Anéis de Urano

Esquema do sistema de anéis lunares de Urano. As linhas sólidas indicam anéis; linhas tracejadas representam as órbitas das luas.
Urano com seus anéis (Telescópio Espacial Hubble, 1998)

O planeta Urano é circundado por um sistema de anéis planetários , que em sua variação e complexidade não chega perto das órbitas muito maiores dos anéis de Saturno , mas ainda pode ser classificado em frente às estruturas mais simples dos anéis de Júpiter e Netuno . Os primeiros anéis de Urano foram descobertos em 10 de março de 1977 por James L. Elliot , Edward W. Dunham e Douglas J. Mink . Embora o astrônomo Wilhelm Herschel já tivesse estado lá 200 anos antesjá havia relatado a observação de anéis, é duvidoso pelos astrônomos de hoje que, em vista de sua aparência escura e pálida, foi possível com o tempo realmente perceber o sistema de anéis. Mais dois anéis foram descobertos em 1986 em fotos tiradas pela espaçonave Voyager 2 do planeta, e um par adicional de anéis foi encontrado em fotos tiradas pelo Telescópio Espacial Hubble entre 2003 e 2005 .

Desde então, 13 anéis independentes do sistema de anéis de Urano são conhecidos. Na ordem de sua distância do planeta, eles são chamados 1986U2R / ζ , 6, 5, 4, α , β , η , γ , δ , λ , ε , ν e μ . Seus raios são 38.000 km para o anel 1986U2R / ζ e 98.000 km para o anel μ. Faixas opacas adicionais de poeira e arcos incompletos puderam ser observadas entre os anéis principais. Os anéis são extremamente escuros, então o albedo esférico das partículas do anel não excede 2 por cento. Eles provavelmente são feitos de água congelada que se combinou com alguns componentes orgânicos escuros que absorvem a radiação.

A maioria dos anéis de Urano são opacos e têm apenas alguns quilômetros de largura. O sistema de anéis consiste em pequenos objetos, a maioria dos quais tem entre 0,2 e 20 m de diâmetro. Alguns dos anéis são opticamente muito pequenos: os anéis estendidos e foscos 1986U2R / ζ, μ e ν consistem em finas partículas de poeira, enquanto o anel estreito e também fosco λ é composto de objetos maiores. A relativa ausência de poeira dentro do sistema de anéis pode ser explicada pela resistência do ar que a extensa exosfera de Urano traz consigo através de sua coroa .

Acredita-se que os anéis de Urano não tenham mais de 600 milhões de anos e, portanto, são relativamente jovens. O sistema de anéis provavelmente consiste nos restos de um grande número de luas que originalmente orbitavam o planeta antes de colidirem entre si há muito tempo. Após as colisões, as luas se dividiram em incontáveis ​​partes, que então sobreviveram como anéis estreitos e opticamente densos visíveis hoje e agora circundam o planeta em órbitas estritamente definidas.

O processo de como os anéis estreitos são mantidos em sua forma ainda não é totalmente compreendido. Inicialmente, foi assumido que cada anel estreito está associado a um par de luas pastoris próximas que sustentam sua forma. No entanto, quando a Voyager 2 voou em 1986, apenas um par de pastores ( Cordelia e Ophelia ) foi capaz de encontrar uma influência no anel mais brilhante (ε).

descoberta

A primeira menção de um sistema de anéis em torno de Urano vem do século 18 e pode ser encontrada nas notas de Friedrich Wilhelm Herschel , nas quais ele escreveu as descobertas de suas observações do planeta. Estes continham a seguinte passagem:

"22 de fevereiro de 1789: Suspeitou-se de um anel." 

Herschel desenhou um diagrama estreito do anel e notou que ele "tende um pouco para o vermelho". O telescópio Keck no Havaí foi capaz de confirmar isso, pelo menos com relação ao anel ν. As notas de Herschel foram publicadas no Royal Society Journal em 1797 . Com o passar dos anos, surgiram sérias dúvidas sobre se Herschel poderia ter visto algo parecido, enquanto centenas de outros astrônomos não tinham visto nada parecido. No entanto, há objeções justificadas ao fato de que Herschel foi realmente capaz de dar uma descrição precisa das dimensões do anel ν em relação a Urano, suas mudanças no movimento de Urano ao redor do sol, bem como sua aparência de cor. Nos dois séculos seguintes, entre 1797 e 1977, os anéis de Urano raramente foram mencionados em artigos científicos.

