JUPITER

JUPITER- Es el quinto planeta desde el Sol, y el mayor del sistema solar. Recibió el nombre del rey de los dioses de la mitología romana. Júpiter es 1.400 veces más voluminoso que la Tierra (si estuviera vacío cabrían en su interior más de mil Tierras), pero su masa es sólo 318 veces la de nuestro planeta, esto se debe que es un plantea prácticamente gaseoso. La densidad media de Júpiter es como una cuarta parte de la densidad de la Tierra, lo que indica que este planeta gigante debe estar compuesto de gases más que de metales y rocas como la Tierra y otros planetas. Da una vuelta alrededor del Sol cada 11,9 años terrestres a una distancia orbital media de 778 millones de kilómetros.

JUPITER

El Planeta Tierra y Júpiter tienen períodos en los cuales se acercan y se alejan uno de otro ya que sus órbitas no son todos los años iguales. Este ciclo se produce cada 47 años. La distancia mínima entre ambos planetas es de 590 millones de kilómetros, la cual ocurre al momento de escribir estas líneas en julio de 2013, la distancia máxima entre ambos planetas cuando están en oposición es de 676 millones de kilómetros. Júpiter tiene un diámetro ecuatorial de 142.800 kilómetros y tarda 9,9 horas en dar una vuelta alrededor de su eje . Esta rápida rotación sumado a que se compone casi por completo de hidrógeno y helio produce un engrosamiento ecuatorial que se aprecia cuando se mira el planeta a través de un telescopio. La rotación no es uniforme y el mismo efecto se nota en el sol.

JUPITER Atmósfera

La atmósfera es muy profunda, comprendiendo quizá al propio planeta, y es de alguna manera como el Sol. Está compuesta principalmente por hidrógeno y helio, con pequeñas cantidades de metano, amoníaco, vapor de agua y otros compuestos. A grandes profundidades dentro de Júpiter, la presión es tan grande que los átomos de hidrógeno se rompen liberando sus electrones de tal forma que los átomos resultantes están compuestos únicamente por protones. Esto da lugar a un nuevo estado del hidrógeno que se denomina hidrógeno metálico y cuya característica principal es que tiene las propiedades físicas de un metal líquido conductor eléctrico.

La dinámica del sistema climático de Júpiter se refleja en unas franjas latitudinales de colores, nubes atmosféricas y tormentas. Los patrones de nubes cambian en horas o días. Estas franjas se aprecian más debido a los colores pastel de las nubes. Estos colores se ven también en la llamada Gran Mancha Roja que es una compleja tormenta de forma oval y con variaciones de color desde rojo ladrillo hasta rosa, que se mueve en sentido antihorario. En su contorno exterior, el material tarda en girar entre cuatro y seis días; cerca del centro, los movimientos son menores e incluso lo hacen en direcciones aleatorias. Muchas otras pequeñas tormentas y remolinos aparecen a lo largo de las bandas nubosas. Las emisiones de Auroras, similares a las auroras boreales de la Tierra, fueron observadas en las regiones polares de Júpiter. Las emisiones de auroras parecen estar relacionadas con material procedente de Io que cae en espirales sobre la atmósfera de Júpiter a lo largo de las líneas del campo magnético. Se han observado también relámpagos de luz sobre las nubes, similares a los súper relámpagos en las zonas altas de la atmósfera terrestre.

JUPITER Composición, estructura y campo magnético

El conocimiento científico de Júpiter se enriqueció mucho en 1979 a partir de los satisfactorios lanzamientos realizados por la NASA de las sondas espaciales Voyager 1 y Voyager 2. Las observaciones espectroscópicas realizadas desde la Tierra habían demostrado que la mayor parte de la atmósfera de Júpiter estaba compuesta de hidrógeno molecular, H2. Los estudios de infrarrojos de la sonda espacial Voyager indicaron que el 87% de la atmósfera de Júpiter estaba compuesta de H2, y que el helio, He, formaba la mayor parte del 13% restante. Por la baja densidad observada se deduce que el interior de Júpiter ha de tener, esencialmente, la misma composición que la atmósfera. Por lo tanto, en apariencia, este inmenso mundo está compuesto de los dos elementos más ligeros y más abundantes del Universo, una composición similar a la del Sol y a la de otras estrellas. En consecuencia, Júpiter puede corresponder a una condensación directa de una parte de la nebulosa solar primordial, la gran nube de gas y polvo interestelar a partir de la que se formó todo el sistema solar hace unos 4.600 millones de años.

Los científicos también recogieron una gran cantidad de información sobre Júpiter cuando los fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 se estrellaron contra el planeta en julio de 1994. Las colisiones agitaron la atmósfera de Júpiter, calentando los gases interiores hasta la incandescencia y sacándolos a la superficie. Los astrónomos capturaron imágenes detalladas de estos gases desde telescopios situados en la Tierra y en el espacio. Utilizaron espectroscopios para el análisis de los gases con el fin de verificar y ampliar sus conocimientos sobre la composición de la atmósfera del planeta. Júpiter emite más o menos el doble de energía que la que recibe del Sol. La fuente de esta energía es aparentemente una lenta contracción gravitacional de todo el planeta. Júpiter tendría que ser 100 veces mayor para que su masa pudiera iniciar reacciones nucleares como las del Sol y las estrellas. La atmósfera turbulenta y con muchos tipos de nubes de Júpiter es, por tanto, fría. Con gran abundancia de hidrógeno, predominan las moléculas que contienen este elemento, como el metano, el amoníaco y el agua. Las fluctuaciones periódicas de temperatura en la atmósfera superior de Júpiter revelan una pauta en el cambio de los vientos como la de la región ecuatorial de la estratosfera terrestre.

JÚPITER

Las fotografías con cambios secuenciales de las nubes jovianas sugieren el nacimiento y deterioro de gigantescos sistemas tormentosos ciclónicos. Los datos obtenidos por la sonda espacial Galileo han contribuido a un mayor conocimiento del planeta.

