Anells de Neptú
Els anells de Neptú són un sistema d'anells planetaris molt tènues i dèbils, composts principalment de pols la presència de la qual va ser confirmada en 1989 per la sonda espacial Voyager 2, que pertanyen a dit planeta.[1] Guarden més semblança en els anells de Júpiter que en els més complexos de Saturn o Urà.
El sistema consta de cinc anells que reben el nom dels astrònoms més rellevants en l'investigació de Neptú. Del més interior al més exterior són: Galle, Li Verrier, Lassell, Arago i Adams. Ademés existix un anell coincidente en l'òrbita del satèlit Galatea.[2] Atres tres satèlits més, Náyade, Talasa i Despina, orbitan entre els anells fent la funció de satèlits pastors.[3]
El material dels anells és enormement obscur, tractant-se provablement de composts orgànics produïts per la radiació de la magnetosfera del planeta de manera similar a lo trobat en els anells d'Urà. La proporció de pols en els anells és alta, entre el 20 i el 70 %,[4] mentres que la profunditat òptica és baixa, menys de 0.1.[5]
L'anell Adams inclou a la seua volta cinc arcs més lluents que el restant de l'anell denominats Fraternitat, Igualtat 1, Igualtat 2, Llibertat i Corage.[2] Els arcs ocupen cada u una chicoteta llongitut orbital del total de l'anell. L'estabilitat dels arcs està en discussió havent-se detectat en 2005 un considerable adelgazamiento de l'arc Lliberteu.[6] És provable que l'estabilitat de l'anell Adams estiga relacionada en el satèlit Galatea.
Observacions i descobriment
[editar | editar còdic]La primera menció d'anells al voltant de Neptú data de 1846 quan William Lassell, descobridor del major satèlit de Neptú, Salamandra, va informar de la presència d'un anell al voltant del planeta. La seua observació mai va ser confirmada i va anar provablement deguda a una ilusió òptica. La primera detecció fiable d'un anell es va obtindre per mig d'una ocultació estelar en 1968, encara que el resultat no va ser publicat fins a 1977, quan varen ser descoberts els anells d'Urà.
Immediatament despuix va començar la busca sistemàtica d'anells al voltant de Neptú. El 24 de maig de 1981 es va detectar, durant una atra ocultació estelar, un parpadeo en la lluentor de l'estrela ocultada. El modo en que va tindre lloc este parpadeo no va donar peu a pensar en un anell com el seu responsable. Despuix del sobrevole de la Voyager 2 es va trobar que va ser el chicotet satèlit Larisa el que va ocultar l'estrela, un fenomen extremadament rar.
En els anys 80 les ocultació d'estreles per part de Neptú varen ser molt manco freqüents que les d'Urà, el qual ocupava una posició propenca a la Via Làctea en eixe moment i es movia a través d'un camp d'estreles més dens. La següent ocultació d'importància va tindre lloc el 12 de setembre de 1983, donant com resultat la possible detecció d'un anell, encara que les observacions no varen ser concloents. Durant els següents sis anys varen ser observades unes 50 ocultació de les que únicament un terç varen conseguir resultats positius. Sembla llegítim atribuir el «descobriment» (com a «arcs») a les observacions realisades en 1984 en Chile, per una part per Patrice Bouchet, Reinhold Häfner i Jean Manfroid els qui conduïen en varis telescopis de l'observatori La Cadira de la ESO un programa d'observació propost per André Brahic, Bruno Sicardy i Françoise Roques de l'Observatori de Paris-Meudon, i d'una atra part per F. Vilas i L.-R. Elicer en l'observatori ínter-americà de Cerro Tololo, per a un programa ideat per Williams Hubbard.[7][8][9] Es va constatar que alguna cosa, provablement arcs de material, orbitaba al voltant de Neptú pero les característiques del sistema d'anells varen seguir sent desconegudes.