Animação de uma ocultação da estrela SAO 158687 por Urano
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O Observatório Aerotransportado Kuiper em vôo

A descoberta indiscutível dos anéis de Urano pode finalmente ser atribuída aos astrônomos James L. Elliot, Edward W. Dunham e Douglas J. Mink em 10 de março de 1977, que conseguiram avistar os anéis com a ajuda do Observatório Aerotransportado Kuiper . No entanto, este evento só aconteceu por meio de uma observação casual . Originalmente, eles planejaram estudar a atmosfera de Urano observando a ocultação ( ocultação ) da estrela SAO 158687 pelo planeta. Quando eles analisaram suas observações, eles descobriram que a estrela havia desaparecido brevemente cinco vezes antes e cinco vezes depois de ter passado pelo planeta. A partir disso, eles concluíram que deve ter existido um sistema de anéis estreitos ao redor do planeta. Os cinco eventos de ocultação que observaram foram identificados em seus papéis com as letras gregas α, β, γ, δ e ε. Esta designação foi mantida até hoje como uma designação para os anéis. Mais tarde, eles encontraram mais quatro anéis; um entre os anéis β e γ e três dentro do anel α. Chamaram o primeiro anel η, o último recebeu, de acordo com a numeração dos eventos de ocultação, a designação de anel 4, 5 e 6. Depois dos anéis de Saturno , foi o segundo sistema de anéis que foi descoberto em nosso sistema solar .

Quando a sonda espacial Voyager 2 cruzou o sistema de Urano em 1986, os primeiros documentos de imagem foram criados mostrando os anéis de cima. Mais dois anéis foscos foram descobertos, elevando o número total de anéis para onze. Nos anos de 2003 a 2005, o telescópio espacial Hubble foi capaz de detectar outro par de anéis, anteriormente invisível, que agora leva ao número de anéis conhecido hoje. Com a descoberta desses anéis externos, o raio previamente conhecido do sistema de anéis também dobrou. As imagens do Hubble continuaram a revelar dois pequenos satélites, um dos quais, a lua Mab , compartilha sua órbita com o anel externo recém-descoberto.

Propriedades básicas

Os anéis internos de Urano: O anel externo claro é o anel épsilon, ao lado dele 8 outros anéis são visíveis. (Voyager 2, 1986, distância 2,52 milhões de km)

Como já mencionado, o sistema de anéis de Urano consiste em 13 anéis claramente demarcados de acordo com o estado atual de conhecimento. Organizados de acordo com sua distância do planeta, eles são designados como 1986U2R / ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν e μ. Eles podem ser divididos em três grupos:

  • os nove anéis principais estreitos (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), 
  • os dois anéis de poeira (1986U2R / ζ, λ) 
  • bem como os dois anéis externos (μ, ν). 

Os anéis de Urano consistem principalmente de partículas macroscópicas com alguma poeira adicionada. Poeira foi detectada no 1986U2R / ζ-, η-, δ-, λ-, ν- e no anel μ. Além desses anéis bem conhecidos, numerosas bandas de poeira opticamente finas e outros anéis foscos podem definitivamente existir entre eles. Esses anéis foscos e faixas de poeira podem, no entanto, existir apenas temporariamente ou consistir em uma série de arcos separados, que às vezes podem ser percebidos durante as observações de ocultação. Por exemplo, alguns deles foram visíveis em 2007 durante um evento astronômico especial, quando as superfícies dos anéis se cruzaram várias vezes quando vistas da Terra. Também nas fotos da Voyager 2 , que foram tiradas com uma dispersão geométrica para frente , uma série de faixas de poeira puderam ser vistas entre os anéis. Todos os anéis de Urano continuaram a mostrar algumas variações de brilho quando vistos em um ângulo azimutal .

Cada um dos anéis é feito de substâncias extremamente escuras. O albedo geométrico das partículas do anel nunca ultrapassa um valor de 5 a 6 por cento, enquanto o albedo esférico é ainda menor, em torno de 2 por cento. Com um ângulo de fase entre as linhas do objeto-sol e do objeto-posição de observação de quase zero, há um aumento significativo no albedo das partículas do anel, cujo valor aumenta significativamente aqui. Isso significa que, ao contrário, seu albedo é muito menor se eles já forem observados ligeiramente fora da área de oposição. Os anéis aparecem ligeiramente vermelhos nas partes ultravioleta e visíveis do espectro e cinza no infravermelho próximo . Eles não têm nenhuma característica espectral específica reconhecível . A composição química das partículas do anel ainda é desconhecida hoje. No entanto, é certo que não podem ser feitos de gelo puro como os anéis de Saturno , pois são muito escuros para isso e até parecem mais escuros do que as luas internas de Urano . Isso sugere que eles podem ser uma mistura de gelo e ingredientes escuros. Embora a natureza desses constituintes não seja clara, eles podem ser compostos orgânicos significativamente escurecidos por partículas carregadas emitidas pela magnetosfera de Urano. Pode-se presumir que as partículas do anel consistem em pedaços fortemente trabalhados, que inicialmente mostram semelhanças com a natureza das luas internas.