El amoníaco se congela a las bajas temperaturas de la atmósfera superior (-125 ° C) formando las nubes blancas de cirros que se ven en muchas fotografías del planeta transmitidas por la sonda espacial Voyager. El hidrosulfuro de amonio se puede condensar a niveles más bajos. Las nubes de esta sustancia, coloreadas por otros compuestos, pueden contribuir a la capa de nubes oscuras que se extiende por el planeta. La temperatura en la parte superior de estas nubes es de -50 ° C y la presión atmosférica es alrededor del doble de la presión atmosférica de la Tierra a nivel del mar. A través de agujeros en esta capa de nubes se escapa la radiación de una región en donde se alcanzan temperaturas de 17 ° C. Mediante radiotelescopios sensibles a la radiación que penetra a través de las nubes se ha detectado que la temperatura aumenta al descender hacia las capas más profundas. Aunque sólo se puede ver directamente la parte más externa de Júpiter, los cálculos muestran que la temperatura y la presión aumentan hacia el interior del planeta. La presión alcanza valores en los que el hidrógeno se licua y después adopta un estado metálico altamente transmisor. En el centro puede existir un núcleo de material parecido al de la Tierra. En la profundidad de estas capas se genera el campo magnético joviano. En la superficie de Júpiter este campo es 14 veces más fuerte que el de la Tierra. Su polaridad es opuesta a la de la Tierra, de forma que una brújula terrestre que se trasladara a Júpiter apuntaría al Sur. El campo magnético es el responsable de que enormes cinturones de radiación de partículas cargadas retenidas rodean el planeta a una distancia de 10 millones de kilómetros.

Satélites de Júpiter

Hasta el momento se han descubierto dieciséis satélites de Júpiter. En 1610, Galileo descubrió los cuatro mayores. Fueron recibiendo los nombres de los amantes mitológicos de Júpiter (o Zeus en el panteón griego): Ío, Europa, Ganimedes y Calisto. Esta tradición se ha seguido para denominar los demás satélites o lunas. Observaciones más recientes han demostrado que las densidades medias de las lunas mayores siguen la tendencia aparente del propio sistema solar. Ío y Europa, cercanos a Júpiter, son densos y rocosos como los planetas interiores. Ganimedes y Calisto, que se encuentran a más distancia, están compuestos principalmente de hielo de agua y tienen densidades más bajas. Durante la formación de satélites y planetas, su proximidad al cuerpo central (el Sol o Júpiter) evita, claramente, que se condensen las sustancias más volátiles.

Calisto es casi tan grande como Mercurio, y Ganímedes es mayor que éste. Si describiera sus órbitas alrededor del Sol serían considerados planetas. Las cortezas heladas de estos dos cuerpos están marcadas por numerosos cráteres, las marcas de un antiguo bombardeo, probablemente del núcleo de un cometa, similar al bombardeo de asteroides que dejó señales en laLuna de la Tierra. Por el contrario, la superficie de Europa es muy lisa. Está cubierta por una capa de hielo (que puede que cubra una zona global de agua) que emergió del interior del satélite después del bombardeo meteorítico primordial. Una intrincada red de estrías poco profundas cubre la superficie de hielo. Un equipo de astrónomos de la Universidad John Hopkins (EEUU) descubrió recientemente que Ganímedes tiene una atmósfera de oxígeno muy tenue, con una presión comparable a la de la atmósfera terrestre a una altura de unos 400 metros. Antes de este descubrimiento, estos mismos científicos habían detectado también un tenue velo de oxígeno alrededor de Europa. El satélite más notable es, sin duda, Ío. Su superficie presenta grandes contrastes: del amarillento al castaño oscuro y áreas blancas con manchas negras. Ío es sacudido por un vulcanismo impulsado por la dispersión de la energía del interior del satélite. Diez volcanes estaban en erupción durante los vuelos espaciales del Voyager en 1979 y, desde entonces, se han detectado otras erupciones. Los orificios emiten dióxido de azufre (SO2), y éste se condensa en la superficie formando una atmósfera local y transitoria. Las regiones blancas son SO2 sólido; las otras marcas están producidas, presumiblemente, por otros compuestos de azufre. Las restantes lunas son mucho más pequeñas y se han estudiado menos que los cuatro satélites descubiertos por Galileo. Los ocho satélites externos están en dos grupos de cuatro y pueden representar cuerpos apresados. S/2003 J 12S/2003 J 3

