Diferencia entre revisiones de «Anillos de Neptuno»

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[[Archivo:Anillos de Neptuno esquema.svg|300px|right|thumb|Esquema de los anillos de Neptuno. Las líneas continuas indican los anillos, las discontinuas órbitas de satélites.]]
Los '''anillos de Neptuno''' son un sistema de [[anillo planetario|anillos planetarios]] muy tenues y débiles, compuestos principalmente de [[polvo cósmico|polvo]] cuya presencia fue confirmada en [[1989]] por la sonda espacial ''[[Voyager&nbsp;2]]'', que pertenecen a dicho [[planeta]].<ref name="Miner 2007 a"> {{cita libro | título =Planetary Ring Systems|año=2007|autor= Miner, Ellis D.| coautoresautor2 = Wessen, Randii R.; | autor3 = Cuzzi, Jeffrey N. |editor= Springer Praxis Books|idioma = inglés |capítulo=The discovery of the Neptune ring system| isbn=978-0-387-34177-4}}</ref> Guardan más semejanza con los [[anillos de Júpiter]] que con los más complejos de [[anillos de Saturno|Saturno]] o [[anillos de Urano|Urano]].
 
El sistema consta de cinco anillos que reciben el nombre de los astrónomos más relevantes en la investigación de [[Neptuno (planeta)|Neptuno]]. Del más interior al más exterior son: '''Galle''', '''Le Verrier''', '''Lassell''', '''Arago''' y '''Adams'''. Además existe un anillo coincidente con la órbita del [[satélite natural|satélite]] [[Galatea (satélite)|Galatea]].<ref name="Williams">{{cita web |autor = Williams, David R. |url= http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/nepringfact.html|título = Neptunian Rings Fact Sheet|fechaacceso=29 de noviembre de 2009|editor= NASA|idioma= inglés}}</ref> Otros tres satélites más, [[Náyade (luna)|Náyade]], [[Talasa (luna)|Talasa]] y [[Despina (satélite)|Despina]], orbitan entre los anillos haciendo la función de [[satélite pastor|satélites pastores]].<ref name="Miner 2007 b"> {{cita libro | título =Planetary Ring System|año=2007|autor= Miner, Ellis D.|coautores autor2 = Wessen, Randii R.; | autor3 = Cuzzi, Jeffrey N. |editor= Springer Praxis Books |idioma = inglés |capítulo=Present knowledge of the Neptune ring system| isbn=978-0-387-34177-4}}</ref>
 
El material de los anillos es enormemente oscuro, tratándose probablemente de [[Compuesto orgánico|compuestos orgánicos]] producidos por la radiación de la magnetosfera del planeta de manera similar a lo hallado en los [[anillos de Urano]]. La proporción de polvo en los anillos es alta, entre el 20 y el 70{{esd}}%,<ref name="Smith 1989">{{cita publicación |autor= Smith, B.A.|coautores autor2 = Soderblom, L. A.; | autor3 = Banfield, D. ''et ál'' | título= Voyager&nbsp;2 at Neptune: Imaging Science Results|año=1989| publicación =Science|volumen=246|página=1422|url=http://ads.ari.uni-heidelberg.de/abs/1989Sci...246.1422S|doi=10.1126/science.246.4936.1422|pmid=17755997}}</ref> mientras que la [[profundidad óptica]] es baja, menos de 0,1.<ref name ="Horn 1990">{{cita publicación |autor= Horn, Linda J.|coautores autor2 = Hui, John; | autor3 = Lane, Arthur L. | título= Observations of Neptunian rings by Voyager photopolarimeter experiment|año=1990| publicación =Geophysics Research Letters|volumen=17|páginas=1745-1748 |doi=10.1029/GL017i010p01745|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990GeoRL..17.1745H| idioma= inglés }}</ref>
 
