Anillos de Urano

Los anillos de Urano tienen una complejidad intermedia entre el conjunto más extenso alrededor de Saturno y los sistemas más simples alrededor de Júpiter y Neptuno. Los anillos de Urano fueron descubiertos el 10 de marzo de 1977 por James L. Elliot, Edward W. Dunham y Jessica Mink. William Herschel también informó haber observado anillos en 1789; Los astrónomos modernos están divididos sobre si pudo haberlos visto, ya que son muy oscuros y débiles.

En 1977, se identificaron nueve anillos distintos. En 1986 se descubrieron dos anillos adicionales en imágenes tomadas por la nave espacial Voyager 2, y dos anillos exteriores se encontraron en 2003-2005 en fotografías del Telescopio Espacial Hubble. En orden creciente de distancia al planeta, los 13 anillos conocidos se denominan 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν y μ. Sus radios varían desde unos 38.000 km para el anillo 1986U2R/ζ hasta unos 98.000 km para el anillo μ. Es posible que existan bandas de polvo débiles adicionales y arcos incompletos entre los anillos principales. Los anillos son extremadamente oscuros: el albedo de Bond de los anillos es muy oscuro. partículas no supera el 2%. Probablemente estén compuestos de hielo de agua con la adición de algunas sustancias orgánicas procesadas por radiación oscura.

La mayoría de los anillos de Urano son opacos y tienen sólo unos pocos kilómetros de ancho. El sistema de anillos contiene en general poco polvo; se compone principalmente de cuerpos grandes de 20 cm a 20 m de diámetro. Algunos anillos son ópticamente delgados: los anillos 1986U2R/ζ, μ y ν, anchos y débiles, están formados por pequeñas partículas de polvo, mientras que el anillo λ, estrecho y débil, también contiene cuerpos más grandes. La relativa falta de polvo en el sistema de anillos puede deberse a la resistencia aerodinámica de la exosfera extendida de Urano.

Se cree que los anillos de Urano son relativamente jóvenes y no tienen más de 600 millones de años. El sistema de anillos de Urano probablemente se originó a partir de la fragmentación por colisión de varias lunas que alguna vez existieron alrededor del planeta. Después de la colisión, las lunas probablemente se dividieron en muchas partículas, que sobrevivieron como anillos estrechos y ópticamente densos sólo en zonas estrictamente confinadas de máxima estabilidad.

El mecanismo que confina los anillos estrechos no se comprende bien. Inicialmente se supuso que cada anillo estrecho tenía un par de lunas pastoras cercanas que le daban forma. En 1986, la Voyager 2 descubrió sólo una de esas parejas de pastores (Cordelia y Ofelia) alrededor del anillo más brillante (ε), aunque más tarde se descubriría la débil ν pastoreada entre Portia y Rosalind.

Descubrimiento

La primera mención de un sistema de anillos de Urano proviene de las notas de William Herschel que detallan sus observaciones de Urano en el siglo XVIII, que incluyen el siguiente pasaje: "22 de febrero de 1789: se sospechaba de un anillo' 34;. Herschel dibujó un pequeño diagrama del anillo y notó que estaba "un poco inclinado hacia el rojo". Desde entonces, el telescopio Keck en Hawaii ha confirmado que este es el caso, al menos para el anillo ν (nu). Las notas de Herschel se publicaron en una revista de la Royal Society en 1797. En los dos siglos transcurridos entre 1797 y 1977, los anillos rara vez se mencionan, si es que se mencionan. Esto arroja serias dudas sobre si Herschel pudo haber visto algo así mientras que cientos de otros astrónomos no vieron nada. Se ha afirmado que Herschel dio descripciones precisas del tamaño del anillo ε en relación con Urano, sus cambios a medida que Urano viaja alrededor del Sol y su color.