No geral, o sistema de anéis de Urano não é comparável aos anéis opacos e empoeirados de Júpiter, nem à ampla e complexa estrutura de anéis de Saturno, na qual algumas faixas de anéis consistem em material muito leve e pedaços de gelo. No entanto, certamente há uma semelhança com algumas partes do sistema de anéis mencionado por último. Por exemplo, o anel ε e o anel F de Saturno são estreitos, relativamente escuros e cada um protegido por um par de luas. Os anéis externos recém-descobertos de Urano, por sua vez, têm propriedades que correspondem aos anéis externos G e E de Saturno. Nos largos anéis de Saturno existem argolinhas estreitas, assim como nos estreitos anéis de Urano. Além disso, faixas de poeira puderam ser observadas entre os anéis principais, como também ocorrem com os anéis de Júpiter. Em contraste, existe o sistema de anéis de Netuno , que é semelhante ao de Urano, mas é menos complexo, definitivamente mais escuro e mais empoeirado. Além disso, os anéis de Netuno estão posicionados muito mais longe de seu planeta.

Anéis principais estreitos

ε-ring

Uma visão de perto do anel ε (Voyager 2, 1986, distância de 1,12 milhão de km)

O anel ε é a seção mais brilhante e mais densa do sistema de anéis de Urano. Ele sozinho é responsável por dois terços da luz que é refletida pelos anéis. Embora sua órbita tenha a maior excentricidade de todos os anéis de Urano e, portanto, corresponda menos a uma órbita circular, ela tem uma inclinação insignificante . Devido à sua excentricidade, o brilho com que é percebido varia no curso de sua órbita. A intensidade da radiação do anel é mais alta perto da abside e mais baixa perto do periapsia. O rácio de brilho entre máximo e mínimo é de entre 2,5 m e 3,0 m . Essas oscilações estão relacionadas à mudança no tamanho do anel, que varia entre 19,7 km no periapsia e 96,4 km na apoapsis. Como resultado, o sombreamento entre as partículas é reduzido nos pontos onde o anel se alarga, razão pela qual mais delas se tornam visíveis, o que leva a um aumento do brilho nessas seções. Os desvios nas larguras dos anéis foram medidos usando imagens da Voyager 2 , nas quais o anel ε foi resolvido pelas câmeras da sonda com apenas um outro. O curso observado desta forma indica que o anel não é opticamente fino. Na verdade, observações de ocultação feitas tanto da Terra quanto da espaçonave mostram que a profundidade óptica varia entre 0,5 e 2,5, com seu maior valor próximo ao periapsia. A profundidade equivalente do anel ε é de cerca de 47 km e é quase constante ao longo de sua órbita.

Um close-up (de cima para baixo) dos anéis δ, γ, η, β e α de Urano. No anel η, o componente opticamente fino, mas largo, é evidente.

O valor exato da espessura geométrica do anel ε não é conhecido, embora o anel possa certamente ser considerado muito fino. Algumas estimativas sugerem que sua espessura seja inferior a 150 m. Apesar de um diâmetro vertical extremamente pequeno, ele ainda consiste em várias camadas de partículas diferentes. O anel ε é na verdade um local superlotado de objetos cujo fator de preenchimento próximo à apoapsis é estimado por várias fontes entre 0,008 e 0,06, o que significa que 0,8 a 6 por cento da área do anel é preenchida por sólidos. O tamanho médio das partículas do anel é de cerca de 0,2 a 20 m, sendo a distância média entre elas 4,5 vezes o seu raio. O anel está virtualmente livre de poeira interestelar , provavelmente devido ao arrasto aerodinâmico exercido pela coroa atmosférica externa de Urano. Devido à natureza fina do anel ε, ele parece quase invisível quando você olha para sua "borda", o que era o caso em 2007, quando você observava um cruzamento dos planos dos anéis.

Durante um experimento de ocultação de rádio , a espaçonave Voyager 2 recebeu um sinal estranho que veio do anel ε. O sinal parecia um grande aumento na dispersão direta, que ocorreu em um comprimento de onda de 3,6 cm próximo à apoapsis do anel. Esses ângulos de espalhamento fortes indicam a existência de uma estrutura coerente maior. O fato de que o anel ε tem uma estrutura tão fina poderia subsequentemente também ser confirmado em várias observações de ocultação subsequentes. O anel parece consistir de uma série de cachos opticamente densos e opticamente, alguns dos quais provavelmente compostos de arcos incompletos.