El anillo Adams incluye a su vez cinco arcos más brillantes que el resto del anillo denominados '''Fraternidad''', '''Igualdad&nbsp;1''', '''Igualdad&nbsp;2''', '''Libertad''' y '''Coraje'''.<ref name="Williams"/> Los arcos ocupan cada uno una pequeña [[longitud del periastro|longitud orbital]] del total del anillo. La estabilidad de los arcos está en discusión habiéndose detectado en [[2005]] un considerable adelgazamiento del arco Libertad.<ref>{{cita publicación | autor= | coautores= |título= Neptune's rings are fading away | publicación= New Scientist| url= http://www.newscientist.com/article/mg18524925.900-neptunes-rings-are-fading-away.html | fecha= 26 de marzo de 2005 |volumen = | número= 2492 |página= 21 |páginas= |idioma= inglés }}</ref> Es probable que la estabilidad del anillo Adams esté relacionada con el satélite Galatea.<ref name="Burns 2001">{{cita publicación |autor=Burns J.A.|coautores autor2 = Hamilton, D.P.; | autor3 = Showalter, M.R. | título= Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics
|publicación= Interplanetary Dust|año=2001 |editorial=Springer |páginas =641-725 |ubicación= Berlín
|url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf |fechaacceso=29 de noviembre de 2009| idioma= inglés }}</ref>
Inmediatamente después comenzó la búsqueda sistemática de anillos alrededor de Neptuno. El 24 de mayo de [[1981]] se detectó, durante otra ocultación estelar, un parpadeo en el brillo de la estrella ocultada. El modo en que tuvo lugar este parpadeo no dio pie a pensar en un anillo como su responsable. Después del sobrevuelo de la ''Voyager&nbsp;2'' se encontró que fue el pequeño satélite [[Larisa (luna)|Larisa]] el que ocultó la estrella, un fenómeno extremadamente raro.<ref name="Miner 2007 a" />
 
En los [[años 1980|años 80]] las ocultaciones de estrellas por parte de Neptuno fueron mucho menos frecuentes que las de Urano, el cual ocupaba una posición cercana a la [[Vía Láctea]] en ese momento y se movía a través de un campo de estrellas más denso. La siguiente ocultación de importancia tuvo lugar el 12 de septiembre de [[1983]], dando como resultado la posible detección de un anillo, aunque las observaciones no fueron concluyentes. Durante los siguientes seis años fueron observadas unas 50 ocultaciones de las que únicamente un tercio lograron resultados positivos. Parece legitimo atribuir el "descubrimiento" (como "arcos") a las observaciones realizadas en 1984 en Chile, por una parte por Patrice Bouchet, Reinhold Häfner y Jean Manfroid quienes conducían en varios telescopios del observatorio La Silla de la ESO un programa de observación propuesto por [[André Brahic]], Bruno Sicardy y Françoise Roques del Observatorio de Paris-Meudon, y de otra parte por F. Vilas y L.-R. Elicer en el observatorio ínter-americano de Cerro Tololo, para un programa ideado por Williams Hubbard.<ref name="Hubbard1985">{{cita publicación |nombre=W.B.|apellido=Hubbard|coautores autor2 = Brahic, A.; | autor3 = Bouchet, P.; | autor4 = Elicer, L.-R.; | autor5 = Haefner, R.; | autor6 = Manfroid, J.; | autor7 = Roques, F.; | autor8 = Sicardy, B.; | autor9 = Vilas, F. |título=Occultation Detection of a Neptune Ring Segment|año=1985|publicación=Press Abstracts from the Sixteenth Lunar and Planetary Science Conference, held March 11-15, 1985, in Houston, TX. LPI Contribution 559, published by the Lunar and Planetary Institute, 3303 Nasa Road 1, Houston, TX 77058, 1985, p.35| bibcode=1985LPICo.559...35H}}</ref><ref name="Manfroid1986">{{cita publicación |nombre=J. |apellido=Manfroid|coautores autor2 = Haefner, R.; | autor3 = Bouchet, P. |título=New evidence for a ring around Neptune|publicación= Astronomy and Astrophysics|año=1986|volumen=157|número=1|página=L3 |bibcode=1986A&A...157L...3M}} </ref><ref name="Miner 2007 a" /><ref name ="Sicardy 1991">{{cita publicación |autor= Sicardy, B.|coautores autor2 = Roques, F.; | autor3 = Brahic, A. | título= Neptune's Rings, 1983-1989 Ground-Based Stellar Occultation Observations|año=1991| publicación =Icarus|volumen=89|página= 220 | doi= 10.1016/0019-1035(91)90175-S |url= http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1991Icar...89..220S&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=444b66a47d28395 | idioma= inglés }}</ref> Se constató que algo, probablemente arcos de material, orbitaba alrededor de Neptuno pero las características del sistema de anillos siguieron siendo desconocidas.<ref name="Miner 2007 a" />
 
