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Aniellos de Neptunu

Los aniellos de Neptunu son un sistema d'aniellos planetarios bien tenues y débiles, compuestos principalmente de polvu que la so guarda foi confirmada en 1989 pola sonda espacial Voyager 2, que pertenecen a dichu planeta.[1] Guarden más semeyanza colos aniellos de Xúpiter que colos más complexos de Saturnu o Uranu.

Esquema de los aniellos de Neptunu. Les llinies continues indiquen los aniellos, les discontinues órbites de satélites.

El sistema consta de cinco anillo que reciben el nome de los astrónomos más relevantes na investigación de Neptunu. Del más interior al más esterior son: Galle, Le Verrier, Lassell, Arago y Adams. Amás esiste un aniellu coincidente cola órbita del satélite Galatea.[2] Otros trés satélites más, Náyade, Talasa y Despina, orbiten ente los aniellos faciendo la función de satélites pregueros.[3]

El material de los aniellos ye descomanadamente escuru, tratándose probablemente de compuestos orgánicos producíos pola radiación de la magnetosfera del planeta de manera similar a lo topao nos aniellos d'Uranu. La proporción de polvu nos aniellos ye alta, ente'l 20 y el 70 %,[4] ente que la fondura óptica ye baxa, menos de 0,1.[5]

L'aniellu Adams inclúi de la mesma cinco arco más brillosos que'l restu del aniellu denominaos Fraternidá, Igualdá 1, Igualdá 2, Llibertá y Coraxe.[2] Los arcos ocupen cada unu una pequeña llonxitú orbital del total del aniellu. La estabilidá de los arcos ta en discutiniu detectándose en 2005 un considerable endelgazamientu del arcu Llibertá.[6] Ye probable que la estabilidá del aniellu Adams tea rellacionada col satélite Galatea.[7]

Observaciones y descubrimientu

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La primer mención d'aniellos alredor de Neptunu data de 1846 cuando William Lassell, descubridor del mayor satélite de Neptunu, Tritón, informó de la presencia d'un aniellu alredor del planeta.[1] La so observación nunca foi confirmada y foi probablemente debida a una ilusión óptica. La primer detección fiable d'un aniellu llograr por mediu d'una tapecimientu estelar en 1968, anque el resultáu nun foi publicáu hasta 1977, cuando fueron afayaos los aniellos d'Uranu.[1]

 
Imaxe del sistema d'aniellos de Neptunu llograda pola Voyager 2.

Darréu dempués empezó la busca sistemática d'aniellos alredor de Neptunu. El 24 de mayu de 1981 detectóse, mientres asocedía otru tapecimientu estelar, un ceguñu nel rellumu de la estrella despintada. La manera en que tuvo llugar esti ceguñu nun dio pie a pensar nun aniellu como'l so responsable. Dempués del sobrevuelu de la Voyager 2 atopóse que foi'l pequeñu satélite Larisa el que despintó la estrella, un fenómenu desaxeradamente raru.[1]

Nos años 1980 los tapecimientos d'estrelles per parte de Neptunu fueron muncho menos frecuentes que les d'Uranu, que ocupaba una posición cercana a la Vía Láctea nesi momentu y movíase al traviés d'un campu d'estrelles más trupu. El siguiente tapecimientu d'importancia tuvo llugar el 12 de setiembre de 1983, dando como resultáu la posible detección d'un aniellu, anque les observaciones nun fueron concluyentes. Durante los siguientes seis años fueron reparaes unes 50 tapecimientos de les que namái un terciu llograron resultaos positives. Paez legitimo atribuyir el "descubrimientu" (como "arcos") a les observaciones realizaes en 1984 en Chile, per una parte por Patrice Bouchet, Reinhold Häfner y Jean Manfroid quien conducíen en dellos telescopios del observatoriu La Silla de la ESO un programa d'observación propuestu por André Brahic, Bruno Sicardy y Françoise Roques del Observatoriu de Paris-Meudon, y d'otra parte por F. Vilas y L.-R. Elicer nel observatoriu ínter-americanu de Cuetu Tololo, pa un programa escurríu por Williams Hubbard.[8][9][1][10] Constatóse que daqué, probablemente arcos de material, orbitaba alredor de Neptunu pero les carauterístiques del sistema d'aniellos siguieron siendo desconocíes.[1]