La sonda espacial Voyager 2 va confirmar definitivament l'existència dels anells de Neptú durant el seu sobrevole del planeta en 1989. També es va comprovar que les ocultació ocasionals observades anteriorment varen ser causades per l'anell Adams.[10] Posteriorment al vol de la Voyager 2 les observacions realisades en anterioritat varen ser analisades de nou obtenint-se les característiques dels anells tal i com varen ser en els primers anys 80, i trobant-se que coincidien casi perfectament en les obtingudes per la Voyager.[4] Els anells varen ser observats en diferents disposicions sobre el sol, obtenint imàgens en distints ànguls d'allumenament, de front, per darrere i lateralment. L'anàlisis de les imàgens en estes condicions va permetre conéixer la derivada de la funció de fase, que dona la dependència de la reflectivitat de l'anell en funció de l'àngul entre l'observador i el sol, i els albedos geomètric i de Bond. Aixina mateix l'anàlisis de les imàgens va permetre descobrir sis nous satèlits interiors de Neptú, incloent a Galatea.[4]
Recentment els anells més lluents, Adams i Li Verrier, han segut fotografiats pel Telescopi espacial Hubble i atres telescopis en la superfície terrestre gràcies als alvanços i millores dels mateixos,[11] en les bandes ultravioleta i llum visible durant ocultació estelars. Són visibles llaugerament per damunt del nivell del soroll de fondo en la llongitut d'ona d'absorció del metà, banda en la que la resplandor de Neptú és menys notori. Els anells més dèbils estan encara per baix del llindar de detecció.[12]
Descripció
[editar | editar còdic]El sistema d'anells de Neptú consta de cinc anells, cridats des del més propenc al planeta cap a l'exterior: Galle, en honor de Johann Gottfried Galle, descobridor de Neptú a instàncies dels càlculs de li Verrier; Li Verrier, dedicat a Urbain Li Verrier, qui va predir la posició de Neptú en funció de les alteracions que mostrava l'òrbita d'Urà; Lassell, per William Lassell, astrònom que va descobrir Salamandra, el principal satèlit de Neptú; Arago, de François Arago, astrònom, matemàtic i físic francés, i Adams, en honor de John Couch Adams, qui també va predir la posició de Neptú independentment de li Verrier.
Ademés d'estos definits anells existix una làmina de material extremadament tènue que s'estén des de l'anell Li Verrier fins al Galle i provablement més a l'interior cap a Neptú.[4]
Tres dels anells, Li Verrier, Arago i Adams, són estrets en esgambi de 100 km o menys. En canvi, Galle i Lassell presenten esgambi d'entre 2000 i 5000 km.[4] L'anell Adams conté aixina mateix cinc arcs lluents denominats Fraternitat, Igualtat 1 i 2, Llibertat i Corage. Esta nomenclatura va ser sugerida pels descobridors d'estos arcs en les ocultació estelars de 1984 i 1985.[13]
Quatre satèlits orbitan dins d'este sistema d'anells: Náyade i Talasa ho fan en el buit entre els anells Galle i Li Verrier, Despina just en la vora interior del Li Verrier i Galatea llaugerament per l'interior de l'Adams. De fet Galatea està dins d'un anell molt estret i dèbil sense denominació alguna.
Els anells de Neptú estan composts de pols micrométrico en una proporció d'ent el 20 % i el 70 % del mateix per unitat d'àrea; una densitat similar als anells de Júpiter, en els que el percentage de pols és del 50 % al 100 %, i molt diferent dels d'Urà o Saturn, que contenen molt escassa pols, en menys del 0.1 %.
Les partícules dels anells són d'un material molt obscur, provablement una mescla de gèl en composts orgànics produïts per la radiació electromagnètica del planeta.[4] Presenten un color rojós i els seus albedos, tant el geomètric, en un valor de 0.05, com l'albedo de Bond, d'entre 0.01 i 0.02, són molt baixos i similars als de les partícules de pols dels anells d'Urà i dels satèlits interiors de Neptú.[4] Els anells són ópticament «prims» i transparents, i la seua profunditat òptica no excedix el 0.1.[4] En conjunt, els anells de Neptú són semblants als de Júpiter. Abdós sistemes consistixen en anells molt estrets, dèbils i polvorientos, junt a anells més amples pero encara més dèbils que els anteriors.