La sonda espacial ''Voyager&nbsp;2'' confirmó definitivamente la existencia de los anillos de Neptuno durante su sobrevuelo del planeta en [[1989]]. También se comprobó que las ocultaciones ocasionales observadas anteriormente fueron causadas por el anillo Adams.<ref name="Nicholson 1990" >{{cita publicación |autor= Nicholson, P.D.|coautores autor2 = Cooke, Maren L.; | autor3 = Matthews, Keith ''et ál.'' | título= Five Stellar Occultations by Neptune: Further Observations of Ring Arcs| publicación =Icarus| año= 1990| volumen= 87| página= 1| url= http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1990Icar...87....1N&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=444b66a47d28395 | doi= 10.1016/0019-1035(90)90020-A| idioma= inglés }}</ref> Posteriormente al vuelo de la ''Voyager&nbsp;2'' las observaciones realizadas con anterioridad fueron analizadas de nuevo obteniéndose las características de los anillos tal y como fueron en los primeros años 80, y encontrándose que coincidían casi perfectamente con las obtenidas por la ''Voyager''.<ref name="Smith 1989"/> Los anillos fueron observados en diferentes disposiciones con respecto al sol, obteniendo imágenes con distintos ángulos de iluminación, de frente, por detrás y lateralmente. El análisis de las imágenes en estas condiciones permitió conocer la derivada de la función de fase, que da la dependencia de la reflectividad del anillo en función del ángulo entre el observador y el sol, y los albedos geométrico y de Bond. Asimismo el análisis de las imágenes permitió descubrir seis nuevos satélites interiores de Neptuno, incluyendo a Galatea.<ref name="Smith 1989" />
 
Recientemente los anillos más brillantes, Adams y Le Verrier, han sido fotografiados por el [[Telescopio espacial Hubble]] y otros telescopios en la superficie terrestre gracias a los avances y mejoras de los mismos,<ref name="Dumas 1999" > {{cita publicación |autor= Dumas,C.|coautores autor2 = Terrile, R. J.; | autor3 = Smith, B. A. ''et ál''. | título= Stability of Neptune's ring arcs in question|año=1999| publicación =Nature|volumen=400| páginas = 733-735|doi= 10.1038/23414 | url=http://nicmosis.as.arizona.edu:8000/PUBLICATIONS/NEPTUNE_RING.pdf|idioma= inglés }}</ref> en las bandas ultravioleta y luz visible durante ocultaciones estelares.<ref name="Horn 1990" /> Son visibles ligeramente por encima del nivel del [[radiación de fondo de microondas|ruido de fondo]] en la [[longitud de onda]] de [[espectro de absorción|absorción]] del [[metano]], banda en la que el resplandor de Neptuno es menos notorio. Los anillos más débiles están todavía por debajo del umbral de detección.<ref name="dePater 2005" >{{cita publicación |autor = de Pater, I.|coautores autor2 = Gibbard, S.; | autor3 = Chiang, E. ''et ál''. | título= The Dynamic Neptunian Ring Arcs: Evidence for a Gradual Disappearance of Liberté and Resonant Jump of Courage|año=2005| publicación =Icarus|volumen=174| páginas =263-272| doi=10.1016/j.icarus.2004.10.020|url=http://astro.berkeley.edu/~echiang/ppp/nepring.pdf| idioma=inglés |urlarchivo=http://web.archive.org/web/http://astro.berkeley.edu/~echiang/ppp/nepring.pdf|fechaarchivo=23 de noviembre de 2015}}</ref>
 