Listado completo
Nombre	Descubierto	Diámetro (km)	Masa (kg)	Radio orbital (km)	Periodo (días)	Inclinación (°)	Excentricidad	Grupo
Metis	1979	43	1,2×1017	128 000	0,295	0,019	0,0012	Amaltea
Adrastea	1979	26×20×16	7,5×1015	129 000	0,298	0,054	0,0018	Amaltea
Amaltea	1892	262×146×134	2,1×1018	181 400	0,498	0,388	0,0031	Amaltea
Tebe	1979	110×90	1,5×1018	221 900	0,675	1,070	0,0177	Amaltea
Io	1610	3643	8,9×1022	421 800	1,769	0,036	0,0041	Galileano
Europa	1610	3122	4,8×1022	671 100	3,551	0,469	0,0094	Galileano
Ganímedes	1610	5262	1,5×1023	1 070 400	7,155	0,170	0,0011	Galileano
Calisto	1610	4821	1,1×1023	1 882 700	16,690	0,187	0,0074	Galileano
Temisto	1975	8	6,9×1014	7 284 000	130,020	43,259	0,2426	Temisto
Leda	1974	20	1,1×1016	11 165 000	240,920	27,457	0,1636	Himalia
Himalia	1904	170	6,7×1018	11 461 000	250,560	27,496	0,1623	Himalia
Lisitea	1938	36	6,3×1016	11 717 000	259,200	28,302	0,1124	Himalia
Elara	1905	86	8,7×1017	11 741 000	259,640	26,627	0,2174	Himalia
Dia	2000	4	9,0×1013	12 555 000	286,950	28,273	0,2484	Himalia
Carpo	2003	3	4,5×1013	16 989 000	456,100	51,395	0,4297	Carpo
S/2003 J 12	2003	1	1,5×1012	17 582 000	489,500	151,140	0,5095	no descubierto
Euporia	2001	2	1,5×1013	19 304 000	550,740	145,767	0,1432	Ananké
S/2003 J 12	2003	2	1,5×1013	20 221 000	583,880	147,550	0,1970	Ananké
S/2003 J 18	2003	2	1,5×1013	20 514 000	596,590	146,104	0,0221	Ananké
Ortosia	2001	2	1,5×1013	20 720 000	622,560	145,921	0,2808	Ananké
Euante	2001	3	4,5×1013	20 797 000	620,490	148,910	0,2321	Ananké
Harpalice	2000	4	1,2×1014	20 858 000	623,310	148,644	0,2268	Ananké
Praxídice	2000	7	4,3×1014	20 907 000	625,380	148,967	0,2308	Ananké
Tione	2001	4	9,0×1013	20 939 000	627,210	148,509	0,2286	Ananké
S/2003 J 16	2003	2	1,5×1013	20 957 000	616,360	148,537	0,2246	Ananké
Yocasta	2000	5	1,9×1014	21 061 000	631,600	149,429	0,2160	Ananké
Mnemea	2003	2	1,5×1013	21 069 000	620,040	148,635	0,2273	Ananké
Hermipe	2001	4	9,0×1013	21 131 000	633,900	150,725	0,2096	Ananké
Telxínoe	2003	2	1,5×1013	21 162 000	628,090	151,417	0,2206	Ananké
Heliké	2003	4	9,0×1013	21 263 000	634,770	154,773	0,1558	Pasífae
Ananqué	1951	28	3,0×1016	21 276 000	629,770	148,889	0,2435	Ananké
S/2003 J 15	2003	2	1,5×1013	22 627 000	689,770	146,501	0,1910	Ananké
Eurídome	2001	3	4,5×1013	22 865 000	717,330	150,274	0,2759	Pasífae
Arce	2002	3	4,5×1013	22 931 000	723,900	165,001	0,2588	Carmé
Herse	2003	2	1,5×1013	22 992 000	714,470	164,917	0,2378	Carmé
Pasítea	2001	2	1,5×1013	23 004 000	719,440	165,138	0,2675	Carmé
S/2003 J 10	2003	2	1,5×1013	23 041 000	716,250	165,086	0,4295	Carmé
Caldona	2000	4	7,5×1013	23 100 000	723,700	165,191	0,2519	Carmé
Isonoé	2000	4	7,5×1013	23 155 000	726,250	165,268	0,2471	Carmé
Erínome	2000	3	4,5×1013	23 196 000	728,510	164,934	0,2665	Carmé
Calé	2001	2	1,5×1013	23 217 000	729,470	164,996	0,2599	Carmé
Aitne	2001	3	4,5×1013	23 229 000	730,180	165,091	0,2643	Carmé
Táigete	2000	5	1,6×1014	23 280 000	732,410	165,272	0,2525	Carmé
S/2003 J 9	2003	1	1,5×1012	23 384 000	733,290	165,079	0,2632	Carmé
Carmé	1938	46	1,3×1017	23 404 000	734,170	164,907	0,2533	Carmé
Espondé	2001	2	1,5×1013	23 487 000	748,340	150,998	0,3121	Pasífae
Megaclite	2000	5	2,1×1014	23 493 000	752,880	152,769	0,4197	Pasífae
S/2003 J 5	2003	4	9,0×1013	23 495 000	738,730	165,247	0,2478	Carmé
S/2003 J 19	2003	2	1,5×1013	23 533 000	740,420	165,153	0,2556	Carmé
S/2003 J 23	2003	2	1,5×1013	23 563 000	732,440	146,314	0,2714	Pasífae
Cálice	2000	5	1,9×1014	23 566 000	742,030	165,159	0,2465	Carmé
Pasífae	1908	60	3,0×1017	23 624 000	743,630	151,431	0,4090	Pasífae
Eukélade	2003	4	9,0×1013	23 661 000	746,390	165,482	0,2721	Carmé
S/2003 J 4	2003	2	1,5×1013	23 930 000	755,240	149,581	0,3618	Pasífae
Sinope	1914	38	7,5×1016	23 939 000	758,900	158,109	0,2495	Pasífae
Hegémone	2003	3	4,5×1013	23 947 000	739,600	155,214	0,3276	Pasífae
Cilene	2003	2	1,5×1013	23 951 000	751,940	150,123	0,4116	Pasífae
Aedea	2003	4	9,0×1013	23 981 000	761,500	158,257	0,4322	Pasífae
Kore	2003	2	1,5×1013	24 011 000	779,180	144,529	0,3351	Pasífae
Kallichore	2003	2	1,5×1013	24 043 000	764,730	165,501	0,2640	Carmé
Autónoe	2001	4	9,0×1013	24 046 000	760,950	152,416	0,3168	Pasífae
Calirroe	1999	9	8,7×1014	24 103 000	758,770	147,158	0,2828	Pasífae
S/2003 J 2	2003	2	1,5×1013	29 541 000	979,990	160,638	0,2255	no descubierto
S/2010 J 1	2010	1	?	23 314 335	722,83	163,2	0,320	Pasífae
S/2010 J 2	2010	1	?	20 307 150	588,36	150,4	0,307	Ananké
S/2011 J 1	2011	1	?	20 155 290	582,22	162,8	0,2963	no descubierto
S/2011 J 2	2011	1	?	23 329 710	725,06	151,8	0,3867	Pasífae

Los Anillos de Júpiter

Ya cerca del planeta, la nave espacial Voyager 1 descubrió en 1979 un sistema de anillos muy tenue que es invisible desde la Tierra. El material de estos anillos tiene que estar en continua renovación porque se le observa moviéndose en dirección al planeta. Al contrario que los anillos de Saturno, que presentaban un patrón complejo e intrincado, Júpiter posee un único sistema sencillo de anillos compuesto por un halo interno, un anillo principal y un anillo Gossamer. Para la nave espacial Voyager, el anillo Gossamer parecía un sólo anillo, pero las imágenes captadas por Galileo nos muestran un descubrimiento inesperado, en realidad se trata de dos anillos. Uno está encerrado dentro del otro. Los anillos son muy tenues y están compuestos por partículas de polvo lanzadas al espacio cuando los meteoroides interplanetarios chocan con las cuatro lunas interiores de Júpiter: Metis, Adrastea, Tebe y Amaltea. Muchas de las partículas tienen un tamaño microscópico.

El halo interior tiene forma toroidal y se extiende radialmente desde unos 92.000 kilómetros hasta los 122.500 kilómetros desde el centro de Júpiter. Está formado por partículas de polvo procedentes del borde interior del anillo principal que «florecieron» hacia afuera a medida que caían hacia el planeta. El anillo principal y más brillante se extiende desde el borde del halo hasta los 128,940 kilómetros justo dentro de la órbita de Adrastea. Cerca de la órbita de Metis, el brillo del anillo principal disminuye. Los dos tenues anillos Gossamer tiene una naturaleza bastante uniforme. El anillo Amaltea Gossamer más interno se extiende desde la órbita de Adrastea hasta la órbita de Amaltea a 181.000 kilómetros del centro de Júpiter. El anillo Tebe Gossamer más tenue se extiende desde la órbita de Amaltea hasta la órbita de Tebe a 221.000 kilómetros. Los anillos y lunas de Júpiter se mueven en el interior de un intenso cinturón de radiación compuesto por electrones e iones que han sido atrapados por el campo magnético del planeta. Estas partículas y campos comprenden la magnetosfera joviana o entorno magnético, que se extiende desde los 3 a 7 millones de kilómetros hacia el Sol, y se estrecha en forma de manga hasta alcanzar la órbita de Saturno (a una distancia de 750 millones de kilómetros) Los anillos de Júpiter son un sistema de anillos planetarios que rodean a dicho planeta. Fue el tercer sistema de anillos descubierto en el Sistema Solar, después de los sistemas de anillos de Saturno y de Urano. Los anillos de Júpiter fueron observados por primera vez por la sonda espacial Voyager 1, y han sido investigados exhaustivamente durante los años 90 y los primeros años del siglo XXI mediante las sondas Galileo, Cassini y New Horizons. También han sido observados desde observatorios terrestres y el telescopio espacial Hubble durante los últimos 25 años. Las observaciones desde la superficie terrestre requieren de los más potentes telescopios disponibles.

