostraron así mesmo agrupacións de material nos aneis de escala de 500 a 1.000 km.[2][9]

En febreiro e marzo de 2007, a sonda New Horizons levou a cabo unha procura exhaustiva de novos satélites dentro do anel principal. Aínda que non se descubriron satélites maiores de 0,5 km, as cámaras da sonda detectaron sete pequenas masas de partículas. Orbitan xusto no interior da órbita de Adrastea dentro dun denso e pequeno anel. A conclusión é que son acumulacións e non pequenos satélites baseándose na súa aparencia estendida acimutalmente. Esténdense entre 0,1º e 0,3º ao longo do anel, o que corresponde a entre 1.000 e 3.000 km. As acumulacións divídense en dous grupos de cinco e dous membros respectivamente. A súa natureza non está clara pero as súas órbitas están próximas a unha resonancia orbital de 115:116 e 114:115 co satélite Metis, polo que poden ser estruturas provocadas por esta interacción.[15]

Espectros e distribución do tamaño das partículas[editar | editar a fonte]

Imaxe do anel principal obtida pola sonda Galileo con iluminación frontal. O oco de Metis é claramente visible.

Os espectros do anel principal obtidos polo telescopio espacial Hubble,[3] o telescopio Keck[16] e polas sondas Galileo[17] e Cassini[8] mostraron que as partículas que o forman son vermellas, cun albedo maior a maiores lonxitudes de onda. Os espectros existentes cobren o rango de 0,5 a 2,5 μm. Non se atoparon características espectrais que permitan identificar compostos químicos concretos, aínda que as observacións da Cassini mostraron evidencias na banda de absorción preto de 0,8 μm e 2,2 μm.[8] Os espectros do anel principal son moi similares aos dos satélites Adrastea [3] e Amaltea.[16]

As propiedades do anel principal poden ser explicadas pola hipótese de que conteñen cantidades significativas de po de tamaño de 0,1 a 10 μm. Isto explicaría o maior brillo das imaxes iluminadas frontalmente que as iluminadas por detrás. En calquera caso é necesario que existan corpos de tamaño maior para explicar o brillo obtido nas imaxes retroiluminadas e a complexa estrutura na brillante parte exterior do anel.[9][14]

A análise dos datos espectrais e de fase dispoñibles leva á conclusión de que a distribución do tamaño das partículas do anel principal responde á lei potencial:[8][18][19]

n(r)=A\times r^{-q} \,

onde n(r) dr é o número de partículas con radio entre r e r dr e A é un parámetro normalizador elixido para que concorde co fluxo total de luz desde o anel. O parámetro q é 2,0 ± 0,2 para partículas con r menor que 15 ± 0,3 μm, e 5,0 ± 1,0 para partículas con r maior que 15 ± 0,3 μm.[8]

A distribución de corpos de gran tamaño no rango desde metros ata quilómetros non está determinada actualmente.[9] A iluminación neste modelo está determinada polas partículas con r ao redor de 15 μm.[8][17]

A lei mencionada anteriormente permite a estimación da profundidade óptica,\scriptstyle\tau, do anel principal: \scriptstyle\taul = 4,7 x 10-6 para corpos grandes e \scriptstyle \taus = 1,3 x 10-6 para o po.[8] Esta profundidade óptica significa que a sección total de todas as partículas dunha sección de anel é de 5.000 km2.[Nota 6][9] Suponse que as partículas do anel principal teñen forma esférica.[8] A masa total de po estímase entre 107 e 109 kg. A masa dos corpos grandes, excluíndo aos satélites Metis e Adrastea, entre 1011 e 1016 kg, dependendo do seu tamaño máximo. O valor superior corresponde a un diámetro de aproximadamente 1 km.[9] Poden compararse estas con as de Adrastea, que é de 2 x 1015; Amaltea, 2 x 1018kg [20] e a Lúa, 7,4 x 1022 kg.

A presenza de dous tipos de partículas no anel principal explicaría por que a súa aparencia depende da dirección da iluminación.[19] O po difunde a luz preferiblemente en dirección frontal e forma un relativamente groso e homoxéneo anel rodeado pola órbita de Adrastea.[9] Pola contra, os corpos maiores, que difunden máis luz en dirección traseira, están confinados dentro da rexión entre as órbitas de Metis e Adrastea en diversos e pequenos aneis.[9][14]

Orixe e idade[editar | editar a fonte]

Formación dos aneis de Xúpiter.

