Anillos de Neptuno

Los anillos de Neptuno constan principalmente de cinco anillos principales. Fueron descubiertos por primera vez (como "arcos") mediante observaciones simultáneas de una ocultación estelar el 22 de julio de 1984 por los equipos de André Brahic y William B. Hubbard en el Observatorio La Silla (ESO). y en el Observatorio Interamericano Cerro Tololo en Chile. Finalmente fueron fotografiados en 1989 por la nave espacial Voyager 2. En su punto más denso, son comparables a las porciones menos densas de los anillos principales de Saturno, como el anillo C y la División Cassini, pero gran parte del sistema de anillos de Neptuno es bastante tenue, débil y polvoriento, más de cerca. parecidos a los anillos de Júpiter. Los anillos de Neptuno llevan el nombre de astrónomos que contribuyeron con importantes trabajos sobre el planeta: Galle, Le Verrier, Lassell, Arago y Adams. Neptuno también tiene un débil anillo sin nombre que coincide con la órbita de la luna Galatea. Otras tres lunas orbitan entre los anillos: Náyade, Thalassa y Despina.

Los anillos de Neptuno están hechos de material extremadamente oscuro, probablemente compuestos orgánicos procesados por radiación, similares a los que se encuentran en los anillos de Urano. La proporción de polvo en los anillos (entre el 20% y el 70%) es alta, mientras que su profundidad óptica es de baja a moderada, inferior a 0,1. Excepcionalmente, el anillo de Adams incluye cinco arcos distintos, llamados Fraternité, Égalité 1 y 2, Liberté y Courage. Los arcos ocupan un rango estrecho de longitudes orbitales y son notablemente estables, habiendo cambiado sólo ligeramente desde su detección inicial en 1980. Aún se debate cómo se estabilizan los arcos. Sin embargo, su estabilidad probablemente esté relacionada con la interacción resonante entre el anillo de Adams y su luna pastora interior, Galatea.

Descubrimiento y observaciones

La primera mención de anillos alrededor de Neptuno se remonta a 1846, cuando William Lassell, el descubridor de la luna más grande de Neptuno, Tritón, pensó que había visto un anillo alrededor del planeta. Sin embargo, su afirmación nunca fue confirmada y es probable que fuera un artefacto de observación. La primera detección fiable de un anillo se realizó en 1968 mediante ocultación estelar, aunque ese resultado pasaría desapercibido hasta 1977 cuando se descubrieron los anillos de Urano. Poco después del descubrimiento de Urano, un equipo de la Universidad de Villanova dirigido por Harold J. Reitsema comenzó a buscar anillos alrededor de Neptuno. El 24 de mayo de 1981, detectaron una caída en el brillo de una estrella durante una ocultación; sin embargo, la forma en que la estrella se atenuó no sugirió un anillo. Más tarde, después del sobrevuelo de la Voyager, se descubrió que la ocultación se debía a la pequeña luna neptuniana Larissa, un evento muy inusual.

En la década de 1980, las ocultaciones significativas eran mucho más raras para Neptuno que para Urano, que en ese momento se encontraba cerca de la Vía Láctea y, por lo tanto, se movía contra un campo de estrellas más denso. La siguiente ocultación de Neptuno, el 12 de septiembre de 1983, dio lugar a la posible detección de un anillo. Sin embargo, los resultados terrestres no fueron concluyentes. Durante los siguientes seis años, se observaron aproximadamente otras 50 ocultaciones y sólo alrededor de un tercio de ellas dieron resultados positivos. Definitivamente existía algo (probablemente arcos incompletos) alrededor de Neptuno, pero las características del sistema de anillos seguían siendo un misterio. La nave espacial Voyager 2 hizo el descubrimiento definitivo de los anillos neptunianos durante su sobrevuelo de Neptuno en 1989, pasando tan cerca de 4.950 km (3.080 mi) sobre la atmósfera del planeta el 25 Agosto. Confirmó que los eventos de ocultación ocasionales observados antes fueron en realidad causados por los arcos dentro del anillo de Adams (ver más abajo). Después del sobrevuelo de la Voyager, las observaciones anteriores de ocultación terrestre se volvieron a analizar y arrojaron características de los arcos del anillo tal como eran en la década de 1980, que coincidían con las encontradas por la Voyager 2. casi perfectamente.