Es pensa que els anells de Neptú, de la mateixa manera que els de Urà, són relativament jóvens. És provable que la seua edat siga significativament menor que la del sistema solar.[4] D'igual modo, abdós estan provablement originats per la fragmentació i posterior colisió dels restants d'un o varis satèlits interiors de Neptú. Estos fragments actuen com a fonts de pols i material dels anells. A este respecto els anells de Neptú són similars a les bandes de pols observades per la Voyager 2 entre els anells principals d'Urà.[4]
Anells interiors
[editar | editar còdic]L'anell més propenc a Neptú és l'anell Galle. Està situat entre 41 000 i 43 000 km de la superfície del planeta i té un esgambi d'aproximadament 2000 km. És un anell dèbil en una profunditat òptica mija d'al voltant de 10−4,[Nota 1][14] i una profunditat equivalent de 0.15 km.[Nota 2][15][4] S'estima que el percentage de pols en l'anell es troba entre el 40 % i el 70 %.[16][4]
El següent anell és el Li Verrier: la seua ràdio orbital és d'uns 53 200 km, pero és estret, en uns 113 km d'esgambi. La seua profunditat òptica normal és 0.0062 ± 0.0015, que es correspon en una profunditat equivalent de 0.7 ± 0.2 km. El percentage de pols d'este anell també està entre el 40 % i el 70 %.[16] El satèlit Despina orbita just en el seu interior a una distància del planeta de 52 526 km, i és provable que jugue el paper de satèlit pastor, mantenint l'estabilitat de l'anell.
L'anell Lassell, també conegut com plateau o «planicie» en francés, és el més ample dels anells neptunianos. És una fina làmina de material que ocupa l'espai entre l'anell Li Verrier, aproximadament a 53 200 km, i l'anell Arago, a 57 200 km. La seua profunditat òptica normal mija és de 10−4, que es correspon en una profunditat equivalent de 0.4 km.[4] En este anell la fracció de pols és del 20 % al 40 %.[16]
Prop de la vora exterior de l'anell se situa una zona a on es produïx un chicotet aument de la lluentor de l'anell, a uns 57 200 km de Neptú i de menys de 100 km d'ample. S'ha donat en cridar a esta banda el anell Arago, encara que no hi ha unanimitat entre els astrònoms a este respecto.
Anell Adams
[editar | editar còdic]L'anell més extern, i també el més famós i estudiat, és l'Adams, en un radi orbital de 63 930 km. És estret, aproximadament 35 km, llaugerament excèntric i inclinat. La seua profunditat òptica és de 0.011 ± 0.003, exceptuant els arcs, que es corresponen en una profunditat equivalent de 0.4 km,
La fracció de pols és del 20 % al 40 %; menor que en els atres anells del seu esgambi.[16] El satèlit Galatea orbita just en l'interior de l'anell, a 61 953 km de Neptú, i actua com un satèlit pastor que manté les partícules de l'anell en un estret marge de ràdio orbital per una resonància 42:43 entre ella i l'anell. L'influència gravitatoria de Galatea produïx 42 ones radials en l'anell Adams de 30 km aproximadament que han segut usades per a inferir la massa de Galatea.[13]
Arcs de l'anell Adams
[editar | editar còdic]Les parts més lluentes de l'anell Adams, els arcs que estan continguts en ell, varen anar els primers elements dels anells neptunianos en ser descoberts. En estos arcs les partícules que els conformen estan més amalgamadas que en el restant de l'anell. Es coneixen cinc arcs que ocupen un estret segment de llongitut[Nota 3][17] des de 247º fins a 294º. En 1986 els arcs estaven situats de la següent manera: Fraternitat, l'anell més llarc i lluent, des de 247º fins a 257°; Igualtat 1, entre 261° i 264°; Igualtat 2, entre 265° i 266°; Llibertat, entre 276° i 280° i Corage, el més dèbil i curt, entre 284.5º i 288.5º.[13] Les profunditats òptiques normals dels arcs s'estimen en el ranc entre 0.03-0.09,[4] obtenint-se 0.034 ± 0.005 per a la vora davantera de l'arc Lliberteu, medit en una ocultació estelar. Els amples radials són aproximadament els mateixos que els de el restant de l'anell, aproximadament 30 km.[4] La fracció de pols en els arcs oscila entre el 40 % i el 70 %.[16] Els arcs de l'anell Adams són semblants a l'arc present en l'anelle G de Saturn.[18]