Estructura de los anillos de Júpiter.Los anillos jovianos son débiles y se componen fundamentalmente de polvo. Constan de cuatro estructuras: en el interior, un grueso toro de partículas conocido como el halo o el anillo halo, un anillo principal relativamente brillante pero excepcionalmente fino y dos anillos anchos, gruesos y débiles llamados anillo difuso de Tebe y anillo difuso de Amaltea por los nombres de los satélites de cuyo material están formados. El anillo principal y el halo consisten en polvo expulsado de los satélites Metis y Adrastea, y otros cuerpos no observados, como resultado de impactos meteoríticos a alta velocidad. Imágenes de alta resolución obtenidas en febrero de 2007 por la sonda New Horizons revelaron una rica y fina estructura en el anillo principal. En la banda de luz visible y en el infrarrojo cercano, los anillos muestran un color rojizo, excepto el halo que tiene un color neutro o azulado. Aplicando modelos fotométricos a las diversas observaciones disponibles tanto de sondas espaciales como de telescopios en superficie terrestre, se infiere que el tamaño de las partículas es de 15 μm de radio en todos los anillos excepto en el halo, aunque los resultados de los modelos se acercan más a las observaciones cuando se consideran consideran partículas no-esféricas que cuando se consideran esféricas. El halo está probablemente compuesto de polvo submicroscópico. La masa total del sistema de anillos, incluyendo los cuerpos no observados que generan material para los anillos, no está exactamente determinada, pero es probable que esté en el rango de 10¹¹ a 10¹⁶ kg. La edad del sistema de anillos no es conocida pero posiblemente hayan existido desde la formación del planeta.

Júpiter Descubrimiento y exploración

La existencia de los anillos de Júpiter fue inferida por las observaciones de los cinturones de radiación realizadas durante el sobrevuelo de Júpiter por la sonda espacial Pioneer 10 en 1974 en las que se detectó una disminución en el recuento de partículas de alta energía en los cinturones entre 50.000 y 55.000 km por encima de la superficie del planeta. En 1979 la sonda Voyager 1 obtuvo la primera imagen, mediante sobreexposición, del sistema de anillos. Una mayor cantidad de imágenes fue obtenida por el Voyager 2, lo que permitió hacer una primera descripción de la estructura de los anillos. El planeta Júpiter ha sido visitado en otras muchas ocasiones. El orbitador Galileo obtuvo imágenes de mayor calidad entre 1995 y 2003, las cuales aumentaron enormemente el conocimiento sobre los anillos jovianos. En 2000 la sonda Cassini, en ruta hacia Saturno, su destino final, realizó extensas observaciones de todo el sistema de anillos. Y finalmente, las imágenes transmitidas por la sonda New Horizons en febrero y marzo de 2007 permitieron observar con detalle la estructura del anillo principal por primera vez. El sistema de anillos de Júpiter es uno de los objetivos de la futura misión Juno. Además, observaciones desde la superficie terrestre por el telescopio Keck entre 1997 y 2002, y por el telescopio espacial Hubble en 1999 revelaron una rica estructura en imágenes retroiluminadas.

Jupiter Estructura

El sistema de anillos de Júpiter comprende cuatro estructuras principales: un grueso toro de partículas conocido como el halo o el anillo halo, un relativamente brillante pero muy fino anillo principal y dos anchos, muy finos y débiles anillos exteriores denominados por los satélites de cuyo material se componen, anillo difuso de Amaltea y anillo difuso de Tebe. Las principales características de los anillos se especifican en la tabla siguiente:

Nombre	Radio km	Ancho km	Espesor km	Profundidad óptica	Porcentaje de polvo %	Masa kg	Notas
Anillo Halo	92.000 – 122.500	30.500	12.500	~1×10-6	100%	?
Anillo principal	122.500 – 129.000	6.500	30 – 300	5,9 x 10-6	~25%	10 – 10(polvo) 10 1016(partículas mayores)	Rodeado por el satélite Adrastea.
Anillo difuso de Amaltea	129.000 – 182 000	53.000	2.000	~1 x 10-7	100%	10– 10	Alimentado por el satélite Amaltea.
Anillo difuso de Tebe	129.000 – 226.000	97.000	8.400	~3 x 10-8	2340%	10– 10	Alimentado por el satélite Tebe. Existe una extensión más allá de la órbita de Tebe.

Jupiter Apariencia y estructura

La imagen superior, tomada por la sonda New Horizons, muestra el anillo principal con iluminación trasera o retroiluminación. Se puede observar la fina estructura de su parte exterior. La imagen inferior es el mismo anillo con iluminación frontal mostrando una falta de estructuras visibles excepto el hueco producido por el satélite Metis.El estrecho y relativamente fino anillo principal es la parte más brillante del sistema de anillos de Júpiter. Su borde exterior está situado a unos 129.000 km del centro del planeta, es decir, a 1,806 radios ecuatoriales jovianos (RJ=71.398 km), y coincide con la órbita del más pequeño de los satélites interiores de Júpiter, Adrastea. Su borde interior no está marcado por ningún satélite y se localiza a 122.500 km o 1,72 RJ. El ancho del anillo principal es de aproximadamente 6.500 km. La apariencia del anillo principal depende de la geometría de iluminación de los anillos. Con iluminación frontal el brillo del anillo comienza a decrecer enormemente a 128.600 km, justo en el interior de la órbita de Adrastea, y alcanza el nivel del fondo a 129.300 km, justo fuera de la órbita de Adrastea, lo que indica que claramente hace la función de satélite pastor del anillo. El brillo se incrementa en dirección a Júpiter y tiene un máximo cerca del centro del anillo a 126.000 km aunque hay un pronunciado hueco cerca de la órbita de Metis a 128.000 km. El interior del anillo principal, en cambio, se difumina lentamente mezclados con el anillo halo. Con iluminación frontal todos los anillos de Júpiter son especialmente brillantes. Con iluminación trasera o retroiluminación la situación es diferente. El borde exterior del anillo principal, situado a 129.100 km, ligeramente más allá de la órbita de Adrastea, está claramente delimitado. La órbita del satélite está marcada con un hueco en el anillo por lo que existe un fino anillo justo fuera de dicha órbita. Existe otro anillito justo en el interior de la órbita de Adrastea seguido de un hueco de origen desconocido situado a 128.500 km.Un tercer anillito se encuentra en el lado interior del hueco producido por la órbita del satélite Metis. El brillo del anillo cae bruscamente justo fuera de ella delimitando así el hueco. En el interior de la órbita de dicho satélite el brillo del anillo aumenta mucho menos que en iluminación frontal.