Desde el sobrevuelo de la Voyager 2', los anillos más brillantes (Adams y Le Verrier) han sido fotografiadas con el Telescopio Espacial Hubble y telescopios terrestres, debido a los avances en resolución y poder de captación de luz. Son visibles, ligeramente por encima de los niveles de ruido de fondo, en longitudes de onda absorbidas por metano en las que el resplandor de Neptuno se reduce significativamente. Los anillos más débiles todavía están muy por debajo del umbral de visibilidad de estos instrumentos. En 2022, los anillos fueron fotografiados por el telescopio espacial James Webb, que realizó la primera observación de los anillos más débiles desde la Voyager 2'sobrevuelo.

Propiedades generales

Neptuno posee cinco anillos distintos llamados, en orden creciente de distancia del planeta, Galle, Le Verrier, Lassell, Arago y Adams. Además de estos anillos bien definidos, Neptuno también puede poseer una lámina de material extremadamente tenue que se extiende hacia adentro desde el anillo de Le Verrier hasta el anillo de Galle, y posiblemente más hacia el planeta. Tres de los anillos neptunianos son estrechos, con una anchura de unos 100 km o menos; por el contrario, los anillos de Galle y Lassell son anchos: sus anchos oscilan entre 2.000 y 5.000 km. El anillo de Adams consta de cinco arcos brillantes incrustados en un anillo continuo más tenue. En sentido antihorario, los arcos son: Fraternité, Égalité 1 y 2, Liberté y Courage. Los primeros cuatro nombres provienen de "libertad, igualdad, fraternidad", el lema de la Revolución y la República Francesas. La terminología fue sugerida por sus descubridores originales, quienes las habían encontrado durante ocultaciones estelares en 1984 y 1985. Cuatro pequeñas lunas neptunianas tienen órbitas dentro del sistema de anillos: Naiad y Thalassa orbitan en el espacio entre los anillos Galle y Le Verrier; Despina está justo dentro del ring de Le Verrier; y Galatea se encuentra ligeramente hacia el interior del anillo de Adams, incrustada en un rizo estrecho y tenue sin nombre.

Los anillos de Neptuno contienen una gran cantidad de polvo del tamaño de un micrómetro: la fracción de polvo por área de sección transversal está entre el 20% y el 70%. En este sentido son similares a los anillos de Júpiter, en los que la fracción de polvo es del 50% al 100%, y son muy diferentes de los anillos de Saturno y Urano, que contienen poco polvo (menos del 0,1%). Las partículas de los anillos de Neptuno están hechas de un material oscuro; probablemente una mezcla de hielo con materia orgánica procesada por radiación. Los anillos son de color rojizo y sus albedos geométricos (0,05) y de Bond (0,01-0,02) son similares a los de los anillos de Urano. partículas y las lunas interiores de Neptuno. Los anillos son generalmente ópticamente delgados (transparentes); sus profundidades ópticas normales no superan 0,1. En conjunto, los anillos neptunianos se parecen a los de Júpiter; Ambos sistemas consisten en rizos polvorientos, estrechos y tenues, y anillos polvorientos anchos aún más débiles.

Se cree que los anillos de Neptuno, como los de Urano, son relativamente jóvenes; su edad es probablemente significativamente menor que la del Sistema Solar. Además, al igual que los de Urano, los anillos de Neptuno probablemente fueron el resultado de la fragmentación por colisión de antiguas lunas interiores. Tales eventos crean cinturones de lunas, que actúan como fuentes de polvo para los anillos. En este sentido, los anillos de Neptuno son similares a las tenues bandas de polvo observadas por la Voyager 2 entre los anillos principales de Urano.

Anillos interiores

Anillo Galle

El anillo más interno de Neptuno se llama anillo de Galle en honor a Johann Gottfried Galle, la primera persona que vio a Neptuno a través de un telescopio (1846). Tiene unos 2.000 km de ancho y orbita entre 41.000 y 43.000 km del planeta. Es un anillo tenue con una profundidad óptica normal promedio de alrededor de 10⁻⁴, y con una profundidad equivalente de 0,15 km. La fracción de polvo en este anillo se estima entre el 40% y el 70%.