== Descripción ==
 
=== Anillos interiores ===
El anillo más cercano a Neptuno es el anillo Galle. Está situado entre 41.000 y 43.000&nbsp;km de la superficie del planeta y tiene una anchura de aproximadamente 2.000&nbsp;km.<ref name="Miner 2007 b" /> Es un anillo débil con una profundidad óptica media de alrededor de 10<sup>−4</sup>,<ref group="Nota">La profundidad óptica normal τ de un anillo es la razón entre el total de la superficie de las partículas cortadas por una sección del anillo respecto del área total de esa sección del anillo. Un rayo de luz que atraviesa un anillo se ve atenuado en un factor de e<sup>−τ</sup>.</ref><ref>{{cita publicación |autor =Ockert, M. E.|coautores autor2 = Cuzzin, J.N.; | autor3 = Porco, C.C.; and| autor4 = Johnson, T.V. | título= Uranian ring photometry: Results from Voyager 2 | publicación= J.of Geophys. Res. | año =1987 | volumen= 92 | páginas =14969-14978 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9214969O|doi= |idioma=inglés }}</ref> y una profundidad equivalente de 0,15&nbsp;km.<ref group="Nota">La profundidad equivalente ED de un anillo se define como la integral de la profundidad óptica a lo largo del anillo, es decir, ED = ∫τdr, donde r es el radio.</ref><ref>{{cita publicación |autor = Holberg, J.B. |coautores autor2 = Nicholson, P. D.; | autor3 = French, R.G.; | autor4 = Elliot, J.L. | título= Stellar occultation probes of the Uranian rings at 0.1 and 2.2 μm - A comparison of Voyager UVS and earth-based results | publicación = The Astronomical Journal| año = 1987| volumen = 94 | páginas = 178-188 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987AJ.....94..178H |doi=10.1086/114462| idioma=inglés }}</ref><ref name="Smith 1989" /> Se estima que el porcentaje de polvo en el anillo se encuentra entre el 40% y el 70%.<ref name="Colwell 1990">{{cita publicación |autor = Colwell, J. E. | coautores= Esposito, L. W. | título= A model of dust production in the Neptunian ring system| año = 1990| publicación = Geophysics Research Letters |volumen = 17| páginas = 1741-1744| doi=10.1029/GL017i010p01741 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990GeoRL..17.1741C| idioma=inglés }}</ref><ref name="Smith 1989" />
 
El siguiente anillo es el Le Verrier: su radio orbital es de unos 53.200&nbsp;km,<ref name="Miner 2007 b" /> pero es estrecho, con unos 113&nbsp;km de anchura.<ref name="Horn 1990" /> Su profundidad óptica normal es 0,0062 ± 0,0015, que se corresponde con una profundidad equivalente de 0,7 ± 0,2&nbsp;km.<ref name="Horn 1990" /> El porcentaje de polvo de este anillo también está entre el 40% y el 70%.<ref name="Burns 2001" /><ref name="Colwell 1990" /> El satélite [[Despina (luna)|Despina]] orbita justo en su interior a una distancia del planeta de 52.526&nbsp;km, y es probable que juegue el papel de satélite pastor, manteniendo la estabilidad del anillo.<ref name="Miner 2007 b " />
 
==== Arcos del anillo Adams ====
Las partes más brillantes del anillo Adams, los arcos que están contenidos en él, fueron los primeros elementos de los anillos neptunianos en ser descubiertos.<ref name="Miner 2007 a" /> En estos arcos las partículas que los conforman están más amalgamadas que en el resto del anillo. Se conocen cinco arcos que ocupan un estrecho segmento de [[longitud (cartografía)|longitud]]<ref group="Nota">Las coordenadas geográficas de Neptuno se fijaron el 18 de agosto de 1989. El punto de longitud cero de los anillos corresponde con el meridiano cero de Neptuno.</ref><ref>{{cita libro | título =Planetary Ring System|año=2007|autor= Miner, Ellis D.|coautores autor2 = Wessen, Randii R.; | autor3 = Cuzzi, Jeffrey N. |editor= Springer Praxis Books |idioma = inglés |capítulo=Present knowledge of the Neptune ring system| isbn=978-0-387-34177-4}}</ref> desde 247º hasta 294º. En [[1986]] los arcos estaban situados de la siguiente manera: Fraternidad, el anillo más largo y brillante, desde 247º hasta 257º; Igualdad&nbsp;1, entre 261º y 264º; Igualdad&nbsp;2, entre 265º y 266º; Libertad, entre 276º y 280º y Coraje, el más débil y corto, entre 284,5º y 288,5º.<ref name="Miner 2007 b" /><ref name="Porco 1991" /> Las profundidades ópticas normales de los arcos se estiman en el rango entre 0,03-0,09,<ref name="Smith 1989" /> obteniéndose 0,034 ± 0,005 para el borde delantero del arco Libertad, medido en una ocultación estelar. Los anchos radiales son aproximadamente los mismos que los del resto del anillo, aproximadamente 30&nbsp;km.<ref name="Smith 1989" /> La fracción de polvo en los arcos oscila entre el 40% y el 70%.<ref name="Colwell 1990" /> Los arcos del anillo Adams son semejantes al arco presente en el [[anillos de Saturno|anillo G]] de Saturno.<ref name="Hedman 2007"> {{cita publicación |autor= Hedman, M. M.|coautores=Burns, J. A., Tiscareno, M. S., ''et ál''.| título= The Source of Saturn's G Ring| publicación =Science|volumen=317| páginas =653-656|año=2007|doi=10.1126/science.1143964|pmid=17673659| url=http://ciclops.org/media/sp/2007/3882_9284_0.pdf| idioma=inglés }}</ref>
 