Imagen del anillo principal de Júpiter obtenida por la sonda Voyager 2.Otra imagen, esta vez obtenida por la sonda Galileo, desde el otro lado del Sol, estando a la sombra del gigante. Por tanto con iluminación trasera el anillo principal parece consistir en dos partes diferentes, una parte exterior estrecha que se extiende desde 128.000 a 129.000 km e incluye tres pequeños anillos separados por huecos, y una parte interior más débil que se extiende desde 122.500 a 128.000 km y carece de estructuras visibles como con iluminación frontal. El hueco de Metis sirve como sus respectivos límites. La estructura del anillo principal fue descubierta por el orbitador Galileo y es claramente visible en las imágenes con iluminación trasera obtenidas por la sonda New Horizons en febrero-marzo de 2007. Sin embargo, las observaciones realizadas por el telescopio espacial Hubble, el telescopio Keck y la sonda Cassini no la detectaron, posiblemente debido a falta de resolución espacial. Observado en iluminación trasera el anillo principal parece ser muy fino, extendiéndose en dirección vertical no más de 30 km. Con iluminación lateral el espesor del anillo es de entre 80 y 160 km incrementándose algo en dirección a Júpiter. El anillo parece ser mucho más grueso en iluminación frontal, alrededor de los 300 km. Uno de los descubrimientos del orbitador Galileo fue una nube de material en el anillo principal, débil y relativamente gruesa (alrededor de 600 km), que rodea su parte interior. La nube crece en espesor en dirección hacia el borde interior del anillo principal en el lugar de la transición al anillo halo. Un análisis detallado de las imágenes del Galileo reveló variaciones longitudinales del brillo del anillo principal no conectado con la estructura observada. Las imágenes de dicha sonda mostraron asimismo agrupaciones de material en los anillos de escala de 500 a 1.000 km. En febrero y marzo de 2007, la sonda New Horizons llevó a cabo una búsqueda exhaustiva de nuevos satélites dentro del anillo principal. Aunque no se descubrieron satélites mayores de 0,5 km, las cámaras de la sonda detectaron siete pequeñas masas de partículas. Orbitan justo en el interior de la órbita de Adrastea dentro de un denso y pequeño anillo. La conclusión es que son acumulaciones y no pequeños satélites basándose en su apariencia extendida azimutalmente. Se extienden entre 0,1º y 0,3º a lo largo del anillo, lo que corresponde a entre 1.000 y 3.000 km. Las acumulaciones se dividen en dos grupos de cinco y dos miembros respectivamente. Su naturaleza no está clara pero sus órbitas están cercanas a una resonancia orbital de 115:116 y 114:115 con el satélite Metis, por lo que pueden ser estructuras provocadas por esta interacción.15 Espectros y distribución del tamaño de las partículas

Imagen del anillo principal obtenida por la sonda Galileo con iluminación frontal. El hueco de Metis es claramente visible.Los espectros del anillo principal obtenidos por el telescopio espacial Hubble, el telescopio Keck y por las sondas Galileo y Cassini han mostrado que las partículas que lo forman son rojas, con un albedo mayor a mayores longitudes de onda. Los espectros existentes cubren el rango de 0,5 a 2,5 μm. No se han encontrado características espectrales que hayan permitido identificar compuestos químicos concretos, aunque las observaciones de la Cassini mostraron evidencias en la banda de absorción cerca de 0,8 μm y 2,2 μm. Los espectros del anillo principal son muy similares a los de los satélites Adrastea y Amaltea. Las propiedades del anillo principal pueden ser explicadas por la hipótesis de que contienen cantidades significativas de polvo de tamaño de 0,1 a 10 μm. Esto explicaría el mayor brillo de las imágenes iluminadas frontalmente que las iluminadas por detrás. En cualquier caso es necesario que existan cuerpos de tamaño mayor para explicar el brillo obtenido en las imágenes retroiluminadas y la compleja estructura en la brillante parte exterior del anillo. El análisis de los datos espectrales y de fase disponibles lleva a la conclusión de que la distribución del tamaño de las partículas del anillo principal responde a la ley potencial: n(r)=A\times r^{-q} \, donde n(r) dr es el número de partículas con radio entre r y r + dr y A es un parámetro normalizador elegido para que concuerde con el flujo total de luz desde el anillo. El parámetro q es 2,0 ± 0,2 para partículas con r menor que 15 ± 0,3 μm, y 5,0 ± 1,0 para partículas con r mayor que 15 ± 0,3 μm. La distribución de cuerpos de gran tamaño en el rango desde metros hasta kilómetros no está determinada actualmente. La iluminación en este modelo está determinada por las partículas con r alrededor de 15 μm. La ley mencionada anteriormente permite la estimación de la profundidad óptica, \scriptstyle\tau, del anillo principal: \scriptstyle\taul = 4,7 x 10-⁶ para cuerpos grandes y \scriptstyle \taus = 1,3 x 10-⁶ para el polvo. Esta profundidad óptica significa que la sección total de todas las partículas de una sección de anillo es de 5.000 km². Se supone que las partículas del anillo principal tienen forma esférica. La masa total de polvo se estima entre 10 y 10 kg. La masa de los cuerpos grandes, excluyendo a los satélites Metis y Adrastea, entre 10 y 10 kg, dependiendo de su tamaño máximo. El valor superior corresponde a un diámetro de aproximadamente 1 km. Pueden compararse éstas con las de Adrastea, que es de 2 x 10; Amaltea, 2 x 10 kg y la Luna, 7,4 x 10 kg. La presencia de dos tipos de partículas en el anillo principal explicaría por qué su apariencia depende de la dirección de la iluminación. El polvo difunde la luz preferiblemente en dirección frontal y forma un relativamente grueso y homogéneo anillo rodeado por la órbita de Adrastea. Por el contrario, los cuerpos mayores, que difunden más luz en dirección trasera, están confinados dentro de la región entre las órbitas de Metis y Adrastea en diversos y pequeños anillos.