El descubrimiento definitivo de los anillos de Urano fue realizado por los astrónomos James L. Elliot, Edward W. Dunham y Jessica Mink el 10 de marzo de 1977, utilizando el Observatorio Aerotransportado Kuiper, y fue una casualidad. Planeaban utilizar la ocultación de la estrella SAO 158687 por Urano para estudiar la atmósfera del planeta. Cuando se analizaron sus observaciones, descubrieron que la estrella desapareció brevemente de la vista cinco veces antes y después de ser eclipsada por el planeta. Dedujeron que estaba presente un sistema de anillos estrechos. Los cinco eventos de ocultación que observaron fueron indicados con las letras griegas α, β, γ, δ y ε en sus artículos. Estas designaciones se han utilizado como anillos' nombres desde entonces. Posteriormente encontraron cuatro anillos adicionales: uno entre los anillos β y γ y tres dentro del anillo α. El primero recibió el nombre de anillo η. Estos últimos fueron denominados anillos 4, 5 y 6, según la numeración de los eventos de ocultación en un artículo. El sistema de anillos de Urano fue el segundo descubierto en el Sistema Solar, después del de Saturno.

Los anillos fueron fotografiados directamente cuando la nave espacial Voyager 2 voló a través del sistema de Urano en 1986. Se revelaron dos anillos más débiles, lo que eleva el total a once. El Telescopio Espacial Hubble detectó un par adicional de anillos nunca antes vistos en 2003-2005, con lo que el número total conocido asciende a 13. El descubrimiento de estos anillos exteriores duplicó el radio conocido del sistema de anillos. Hubble también tomó imágenes de dos pequeños satélites por primera vez, uno de los cuales, Mab, comparte su órbita con el anillo μ más externo recién descubierto.

Propiedades generales

Tal como se entiende actualmente, el sistema de anillos de Urano comprende trece anillos distintos. En orden creciente de distancia al planeta son: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ anillos. Se pueden dividir en tres grupos: nueve anillos principales estrechos (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), dos anillos polvorientos (1986U2R/ζ, λ) y dos anillos exteriores (ν, μ). Los anillos de Urano están formados principalmente por partículas macroscópicas y poco polvo, aunque se sabe que hay polvo presente en los anillos 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν y μ. Además de estos conocidos anillos, entre ellas pueden encontrarse numerosas bandas de polvo ópticamente delgadas y anillos tenues. Estos débiles anillos y bandas de polvo pueden existir sólo temporalmente o consistir en varios arcos separados, que a veces se detectan durante las ocultaciones. Algunos de ellos se hicieron visibles durante una serie de eventos de cruce de planos de anillos en 2007. La Voyager 2 observó varias bandas de polvo entre los anillos en geometría de dispersión hacia adelante. Todos los anillos de Urano muestran variaciones de brillo azimutales.

Los anillos están hechos de un material extremadamente oscuro. El albedo geométrico de las partículas de los anillos no supera el 5-6%, mientras que el albedo de Bond es incluso menor: alrededor del 2%. Las partículas de los anillos demuestran un fuerte aumento de oposición: un aumento del albedo cuando el ángulo de fase es cercano a cero. Esto significa que su albedo es mucho menor cuando se los observa ligeramente alejados de la oposición. Los anillos son ligeramente rojos en las partes ultravioleta y visible del espectro y grises en el infrarrojo cercano. No exhiben características espectrales identificables. Se desconoce la composición química de las partículas del anillo. No pueden estar hechos de hielo de agua pura como los anillos de Saturno porque son demasiado oscuros, más oscuros que las lunas interiores de Urano. Esto indica que probablemente estén compuestos por una mezcla de hielo y un material oscuro. La naturaleza de este material no está clara, pero pueden ser compuestos orgánicos considerablemente oscurecidos por la irradiación de partículas cargadas de la magnetosfera de Urano. Los anillos' Las partículas pueden consistir en un material muy procesado que inicialmente era similar al de las lunas interiores.

En conjunto, el sistema de anillos de Urano es diferente a los débiles anillos polvorientos de Júpiter o a los amplios y complejos anillos de Saturno, algunos de los cuales están compuestos de material muy brillante: hielo de agua. Existen similitudes con algunas partes de este último sistema de anillos; El anillo F de Saturno y el anillo ε de Urano son ambos estrechos, relativamente oscuros y están guiados por un par de lunas. Los anillos exteriores ν y μ de Urano recién descubiertos son similares a los anillos exteriores G y E de Saturno. Los estrechos rizos que existen en los amplios anillos de Saturno también se parecen a los estrechos anillos de Urano. Además, las bandas de polvo observadas entre los anillos principales de Urano pueden ser similares a los anillos de Júpiter. En cambio, el sistema de anillos de Neptuniano es bastante similar al de Urano, aunque es menos complejo, más oscuro y contiene más polvo; Los anillos de Neptuniano también se encuentran más alejados del planeta.