La sonda espacial Voyager 2 confirmó definitivamente la esistencia de los aniellos de Neptunu durante'l so sobrevuelu del planeta en 1989. Tamién se comprobó que los tapecimientos ocasionales reparaes enantes fueron causaes pol aniellu Adams.[11] Darréu al vuelu de la Voyager 2 les observaciones realizaes con anterioridá fueron analizaes de nuevu llográndose les carauterístiques de los aniellos tal que fueron nos primeros años 80, y atopándose que coincidíen cuasi perfectamente coles llograes pola Voyager.[4] Los aniellos fueron reparaos en distintes disposiciones con respectu al sol, llogrando imáxenes con distintos ángulos de llume, de frente, por detrás y lateralmente. L'analís de les imáxenes nestes condiciones dexó conocer la derivada de la función de fase, que da la dependencia de la reflectividad del aniellu en función del ángulu ente l'observador y el sol, y los albedos xeométricu y de Bond. Coles mesmes l'analís de les imáxenes dexó afayar seis nuevos satélites interiores de Neptunu, incluyendo a Galatea.[4]

Apocayá los aniellos más brillosos, Adams y Le Verrier, fueron fotografiaos pol Telescopiu espacial Hubble y otros telescopios na superficie terrestre gracies a les meyores y meyores de los mesmos,[12] nes bandes ultravioleta y lluz visible durante tapecimientos estelares.[5] Son visibles llixeramente percima del nivel del ruido de fondu na llonxitú d'onda d'absorción del metanu, banda na que la rellumada de Neptunu ye menos bultable. Los aniellos más débiles tán inda per debaxo del estragal de detección.[13]

Descripción

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El sistema d'aniellos de Neptunu consta de cinco anillo, llamaos dende'l más cercanu al planeta escontra l'esterior: Galle, n'honor de Johann Gottfried Galle, descubridor de Neptunu a instancies de los cálculos de Le Verrier; Le Verrier, dedicáu a Urbain Le Verrier, quien predixo la posición de Neptunu en función de les alteraciones qu'amosaba la órbita d'Uranu; Lassell, por William Lassell, astrónomu qu'afayó Tritón, el principal satélite de Neptunu; Arago, de François Arago, astrónomu, matemáticu y físicu francés, y Adams, n'honor de John Couch Adams, quien tamién predixo la posición de Neptunu independientemente de Le Verrier.

 
Imaxe tomada con una sobreexposición de 591 segundos pa resaltar los aniellos más débiles.

Amás d'estos definíos aniellos esiste una llámina de material desaxeradamente tenue que s'estiende dende l'aniellu Le Verrier hasta'l Galle y probablemente más al interior escontra Neptunu.[4][7]

Trés de los aniellos, Le Verrier, Arago y Adams, son estrechos con anchores de 100 km o menos.[5] Sicasí, Galle y Lassell presenten anchores d'ente 2.000 y 5.000 km.[4] L'aniellu Adams contién coles mesmes cinco arco brillosos denominaos Fraternidá, Igualdá 1 y 2, Llibertá y Coraxe. Esta nomenclatura foi suxerida polos descubridores d'estos arcos nos tapecimientos estelares de 1984 y 1985.[10][14]

Cuatro satélites orbiten dientro d'esti sistema d'aniellos: Náyade y Talasa facer nel buecu ente los aniellos Galle y Le Verrier, Despina xusto nel cantu interior del Le Verrier y Galatea llixeramente pel interior del Adams.[3] De fechu Galatea ta dientro d'un aniellu bien estrechu y débil ensin denominación dalguna.[7]

Los aniellos de Neptunu tán compuestos de polvu micrométrico con una proporción d'ente'l 20% y el 70% del mesmu por unidá d'área;[7] una densidá similar a los aniellos de Xúpiter, nos que'l porcentaxe de polvu ye del 50% al 100%, y bien distintu de los d'Uranu o Saturnu, que contienen bien escasu polvu, con menos del 0,1%.[3][7]

Les partícules de los aniellos son d'un material bien escuro, probablemente un amiestu de xelu con compuestos orgánicos producíos pola radiación electromagnética del planeta.[3][4] Presenten un color acoloratáu y los sos albedos, tanto'l xeométricu, con un valor de 0,05, como'l albedu de Bond, d'ente 0,01 y 0,02, son bien baxos y similares a los de les partícules de polvu de los aniellos d'Uranu y de los satélites interiores de Neptunu.[4] Los aniellos son ópticamente "delgaos" y tresparentes, y la so fondura óptica nun entepasa'l 0,1.[4] En xunto, los aniellos de Neptunu son asemeyaos a los de Xúpiter. Dambos sistemes consisten n'aniellos bien estrechos, débiles y polvorientos, xunto a aniellos más anchos pero inda más débiles que los anteriores.[7]

