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Anillos de Urano
Los anillos de Urano son un sistema de anillos planetarios que rodean a dicho
planeta. Tienen una complejidad intermedia entre los extensos anillos de Saturno y
los sistemas más sencillos que circundan a Júpiter y Neptuno. Fueron descubiertos
el 10 de marzo de 1977 por James L. Elliot, Edward W. Dunham y Douglas J. Mink.
Hace más de 200 años, William Herschel también anunció la observación de
anillos, pero los astrónomos modernos se muestran escépticos ante el hecho de
que realmente pudiera haberlos observado, ya que son muy oscuros y débiles. Se
descubrieron dos anillos más en 1986, en imágenes tomadas por la sonda espacial
Voyager 2, y en 2003-2005 se encontraron dos anillos más externos mediante
fotografías del telescopio espacial Hubble.
A fecha de 2009, se sabe que el sistema de anillos de Urano consta de 13 anillos
distintos. En orden creciente de distancia desde el planeta, se designan con la
notación 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν y μ. Sus radios oscilan entre los
38000 km del anillo 1986U2R/ζ a los 98000 km del anillo μ. Pueden encontrarse
bandas de polvo débiles y arcos incompletos adicionales entre los anillos
principales. Los anillos son extremadamente oscuros —el albedo de Bond de las
partículas de los anillos no excede el 2 %—. Probablemente están compuestos por
hielo de agua con el añadido de algunos compuestos orgánicos oscuros procesados
por la radiación.
La mayoría de los anillos de Urano tienen tan solo unos cuantos kilómetros de
anchura. El sistema de anillos contiene, en general, poco polvo. Principalmente,
están compuestos por cuerpos grandes, de 0,2-20 m de diámetro. No obstante,
algunos anillos son ópticamente delgados. Los anillos 1986U2R/ζ, μ y ν, de
apariencia ancha y débil, están formados por partículas de polvo, mientras que el
anillo λ, estrecho y débil, también contiene cuerpos de tamaño mayor. La relativa
carencia de polvo en el sistema de anillos se debe a la resistencia aerodinámica de
la parte más externa de la exosfera de Urano, la corona.
Se cree que los anillos de Urano son relativamente jóvenes, de una antigüedad no
mayor de 600 millones de años. Probablemente se originaron de los fragmentos de
la colisión de varios satélites que existieron en algún momento. Tras la colisión se
descompusieron en numerosas partículas que sobrevivieron como anillos
estrechos y ópticamente densos en zonas estrictamente confinadas de máxima
estabilidad.
Aún no se comprende bien el mecanismo por el que se confina a los anillos
estrechos. Al principio se asumía que cada anillo estrecho era pastoreado por un
par de satélites cercanos que le daban forma. Pero en 1986 la Voyager 2 descubrió
sólo uno de esos pares de satélites (Cordelia y Ofelia), sobre el anillo más brillante
(ε).
Descubrimiento y exploración
La primera mención al sistema anular de Urano procede de notas de William
Herschel que detallan sus observaciones del planeta en el siglo XVIII, que incluyen
el siguiente pasaje: "22 de febrero de 1789: Se sospecha de la existencia de un
anillo." Herschel dibujó un pequeño diagrama del anillo y anotó que estaba "un
poco virado al rojo". El telescopio Keck de Hawái ha confirmado que,
efectivamente, este es el caso, al menos para el anillo ν. Las notas de Herschel
fueron publicadas en el Royal Society Journal en 1797. No obstante, durante los
dos siglos transcurridos entre 1797 y 1977 los anillos fueron mencionados en
raras ocasiones, si es que lo fueron en absoluto. Esto arroja una seria duda sobre si
Herschel pudo haber visto cualquier cosa de este tipo, mientras que cientos de
otros astrónomos no vieron nada. Sin embargo, algunos aún afirman que Herschel
realmente efectuó descripciones rigurosas del tamaño relativo del anillo ν con
respecto a Urano, sus cambios a medida que Urano describe su órbita alrededor
del Sol, y su color.