Anillos principales estrechos

Anillo Ε (épsilon)

El anillo ε es la parte más brillante y densa del sistema de anillos de Urano y es responsable de aproximadamente dos tercios de la luz reflejada por los anillos. Si bien es el más excéntrico de los anillos de Urano, tiene una inclinación orbital insignificante. La excentricidad del anillo hace que su brillo varíe a lo largo de su órbita. El brillo radialmente integrado del anillo ε es máximo cerca de la apoapsis y mínimo cerca de la periapsis. La relación de brillo máximo/mínimo es de aproximadamente 2,5 a 3,0. Estas variaciones están relacionadas con las variaciones del ancho del anillo, que es de 19,7 km en el periapsis y 96,4 km en el apoapsis. A medida que el anillo se hace más ancho, la cantidad de sombras entre las partículas disminuye y aparecen más de ellas, lo que lleva a un mayor brillo integrado. Las variaciones de ancho se midieron directamente a partir de imágenes de la Voyager 2, ya que el anillo ε fue uno de los dos únicos anillos resueltos por las cámaras de la Voyager. Tal comportamiento indica que el anillo no es ópticamente delgado. De hecho, las observaciones de ocultación realizadas desde la Tierra y la nave espacial mostraron que su profundidad óptica normal varía entre 0,5 y 2,5, siendo mayor cerca del periapsis. La profundidad equivalente del anillo ε es de unos 47 km y es invariante alrededor de la órbita.

El espesor geométrico del anillo ε no se conoce con precisión, aunque el anillo es ciertamente muy delgado; según algunas estimaciones, tan solo 150 m. A pesar de su espesor tan minúsculo, está formado por varias capas de partículas. El anillo ε es un lugar bastante concurrido con un factor de llenado cerca de la apoapsis estimado por diferentes fuentes entre 0,008 y 0,06. El tamaño medio de las partículas del anillo es de 0,2 a 20,0 m y la separación media es de aproximadamente 4,5 veces su radio. El anillo está casi desprovisto de polvo, posiblemente debido a la resistencia aerodinámica de la extendida corona atmosférica de Urano. Debido a su naturaleza tan fina como una navaja, el anillo ε es invisible cuando se ve de canto. Esto sucedió en 2007 cuando se observó un cruce de planos circulares.

La nave espacial Voyager 2 observó una extraña señal del anillo ε durante el experimento de ocultación de radio. La señal parecía una fuerte mejora de la dispersión hacia adelante en la longitud de onda de 3,6 cm cerca de la apoapsis del anillo. Una dispersión tan fuerte requiere la existencia de una estructura coherente. Muchas observaciones de ocultación han confirmado que el anillo ε tiene una estructura tan fina. El anillo ε parece consistir en una serie de rizos estrechos y ópticamente densos, algunos de los cuales pueden tener arcos incompletos.

Se sabe que el anillo ε tiene lunas pastoras interiores y exteriores: Cordelia y Ofelia, respectivamente. El borde interior del anillo está en resonancia 24:25 con Cordelia, y el borde exterior está en resonancia 14:13 con Ofelia. Las masas de las lunas deben ser al menos tres veces la masa del anillo para confinarlo de manera efectiva. Se estima que la masa del anillo ε es de unos 10¹⁶ kg.