Piénsase que los aniellos de Neptunu, al igual que los d'Uranu, son relativamente nuevos. Ye probable que la so edá seya significativamente menor que la del Sistema Solar.[4] De la mesma, dambos tán probablemente aniciaos pola fragmentación y posterior choque de los restos d'unu o dellos satélites interiores de Neptunu.[7] Estos fragmentos actúen como fontes de polvu y material de los aniellos. A esti respectu los aniellos de Neptunu son similares a les bandes de polvu reparaes pola Voyager 2 ente los aniellos principales d'Uranu.[4]

Aniellos interiores

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L'aniellu más cercanu a Neptunu ye l'aniellu Galle. Ta asitiáu ente 41.000 y 43.000 km de la superficie del planeta y tien un anchor d'aproximao 2.000 km.[3] Ye un aniellu débil con una fondura óptica media d'alredor de 10−4,[Nota 1][15] y una fondura equivalente de 0,15 km.[Nota 2][16][4] Envalórase que'l porcentaxe de polvu nel aniellu atopar ente'l 40% y el 70%.[17][4]

El siguiente aniellu ye'l Le Verrier: el so radiu orbital ye d'unos 53.200 km,[3] pero ye estrechu, con unos 113 km d'anchor.[5] La so fondura óptica normal ye 0,0062 ± 0,0015, que se correspuende con una fondura equivalente de 0,7 ± 0,2 km.[5] El porcentaxe de polvu d'esti aniellu tamién ta ente'l 40% y el 70%.[7][17] El satélite Despina orbita xustu nel so interior a una distancia del planeta de 52.526 km, y ye probable que xuegue'l papel de satélite pregueru, calteniendo la estabilidá del aniellu.[3]

L'aniellu Lassell, tamién conocíu como plateau o "planicie" en francés, ye'l más anchu de los aniellos neptunianos.[7] Ye una fina llámina de material qu'ocupa l'espaciu ente l'aniellu Le Verrier, aproximao a 53.200 km, y l'aniellu Arago, a 57.200 km.[3] La so fondura óptica normal media ye de 10−4, que se correspuende con una fondura equivalente de 0,4 km.[4] Nesti aniellu la fracción de polvu ye del 20% al 40%.[17]

Cerca del cantu esterior del aniellu asítiase una zona onde se produz un pequeñu aumentu del rellumu del aniellu, a unos 57.200 km de Neptunu y de menos de 100 km d'anchu. Diose en llamar a esta banda'l aniellu Arago, anque nun hai unanimidá ente los astrónomos a esti respectu.[7]

Aniellu Adams

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L'aniellu más esternu, y tamién el más famosu y estudiáu, ye'l Adams, con un radiu orbital de 63.930 km.[3] Ye estrechu, aproximao 35 km, llixeramente excéntrico ya inclináu. La so fondura óptica ye de 0,011 ± 0,003, quitando los arcos, que se correspuenden con una fondura equivalente de 0,4 km,[5]

 
Los arcos del aniellu Adams: d'izquierda a derecha, Fraternidá, Igualdá, Llibertá), más l'aniellu Le Verrier escontra l'interior.

La fracción de polvu ye del 20% al 40%; menor que nos otros aniellos del so anchor.[17] El satélite Galatea orbita xustu nel interior del aniellu, a 61.953 km de Neptunu, y actúa como un satélite pregueru que caltién les partícules del aniellu nun estrechu marxe de radiu orbital por cuenta d'una resonancia 42:43 ente ella y l'aniellu. La influyencia gravitatoria de Galatea produz 42 ondes radiales nel aniellu Adams de 30 km aproximao que fueron usaes pa inferir la masa de Galatea.[14]

Arcos del aniellu Adams

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Les partes más brilloses del aniellu Adams, los arcos que tán conteníos nél, fueron los primeros elementos de los aniellos neptunianos en ser descubiertos.[1] Nestos arcos les partícules que los conformen tán más amalgamadas que nel restu del aniellu. Conócense cinco arco qu'ocupen un estrechu segmentu de llonxitú[Nota 3][18] dende 247º hasta 294º. En 1986 los arcos taben asitiaos de la siguiente manera: Fraternidá, l'aniellu más llargu y brillante, dende 247º hasta 257º; Igualdá 1, ente 261º y 264º; Igualdá 2, ente 265º y 266º; Llibertá, ente 276º y 280º y Coraxe, el más débil y curtiu, ente 284,5º y 288,5º.[3][14] Les fondures óptiques normales de los arcos envalorar nel rangu ente 0,03-0,09,[4] llográndose 0,034 ± 0,005 pal cantu delanteru del arcu Llibertá, midíu nun tapecimientu estelar. Los anchos radiales son aproximao los mesmos que los del restu del aniellu, aproximao 30 km.[4] La fracción de polvu nos arcos bazcuya ente'l 40% y el 70%.[17] Los arcos del aniellu Adams son asemeyaos al arcu presente nel aniellu G de Saturnu.[19]