O ε-ring também é conhecido por estar associado a uma lua pastor interna e outra externa , Cordelia e Ophelia . A borda interna do anel está em uma ressonância 24:25 com Cordelia, a borda externa, por sua vez, tem uma ressonância orbital de 14:13 com Ophelia. As massas das luas devem ser pelo menos três vezes maiores que a massa do anel para que ele possa ser efetivamente mantido dentro de seus limites. A massa do anel ε é estimada em cerca de 10 16  kg.

anel δ

Comparação dos anéis de Urano em luz direta e retroespalhada ( Voyager 2 , 1986)

O anel δ tem forma circular e é ligeiramente inclinado. A borda externa afiada do anel δ tem uma ressonância 23:22 para Cordelia. Sua profundidade e largura óticas mostram desvios azimutais inexplicáveis ​​e significativos, ou seja, valores inconsistentes, se forem observados ao longo do plano horizontal. Uma possível explicação para isso é que o anel tem uma estrutura semelhante a uma onda no azimute, que é causada por uma pequena lua em seu interior. Além disso, o anel δ consiste em dois componentes, um componente estreito e opticamente fino e uma faixa de borda interna larga que tem apenas uma pequena profundidade óptica. A largura da área estreita é de 4,1 ... 6,1 km e a profundidade equivalente é de cerca de 2,2 km, o que é comparável a uma profundidade óptica de 0,3 ... 0,6. O componente do anel largo, por outro lado, tem uma largura de 10… 12 km e sua profundidade equivalente é quase 0,3 km, o que indica uma profundidade óptica igualmente pequena de 3 · 10 −2 . No entanto, esta informação é baseada apenas em dados de observações de ocultação, uma vez que as imagens da Voyager 2 não foram capazes de resolver o anel δ em detalhes suficientes. Ao observar a sonda espacial em luz espalhada para frente, o anel δ parece relativamente brilhante, o que indica a presença de poeira em sua ampla área. Esta ampla área também é geometricamente mais espessa do que a estreita. Esse fato é corroborado por observações do cruzamento do plano do anel a partir de 2007, quando o anel δ aumentou de brilho, o que corresponde ao comportamento de um anel geometricamente espesso, mas opticamente fino.

anel γ

O anel γ pode ser descrito como estreito, opticamente profundo e ligeiramente excêntrico . Sua inclinação orbital é próxima de zero. A largura do anel varia entre 3,6 e 4,7 km, embora sua profundidade equivalente seja uniformemente 3,3 km. A profundidade óptica do anel γ está entre 0,7 e 0,9. Durante o cruzamento do plano do anel em 2007, o anel γ desapareceu, o que leva à conclusão de que ele deve ser tão fino quanto o anel ε e que também parece estar livre de poeira. Os valores de desvio azimutal significativos , que são mostrados na largura e na profundidade óptica do anel γ, também se assemelham às propriedades do anel ε. O mecanismo que mantém um anel tão estreito dentro de seus limites ainda não pode ser explicado. Independentemente disso, verificou-se que a borda interna afiada do anel γ está em uma ressonância de órbita 6: 5 com Ophelia.

anel η

O anel η tem excentricidade orbital e inclinação praticamente nula. Como o anel δ, ele pode ser dividido em duas áreas, um componente estreito e opticamente denso e uma ampla banda externa de profundidade óptica rasa. A largura do componente estreito é de 1,9 ... 2,7 km e a profundidade equivalente é de cerca de 0,42 km, o que é consistente com uma profundidade óptica de cerca de 0,16 ... 0,25. A ampla área tem uma extensão de cerca de 40 km e sua profundidade equivalente é de cerca de 0,85 km, o que indica uma profundidade óptica rasa de 2 · 10 −2 . Isso também pode ser resolvido desta forma nas imagens da Voyager 2 . Na luz espalhada para frente, o anel η parece brilhante, do qual a presença de uma quantidade considerável de poeira dentro desse anel pode ser deduzida, que provavelmente se encontra principalmente no componente largo. Esta parte do anel é geometricamente muito mais espessa do que o componente estreito. Esta conclusão é corroborada pelas observações feitas durante a interseção dos planos dos anéis em 2007, quando o brilho do anel η aumentou e ele se tornou brevemente a segunda parte mais brilhante do sistema de anéis. Isso corresponde ao comportamento de um anel geometricamente espesso, mas ao mesmo tempo opticamente fino. Como a maioria dos outros anéis, o anel η também mostra desvios azimutais ao observar a profundidade e largura óticas. Em alguns lugares, até mesmo o componente estreito desaparece completamente.