Anillo Δ (delta)

El anillo δ es circular y ligeramente inclinado. Muestra variaciones azimutales significativas e inexplicables en la profundidad y el ancho ópticos normales. Una posible explicación es que el anillo tiene una estructura ondulada azimutal, excitada por una pequeña luna justo en su interior. El borde exterior afilado del anillo δ está en resonancia 23:22 con Cordelia. El anillo δ consta de dos componentes: un componente estrecho ópticamente denso y un hombro ancho hacia adentro con baja profundidad óptica. El ancho del componente estrecho es de 4,1 a 6,1 km y la profundidad equivalente es de aproximadamente 2,2 km, lo que corresponde a una profundidad óptica normal de aproximadamente 0,3 a 0,6. El componente ancho del anillo tiene entre 10 y 12 km de ancho y su profundidad equivalente es cercana a 0,3 km, lo que indica una profundidad óptica normal baja de 3 × 10⁻². Esto sólo se sabe a partir de datos de ocultación porque el experimento de imágenes de la Voyager 2 no logró resolver el anillo δ. Cuando la Voyager 2 observó en geometría de dispersión frontal, el anillo δ parecía relativamente brillante, lo que es compatible con la presencia de polvo en su componente amplio. El componente ancho es geométricamente más grueso que el componente estrecho. Esto está respaldado por las observaciones de un evento de cruce de planos de anillos en 2007, cuando el anillo δ permaneció visible, lo que es consistente con el comportamiento de un anillo simultáneamente geométricamente grueso y ópticamente delgado.

Anillo de calibre

El anillo γ es estrecho, ópticamente denso y ligeramente excéntrico. Su inclinación orbital es casi nula. El ancho del anillo varía en el rango de 3,6 a 4,7 km, aunque la profundidad óptica equivalente es constante en 3,3 km. La profundidad óptica normal del anillo γ es de 0,7 a 0,9. Durante un evento de cruce de planos de anillos en 2007, el anillo γ desapareció, lo que significa que es geométricamente delgado como el anillo ε y está libre de polvo. El ancho y la profundidad óptica normal del anillo γ muestran variaciones acimutales significativas. Se desconoce el mecanismo de confinamiento de un anillo tan estrecho, pero se ha observado que el borde interior afilado del anillo γ está en resonancia 6:5 con Ofelia.

Anillo Η (eta)

El anillo η tiene excentricidad e inclinación orbital cero. Al igual que el anillo δ, consta de dos componentes: un componente estrecho ópticamente denso y un hombro ancho hacia afuera con baja profundidad óptica. El ancho del componente estrecho es de 1,9 a 2,7 km y la profundidad equivalente es de aproximadamente 0,42 km, lo que corresponde a la profundidad óptica normal de aproximadamente 0,16 a 0,25. El componente amplio tiene unos 40 km de ancho y su profundidad equivalente está cerca de 0,85 km, lo que indica una profundidad óptica normal baja de 2 × 10⁻². Se resolvió en imágenes de Voyager 2. En luz dispersada hacia adelante, el anillo η parecía brillante, lo que indicaba la presencia de una cantidad considerable de polvo en este anillo, probablemente en el componente ancho. El componente ancho es mucho más grueso (geométricamente) que el estrecho. Esta conclusión está respaldada por las observaciones de un evento de cruce de planos de anillos en 2007, cuando el anillo η demostró un mayor brillo, convirtiéndose en la segunda característica más brillante del sistema de anillos. Esto es consistente con el comportamiento de un anillo geométricamente grueso pero al mismo tiempo ópticamente delgado. Como la mayoría de los otros anillos, el anillo η muestra variaciones azimutales significativas en la profundidad y el ancho ópticos normales. El componente estrecho incluso desaparece en algunos lugares.

Anillos Α (alfa) y β (beta)

Después del anillo ε, los anillos α y β son los más brillantes de los anillos de Urano. Al igual que el anillo ε, presentan variaciones regulares de brillo y ancho. Son más brillantes y más anchos a 30° de la apoapsis y más tenues y estrechos a 30° de la periapsis. Los anillos α y β tienen una excentricidad orbital considerable y una inclinación no despreciable. Los anchos de estos anillos son de 4,8 a 10 km y de 6,1 a 11,4 km, respectivamente. Las profundidades ópticas equivalentes son 3,29 km y 2,14 km, lo que da como resultado profundidades ópticas normales de 0,3 a 0,7 y 0,2 a 0,35, respectivamente. Durante un evento de cruce de planos de anillos en 2007, los anillos desaparecieron, lo que significa que son geométricamente delgados como el anillo ε y están libres de polvo. El mismo evento reveló una banda de polvo gruesa y ópticamente delgada justo afuera del anillo β, que también fue observada anteriormente por la Voyager 2. Se estima que las masas de los anillos α y β son aproximadamente 5 × 10¹⁵ kg (cada uno), la mitad de la masa del anillo ε.