Jupiter Origen y edad

Formación de los anillos de Júpiter.El polvo es constantemente eliminado del anillo principal por una combinación del efecto de arrastre de Poynting-Robertson y de las fuerzas electromagnéticas de la magnetosfera joviana. Los materiales volátiles, como el hielo, se evaporan rápidamente. La vida media de las partículas de polvo en el anillo varía desde 100 hasta 1.000 años, por lo que el polvo debe ser continuamente renovado mediante las colisiones entre cuerpos mayores con tamaños desde 1 cm hasta 0,5 km y mediante los mismos cuerpos y partículas de alta velocidad provenientes de fuera del sistema joviano. Estos cuerpos mayores se encuentran confinados en la estrecha (aproximadamente 1.000 km) y brillante parte exterior del anillo principal, que incluye además, a Metis y Adrastea. El tamaño máximo de estos cuerpos debe ser menor de 0,5 km de radio. Este límite superior fue obtenido por la sonda New Horizons. El límite superior anterior, obtenido por el telescopio Hubble y por la sonda Cassini era de cerca de 4 km. El polvo producido por las colisiones retiene aproximadamente los mismos elementos orbitales de los cuerpos mayores y van cayendo lentamente en espiral en dirección a Júpiter formando la débil, en retroiluminación, parte más interior del anillo principal y el anillo halo. La edad del anillo principal es actualmente desconocida, pero puede ser el último remanente de una pasada población de pequeños satélites cercanos a Júpiter.

Jupiter Anillo halo

Apariencia y estructura

Imagen en falso color del anillo halo obtenida por la sonda Galileo con iluminación frontal.El anillo halo es el más interno y grueso de los anillo de Júpiter. Su borde exterior coincide con el interior del anillo principal aproximadamente a un radio de 122.500 km del centro del planeta, 1,72 RJ. Desde este radio el anillo llega a ser rápidamente cada vez más grueso en dirección a Júpiter. La extensión real en dirección vertical del halo es desconocida pero la presencia de su material fue detectada tan alto como 10.000 km sobre el plano del anillo. El borde interior del halo es relativamente agudo y se localiza a un radio de 100.000 km, 1,4 RJ, pero algún material se ha localizado todavía más hacia el interior, a aproximadamente 92.000 km. De esta forma, el ancho del anillo halo es de alrededor de 30.000 km. Su forma se asemeja a un ancho toro sin una estructura interna definida. Al contrario que el anillo principal, la apariencia del halo depende muy poco de la geometría de iluminación. El halo es brillante en iluminación frontal, en la que fue profusamente fotografiado por la sonda Galileo. Mientras que el brillo de su superficie es mucho menor que la del anillo principal, en dirección vertical su flujo de fotones es comparable debido a su mayor anchura. A pesar de que se extiende en dirección vertical en más de 20.000 km, el brillo del halo se concentra hacia el plano del anillo y sigue una ley potencial de la forma: z –^0,6 a z –^1,5 donde z es la altitud respecto del plano del anillo. La apariencia del anillo halo en iluminación trasera, observado por el telescopio Keck, y el telescopio espacial Hubble, es básicamente la misma. En cualquier caso el flujo total de fotones es varias veces menor que el del anillo principal y es mucho más concentrado en el plano del anillo que en las imágenes con iluminación frontal. Las propiedades espectrales del halo son diferentes que las del anillo principal. La distribución de flujo en el rango de 0,5 a 2,5 μm es más plana en el anillo principal. El halo no es rojo y puede ser incluso de color azul.

Jupiter Origen del anillo halo

Las propiedades ópticas del anillo halo pueden ser explicadas por la hipótesis de que se compone únicamente de polvo con tamaños de partículas menores de 15 μm. Las zonas del halo alejadas del plano del anillo pueden consistir en polvo sub micrométrico. Esta composición explica el mayor brillo en iluminación frontal, el color más azulado y la ausencia de estructura visible en el halo. El polvo posiblemente se origina en el anillo principal, una teoría que se apoya en el hecho de que la profundidad óptica \scriptstyle\tau_s\, ~10-⁶ es comparable con la del polvo del anillo principal. El gran espesor del anillo puede ser atribuido a la excitación de la inclinación orbital y excentricidad de las partículas de polvo por las fuerzas electromagnéticas de la magnetosfera de Júpiter. El borde exterior del halo coincide con la situación de una fuerte resonancia de Lorentz 3:2. Como el arrastre de Poynting-Robertson provoca que las partículas tiendan a caer en dirección a Júpiter, sus inclinaciones orbitales son excitadas mientras pasan a través de ella. El engrosamiento del anillo principal puede ser el comienzo del anillo halo. El borde interior del anillo no está lejos de la fuerte resonancia de Lorentz 2:1. En esta resonancia la excitación es probablemente significativa, forzando a las partículas a precipitarse a la atmósfera joviana y formando de esta manera un borde interior muy definido. Al estar originado por material del anillo principal, la edad del anillo halo es la misma que la del anillo principal.

Jupiter Anillo difuso de Amaltea

Imagen de los anillos difusos obtenida por la sonda Galileo con iluminación frontal.El anillo difuso de Amaltea es una estructura muy débil de sección rectangular que se extiende desde la órbita de Amaltea a 182.000 km del centro de Júpiter, 2,54 RJ hasta aproximadamente 129.000 km 1,80 RJ. Su borde interior no está definido claramente debido a la presencia de los relativamente mucho más brillantes anillo principal y anillo halo. El espesor del anillo es de aproximadamente 2.300 km cerca de la órbita de Amaltea y se reduce ligeramente en dirección a Júpiter. El anillo difuso de Amaltea es más brillante cerca de sus bordes superior e inferior y gradualmente más brillante en dirección a Júpiter, siendo el borde superior más brillante que el lado inferior. El borde exterior del anillo está relativamente bien definido y existe una brusca caída del brillo justo en el interior de la órbita de Amaltea. En imágenes con iluminación frontal el anillo parecer ser treinta veces más débil que el anillo principal. En imágenes con iluminación trasera sólo ha sido detectado por el telescopio Keck y por el telescopio espacial Hubble. Estas imágenes muestran una estructura adicional en el anillo, un pico de brillo justo dentro de la órbita de Amaltea. En 2002 y 2003 la sonda Galileo hizo dos pasadas a través de los anillos difusos. El contador de polvo detectó partículas del tamaño de entre 0,2 y 5 μm y confirmó los resultados obtenidos por el análisis de las imágenes. Las observaciones del anillo difuso de Amaltea desde la superficie terrestre y las imágenes de la sonda Galileo y sus medidas directas del polvo han permitido determinar la distribución del tamaño de las partículas, que parece seguir la misma ley potencial que el polvo del anillo principal con q=2 ±0.5. La profundidad óptica del anillo es de aproximadamente 10−⁷, que es un orden de magnitud menor que la del anillo principal, pero la masa total del polvo, entre 10⁷ y 10⁹ kg, es comparable.