anéis α e β

Após o anel ε, os anéis α e β são os próximos mais brilhantes de todos os anéis de Urano. Como o anel ε, eles mostram uma mudança uniforme em seu brilho e largura. Sua seção mais brilhante e mais larga está a uma distância de cerca de 30 ° da apoapsis, enquanto a parte mais escura e estreita está localizada a 30 ° do periapsis. Os anéis α e β apresentam uma considerável excentricidade de suas órbitas e uma inclinação não desprezível. Suas larguras estão entre 4,8 e 10 km e 6,1 e 11,4 km, respectivamente. As profundidades equivalentes são 3,29 km e 2,14 km, dos quais uma profundidade óptica de 0,3 a 0,7 e 0,2 a 0,35 pode ser derivada. Durante a travessia do plano dos anéis em 2007, os anéis desapareceram, o que sugere que, como o anel ε, eles são extremamente finos e livres de poeira. No mesmo evento, uma faixa densa e opticamente fina foi descoberta fora do anel β, que já havia sido vista nas imagens da Voyager 2. As massas dos anéis α e β são estimadas em cerca de 5,10 15  kg, o que corresponde a cerca de metade da massa do anel ε.

Anéis 6, 5 e 4

Os anéis 6, 5 e 4 são os mais internos e mais escuros dos estreitos anéis de Urano. São também os anéis com maior inclinação. A extensão de sua excentricidade orbital só é excedida pela do anel ε. Suas inclinações (0,06 °, 0,05 ° e 0,03 °) eram grandes o suficiente para a Voyager 2 ser capaz de resolver suas camadas individuais, que se espalham por 15 ... 46 km, sobre o plano equatorial de Urano. Os anéis 6, 5 e 4 também são os anéis mais estreitos do planeta e têm espessuras de 1,6 ... 2,2 km, 1,9 ... 4,9 km e 2,4 ... 4,4 km. Suas profundidades equivalentes são 0,41 km, 0,91 km e 0,71 km, que são valores para a profundidade óptica de 0,18 ... 0,25, 0,18 ... 0,48 e 0,16 ... 0,3 é equivalente a. Uma vez que são muito estreitos e livres de poeira, eles não eram visíveis quando o plano dos anéis cruzou em 2007.

Anéis de poeira

anel λ

Imagem de alto ângulo de fase (172,5 °) dos anéis internos de Saturno. Na luz espalhada para a frente , as faixas de poeira podem se tornar visíveis, o que não pode ser visto em outras gravações. (Voyager 2, 1986, tempo de exposição 96 s)

O anel λ foi um dos dois anéis descobertos pela sonda Voyager 2 em 1986. É um anel estreito e fosco posicionado dentro do anel ε entre sua borda interna e a lua do pastor Cordélia . A lua garante que uma faixa livre de poeira seja criada dentro do anel λ. Quando visto em luz retroespalhada , o anel λ parece extremamente estreito, entre 1 e 2 km e sua profundidade equivalente está entre 0,1 e 0,2 km em um comprimento de onda de 2,2 μm, enquanto a profundidade óptica tem um valor de 0, 1 a 0,2 alcançado . Mostra uma forte dependência do comprimento de onda, o que é atípico para o sistema de anéis do planeta. A profundidade equivalente na parte ultravioleta do espectro é maior que 0,36 km, o que explica porque o anel λ foi originalmente detectado apenas pela Voyager 2 durante uma ocultação estelar na região do UV. Usando uma ocultação estelar, no entanto, ele não pôde ser detectado até 1996, também em um comprimento de onda de 2,2 μm.

No entanto, a aparência do anel λ mudou drasticamente quando foi observada em luz espalhada para frente em 1986. Nesta luz, o anel tornou-se a parte mais brilhante do sistema de anéis de Urano e até ofuscou o anel ε. Essas observações em conjunto com o comprimento de onda dependem da profundidade óptica e indicam que o anel λ contém uma quantidade significativa de pequenas partículas de poeira de alguns micrômetros de tamanho. A profundidade óptica da poeira está entre 10 −4 e 10 −3 . Outras observações do telescópio Keck confirmaram esta conclusão durante um cruzamento plano dos anéis em 2007, uma vez que o anel λ tornou-se novamente uma das partes mais brilhantes do sistema de anéis.

Análises detalhadas das imagens da Voyager 2 também revelaram desvios azimutais no brilho do anel λ. Essas variações parecem ser periódicas, semelhantes a uma onda estacionária . A origem de uma estrutura tão fina dentro do anel λ ainda não é compreendida.

1986U2R / anel ζ

Imagem que levou à descoberta do anel 1986U2R / ζ

Em 1986, a Voyager 2 revelou uma ampla e opaca camada de corpos dentro do Anel 6. Este anel, identificado como independente, recebeu temporariamente a designação 1986U2R. Ele tinha uma profundidade óptica de 10-3 ou menos e parecia extremamente opaco. Na verdade, ele só estava visível em uma das fotos tiradas pela Voyager 2 . A distância do anel do centro de Urano estava entre 37.000 km e 39.500 km nesta foto, ou em outras palavras, estava apenas 12.000 km acima de suas nuvens. Nenhuma outra observação foi feita até 2003/2004, quando o telescópio Keck redescobriu uma ampla e fosca camada de corpos dentro do anel 6. Este anel, identificado como independente, recebeu o nome de anel ζ. A posição do anel ζ difere significativamente do que os cientistas observaram em 1986. Em contraste com o anel 1986U2R descoberto na época, ele está agora a uma distância do centro de Urano entre 37.850 km e 41.350 km. Além disso, pode-se observar uma expansão interna, gradativamente apagada, que chega a uma linha de distância de 32.600 km.