Anillo Le Verrier

El siguiente anillo recibe el nombre de anillo de Le Verrier en honor a Urbain Le Verrier, quien predijo la posición de Neptuno en 1846. Con un radio orbital de unos 53.200 km, es estrecho, con una ancho de unos 113 km. Su profundidad óptica normal es de 0,0062 ± 0,0015, lo que corresponde a una profundidad equivalente de 0,7 ± 0,2 km. La fracción de polvo en el anillo de Le Verrier oscila entre el 40% y el 70%. La pequeña luna Despina, que orbita justo en su interior a 52.526 km, puede desempeñar un papel en el confinamiento del anillo al actuar como pastor.

Anillo Lassell

El anillo de Lassell, también conocido como meseta, es el anillo más ancho del sistema neptuniano. Su homónimo es William Lassell, el astrónomo inglés que descubrió la luna más grande de Neptuno, Tritón. Este anillo es una débil lámina de material que ocupa el espacio entre el anillo de Le Verrier, a unos 53.200 km, y el anillo de Arago, a 57.200 km. Su profundidad óptica normal promedio es de alrededor de 10⁻⁴, lo que corresponde a una profundidad equivalente de 0,4 km. La fracción de polvo del anillo se sitúa entre el 20% y el 40%.

Anillo potencial

Hay un pequeño pico de brillo cerca del borde exterior del anillo de Lassell, situado a 57.200 km de Neptuno y menos de 100 km de ancho, que algunos científicos planetarios llaman el anillo de Arago en honor a François Arago, matemático, físico, astrónomo y político francés. Sin embargo, muchas publicaciones no mencionan en absoluto el anillo de Arago.

Anillo de Adán

El anillo exterior de Adams, con un radio orbital de unos 63.930 km, es el mejor estudiado de los anillos de Neptuno. Lleva el nombre de John Couch Adams, quien predijo la posición de Neptuno independientemente de Le Verrier. Este anillo es estrecho, ligeramente excéntrico e inclinado, con un ancho total de unos 35 km (15 a 50 km) y su profundidad óptica normal es de alrededor de 0,011 ± 0,003 fuera de los arcos, lo que corresponde a una profundidad equivalente de aproximadamente 0,4 km. La proporción de polvo en este anillo es del 20% al 40%, más baja que en otros anillos estrechos. La pequeña luna de Neptuno, Galatea, que orbita justo dentro del anillo de Adams a 61.953 km, actúa como un pastor, manteniendo las partículas del anillo dentro de un estrecho rango de radios orbitales a través de una resonancia Lindblad exterior de 42:43. La influencia gravitacional de Galatea crea 42 ondulaciones radiales en el anillo de Adams con una amplitud de unos 30 km, que se han utilizado para inferir la masa de Galatea.

Arcos

Las partes más brillantes del anillo de Adams, los arcos de los anillos, fueron los primeros elementos del sistema de anillos de Neptuno en ser descubiertos. Los arcos son regiones discretas dentro del anillo en las que las partículas que lo componen están misteriosamente agrupadas. Se sabe que el anillo de Adams comprende cinco arcos cortos, que ocupan un rango relativamente estrecho de longitudes de 247° a 294°. En 1986 estaban ubicados entre longitudes de:

• 247–257° (Fraternité),
• 261–264° (Égalité 1),
• 265–266° (Égalité 2),
• 276–280° (Liberté),
• 284.5–285.5° (Coraje).

El arco más brillante y más largo fue Fraternité; el más débil fue Coraje. Se estima que las profundidades ópticas normales de los arcos se encuentran en el rango de 0,03 a 0,09 (0,034 ± 0,005 para el borde de ataque del arco de Liberté medido por ocultación estelar); los anchos radiales son aproximadamente los mismos que los del anillo continuo: unos 30 km. Las profundidades equivalentes de los arcos varían en el rango de 1,25 a 2,15 km (0,77 ± 0,13 km para el borde de ataque del arco Liberté). La fracción de polvo en los arcos es del 40% al 70%. Los arcos del anillo de Adams son algo similares al arco del anillo G de Saturno.