O po é constantemente eliminado do anel principal por unha combinación do efecto de arrastre de Poynting-Robertson e das forzas electromagnéticas da magnetosfera xoviana.[19][21] Os materiais volátiles, como o xeo, evapóranse rapidamente. A vida media das partículas de po no anel varía desde 100 ata 1.000 anos,[9][21] polo que o po debe ser continuamente renovado mediante as colisións entre corpos maiores con tamaños desde 1 cm ata 0,5 km[15] e mediante os mesmos corpos e partículas de alta velocidade provenientes de fóra do sistema xoviano.[9][21] Estes corpos maiores atópanse confinados na estreita (aproximadamente 1.000 km) e brillante parte exterior do anel principal, que inclúe ademais, a Metis e Adrastea.[9][14] O tamaño máximo destes corpos debe ser menor de 0,5 km de radio. Este límite superior foi obtido pola sonda New Horizons.[15] O límite superior anterior, obtido polo telescopio Hubble[14][3] e pola sonda Cassini[8] era de preto de 4 km.[9] O po producido polas colisións retén aproximadamente os mesmos elementos orbitais dos corpos maiores e van caendo lentamente en espiral en dirección a Xúpiter formando a débil, en retroiluminación, parte máis interior do anel principal e o anel halo.[9][21] A idade do anel principal é actualmente descoñecida, pero pode ser o último remanente dunha pasada poboación de pequenos satélites próximos a Xúpiter.[6]

Anel halo[editar | editar a fonte]

Aparencia e estrutura[editar | editar a fonte]

Imaxe en falsa cor do anel halo obtida pola sonda Galileo con iluminación frontal.

O anel halo é o máis interno e groso dos anel de Xúpiter. O seu bordo exterior coincide co interior do anel principal aproximadamente a un radio de 122.500 km do centro do planeta, 1,72 RX.[2] [5]Desde este radio o anel chega a ser rapidamente cada vez máis groso en dirección a Xúpiter. A extensión real en dirección vertical do halo é descoñecida pero a presenza do seu material foi detectada tan alto como 10.000 km sobre o plano do anel.[2] [4]O bordo interior do halo é relativamente agudo e localízase a un radio de 100.000 km, 1,4 RX,[4] pero algún material localizouse aínda máis cara ao interior, a aproximadamente 92.000 km.[2] Desta forma, o ancho do anel halo é de ao redor de 30.000 km. A súa forma aseméllase a un ancho touro sen unha estrutura interna definida.[9] Ao contrario que o anel principal, a aparencia do halo depende moi pouco da xeometría de iluminación.

O halo é brillante en iluminación frontal, na que foi profusamente fotografado pola sonda Galileo.[2] Mentres que o brillo da súa superficie é moito menor que a do anel principal, en dirección vertical o seu fluxo de fotóns é comparable debido á súa maior anchura. A pesar de que se estende en dirección vertical en máis de 20.000 km, o brillo do halo concéntrase cara ao plano do anel e segue unha lei potencial da forma: z -0,6 a z -1,5,[9] onde z é a altitude respecto do plano do anel. A aparencia do anel halo en iluminación traseira, observado polo telescopio Keck,[4] e o telescopio espacial Hubble,[3] é basicamente a mesma. En calquera caso o fluxo total de fotóns é varias veces menor que o do anel principal e é moito máis concentrado no plano do anel que nas imaxes con iluminación frontal.[9]

As propiedades espectrales do halo son diferentes que as do anel principal. A distribución de fluxo no rango de 0,5 a 2,5 μm é máis plana no anel principal.[3] O halo non é vermello e pode ser ata de cor azul.[16]

Orixe do anel halo[editar | editar a fonte]