Anillos 6, 5 y 4

Los anillos 6, 5 y 4 son los más internos y más oscuros de los anillos estrechos de Urano. Son los anillos más inclinados y sus excentricidades orbitales son las mayores excluyendo el anillo ε. De hecho, sus inclinaciones (0,06°, 0,05° y 0,03°) eran lo suficientemente grandes como para que la Voyager 2 observara sus elevaciones sobre el plano ecuatorial de Urano, que eran de 24 a 46 km. Los anillos 6, 5 y 4 son también los anillos más estrechos de Urano, midiendo entre 1,6 y 2,2 km, 1,9 y 4,9 km y 2,4 y 4,4 km de ancho, respectivamente. Sus profundidades equivalentes son 0,41 km, 0,91 y 0,71 km, lo que da como resultado una profundidad óptica normal de 0,18 a 0,25, 0,18 a 0,48 y 0,16 a 0,3. No fueron visibles durante un evento de cruce de aviones en 2007 debido a su estrechez y falta de polvo.

Anillos polvorientos

Anillo Λ (lambda)

El anillo λ fue uno de dos anillos descubiertos por Voyager 2 en 1986. Es un anillo estrecho y débil situado justo dentro del anillo ε, entre él y la luna pastor Cordelia. Esta luna limpia un carril oscuro justo dentro del anillo λ. El anillo λ es extremadamente estrecho (aproximadamente 1–2 km) y tiene la profundidad óptica equivalente de 0,1–0,2 km en la longitud de onda 2.2 μm. La profundidad óptica normal es 0.1–0.2. La profundidad óptica del anillo λ muestra una fuerte dependencia de longitud de onda, que es atípica para el sistema de anillo Urano. La profundidad equivalente es tan alta como 0.36 km en la parte ultravioleta del espectro, lo que explica por qué el anillo λ fue detectado inicialmente sólo en las ocultaciones estelares UV por Voyager 2. La detección durante una ocultación estelar en la longitud de onda 2.2 μm sólo se anunció en 1996.

La apariencia del anillo λ cambió dramáticamente cuando fue observado con luz dispersada hacia adelante en 1986. En esta geometría, el anillo se convirtió en la característica más brillante del sistema de anillos de Urano, eclipsando al anillo ε. Esta observación, junto con la dependencia de la longitud de onda de la profundidad óptica, indica que el anillo λ contiene una cantidad significativa de polvo del tamaño de un micrómetro. La profundidad óptica normal de este polvo es 10⁻⁴–10⁻³. Las observaciones realizadas en 2007 por el telescopio Keck durante el cruce del plano de los anillos confirmaron esta conclusión, porque el anillo λ se convirtió en una de las características más brillantes del sistema de anillos de Urano.

El análisis detallado de las imágenes de la Voyager 2 reveló variaciones azimutales en el brillo del anillo λ. Las variaciones parecen ser periódicas y se asemejan a una onda estacionaria. El origen de esta fina estructura en el anillo λ sigue siendo un misterio.

Anillo 1986U2R/ζ (zeta)

En 1986, la Voyager 2 detectó una amplia y tenue lámina de material en el interior del anillo 6. Este anillo recibió la designación temporal 1986U2R. Tenía una profundidad óptica normal de 10⁻³ o menos y era extremadamente débil. Se pensaba que era visible solo en una única imagen de la Voyager 2, hasta que un nuevo análisis de los datos de la Voyager en 2022 reveló el anillo en imágenes posteriores al encuentro. El anillo estaba situado entre 37.000 y 39.500 kilómetros del centro de Urano, o sólo unos 12.000 kilómetros por encima de las nubes. No se volvió a observar hasta 2003-2004, cuando el telescopio Keck encontró una lámina ancha y tenue de material justo dentro del anillo 6. Este anillo fue denominado anillo ζ. La posición del anillo ζ recuperado difiere significativamente de la observada en 1986. Ahora se encuentra entre 37.850 y 41.350 km del centro del planeta. Hay una extensión que se desvanece gradualmente y llega hasta al menos 32.600 km, o posiblemente incluso hasta 27.000 km, hasta la atmósfera de Urano. Estas extensiones están etiquetadas como anillos ζ_c y ζ_cc respectivamente.