El descubrimiento definitivo de los anillos de Urano fue efectuado por los
astrónomos James L. Elliot, Edward W. Dunham, y Douglas J. Mink el 10 de marzo
de 1977 gracias al Kuiper Airborne Observatory, y fue de forma casual. Planeaban
utilizar la ocultación de la estrella SAO 158687 por Urano para estudiar la
atmósfera del planeta. No obstante, cuando analizaron sus observaciones,
encontraron que la estrella desaparecía brevemente de la vista cinco veces antes y
después de ser eclipsada por el planeta. De esta observación dedujeron la
presencia de un sistema de anillos estrechos. Los cinco eventos de ocultación se
nombraron con las letras griegas α, β, γ, δ y ε en sus publicaciones. Desde entonces
se les designa de esta forma. Posteriormente encontraron algunos más: Uno de
ellos entre los anillos β y γ, y tres en el interior del anillo α. Al primero se le dio el
nombre de anillo η. Los últimos recibieron el nombre de 4, 5 y 6 —de acuerdo con
la numeración de eventos de ocultación descritos en una publicación. El sistema
anular de Urano fue el segundo en ser descubierto en el sistema solar tras el de
Saturno.
Los anillos fueron investigados a fondo durante el sobrevuelo de Urano por la
sonda espacial Voyager 2 en enero de 1986. Dos nuevos anillos brillantes, λ y
1986U2R, fueron descubiertos elevando el número total de los conocidos en ese
momento a 11. Se estudiaron los anillos analizando los resultados de ocultaciones
ópticas, de radio y ultravioleta. La Voyager 2 observó los anillos en diferentes
geometrías con respecto al sol, produciendo imágenes con iluminación frontal,
trasera y lateral. El análisis de estas imágenes permitió la derivación de la función
de fase y del albedo geométrico y ligado de las partículas anulares. Se resolvieron
dos anillos, el ε y el η, que revelaron una complicada y fina estructura. El análisis
de las imágenes de la Voyager también llevaron al descubrimiento de 10 satélites
interiores de Urano, incluyendo los dos satélites pastores del anillo ε, Cordelia y
Ofelia.
El Telescopio Espacial Hubble detectó un par de anillos adicionales no observados
con anterioridad entre 2003–2005, elevando su número a 13. El descubrimiento
de estos anillos exteriores ha doblado la longitud conocida del radio de este
sistema de anillos. El Hubble también ha tomado por primera vez imágenes de dos
pequeños satélites, uno de los cuales, Mab, comparte su órbita con el anillo más
externo recientemente descubierto.
Propiedades generales
Con los conocimientos actuales, el sistema anular de Urano consta de trece anillos
distintos. En orden creciente de distancia desde el planeta serían: 1986U2R/ζ, 6, 5,
4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν y μ. Se pueden dividir en tres grupos: nueve anillos estrechos
principales (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), dos anillos de polvo (1986U2R/ζ, λ) y dos
exteriores (μ, ν). Los anillos de Urano se componen principalmente de partículas
macroscópicas y poco polvo, aunque se constata su presencia en los anillos
1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν y μ. Además de estos anillos bien conocidos, podría haber
numerosas bandas de polvo ópticamente delgadas y anillos muy débiles entre
ellas. Estos anillos y las bandas de polvo existen sólo de forma temporal o
consisten en un número de arcos separados que se detectan ocasionalmente
durante eventos de ocultación. Algunos de ellos se revelaron durante el cambio de
plano de los anillos que tuvo lugar en 2007. La apariencia de los anillos varía en
función de la geometría de iluminación de los mismos. La Voyager 2 observó
bandas de polvo cuando los anillos estaban iluminados frontalmente. Todos los
anillos mostraron variaciones en el brillo acimutal.