As propiedades ópticas do anel halo poden ser explicadas pola hipótese de que se compón unicamente de po con tamaños de partículas menores de 15 μm.[3][9][18] . As zonas do halo afastadas do plano do anel poden consistir en po submicrométrico.[3][9][4] Esta composición explica o maior brillo en iluminación frontal, a cor máis azulado e a ausencia de estrutura visible no halo. O po posiblemente orixínase no anel principal, unha teoría que se apoia no feito de que a profundidade óptica \scriptstyle\tau_s\, ~10-6 é comparable coa do po do anel principal.[9][5] O gran espesor do anel pode ser atribuído á excitación da inclinación orbital e excentricidade das partículas de po polas forzas electromagnéticas da magnetosfera de Xúpiter. O bordo exterior do halo coincide coa situación dunha forte resonancia de Lorentz 3:2.[19][22][23][Nota 7]

Como o arrastre de Poynting-Robertson[21] [19] provoca que as partículas tendan a caer en dirección a Xúpiter, as súas inclinacións orbitais son excitadas mentres pasan a través dela. O engrosamiento do anel principal pode ser o comezo do anel halo.[9] O bordo interior do anel non está lonxe da forte resonancia de Lorentz 2:1.[19][23][22] Nesta resonancia a excitación é probablemente significativa, forzando ás partículas a precipitarse á atmosfera xoviana e formando deste xeito un bordo interior moi definido.[9] Ao estar orixinado por material do anel principal, a idade do anel halo é a mesma que a do anel principal.[9]

Aneis difusos[editar | editar a fonte]

Anel difuso de Amaltea[editar | editar a fonte]

Imaxe dos aneis difusos obtida pola sonda Galileo con iluminación frontal.

O anel difuso de Amaltea é unha estrutura moi débil de sección rectangular que se estende desde a órbita de Amaltea a 182.000 km do centro de Xúpiter, 2,54 RX ata aproximadamente 129.000 km 1,80 RX.[9][2] O seu bordo interior non está definido claramente debido á presenza dos relativamente moito máis brillantes anel principal e anel halo.[2] O grosor do anel é de aproximadamente 2.300 km preto da órbita de Amaltea e redúcese lixeiramente en dirección a Xúpiter.[4][24] O anel difuso de Amaltea é máis brillante preto dos seus bordos superior e inferior e gradualmente máis brillante en dirección a Xúpiter, sendo o bordo superior máis brillante que o lado inferior.[25] O bordo exterior do anel está relativamente ben definido e existe unha brusca caída do brillo xusto no interior da órbita de Amaltea. En imaxes con iluminación frontal o anel parecer ser trinta veces máis débil que o anel principal.[2] En imaxes con iluminación traseira só foi detectado polo telescopio Keck[4] e polo telescopio espacial Hubble.[14] Estas imaxes mostran unha estrutura adicional no anel, un pico de brillo xusto dentro da órbita de Amaltea.[4][25] En 2002 e 2003 a sonda Galileo fixo dúas pasadas a través dos aneis difusos. O contador de po detectou partículas do tamaño de entre 0,2 e 5 μm e confirmou os resultados obtidos pola análise das imaxes.[26][27] As observacións do anel difuso de Amaltea desde a superficie terrestre e as imaxes da sonda Galileo e as súas medidas directas do po permitiron determinar a distribución do tamaño das partículas, que parece seguir a mesma lei potencial que o po do anel principal con q=2 ±0.5.[14][27] A profundidade óptica do anel é de aproximadamente 10−7, que é unha orde de magnitude menor que a do anel principal, pero a masa total do po, entre 10−7 e 10−9 kg, é comparable.[21][6][27]

Anel difuso de Tebe[editar | editar a fonte]

O anel difuso de Tebe é o máis débil dos aneis xovianos. Parece ser unha estrutura de sección rectangular que se estende desde a órbita de Tebe a 226.000 km do centro de Xúpiter, 3,11 RX ata aproximadamente 129.000 km, 1,80 RX.[9][2] O seu bordo interior non está definido, igualmente polo maior brillo relativo dos aneis principal e halo que dificulta as observacións.[2] O espesor do anel é de aproximadamente 8.400 km preto da órbita de Tebe e decrece lixeiramente en dirección ao planeta.[4] O anel de Tebe é, do mesmo xeito que o de Amaltea, máis brillante nos bordos superior e inferior e crece o seu brillo en dirección Xúpiter.[25] O bordo exterior do anel non está ben definido estendéndose durante 15.000 km.[2] Hai unha continuación dificilmente observable que se estende ata os 280.000 km, 3,75 RX chamada Extensión de Tebe.[2][27] En imaxes con iluminación frontal o anel é tres veces máis débil que o anel difuso de Amaltea.[2] Con iluminación traseira, en imaxes obtidas polo telescopio Keck, o anel mostra un pico de brillo xusto no interior da órbita de Tebe.[4] En 2002 e 2003 o contador de partículas da sonda Galileo detectou partículas do tamaño entre 0,2 e 5 μm (similares resultados aos do anel de Amaltea), confirmando os resultados das análises das imaxes.[26] [27]