El mayor resolución de les imáxenes de la Voyager 2 revelaron un amalgamiento pronunciáu nos arcos, con una separación media ente les distintes mases d'ente 0,1º y 0,2º que correspuende con ente 100 y 200 km a lo llargo del aniellu. Por cuenta de la resolución de les imáxenes de les mases, nun se conoz si contienen o non cuerpos mayores, que tán acomuñaes con seguridá con concentraciones de polvu microscópico como evidencia la so meyora de rellumu cuando tán allumaes por detrás pol sol.[4]

Los arcos son estructures bastante estables. Fueron detectaos dende la Tierra per mediu de tapecimientos estelares nos años 80, pola Voyager 2 en 1989 y pol Telescopiu espacial Hubble y otros telescopios terrestres ente 1997 y 2005 y permanecen aproximao nes mesmes posiciones de llonxitú orbital.[4][13] Sía que non detectáronse dellos cambeos. El rellumu total de los arcos escayó dende 1986.[13] L'arcu Coraxe saltó 8º hasta los 294º, probablemente por cuenta de qu'haise resituado na siguiente posición de resonancia estable coorbital, ente que l'arcu Llibertá cuasi sumiera en 2005.[20] Los arcos Fraternidá ya Igualdá 1 y 2 amosaron variaciones irregulares nos sos rellumos relativos. La so dinámica reparada ta probablemente rellacionada col intercambiu de polvu ente ellos.[13] Coraxe, un arcu bien débil durante'l sobrevuelu de la Voyager 2, aumentó'l so rellumu en 1998 ente qu'apocayá volvió a los sos valores habituales. Les observaciones na banda de lluz visible amuesen que la cantidá de material total nos arcos permaneció aproximao constante, pero son más débiles nel infrarroxu que n'observaciones anteriores.[20]

Los trés primeros arcos en ser descubiertos fueron bautizaos como Llibertá, Igualdá y Fraternidá por André Brahic según el lema de la República Francesa al ser afayaos l'añu del bicentenariu de la Revolución Francesa. Darréu, una de les sos collaboradores y antigua alumna Cécile Ferrari afayó un cuartu arcu y bautizar como Courage, Coraxe en francés. El quintu y últimu arcu recibió'l nome Igualdá 2.

Estabilidá

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La esistencia de los arcos nel aniellos Adams sigue ensin tener una esplicación,[3] una y bones la dinámica orbital indica que'l material de los arcos tendría de distribuyise uniformemente a lo llargo de los aniellos en cuestión d'años. Suxiriéronse numberoses teoríes qu'esplicaríen la estabilidá de los arcos; la más estendida ye la que sostién que'l satélite Galatea caltién los arcos por aciu una resonancia d'enclín co-rotacional o CIR, 42:43.[Nota 4] La resonancia crea 84 llugares d'estabilidá a lo llargo de la órbita del aniellu, cada 4º de llonxitú, asitiándose los arcos en llugares axacentes a esos llugares.[14] Sía que non, midíes del movimientu mediu de los aniellos realizaes pol Hubble y el telescopiu Keck en 1998 llevaron a la conclusión de que los aniellos nun taben en CIR con Galatea.[12][21]

Otru modelu propuestu pa esplicar la estabilidá de los arcos basar na resonancia d'escentricidá co-rotacional o CER.[Nota 5][22] El modelu tien en cuenta la masa finita del aniellu Adams que ye necesaria pa mover la resonancia más cerca del aniellu. Una consecuencia d'esta teoría ye la estimación de la masa del aniellu Adams d'alredor d'un factor de 0,002 de la masa de Galatea.[22]

Una tercer teoría propuesta en 1986 rique un satélite adicional orbitando nel interior del aniellu. D'esta manera los arcos taríen asitiaos nos puntos de Lagrange. De toes formes la Voyager 2 estableció estrictes restricciones en cuanto al tamañu y la masa de cualesquier satélite non descubiertu, lo que fai qu'esta teoría seya improbable.[4] Otres esplicaciones más complicaes caltienen que ciertu númberu de pequeños satélites tán atrapaos n'órbites resonantes con Galatea, sirviendo tantu d'elementos d'estabilidá pa los arcos como de fontes de material pa los mesmos.[23]