Los anillos están compuestos por un material extremadamente oscuro. El albedo
geométrico de las partículas del anillo no excede el 5–6%, mientras que el albedo
de Bond es incluso menor— aproximadamente un 2%. Las partículas anulares
mostraron un fuerte y súbito aumento de la oposición cuando el ángulo de fase es
próximo a cero. Esto significa que su albedo es mucho más bajo cuando se observa
ligeramente fuera de la oposición. Los anillos son ligeramente rojizos en los cortes
ultravioleta y visible del espectro y grises en el infrarrojo cercano. No muestran
rasgos espectrales identificables. La composición química de las partículas de los
anillos es desconocida. No obstante no pueden ser de hielo de agua pura, como los
anillos de Saturno, porque son demasiado oscuras, incluso más que los satélites de
Urano. Esto indica que probablemente están compuestos por una mezcla de hielo y
material oscuro. La naturaleza de este material no está clara, pero podrían ser
compuestos orgánicos considerablemente oscurecidos por la irradiación de
partículas cargadas procedentes de la magnetosfera de Urano. En este sentido
podrían ser un material fuertemente procesado que inicialmente sería similar al de
las lunas interiores.
Globalmente, el sistema de anillos de Urano es diferente de los sistemas anulares
de Júpiter y Saturno, en el que alguno de sus anillos están compuestos por
materiales muy brillantes. No obstante, se observan algunas similitudes con éste
último. El anillo F de Saturno y el anillo ε son ambos estrechos, relativamente
oscuros y están "pastoreados" por un par de satélites. Los anillos externos de
Urano, recientemente descubiertos, son parecidos a los anillos externos G y E de
Saturno. Los pequeños anillos que existen en los anillos anchos de Saturno también
se asemejan a los anillos estrechos de Urano. Además, las bandas de polvo que se
observan entre los anillos principales de Urano serían similares a los anillos de
Júpiter. Por contra, el sistema anular de Neptuno es bastante similar al de Urano,
aunque es menos complejo, es más oscuro y contiene más polvo. Los anillos de
Neptuno se localizan también más lejos de su planeta.
Anillos estrechos principales
Anillo ε
El anillo ε es el más brillante y denso de todo el sistema, y es el responsable de
aproximadamente dos tercios de la luz reflejada por los anillos. Aunque es el más
excéntrico de los anillos de Urano, tiene una inclinación orbital despreciable. La
excentricidad del anillo produce una variación de su brillo en el curso de su órbita.
El brillo integrado del anillo ε es mayor cerca de la apoápside y menor cuando está
próximo a la periápside. La razón del máximo al mínimo valor del brillo es de
aproximadamente 2,5–3,0. Estas variaciones están conectadas con variaciones en
la anchura del anillo que es de 19,7 km en periápside y 96,4 km en apoápside. A
medida que el anillo se ensancha, la cantidad de sombra entre las partículas se
hace menor y cada vez más de ellas se hacen visibles, lo que produce un aumento
del brillo integrado. Las variaciones en la anchura fueron medidas directamente a
partir de imágenes del Voyager 2, puesto que el anillo ε fue uno de los dos únicos
anillos resueltos ópticamente por las cámaras del Voyager. Tal comportamiento
indica que el anillo no es ópticamente estrecho. De hecho, las observaciones de
ocultación dirigidas desde tierra y la sonda espacial mostraron que su profundidad
óptica normal varía entre 0,5 y 2,5, siendo mayor cerca del periápside. La
profundidad equivalente del anillo ε es de unos 47 km y es invariante durante toda
la órbita.
Aproximación de los anillos (de arriba a abajo) δ, γ, η, β y α de Urano. El anillo η
muestra el componente ancho ópticamente estrecho.
El espesor geométrico del anillo ε no se conoce con precisión, aunque el anillo es
con certeza muy estrecho —150 m para algunas estimaciones. A pesar de esta
estrechez, está compuesto por varias capas de partículas. El anillo ε es un lugar
muy poblado, con un coeficiente de ocupación cerca de la apoápsise estimado por
diferentes fuentes entre 0,008 a 0,06. El tamaño medio de las partículas del anillo
es de 0,2–20,0 m, y la separación media es de 4,5 veces su radio. El anillo
prácticamente carece de polvo, posiblemente debido a la resistencia aerodinámica
de la extensión de la corona atmosférica de Urano. Debido a la delgadez extrema de
su constitución, el anillo ε desaparece cuando se ve de canto. Esto sucedió en 2007
cuando se produjo un cambio de plano del anillo.