La major resolució de les imàgens de la Voyager 2 varen revelar un amalgamiento pronunciat en els arcs, en una separació mija entre les diferents masses d'entre 0.1º i 0.2º que correspon en entre 100 i 200 km a lo llarc de l'anell. Per la resolució de les imàgens de les masses, no es coneix si contenen o no cossos majors, que estan associades en seguritat en concentracions de pols microscòpica com a evidència la seua millora de lluentor quan estan allumenades per darrere pel sol.[4]
Els arcs són estructures prou estables. Varen ser detectats des de la Terra per mig de ocultació estelars en els anys 80, per la Voyager 2 en 1989 i pel Telescopi espacial Hubble i atres telescopis terrestres entre 1997 i 2005 i permaneixen aproximadament en les mateixes posicions de llongitut orbital.[4][12] En qualsevol cas s'han detectat alguns canvis. La lluentor total dels arcs ha decreixcut des de 1986.[12] L'arc Corage ha botat 8º fins als 294º, provablement degut a que s'ha resituado en la següent posició de resonància estable coorbital, mentres que l'arc Lliberteu casi havia desaparegut en 2005.[19] Els arcs Fraternitat i Igualtat 1 i 2 han mostrat variacions irregulars en les seues lluentors relatives. La seua dinàmica observada està provablement relacionada en l'intercanvi de pols entre ells.[12] Corage, un arc molt dèbil durant el sobrevole de la Voyager 2, va aumentar la seua lluentor en 1998 mentres que recentment ha tornat als seus valors habituals. Les observacions en la banda de llum visible mostren que la cantitat de material total en els arcs ha permaneixcut aproximadament constant, pero són més dèbils en el infrarrojo que en observacions anteriors.
Els tres primers arcs en ser descoberts varen ser batejats com a Llibertat, Igualtat i Fraternitat per André Brahic segons el lema de la República Francesa en ser descoberts l'any del bicentenario de la Revolució Francesa. Posteriorment, una de les seues colaboradores i antiga alumna Cécile Ferrari va descobrir un quart arc i ho va batejar com Courage, Corage en francés. El quint i últim arc va rebre el nom Igualtat 2.
Estabilitat
[editar | editar còdic]L'existència dels arcs en l'anells Adams continua sense tindre una explicació, ya que la dinàmica orbital indica que el material dels arcs deuria distribuir-se uniformement a lo llarc dels anells en qüestió d'anys. S'han sugerit numeroses teories que explicarien l'estabilitat dels arcs; la més estesa és la que sosté que el satèlit Galatea manté els arcs per mig d'una resonància d'inclinament co-rotacional o CIR, 42:43.[Nota 4] La resonància crea 84 llocs d'estabilitat a lo llarc de l'òrbita de l'anell, cada 4º de llongitut, situant-se els arcs en llocs adjacents a eixos llocs.[13] En qualsevol cas, mides del moviment mig dels anells realisades pel Hubble i el telescopi Keck en 1998 varen dur a la conclusió de que els anells no estaven en CIR en Galatea.[11][20]
Un atre model propost per a explicar l'estabilitat dels arcs es basa en la resonància d'excentricitat co-rotacional o CER.[Nota 5][21] El model té en conte la massa finita de l'anell Adams que és necessària per a moure la resonància més prop de l'anell. Una conseqüència d'esta teoria és l'estimació de la massa de l'anell Adams d'al voltant d'un factor de 0.002 de la massa de Galatea.[21]
Una tercera teoria proposta en 1986 requerix un satèlit adicional orbitando en l'interior de l'anell. D'esta manera els arcs estarien situats en els punts de Lagrange. De totes formes la Voyager 2 va establir estrictes restriccions sobre el tamany i la massa de qualsevol satèlit no descobert, lo que fa que esta teoria siga improvable.[4] Atres explicacions més complicades mantenen que cert número de chicotets satèlits estan atrapats en òrbites resonantes en Galatea, servint tant d'elements d'estabilitat per als arcs com de fonts de material per als mateixos.[22]
Vore també
[editar | editar còdic]Notes
[editar | editar còdic]- ↑ La profunditat òptica normal τ d'un anell és la raó entre el total de la superfície de les partícules tallades per una secció de l'anell respecte de l'àrea total d'eixa secció de l'anell. Un raig de llum que travessa un anell es veu atenuat en un factor d'i−τ.
- ↑ La profunditat equivalent ED d'un anell es definix com l'integral de la profunditat òptica a lo llarc de l'anell, és dir, ED = ∫τdr, a on r és el radi.
- ↑ Les coordenades geogràfiques de Neptú es varen fixar el 18 d'agost de 1989. El punt de llongitut zero dels anells correspon en el meridiano zero de Neptú.