Jupiter Anillo difuso de Tebe

El anillo difuso de Tebe es el más débil de los anillos jovianos. Parece ser una estructura de sección rectangular que se extiende desde la órbita de Tebe a 226.000 km del centro de Júpiter, 3,11 RJ hasta aproximadamente 129.000 km, 1,80 RJ. Su borde interior no está definido, igualmente por el mayor brillo relativo de los anillos principal y halo que dificulta las observaciones. El espesor del anillo es de aproximadamente 8.400 km cerca de la órbita de Tebe y decrece ligeramente en dirección al planeta. El anillo de Tebe es, al igual que el de Amaltea, más brillante en los bordes superior e inferior y crece su brillo en dirección Júpiter. El borde exterior del anillo no está bien definido extendiéndose durante 15.000 km. Hay una continuación difícilmente observable que se extiende hasta los 280.000 km, 3,75 RJ llamada Extensión de Tebe. En imágenes con iluminación frontal el anillo es tres veces más débil que el anillo difuso de Amaltea. Con iluminación trasera, en imágenes obtenidas por el telescopio Keck, el anillo muestra un pico de brillo justo en el interior de la órbita de Tebe.4 En 2002 y 2003 el contador de partículas de la sonda Galileo detectó partículas del tamaño entre 0,2 y 5 μm (similares resultados a los de las del anillo de Amaltea), confirmando los resultados de los análisis de las imágenes. La profundidad óptica del anillo difuso de Tebe es de alrededor de 3 x 10-⁸, que es tres veces menor que la del anillo difuso de Amaltea, pero la masa total del polvo es la misma, aproximadamente entre 10⁷ y 10⁹ kg. La distribución de tamaño de partículas de polvo es más dispersa que en el anillo de Amaltea, siguiendo una ley potencial con q < 2. En la extensión de Tebe, este parámetro puede ser incluso menor.

Jupiter Origen de los anillos difusos

El polvo de los anillos difusos se origina esencialmente de la misma manera que el de los anillos principales y halo. Su fuente son los satélites internos Amaltea y Tebe respectivamente. La alta velocidad de impacto de objetos procedentes de fuera del sistema joviano expulsa partículas de polvo de sus superficies. Esas partículas inicialmente retienen las mismas órbitas que los satélites de los que provienen, pero poco a poco esas órbitas decaen cayendo en espiral hacia el planeta a causa del efecto de arrastre de Poynting-Robertson. El espesor de los anillos difusos está determinada por la inclinación orbital de los satélites. Esto explicaría casi todas las propiedades observables de los anillos: sección rectangular, caída del espesor en dirección a Júpiter y el mayor brillo de los bordes superior e inferior de los anillos. De todas formas hay algunas propiedades que siguen inexplicadas, como la Extensión de Tebe, que puede ser debida a cuerpos no observados en el exterior de la órbita de Tebe, y las estructuras observadas en imágenes con iluminación trasera. Una posible explicación a la Extensión de Tebe es la influencia de las fuerzas electromagnéticas de la magnetosfera de Júpiter. Cuando el polvo entra en la sombra detrás del planeta, pierde su carga eléctrica con cierta rapidez. Como las pequeñas partículas de polvo rotan parcialmente a la vez que el planeta, se moverán hacia fuera durante el paso por la sombra creando una extensión exterior al anillo de Tebe. Las mismas fuerzas pueden explicar la transición de distribución de partículas y de brillo que ocurre entre las órbitas de Amaltea y Tebe. El análisis de las imágenes de los anillos difusos reveló un pico de brillo justo en el interior de la órbita de Amaltea debido a partículas de polvo atrapadas en los puntos de Lagrange L4 y L5. El mayor brillo observado en el borde superior del anillo de Amaltea puede ser asimismo causado por este mismo polvo. Debe haber también partículas de polvo atrapadas en los puntos de Lagrange de la órbita de Tebe. Su descubrimiento implicaría que hay dos tipos de poblaciones de partículas en los anillos difusos, una con órbitas que decaen lentamente hacia Júpiter mientras que otras se mantienen atrapadas en resonancia 1:1 con el satélite que las ha producido.

Jupiter

Los anillos de Júpiter son un sistema de anillos planetarios que rodean a dicho planeta. Fue el tercer sistema de anillos descubierto en el sistema solar, después de los sistemas de anillos de Saturno y de Urano. Los anillos de Júpiter fueron observados por primera vez por la sonda espacial Voyager 1, y han sido investigados exhaustivamente durante los años 90 y los primeros años del siglo XXI mediante las sondas Galileo, Cassini y New Horizons. También han sido observados desde observatorios terrestres y el telescopio espacial Hubble durante los últimos 25 años. Las observaciones desde la superficie terrestre requieren de los más potentes telescopios disponibles.

Los anillos jovianos son débiles y se componen fundamentalmente de polvo. Constan de cuatro estructuras: en el interior, un grueso toro de partículas conocido como el halo o el anillo halo, un anillo principal relativamente brillante pero excepcionalmente fino y dos anillos anchos, gruesos y débiles llamados anillo difuso de Tebe y anillo difuso de Amaltea por los nombres de los satélites de cuyo material están formados.

El anillo principal y el halo consisten en polvo expulsado de los satélites Metis y Adrastea, y otros cuerpos no observados, como resultado de impactos meteoríticos a alta velocidad. Imágenes de alta resolución obtenidas en febrero de 2007 por la sonda New Horizons revelaron una rica y fina estructura en el anillo principal.