La Voyager 2 observó una extraña señal procedente del anillo durante un
experimento de ocultación de radio. La señal pareció ser una fuerte intensificación
de la luz reflejada en iluminación frontal en la longitud de onda de 3,6 cm cerca de
la apoápside del anillo. Un incremento tan fuerte precisa de la existencia de una
estructura coherente. Esta circunstancia ha sido confirmada por muchas
observaciones de ocultación. El anillo ε parece constar de algunos subanillos
estrechos y ópticamente densos, algunos de los cuales tienen arcos incompletos.
El anillo ε es conocido por tener, interior y exteriormente, dos satélites pastores,
Cordelia y Ofelia, respectivamente. El borde interior del anillo está en una
resonancia orbital de 24:25 con Cordelia, y el borde exterior muestra una
resonancia de 14:13 con Ofelia. Las masas de los satélites necesitan ser al menos
tres veces la masa del anillo para confinarlos eficazmente. La masa del anillo ε se
estima en aproximadamente 1016 kg.
Anillo δ
El anillo δ es circular y ligeramente inclinado. Muestra variaciones acimutales no
explicadas en la profundidad y anchura ópticas normales. Una posible explicación
sería que el anillo tiene una estructura acimutal en forma de onda, excitada por un
pequeño satélite que se encuentra justo en su interior. El borde externo afilado del
anillo δ está en una resonancia de 23:22 con Cordelia. Este anillo consta de dos
componentes: un componente estrecho ópticamente denso y un ancho hombro
interno con una baja profundidad óptica. La anchura del componente estrecho es
de 4,1–6,1 km y la profundidad equivalente es de 2,2 km, que corresponde a una
profundidad óptica normal de 0,3–0,6. El componente ancho del anillo es de unos
10–12 km de anchura y su profundidad equivalente está cerca de 0,3 km,
indicando una profundidad óptica normal de 0,03. Esto se sabe sólo partiendo de
los datos de ocultación, ya que el equipo de toma de imágenes de la Voyager 2 no
pudo resolver el anillo δ. Cuando se observó en iluminación frontal por la Voyager
2, el anillo δ aparecía relativamente brillante, lo cual es compatible con la
presencia de polvo en su componente ancho. Éste es geométricamente más espeso
que el componente estrecho. Esto está probado por las observaciones del cambio
del plano de los anillos en 2007, cuando el anillo δ incrementó su brillo, lo cual es
consistente con el comportamiento de un anillo que es a la vez geométricamente
espeso y ópticamente estrecho.
Anillo γ
El anillo γ es estrecho, ópticamente denso y ligeramente excéntrico. Su inclinación
orbital es prácticamente cero. La anchura del anillo varía dentro del rango de los
3,6–4,7 km, aunque la profundidad óptica equivalente es constante en 3,3 km. La
profundidad óptica normal del anillo γ es 0,7–0,9. Durante el cambio de plano del
sistema de anillos en 2007 el anillo γ desapareció, lo que significa que es
geométricamente estrecho, como el anillo ε, y carente de polvo. La anchura y
profundidad óptica normales del anillo γ muestran variaciones acimutales
significativas. El mecanismo de confinamiento de un anillo tan estrecho se
desconoce, pero se ha observado que el borde interno afilado está en una
resonancia de 6:5 con Ofelia.