El anillo ζ se observó nuevamente durante el evento de cruce de planos de anillos en 2007, cuando se convirtió en la característica más brillante del sistema de anillos, eclipsando a todos los demás anillos combinados. La profundidad óptica equivalente de este anillo es de cerca de 1 km (0,6 km para la extensión hacia adentro), mientras que la profundidad óptica normal es nuevamente inferior a 10⁻³. Las apariencias bastante diferentes de los anillos 1986U2R y ζ pueden deberse a diferentes geometrías de visualización: geometría de retrodispersión en 2003-2007 y geometría de dispersión lateral en 1986. Cambios durante los últimos 20 años en la distribución del polvo, que se cree que predomina en el ring, no se puede descartar.

Otras bandas antipolvo

Además de los anillos 1986U2R/system y λ, hay otras bandas de polvo extremadamente débiles en el sistema de anillos Urano. Son invisibles durante las ocultaciones porque tienen una profundidad óptica insignificante, aunque son brillantes en la luz de antemano. Voyager 2 's imágenes de luz de antemano revelaron la existencia de bandas de polvo brillantes entre los anillos λ y δ, entre los anillos pira y β, y entre el anillo α y el anillo 4. Muchas de estas bandas fueron detectadas de nuevo en 2003-2004 por el Telescopio Keck y durante el evento de cruce de aviones de 2007 en la luz retroescattered, pero sus ubicaciones precisas y brillos relativos fueron diferentes durante el Voyager observaciones. La profundidad óptica normal de las bandas de polvo es alrededor de 10^{; 5 -} o menos. Se piensa que la distribución de partículas de polvo obedece a una ley de poder con el índice p= 2,5 ± 0,5.

Además de las bandas de polvo separadas, el sistema de anillos de Urano parece estar inmerso en una amplia y tenue capa de polvo con una profundidad óptica normal que no excede los 10⁻³.

Anillos Μ (mu) y ν (nu)

En 2003-2005, el Telescopio Espacial Hubble detectó un par de anillos previamente desconocidos, ahora llamados sistema de anillos exteriores, lo que elevó el número de anillos de Urano conocidos a 13. Estos anillos fueron posteriormente denominados μ (mu) y ν. (nu) anillos. El anillo μ es el más externo del par y está al doble de distancia del planeta que el brillante anillo η. Los anillos exteriores se diferencian de los anillos estrechos interiores en varios aspectos. Son amplios, de 17.000 y 3.800 km de ancho, respectivamente, y muy débiles. Sus profundidades ópticas normales máximas son 8,5 × 10⁻⁶ y 5,4 × 10⁻⁶, respectivamente. Las profundidades ópticas equivalentes resultantes son 0,14 km y 0,012 km. Los anillos tienen perfiles de brillo radiales triangulares.

El brillo máximo del anillo μ (mu) se encuentra casi exactamente en la órbita de la pequeña luna de Urano Mab, que probablemente sea la fuente de las partículas del anillo. El anillo ν (nu) está ubicado entre Porcia y Rosalinda y no contiene lunas en su interior. Un nuevo análisis de las imágenes de luz dispersada hacia adelante de la Voyager 2 revela claramente los anillos μ y ν. En esta geometría los anillos son mucho más brillantes, lo que indica que contienen mucho polvo del tamaño de un micrómetro. Los anillos exteriores de Urano pueden ser similares a los anillos G y E de Saturno, ya que el anillo E es extremadamente ancho y recibe polvo de Encelado.

El anillo μ puede estar compuesto enteramente de polvo, sin ninguna partícula grande. Esta hipótesis está respaldada por observaciones realizadas por el telescopio Keck, que no logró detectar el anillo μ en el infrarrojo cercano a 2,2 μm, pero detectó el anillo ν. Este fallo significa que el anillo μ es de color azul, lo que a su vez indica que en su interior predomina polvo muy pequeño (submicrómetro). El polvo puede estar formado por hielo de agua. Por el contrario, el anillo ν es de color ligeramente rojo.