O anel ζ foi observado novamente durante a travessia do plano dos anéis em 2007, quando se tornou a parte mais brilhante do sistema de anéis e brilhou mais forte do que todos os outros anéis juntos. A profundidade equivalente desse anel é dada como pouco menos de 1 km (0,6 km para a extensão interna), enquanto a profundidade óptica provavelmente será menor que 10 -3 . Alguns aspectos que diferem entre o 1986U2R e o anel ζ podem ser explicados pelos diferentes ângulos de observação com os quais se examina sua geometria. Durante as observações entre 2003 e 2007, os anéis foram observados na geometria de espalhamento posterior, enquanto em 1986 foram observados na geometria de espalhamento lateral. Além disso, não se pode descartar que ocorreram mudanças nos últimos 20 anos que se refletiram na expansão da poeira que domina o anel.

Mais cintos de poeira

Além dos anéis 1986U2R / ζ e λ, existem outras faixas de poeira extremamente mate dentro do sistema de anéis de Urano. Durante a ocultação, eles são invisíveis porque têm uma profundidade óptica desprezível, embora pareçam brilhantes na luz espalhada para frente. As fotografias da Voyager 2 , tiradas em luz dispersa para frente, revelaram, assim, a presença de bandas de poeira brilhante que existem entre os anéis λ e δ, entre os anéis η e β e entre o anel α e o anel 4. Muitas dessas bandas foram redescobertas na luz retroespalhada durante as observações com o telescópio Keck em 2003 e 2004 e durante a travessia do plano dos anéis em 2007, com suas posições exatas e brilhos relativos diferentes das observações anteriores da Voyager . A profundidade óptica das bandas de poeira é de 10-5 ou menos. A distribuição do tamanho das partículas de poeira é baseada na lei de potência com p  = 2,5 ± 0,5.

O sistema de anel externo

Anel μ e ν de Urano (R / 2003 U1 e U2) ( Telescópio Espacial Hubble , 2005)

Entre 2003 e 2005, o Telescópio Espacial Hubble descobriu um par de anéis até então desconhecidos, agora conhecidos como o sistema de anéis externos, aumentando o número de anéis conhecidos no planeta para 13. Esses anéis foram posteriormente denominados anéis μ e ν. O anel μ é o exterior dos dois. Está duas vezes mais longe do planeta do que, por exemplo, o anel η brilhante. Os anéis externos diferem em muitos aspectos dos anéis estreitos internos. Eles têm 17.000 km e 3.800 km de largura e são muito monótonos. Os valores mais altos das profundidades ópticas são 8,5 · 10 −6 e 5,4 · 10 −6 . As profundidades equivalentes resultantes são definidas em 140 me 12 m. Os anéis também são caracterizados por um perfil de brilho radiante triangular.

O maior brilho do anel μ está quase exatamente na órbita da pequena lua de Urano Mab , que é presumivelmente a fonte das partículas do anel. O ν-ring está posicionado entre as luas de Portia e Rosalind , mas não possui luas próprias dentro de sua área orbital. Um exame de acompanhamento das fotos tiradas pela Voyager 2 em luz espalhada para frente também revelou claramente os anéis μ e ν. Nesta visão, os anéis parecem muito mais largos, o que sugere que eles são compostos de muitas partículas microscópicas de poeira. Os anéis externos de Urano são muito semelhantes aos anéis G e E de Saturno. O G-Ring carece de quaisquer corpos originais observáveis, enquanto o E-Ring é extremamente largo e recebe poeira de seu Beiond Enceladus .

O anel μ provavelmente consiste quase inteiramente de poeira sem conter quaisquer partículas maiores. Esta hipótese é apoiada por observações através do telescópio Keck, através do qual o anel μ na faixa do infravermelho próximo a 2,2 μm, em contraste com o anel ν, não pôde ser feito. Esta ausência significa que o anel μ parece azul em sua cor, a partir do qual pode-se concluir que ele é dominado principalmente por partículas de poeira muito pequenas (alguns micrômetros). A própria poeira provavelmente é feita de gelo. Em contraste, o anel ν aparece em vermelho.