Anillo η
El anillo η tiene una excentricidad e inclinación orbitales nulas. Como el anillo δ,
consta de dos componentes: un componente estrecho ópticamente denso y un
hombro exterior ancho con baja profundidad óptica. La anchura del componente
estrecho es de 1,9–2,7 km y la profundidad equivalente es de 0,42 km, lo cual
corresponde con la profundidad normal de 0,16–0,25. El componente ancho es de
40 km de anchura y su profundidad equivalente está próxima a 0,85 km, lo cual
indica una baja profundidad óptica normal, de 0,02. Fue resuelto en las imágenes
del Voyager 2. Con iluminación frontal, el anillo η aparecía brillante, lo que
indicaba la presencia de una considerable cantidad de polvo en este anillo,
probablemente en el componente ancho. Este componente es geométricamente
más espeso que el estrecho. Esta conclusión se demostró en el cambio de plano de
los anillos en 2007, en el que el anillo η mostró un incremento del brillo, siendo el
segundo rasgo más brillante del sistema anular. Esto es consistente con el
comportamiento de un anillo geométricamente espeso y al mismo tiempo
ópticamente delgado. Como la mayoría de los demás anillos, muestra variaciones
acimutales significativas con la profundidad y anchura óptica normales. El
componente estrecho incluso desaparece en algunos lugares.
Anillos α y β
Tras el anillo ε, los anillos α y β son los más brillantes entre los anillos de Urano.
Como el anillo ε muestra variaciones regulares en brillo y anchura. Son más
brillantes y anchos a 30° a partir de la apoápside y más tenues y estrechos a 30° de
la periápside. Los anillos α y β tienen una excentricidad orbital medible y una
inclinación de cierta consideración. Las anchuras de estos anillos son 4,8–10 km y
6,1–11,4 km, respectivamente. Las profundidades ópticas equivalentes son de 3,29
km y 2,14 km, lo cual produce unas profundidades ópticas normales de 0,3–0,7 y
0,2–0,35, respectivamente. Durante el cambio del plano del sistema anular en 2007
los anillos desaparecieron, lo que indica que son geométricamente estrechos, como
el anillo ε, y carentes de polvo. No obstante, el mismo evento reveló una banda
ancha y ópticamente estrecha justo fuera del anillo β, que ya había sido observada
anteriormente por la Voyager 2. Las masas de ambos anillos se han estimado en 5
x 1015 kg (ambos), la mitad de la masa del anillo ε.
Anillos 6, 5 y 4
Los anillos 6, 5 y 4 son los más internos y tenues de entre los anillos estrechos de
Urano. Son los más inclinados, y sus excentricidades orbitales exceden con creces
la del anillo ε. De hecho, sus inclinaciones (0,06°, 0,05° y 0,03°) fueron lo
suficientemente grandes para que el Voyager 2 observara su elevación sobre el
plano ecuatorial de Urano, que fue de 24–46 km. Los anillos 6, 5 y 4 también son
los anillos más estrechos de Urano, midiendo 1,6–2,2 km, 1,9–4,9 km y 2,4–4,4 km
de ancho, respectivamente. sus profundidades equivalentes son de 0,41 km, 0,91 y
0,71 km lo que produce una profundidad óptica normal de 0,18–0,25, 0,18–0,48 y
0,16–0,3. No fueron visibles durante el cambio de plano de los anillos en 2007
debido a su estrechez y carencia de polvo.
Sistema anular exterior
En 2003–2005, el Telescopio Espacial Hubble detectó un par de anillos
previamente desconocidos, que ahora se conocen como sistema anular exterior,
que elevaron el número de anillos conocidos de Urano a 13. Estos anillos fueron
posteriormente bautizados como anillos μ y ν. El anillo μ es el más externo de los
dos, y está a dos veces más lejos del planeta que el brillante anillo η. Los anillos
externos difieren de los anillos estrechos interno en varias cosas: Son anchos,
17.000 y 3.800 km de ancho respectivamente, y muy débiles. Sus profundidades
ópticas normales son de 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 radial triangular.
El pico de brillo del anillo μ entra casi exactamente dentro de la órbita del pequeño
satélite de Urano Mab, que probablemente es la fuente de las partículas del anillo.
El anillo ν está situado entre los satélites Porcia y Rosalinda y no contiene ningún
satélite en su interior. Un reanálisis de las imágenes de la Voyager 2 de iluminación
frontal revela claramente los anillos μ y ν. En esta geometría los anillos son mucho
más brillantes, lo que indica que contienen partículas de polvo de tamaño
micrométrico. Los anillos externos de Urano pueden ser similares a los anillos. El
anillo G también carece de cualquier fuente observable de cuerpos, mientras que el
anillo E es extremadamente ancho y recibe polvo de Encélado.