Llista d'aniellos y arcos más importantes

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Nome Radiu (km) Anchu (km) Prof. ópt. eq. (km) Prof. ópt. normal Fracción de polvu (%) Escentricidá (°) Enclín (°) Notes
Galle (N42) 40900 - 42900 2000 0,15 ~ 10−4 40 - 70 ? ? Débil y anchu
Le Verrier (N53) 53200 ± 20 110 0,7 ± 0,2 6,2 ± 1,5 x 10−3 40 - 70 ? ? Estrechu
Lassell 53200 - 57200 4000 0,4 ~ 10−4 20 - 40 ? ? L'aniellu Lassell ye una fina y débil llámina de material que s'estiende dende l'aniellu Le Verrier hasta l'Arago
Arago 57200 <100 ? ? ? ? ?
Adams (N63) 62932 ± 2 15 - 35 0,4 0,011 ± 0,003 20 - 40 4,7 ± 0,2 x 10−4 0,0617 ± 0,0043 Tien cinco arco brillosos y ye de color azul
style="text-align:

center;"|=

= 0,77 ± 0.13 0,03 - 0,09 40 - 70 = = Arcos del aniellu Adams
Igualdá 1 = = = =
Igualdá 2 = = = =
style="text-align:

center;"|=

= = =
style="text-align:

center;"|=

= = =

Ver tamién

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Notes

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  1. ↑ La fondura óptica normal τ d'un aniellu ye la razón ente'l total de la superficie de les partícules cortaes por una seición del aniellu respeuto del área total d'esa seición del aniellu. Un rayu de lluz que traviesa un aniellu vese atenuáu nun factor de y−τ.
  2. ↑ La fondura equivalente ED d'un aniellu defínese como la integral de la fondura óptica a lo llargo del aniellu, esto ye, ED = ∫τdr, onde r ye'l radiu.
  3. ↑ Les coordenaes xeográfiques de Neptunu afitáronse'l 18 d'agostu de 1989. El puntu de longitud cero de los aniellos correspuende col meridianu cero de Neptunu.
  4. ↑ La resonancia d'enclín co-rotacional o CIR (Co-rotacional Inclination Resonance), d'orde m ente un satélite con una órbita inclinada y un aniellu tien llugar si'l patrón de velocidá de la potencial perturbación   ye igual a la velocidá o movimientu mediu de les partícules del aniellu  . N'otres pallabres, la siguiente condición tien de cumplise:  , onde   y   son la tasa de precesión nodal y el movimientu mediu del satélite respeutivamente. La CIR crea 2m llugares estables a lo llargo del aniellu.
  5. ↑ La resonancia d'escentricidá co-rotacional o CER (Co-rotation eccentricity resonante), d'orde m ente un satélite nuna órbita escéntrica y un aniellu tien llugar si'l patrón de velocidá de la potencial perturbación   ye igual al movimientu mediu de les partícules del aniellu  . N'otres pallabres, la siguiente condición tien de cumplise:  , onde   y   son la tasa de precesión apsidal y el movimientu mediu del satélite respeutivamente. La CER crea m llugares estables a lo llargo del aniellu.

Referencies

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  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 Miner, Ellis D.; Wessen, Randii R.; Cuzzi, Jeffrey N. (2007). «The discovery of the Neptune ring system», Springer Praxis Books: Planetary Ring Systems (n'inglés). ISBN 978-0-387-34177-4.
  2. ↑ 2,0 2,1 Williams, David R.. NASA (ed.): «Neptunian Rings Fact Sheet» (inglés). Consultáu'l 29 de payares de 2009.
  3. ↑ 3,00 3,01 3,02 3,03 3,04 3,05 3,06 3,07 3,08 3,09 3,10 Miner, Ellis D.; Wessen, Randii R.; Cuzzi, Jeffrey N. (2007). «Present knowledge of the Neptune ring system», Springer Praxis Books: Planetary Ring System (n'inglés). ISBN 978-0-387-34177-4.
  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 4,13 4,14 4,15 4,16 4,17 Smith, B.A.; Soderblom, L. A.; Banfield, D. et ál (1989). «Voyager 2 at Neptune: Imaging Science Results». Science 246:  p. 1422. doi:10.1126/science.246.4936.1422. PMID 17755997. http://ads.ari.uni-heidelberg.de/abs/1989Sci...246.1422S. 
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Enllaces esternos

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