Las imágenes de mayor resolución de la Voyager 2 revelaron una pronunciada formación de grumos en los arcos, con una separación típica entre los grumos visibles de 0,1° a 0,2°, lo que corresponde a 100-200 km a lo largo del anillo. Debido a que los grupos no se resolvieron, pueden incluir o no cuerpos más grandes, pero ciertamente están asociados con concentraciones de polvo microscópico, como lo demuestra su mayor brillo cuando los ilumina el Sol a contraluz.

Los arcos son estructuras bastante estables. Fueron detectados mediante ocultaciones estelares terrestres en la década de 1980, por la Voyager 2 en 1989 y por el Telescopio Espacial Hubble y telescopios terrestres en 1997-2005 y permanecieron aproximadamente en las mismas longitudes orbitales. Sin embargo se han notado algunos cambios. El brillo general de los arcos disminuyó desde 1986. El arco Courage saltó hacia adelante de 8° a 294° (probablemente saltó a la siguiente posición estable de resonancia de co-rotación), mientras que el arco Liberté casi había desaparecido en 2003. La Fraternité y Égalité (1 y 2) los arcos han demostrado variaciones irregulares en su brillo relativo. La dinámica observada probablemente esté relacionada con el intercambio de polvo entre ellos. Courage, un arco muy débil encontrado durante el sobrevuelo de la Voyager, se vio brillar con brillo en 1998; volvió a su oscuridad habitual en junio de 2005. Las observaciones de luz visible muestran que la cantidad total de material en los arcos se ha mantenido aproximadamente constante, pero son más tenues en las longitudes de onda de la luz infrarroja donde se tomaron observaciones anteriores.

Confinement

Los arcos en el anillo de Adams siguen sin explicación. Su existencia es un enigma porque la dinámica orbital básica implica que deberían extenderse formando un anillo uniforme en cuestión de años. Varias teorías sobre los arcos' Se ha sugerido un confinamiento, el más publicitado de los cuales sostiene que Galatea confina los arcos a través de su resonancia de inclinación corotacional (CIR) 42:43. La resonancia crea 84 sitios estables a lo largo de la órbita del anillo, cada uno de 4° de largo, con arcos que residen en los sitios adyacentes. Sin embargo, las medidas de los anillos' El movimiento medio con los telescopios Hubble y Keck en 1998 llevó a la conclusión de que los anillos no están en CIR con Galatea.

Un modelo posterior sugirió que el confinamiento era el resultado de una resonancia de excentricidad corotacional (CER). El modelo tiene en cuenta la masa finita del anillo de Adams, que es necesaria para acercar la resonancia al anillo. Un subproducto de esta teoría es una estimación de la masa del anillo de Adams: aproximadamente 0,002 de la masa de Galatea. Una tercera teoría propuesta en 1986 requiere una luna adicional orbitando dentro del anillo; los arcos en este caso están atrapados en sus puntos lagrangianos estables. Sin embargo, las observaciones de la Voyager 2' impusieron restricciones estrictas al tamaño y la masa de cualquier luna no descubierta, lo que hace que tal teoría sea poco probable. Algunas otras teorías más complicadas sostienen que varias lunas están atrapadas en resonancias co-rotacionales con Galatea, proporcionando confinamiento de los arcos y sirviendo simultáneamente como fuentes de polvo.

Exploración

Los anillos fueron investigados en detalle durante el sobrevuelo de Neptuno de la nave espacial Voyager 2 en agosto de 1989. Fueron estudiados con imágenes ópticas y mediante observaciones de ocultaciones en luz ultravioleta y visible. La sonda espacial observó los anillos en diferentes geometrías en relación con el Sol, produciendo imágenes de luz retrodispersada, hacia adelante y lateral. El análisis de estas imágenes permitió derivar la función de fase (dependencia de la reflectividad del anillo del ángulo entre el observador y el Sol) y el albedo geométrico y de Bond de las partículas del anillo. El análisis de las imágenes de la Voyager también condujo al descubrimiento de seis lunas interiores de Neptuno, incluida Galatea, la pastora del anillo de Adams.

Propiedades

*Un signo de interrogación significa que se desconoce el parámetro.