El anillo μ podría componerse completamente de polvo, sin ninguna partícula
grande en absoluto. Esta hipótesis parece apoyarse en observaciones del
telescopio Keck, que no pudo detectar el anillo μ en el infrarrojo cercano a 2,2 μm,
pero detectó el anillo ν. Esta falta de detección significa que el anillo μ es de color
azul, lo que a su vez significa que el polvo muy pequeño (micrométrico) predomina
en su interior. El polvo podría estar hecho de hielo de agua. Por el contrario, el
anillo ν es de color ligeramente rojizo.
Dinámica y origen
Un problema destacado en lo respectivo a la física que gobierna los anillos
estrechos de Urano es su confinamiento. Sin un mecanismo para mantener juntas
sus partículas, los anillos se dispersarían pronto de forma radial. El tiempo de vida
de los anillos de Urano sin este mecanismo no podría ser mayor de 1 millón de
años. El modelo más ampliamente citado para este confinamiento, propuesto
inicialmente por Goldreich y Tremaine, consiste en que un par de satélites pastores
próximos, interno y externo, actúan gravitacionalmente con el anillo y también
como sumideros y donantes de momento angular por exceso y por defecto
respectivamente. Los satélites mantienen de ese modo las partículas del anillo en
su lugar, pero al mismo tiempo se van separando del anillo. Para que sean eficaces,
las masas de ambas pastoras deben exceder la del anillo por un factor de al menos
dos o tres. Este mecanismo es el que opera al menos en el caso del anillo ε, en el
que Cordelia y Ofelia sirven como pastores. Cordelia es también el pastor exterior
del anillo δ, y Ofelia es el pastor exterior del anillo γ. No obstante, no se conoce
ningún satélite mayor de 10 km en la vecindad de otros anillos. La distancia actual
de Cordelia y Ofelia del anillo ε se puede utilizar para estimar la edad del mismo.
Los cálculos muestran que el anillo ε no puede tener más de 600 millones de años.
Como que los anillos de Urano parecen ser jóvenes, deben de ser continuamente
renovados por fragmentación por colisiones de cuerpos mayores. Las estimaciones
muestran que el tiempo de vida contra la disrupción por colisión de un satélite con
el tamaño de Puck es de unos pocos miles de millones de años. El tiempo de vida
de un satélite menor es mucho más corto. Por tanto, todas las lunas internas y
anillos actuales deben ser producto de la disrupción de varios satélites del tamaño
de Puck durante los últimos 4.500 millones de años. Cada una de estas
disrupciones habría comenzado una cascada de colisiones que rápidamente
disgregaron los cuerpos grandes en partículas mucho más pequeñas, incluyendo
polvo. Eventualmente la mayoría de la masa se perdería, y las partículas
sobrevivirían sólo en las posiciones en las que serían estabilizadas por resonancia
y pastoreo. El producto final de esta evolución disruptiva sería un sistema de
anillos estrechos. No obstante, algunos satélites menores aún quedarían dentro de
los anillos en el presente. El tamaño máximo de tales satélites sería probablemente
de alrededor de 10 km.
El origen de las bandas de polvo es menos problemático. El polvo tiene un periodo
de vida muy corto, de 100–1.000 años, y debe ser continuamente repuesto por
colisiones entre partículas mayores, pequeños satélites y meteoroides externos al
sistema de Urano. Los cinturones de satélites menores donantes y las partículas
son invisibles debido a su baja profundidad óptica, mientras que el polvo se
muestra en iluminación frontal. Se espera que los anillos principales estrechos y
los cinturones de satélites menores que crearon las bandas de polvo difieran en
tamaño de partícula y distribución. Los anillos principales lo integran cuerpos de
tamaño de entre un centímetro y un metro. Tal distribución incrementa el área de
la superficie del material de los anillos, conduciendo a una elevada densidad óptica
en retroiluminación. Por contra, las bandas de polvo tienen relativamente pocas
partículas de gran tamaño, lo que produce una profundidad óptica menor.