- ↑ La resonància d'inclinament co-rotacional o CIR (Co-rotacional Inclination Resonance), d'orde m entre un satèlit en una òrbita inclinada i un anell té lloc si el patró de velocitat del potencial destorbament és igual a la velocitat o moviment mig de les partícules de l'anell . En atres paraules, la següent condició es deu complir: , a on i són la taxa de precesió nodal i el moviment mig del satèlit respectivament. La CIR crea 2m llocs estables a lo llarc de l'anell.
- ↑ La resonància d'excentricitat co-rotacional o CER (Co-rotation eccentricity resonante), d'orde m entre un satèlit en una òrbita excèntrica i un anell té lloc si el patró de velocitat del potencial destorbament és igual al moviment mig de les partícules de l'anell . En atres paraules, la següent condició es deu complir: , a on i són la taxa de precesió apsidal i el moviment mig del satèlit respectivament. La CER crea m llocs estables a lo llarc de l'anell.
Referències
[editar | editar còdic]- ↑ Miner, Ellis D. (2007). «The discovery of the Neptune ring system», Springer Praxis Books (ed.). Planetary Ring Systems (en anglés). ISBN 978-0-387-34177-4.
- ↑ 2,0 2,1 Williams, David R.. NASA (ed.): «Neptunian Rings Fact Sheet» (en anglés). Consultat el 29 de novembre de 2009.
- ↑ Miner, Ellis D. (2007). «Present knowledge of the Neptune ring system», Springer Praxis Books (ed.). Planetary Ring System (en anglés). ISBN 978-0-387-34177-4.
- ↑ 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.(1989).Science.246doi:10.1126/science.246.4936.1422.
- ↑ Horn, Lindo J.(1990).Geophysics Research Letters.17
- 1745-1748.doi:10.1029/GL017i010p01745.
- ↑ New Scientist.(2492)
- ↑ (1985).Press Abstracts from the Sixteenth Llunar and Planetary Science Conference, held March 11-15, 1985, in Houston, TX. LPI Contribution 559, published by the Llunar and Planetary Institute, 3303 Nasa Road 1, Houston, TX 77058, 1985, p. 35.
- ↑ (1986).Astronomy and Astrophysics.157(1)
- ↑ Sicardy, B.(1991).Icarus.89doi:10.1016/0019-1035(91)90175-S.
- ↑ Nicholson, P.D.(1990).Icarus.87doi:10.1016/0019-1035(90)90020-A.
- ↑ 11,0 11,1 Dumas,C.(1999).Nature.400
- 733-735.doi:10.1038/23414.Consultat el 28 de novembre de 2009.
- ↑ 12,0 12,1 12,2 12,3 de Pater, I.(2005).Icarus.174
- 263-272.doi:10.1016/j.icarus.2004.10.020.
- ↑ 13,0 13,1 13,2 13,3 Porco, C.C.(1991).Science.253
- 995-1001.doi:10.1126/science.253.5023.995.
- ↑ Ockert, M. E.(1987).J.of Geophys. Res..92
- 14969-14978.
- ↑ Holberg, J.B.(1987).The Astronomical Journal.94
- 178-188.doi:10.1086/114462.
- ↑ 16,0 16,1 16,2 16,3 16,4 Colwell, J. E.(1990).Geophysics Research Letters.17
- 1741-1744.doi:10.1029/GL017i010p01741.
- ↑ Miner, Ellis D. (2007). «Present knowledge of the Neptune ring system», Springer Praxis Books (ed.). Planetary Ring System (en anglés). ISBN 978-0-387-34177-4.
- ↑ Hedman, M. M.(2007).Science.317
- 653-656.doi:10.1126/science.1143964.
- ↑ Showalter, M.R.(2005).Dust in Planetary Systems, Proceedings of the conference held September 26-28, 2005 in Kaua'i, Hawaii.
- ↑ Sicardy, B.(1999).Nature.400
- 731-733.doi:10.1038/23410.
- ↑ 21,0 21,1 Namouni, F.(2002).Nature.417
- 45-47.doi:10.1038/417045a.
- ↑ Sale, H.(1998).Science.282
- 1102-1104.doi:10.1126/science.282.5391.1102.
- Este artícul conté una traducció derivada de «Anillos de Neptuno» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.