A profundidade óptica do anel difuso de Tebe é de ao redor de 3 x 10-8, que é tres veces menor que a do anel difuso de Amaltea, pero a masa total do po é a mesma, aproximadamente entre 107 e 109 kg.[21][6][27] A distribución de tamaño de partículas de po é máis dispersa que no anel de Amaltea, seguindo unha lei potencial con q < 2. Na extensión de Tebe, este parámetro pode ser ata menor.[27]

Orixe dos aneis difusos[editar | editar a fonte]

O po dos aneis difusos orixínase esencialmente do mesma xeito que o dos aneis principais e halo. A súa fonte son os satélites internos Amaltea e Tebe respectivamente. A alta velocidade de impacto de obxectos procedentes de fóra do sistema xoviano expulsa partículas de po das súas superficies. Esas partículas inicialmente reteñen as mesmas órbitas que os satélites dos que proveñen, pero aos poucos esas órbitas decaen caendo en espiral cara ao planeta a causa do efecto de arrastre de Poynting-Robertson.[21] O grosor dos aneis difusos está determinada pola inclinación orbital dos satélites. Isto explicaría case todas as propiedades observables dos aneis: sección rectangular, caída do grosor en dirección a Xúpiter e o maior brillo dos bordos superior e inferior dos aneis. De todos os xeitos hai algunhas propiedades que seguen inexplicadas, como a Extensión de Tebe, que pode ser debida a corpos non observados no exterior da órbita de Tebe, e as estruturas observadas en imaxes con iluminación traseira.[9]

Unha posible explicación á Extensión de Tebe é a influencia das forzas electromagnéticas da magnetosfera de Xúpiter. Cando o po entra na sombra detrás do planeta, perde a súa carga eléctrica con certa rapidez. Como as pequenas partículas de po rotan parcialmente á vez que o planeta, moveranse cara a fóra durante o paso pola sombra creando unha extensión exterior ao anel de Tebe.[28] As mesmas forzas poden explicar a transición de distribución de partículas e de brillo que ocorre entre as órbitas de Amaltea e Tebe.[28][27]

A análise das imaxes dos aneis difusos revelou un pico de brillo xusto no interior da órbita de Amaltea debido a partículas de po atrapadas nos puntos de Lagrange L4 e L5. O maior brillo observado no bordo superior do anel de Amaltea pode ser así mesmo causado por este mesmo po. Debe haber tamén partículas de po atrapadas nos puntos de Lagrange da órbita de Tebe. O seu descubrimento implicaría que hai dous tipos de poboacións de partículas nos aneis difusos, unha con órbitas que decaen lentamente cara a Xúpiter mentres que outras se manteñen atrapadas en resonancia 1:1 co satélite que as produciu.[25]

Notas[editar | editar a fonte]

  1. En inglés, lingua da maioría da literatura existente sobre este tema, estes aneis reciben o nome de gossamer rings que literalmente significa aneis de gasa polo difusos que son.
  2. Os radios dos aneis exprésanse medidos desde o centro do planeta.
  3. A profundidade óptica normal é a área total da sección recta das partículas que compoñen unha determinada sección recta do anel respecto da área de esa sección.
  4. A iluminación frontal ou forward-scattered lixeiro é aquela en a que o ángulo entre o observador e a luz provinte do sol que ilumina os aneis é relativamente baixo.
  5. A iluminación traseira, retroiluminación ou back-scattered lixeiro é cando o ángulo entre o observador e a luz proveniente do sol que ilumina os aneis é próximo 180º, é dicir, os aneis están iluminados por detrás.
  6. Este valor debe compararse cos aproximadamente 1.700 km2 da sección total de Metis e Adrastea.
  7. A resonancia de Lorentz é unha resonancia entre o movemento orbital das partículas e a rotación da magnetosfera planetaria na que a razón dos seus períodos é un número racional.