Movimento e origem

Um esquema destacado por cores dos anéis internos com base em imagens da Voyager 2

O mecanismo que atua nos estreitos anéis de Urano e os fixa dentro de seus limites não é compreendido. Sem um que mantenha as partículas do anel juntas, os anéis teriam que se espalhar muito rapidamente em todas as direções e se distribuir no espaço. O tempo de vida dos anéis de Urano sem tal mecanismo teria que ser inferior a 1 milhão de anos. O modelo mais frequentemente citado para tal limitação, proposto por Goldreich e Tremaine , assume que um par de luas próximas, luas pastor externas ou internas, interagem com sua gravidade para formar um anel e representam um momento angular de reforço ou atenuação nas partículas do anel . As luas pastor seguram as partículas no lugar enquanto elas lentamente, mas de forma constante, se removem dos anéis. Para ser eficaz, a massa da sonda adjacente deve exceder a massa dos anéis em pelo menos um fator de 2 ou melhor 3. Esse mecanismo pode ser observado no caso do anel ε, no qual Cordelia e Ophelia atuam como luas pastor interna e externa, respectivamente. Além disso, Cordelia é uma lua pastor externa para o anel δ, enquanto Ophelia, como uma lua adjacente externa, influencia o anel γ. No entanto, até agora nenhuma lua com mais de 10 km foi identificada nas proximidades de outros anéis. A distância atual entre Cordelia e Ophelia e o anel ε pode ser usada como um guia para estimar a idade dos anéis. Os cálculos mostram que o anel ε não pode ter mais de 600 milhões de anos.

Como os anéis de Urano parecem ser muito jovens, é necessário que sejam constantemente renovados por fragmentos criados por colisões de pedaços maiores. A estimativa da vida útil mostra que dificilmente podem ser os restos da colisão de uma única lua do tamanho de um disco , cuja vida útil é de alguns bilhões de anos. Em contraste, a vida útil de um satélite menor é muito mais curta. Para que isso aconteça, todas as luas e anéis internos atuais teriam que ser o produto final da destruição de vários satélites aproximadamente do tamanho de Puck e quebrados nos últimos quatro bilhões e meio de anos. Qualquer separação desse tipo teria desencadeado uma cascata de colisão, por meio da qual quase qualquer corpo maior desmoronaria rapidamente em partículas muito menores, incluindo poeira. Sob certas circunstâncias, eles perderam a maior parte de sua massa e apenas aquelas partículas permaneceram em posição que poderia ser estabilizada por ressonâncias mútuas e luas pastor. O produto final dessa decadência acabaria explicando a formação de um sistema de anéis estreitos, conforme apresentado a nós por Urano. Algumas pequenas luas ainda precisam ser incrustadas nos anéis hoje. O tamanho máximo dessas pequenas luas provavelmente não é superior a 10 km.

A origem das faixas de poeira, no entanto, é menos difícil de explicar. A poeira tem uma vida útil muito curta, na faixa de 100 a 1000 anos, mas é continuamente renovada por colisões entre partículas anelares maiores, luas minúsculas e meteoróides de fora do sistema de urânio. Os cinturões das pequenas luas originais e das próprias partículas são invisíveis porque têm apenas uma profundidade óptica rasa, enquanto a poeira só se revela na luz espalhada para frente. No caso dos estreitos anéis principais e dos cinturões de pequenas luas que criam as faixas de poeira, presume-se que eles se distribuem em diferentes tamanhos de partículas. Os anéis principais consistem principalmente de corpos de tamanho centímetro e, em menor medida, de tamanho de um metro. Essa propagação expande a área intercalada com o material e em torno dos anéis e leva a uma alta densidade óptica que pode então ser observada em luz retroespalhada. Em contraste, as bandas de poeira consistem em relativamente poucas partículas maiores, o que por sua vez resulta em sua baixa profundidade óptica.

exploração

Quando a espaçonave Voyager 2 passou por Urano em janeiro de 1986, a investigação mais completa do sistema de anéis começou. No processo, dois novos anéis foram descobertos, λ e 1986U2R, o que aumentou o número total dos anéis de Urano anteriormente conhecidos para onze. Os anéis foram estudados usando os dados de análise de ocultação radiométrica , ultravioleta e óptica. A Voyager 2 fotografou os anéis em diferentes posições em relação ao sol, criou imagens em luz retroespalhada, dispersa para frente e dispersa lateralmente. A análise dessas imagens permitiu derivar toda a função de fase, bem como o albedo geométrico e de ligação das partículas do anel. Nas fotos, mais dois anéis, ε e η, puderam ser vistos, o que expressa ainda mais claramente a estrutura complexa e fina do sistema de anéis. Uma análise mais aprofundada das fotos da Voyager levou à descoberta de 10 luas internas de Urano , incluindo as duas luas pastor do anel ε, Cordelia e Ophelia.