Dinámica y origen

Un problema pendiente de la física que rige los estrechos anillos Uranos es su confinamiento. Sin algún mecanismo para mantener sus partículas juntas, los anillos se extenderían rápidamente radialmente. La vida de los anillos uranianos sin tal mecanismo no puede ser más de 1 millón de años. El modelo más citado para tal confinamiento, propuesto inicialmente por Goldreich y Tremaine, es que un par de lunas cercanas, pastores externos e internos, interactúan gravitacionalmente con un anillo y actúan como sumideros y donantes, respectivamente, para un impulso angular excesivo e insuficiente (o equivalente, energía). Los pastores mantienen así las partículas de anillo en su lugar, pero gradualmente se alejan del anillo ellos mismos. Para ser eficaz, las masas de pastores deben superar la masa del anillo por lo menos un factor de dos a tres. Se sabe que este mecanismo funciona en el caso del anillo ε, donde Cordelia y Ophelia sirven como pastores. Cordelia es también el pastor externo del anillo δ, y Ophelia es el pastor externo del anillo γ. No hay luna más de 10 km es conocida en las proximidades de otros anillos. La distancia actual de Cordelia y Ophelia del anillo ε se puede utilizar para estimar la edad del anillo. Los cálculos muestran que el anillo ε no puede ser mayor de 600 millones de años.

Dado que los anillos de Urano parecen ser jóvenes, deben renovarse continuamente mediante la fragmentación por colisión de cuerpos más grandes. Las estimaciones muestran que la vida útil de una luna del tamaño de Puck frente a una colisión es de unos pocos miles de millones de años. La vida útil de un satélite más pequeño es mucho más corta. Por lo tanto, todas las lunas y anillos interiores actuales pueden ser producto de la perturbación de varios satélites del tamaño de Puck durante los últimos cuatro mil quinientos millones de años. Cada perturbación de este tipo habría iniciado una cascada de colisiones que rápidamente convirtió a casi todos los cuerpos grandes en partículas mucho más pequeñas, incluido el polvo. Al final, la mayor parte de la masa se perdió y las partículas sobrevivieron sólo en posiciones estabilizadas por resonancias mutuas y pastoreo. El producto final de una evolución tan disruptiva sería un sistema de anillos estrechos. En la actualidad, aún deben quedar incrustadas algunas lunas dentro de los anillos. El tamaño máximo de estas lunas es probablemente de unos 10 kilómetros.

El origen de las bandas de polvo es menos problemático. El polvo tiene una vida muy corta, de 100 a 1.000 años, y debería reponerse continuamente mediante colisiones entre partículas anulares más grandes, lunas y meteoritos procedentes de fuera del sistema uraniano. Los cinturones de las lunas y partículas madre son invisibles debido a su baja profundidad óptica, mientras que el polvo se revela en la luz dispersada hacia adelante. Se espera que los estrechos anillos principales y los cinturones de lunas que crean bandas de polvo difieran en la distribución del tamaño de las partículas. Los anillos principales tienen cuerpos de más centímetros a metros. Esta distribución aumenta la superficie del material en los anillos, lo que conduce a una alta densidad óptica en la luz retrodispersada. Por el contrario, las bandas de polvo tienen relativamente pocas partículas grandes, lo que da como resultado una profundidad óptica baja.

Exploración

Los anillos fueron investigados minuciosamente por la nave espacial Voyager 2 en enero de 1986. Se descubrieron dos nuevos anillos débiles, λ y 1986U2R, elevando a once el número total entonces conocido. Los anillos se estudiaron analizando los resultados de ocultaciones de radio, ultravioleta y ópticas. La Voyager 2 observó los anillos en diferentes geometrías en relación con el Sol, produciendo imágenes con luz retrodispersada, hacia adelante y lateral. El análisis de estas imágenes permitió derivar la función de fase completa, la geométrica y el albedo de Bond de las partículas del anillo. En las imágenes se resolvieron dos anillos, ε y η, que revelan una estructura fina y complicada. El análisis de las imágenes de la Voyager también condujo al descubrimiento de once lunas interiores de Urano, incluidas las dos lunas pastoras del anillo ε: Cordelia y Ofelia.

Lista de propiedades

Esta tabla resume las propiedades del sistema de anillos planetarios de Urano.