Notas[editar | editar a 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). pp. 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. E.; Burns, J. A.; Daubar, I. J.; et al. (1999). "The Structure of Jupiter’s Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment" (en inglés). pp. 188-213. 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 Meier, R.; Smith, B. A.; Owen, T. C.; et al. (1999). "Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea" (en inglés). pp. 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 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" (en inglés) (pdf). pp. 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" (en inglés). pp. 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" (en inglés). pp. 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 maio de 2007). Ring Leader. pp. 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 ao. (2004). "The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based Observations" (pdf). pp. 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 ao. (2004). "Jupiter’s Ring-Moon System" (pdf). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.. http://www.astro.umd.edu/hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf. 
  10. Pollack, J.B; Cuzzi, J. N. (1987). "Aneis no Sistema Solar". O novo Sistema Solar (2 ed.). Scientific American. pp. 195-209. ISBN 84-7593-005-0. 
  11. Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; et ao. (2003). "Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini’s Flyby of Jupiter" (en inglés). pp. 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" (en inglés). 1 de maio de 2007. http://pluto.jhuapl.edu/gallery/missionPhotos/pages/050107/050107_10.html. Consultado o 11 de decembro de 2009. 
  13. "Juno-NASA New Frontiers Mission to Jupiter" (en inglés). http://juno.wisc.edu/. Consultado o 31 de xaneiro de 2010. 
  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 ao. (2005) (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. 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 ao. (2007) (en inglés). Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter?s Ring System. 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 ao. (2006) (en inglés). Ground-based Near Infrared Spectroscopy of Jupiter's Ring and Moons. 185. pp. 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. E.; et ao. (2000) (en inglés). Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter's Ring System. 146. pp. 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. (en inglés). The Size Distribution of Jupiter’s Main Ring from Galileo Imaging and Spectroscopy. 170. pp. 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. (en inglés). Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics. Berlín. http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf. 
  20. Anderson, J. D.; Johnson, T. V.; Shubert, G.; et al. (2005) (en inglés). Amalthea’s Density Is Less Than That of Water. 308. pp. 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 ao. (1999) (en inglés) (pdf). The Formation of Jupiter's Faint Rings. 284. pp. 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) (en inglés) (pdf). A Comparison of Lorentz, Planetary Gravitational, and Satellite Gravitational Resonantes. 109. pp. 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. E.; Greenberg, R. J. et ao. (1985) (en inglés). Lorentz Resonances and the Structure of the Jovian Ring. 316. pp. 115-119. DOI:10.1038/316115a0. http://adsabs.harvard.edu/abs/1985Natur.316..115B. 
  24. O grosor dos aneis difusos de Xúpiter defínense como a distancia entre dous picos de brillo nos seus bordos inferior e superior.
  25. 25,0 25,1 25,2 25,3 Showalter, M. R.; de Pater, I.; Verbanac, G. et ao. (2008) (en inglés) (pdf). Properties and dynamics of Jupiter?s gossamer rings from Galileo, Voyager, Hubble and Keck images. 195. pp. 361-377. DOI:10.1016/j.icarus.2007.12.012. http://www.astro.umd.edu/hamilton/research/reprints/ShoPatVer08.pdf. 
  26. 26,0 26,1 Krüger,H.; Grün, E.; Hamilton, D. P. (2004) (en 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. 
  27. 27,0 27,1 27,2 27,3 27,4 27,5 27,6 27,7 Kruger, H.; Hamilton, D. P.; Moissl, R.; Grun, E. (2008). Galileo In-Situ Dust Measurements inJupiter's Gossamer Rings. http://adsabs.harvard.edu/abs/2008arXiv0803.2849K. 
  28. 28,0 28,1 Hamilton, D. P.; Kruger, H. (2008) (en inglés) (pdf 2849K). The sculpting of Jupiter’s gossamer rings by its shadow. 453. pp. 72-75. DOI:10.1038/nature06886. http://www.astro.umd.edu/hamilton/research/reprints/HamKru08.pdf. 

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]

Ligazón externas[editar | editar a fonte]

Commons
Commons ten máis contidos multimedia na categoría: Aneis de Xúpiter