La mayor resolución de las imágenes de la ''Voyager&nbsp;2'' revelaron un amalgamiento pronunciado en los arcos, con una separación media entre las diferentes masas de entre 0,1º y 0,2º que corresponde con entre 100 y 200&nbsp;km a lo largo del anillo. Debido a la resolución de las imágenes de las masas, no se conoce si contienen o no cuerpos mayores, que están asociadas con seguridad con concentraciones de polvo microscópico como evidencia su mejora de brillo cuando están iluminadas por detrás por el sol.<ref name="Smith 1989" />
 
==== Estabilidad ====
La existencia de los arcos en el anillos Adams continúa sin tener una explicación,<ref name="Miner 2007 b" /> ya que la dinámica orbital indica que el material de los arcos debería distribuirse uniformemente a lo largo de los anillos en cuestión de años. Se han sugerido numerosas teorías que explicarían la estabilidad de los arcos; la más extendida es la que sostiene que el satélite Galatea mantiene los arcos mediante una resonancia de inclinación co-rotacional o CIR, 42:43.<ref group="Nota">La resonancia de inclinación co-rotacional o CIR (Co-rotacional Inclination Resonance), de orden ''m'' entre un satélite con una órbita inclinada y un anillo tiene lugar si el patrón de velocidad de la potencial perturbación <math>\Omega</math> es igual a la velocidad o movimiento medio de las partículas del anillo <math>n_p</math>. En otras palabras, la siguiente condición se debe cumplir: <math>m\Omega=n_pm=(m-1)n_s+\dot\Omega_s</math>, donde <math>\dot\Omega_s</math> y <math>n_s</math> son la tasa de precesión nodal y el movimiento medio del satélite respectivamente. La CIR crea ''2m'' lugares estables a lo largo del anillo.</ref> La resonancia crea 84 lugares de estabilidad a lo largo de la órbita del anillo, cada 4º de longitud, situándose los arcos en lugares adyacentes a esos lugares.<ref name="Porco 1991" /> En cualquier caso, medidas del movimiento medio de los anillos realizadas por el ''Hubble'' y el [[telescopio Keck]] en [[1998]] llevaron a la conclusión de que los anillos no estaban en CIR con Galatea.<ref name="Dumas 1999" /><ref name="Sicardy 1999" > {{cita publicación |autor= Sicardy, B.|coautores autor2 = Roddier, F.; | autor3 = Roddier, C. ''et ál.'' | título= Images of Neptune's ring arcs obtained by a ground-based telescope| publicación=Nature|año=1999|volumen=400|páginas =731-733|doi= 10.1038/23410|url=http://ads.ari.uni-heidelberg.de/abs/1999Natur.400..731S| idioma=inglés }}</ref>
 
Otro modelo propuesto para explicar la estabilidad de los arcos se basa en la resonancia de excentricidad co-rotacional o CER.<ref group="Nota">La resonancia de excentricidad co-rotacional o CER (Co-rotation eccentricity resonante), de orden ''m'' entre un satélite en una órbita excéntrica y un anillo tiene lugar si el patrón de velocidad de la potencial perturbación <math>\Omega</math> es igual al movimiento medio de las partículas del anillo <math>n_p</math>. En otras palabras, la siguiente condición se debe cumplir: <math>m\Omega=n_pm=(m-1)n_s+\dot\omega_s</math>, donde <math>\dot\omega_s</math> y <math>n_s</math> son la tasa de precesión apsidal y el movimiento medio del satélite respectivamente. La CER crea ''m'' lugares estables a lo largo del anillo.</ref><ref name="Namouni 2002" >{{cita publicación |autor= Namouni, F. |coautores=Porco, C. | título= The confinement of Neptune’s ring arcs by the moon Galatea|año=2002| publicación =Nature |volumen=417 |páginas = 45-47|doi=10.1038/417045a |idioma=inglés }}</ref> El modelo tiene en cuenta la masa finita del anillo Adams que es necesaria para mover la resonancia más cerca del anillo. Una consecuencia de esta teoría es la estimación de la masa del anillo Adams de alrededor de un factor de 0,002 de la masa de Galatea.<ref name="Namouni 2002" />
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