Lista de propriedades

A tabela a seguir lista as propriedades dos anéis de Urano :

Sobrenome Raio
(km) 		Largura
km
Profundidade equivalente (km)
Profundidade ótica		 Excentricidade
(10 −3 ) 		Inclinação
(") 		Observações
ζ c 32.000 ... 37.850 03500 00,6 ≈ 10 −4 ? 00? expansão interna do anel ζ
1986U2R 37.000 ... 39.500 02500 0? <10 −3 ? 00? anel de poeira mate
ζ 37.850 ... 41.350 03500 01 <10 −3 ? 00?
6º 41.837 00001,6 ... 02,2 00,41 0,18 ... 0,25 1.0 223
5 42.234 00001,9 ... 04,9 00,91 0,18 ... 0,48 1,9 194
4º 42.570 00002,4 ... 04,4 00,71 0,16 ... 0,30 1,1 115
α 44.718 00004,8 ... 10,0 03,39 00,3 ... 0,70 0,8 054
β 45.661 00006,1 ... 11,4 02,14 0,20 ... 0,35 0,4 018º
η 47.175 00001,9 ... 02,7 00,42 0,16 ... 0,25 0 004º
η c 47,176 00040 00,85 02 · 10 −2 0 004º componente largo externo do anel η
γ 47.627 00003,6 ... 04,7 03,3 00,7 ... 0,90 0,1 007º
δ c 48.300 00010 ... 12 00,3 03 · 10 −2 0 004º componente amplo interno do anel δ
δ 48.300 00004,1 ... 06,1 02,2 00,3 ... 0,60 0 004º
λ 50.023 00001 ... 02 00,2 00,1 ... 0,20 0? 000? anel de poeira mate
ε 51.149 00019,7 ... 96,4 47 00,5 ... 2,50 7,9 000 mantido dentro dos limites por Cordelia e Ophelia
ν 66,100 ... 69,900 03800 00,012 05,4 · 10 -6 ? 00? entre Portia e Rosalind , maior brilho em 67300 km
μ 86.000 ... 103.000 17.000 00,14 08,5 · 10 −6 ? 00? em Mab , maior brilho em 97.700 km

Observações

  1. ↑ Luz dispersa para frente é a luz que é desviada do assunto com um pequeno ângulo de dispersão (perto de 180 °), i. H. a fonte de luz está do lado oposto ao dispositivo de gravação.
  2. ↑ A profundidade óptica τ de um anel é a razão entre a seção transversal geométrica das partículas do anel e o quadrado da área do anel. O valor de τ pode estar entre 0 e infinito. Um valor entre 0 e 1 é referido como uma camada opticamente fina, enquanto valores de 1 indicam uma camada opticamente espessa.
  3. ↑ A profundidade equivalente (ED) de um anel é definida como a integral da profundidade óptica sobre a seção transversal do anel. Em outras palavras: ED = ∫τdr, onde r é o raio.
  4. ↑ Luz dispersa para trás é a luz que é desviada pelos assuntos com um ângulo de dispersão muito grande (ângulo de dispersão entre 0 ° e 90 °), i. H. a fonte de luz está do mesmo lado do dispositivo de gravação.
  5. ↑ Os raios dos anéis 6,5,4, α, β, η, γ, δ, λ e do anel ε têm origem entre outros. Esposito, 2002. As larguras dos anéis 6,5,4, α, β, η, γ, δ e do anel ε são inter alia. de Karkoshka, 2001. O raio e a largura dos anéis ζ e 1986U2R foram, entre outros. retirado de Pater, 2006. A largura do anel λ vem de Holberg, 1987. Os raios e larguras dos anéis μ e ν foram retirados de Showalter, 2006.
  6. ↑ A profundidade equivalente do anel 1986U2R é um produto de sua largura pela profundidade óptica. As profundidades equivalentes dos anéis 6,5,4, α, β, η, γ, δ e do anel ε foram retiradas de Karkoshka, 2001. As profundidades equivalentes de λ- e ζ-, μ- e ν- os anéis foram determinados pelos valores μEW de Pater 2006 e de Pater, 2006b. Os valores μEW para esses anéis foram multiplicados por um fator de 20, que resulta de um albedo assumido das partículas do anel de 5 por cento.
  7. ↑ A profundidade óptica de todos os anéis com exceção dos anéis 1986U2R, μ e ν foram calculados como a razão entre a profundidade equivalente e a largura. A profundidade óptica do anel 1986U2R foi obtida de Smith, 1986, os dos anéis μ e ν receberam valores de pico de Showalter, 2006.
  8. ↑ A excentricidade e inclinação dos anéis foram tomadas, inter alia. de Stone, 1986 e French, 1989.

Veja também

Links da web

Commons : Rings of Uranus  - Coleção de imagens, vídeos e arquivos de áudio

Evidência individual

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