En la banda de luz visible y en el infrarrojo cercano, los anillos muestran un color rojizo, excepto el halo que tiene un color neutro o azulado. Aplicando modelos fotométricos a las diversas observaciones disponibles tanto de sondas espaciales como de telescopios en superficie terrestre, se infiere que el tamaño de las partículas es de 15 μm de radio en todos los anillos excepto en el halo, aunque los resultados de los modelos se acercan más a las observaciones cuando se consideran partículas no-esféricas que cuando se consideran esféricas. El halo está probablemente compuesto de polvo submicroscópico.

La masa total del sistema de anillos, incluyendo los cuerpos no observados que generan material para los anillos, no está exactamente determinada, pero es probable que esté en el rango de 10 a 10 kg. La edad del sistema de anillos no es conocida pero posiblemente hayan existido desde la formación del planeta

Exploración de Júpiter

La existencia de los anillos de Júpiter fue inferida por las observaciones de los cinturones de radiación realizadas durante el sobrevuelo de Júpiter por la sonda espacial Pioneer 10 en 1974 en las que se detectó una disminución en el recuento de partículas de alta energía en los cinturones entre 50 000 y 55 000 km por encima de la superficie del planeta.

En 1979 la sonda Voyager  obtuvo la primera imagen, mediante sobreexposición, del sistema de anillos. Una mayor cantidad de imágenes fue obtenida por el Voyager , lo que permitió hacer una primera descripción de la estructura de los anillos. El planeta Júpiter ha sido visitado en otras muchas ocasiones. El orbitador Galileo obtuvo imágenes de mayor calidad entre 1995 y 2003, las cuales aumentaron enormemente el conocimiento sobre los anillos jovianos. En 2000 la sonda Cassini, en ruta hacia Saturno, su destino final, realizó extensas observaciones de todo el sistema de anillos. Y finalmente, las imágenes transmitidas por la sonda New Horizons en febrero y marzo de 2007 permitieron observar con detalle la estructura del anillo principal por primera vez. El sistema de anillos de Júpiter es uno de los objetivos de la misión Juno.

Además, observaciones desde la superficie terrestre por el telescopio Keck entre 1997 y 2002, y por el telescopio espacial Hubble en 1999 revelaron una rica estructura en imágenes retroiluminadas.

Jupiter Estructura

El sistema de anillos de Júpiter comprende cuatro estructuras principales: un grueso toro de partículas conocido como el halo o el anillo halo, un relativamente brillante pero muy fino anillo principal y dos anchos, muy finos y débiles anillos exteriores denominados por los satélites de cuyo material se componen, anillo difuso de Amaltea y anillo difuso de Tebe. Las principales características de los anillos se especifican en la tabla siguiente:

Nombre	Radio km	Ancho km	Espesor km	Profundidad óptica	Porcentaje de polvo %	Masa kg	Notas
Anillo Halo	92 000 – 122 500	30 500	12 500	~1 × 10-6	100 %	?
Anillo principal	122 500 – 129 000	6500	30 – 300	5,9 × 10-6	~25 %	107 – 109 (polvo) 1011– 1016 (partículas mayores)	Rodeado por el satélite Adrastea.
Anillo difuso de Amaltea	129 000 – 182 000	53 000	2000	~1 × 10-7	100 %	107– 109	Alimentado por el satélite Amaltea.
Anillo difuso de Tebe	129 000 – 226 000	97 000	8400	~3 × 10-8	2340 %	107– 109	Alimentado por el satélite Tebe. Existe una extensión más allá de la órbita de Tebe.

Jupiter Anillo principal

Apariencia y estructura

El estrecho y relativamente fino anillo principal es la parte más brillante del sistema de anillos de Júpiter. Su borde exterior está situado a unos 129 000 km del centro del planeta, es decir, a 1,806 radios ecuatoriales jovianos (R_J=71 398 km), y coincide con la órbita del más pequeño de los satélites interiores de Júpiter, Adrastea. Su borde interior no está marcado por ningún satélite y se localiza a 122 500 km o 1,72 R_J.

El ancho del anillo principal es de aproximadamente 6500 km. La apariencia del anillo principal depende de la geometría de iluminación de los anillos. Con iluminación frontal el brillo del anillo comienza a decrecer enormemente a 128 600 km, justo en el interior de la órbita de Adrastea, y alcanza el nivel del fondo a 129 300 km, justo fuera de la órbita de Adrastea, lo que indica que claramente hace la función de satélite pastor del anillo. El brillo se incrementa en dirección a Júpiter y tiene un máximo cerca del centro del anillo a 126 000 km aunque hay un pronunciado hueco cerca de la órbita de Metis a 128 000 km. El interior del anillo principal, en cambio, se difumina lentamente mezclados con el anillo halo. Con iluminación frontal todos los anillos de Júpiter son especialmente brillantes.

Con iluminación trasera o retroiluminación la situación es diferente. El borde exterior del anillo principal, situado a 129 100 km, ligeramente más allá de la órbita de Adrastea, está claramente delimitado. La órbita del satélite está marcada con un hueco en el anillo por lo que existe un fino anillito justo fuera de dicha órbita. Existe otro anillito justo en el interior de la órbita de Adrastea seguido de un hueco de origen desconocido situado a 128 500 km. Un tercer anillito se encuentra en el lado interior del hueco producido por la órbita del satélite Metis. El brillo del anillo cae bruscamente justo fuera de ella delimitando así el hueco. En el interior de la órbita de dicho satélite el brillo del anillo aumenta mucho menos que en iluminación frontal.

Por tanto con iluminación trasera el anillo principal parece consistir en dos partes diferentes, una parte exterior estrecha que se extiende desde 128 000 a 129 000 km e incluye tres pequeños anillos separados por huecos, y una parte interior más débil que se extiende desde 122 500 a 128 000 km y carece de estructuras visibles como con iluminación frontal. El hueco de Metis sirve como sus respectivos límites. La estructura del anillo principal fue descubierta por el orbitador Galileo y es claramente visible en las imágenes con iluminación trasera obtenidas por la sonda New Horizons en febrero-marzo de 2007. Sin embargo, las observaciones realizadas por el telescopio espacial Hubble, el telescopio Keck y la sonda Cassini no la detectaron, posiblemente debido a falta de resolución espacial.

Observado en iluminación trasera el anillo principal parece ser muy fino, extendiéndose en dirección vertical no más de 30 km. Con iluminación lateral el espesor del anillo es de entre 80 y 160 km incrementándose algo en dirección a Júpiter. El anillo parece ser mucho más grueso en iluminación frontal, alrededor de los 300 km.Uno de los descubrimientos del orbitador Galileo fue una nube de material en el anillo principal, débil y relativamente gruesa (alrededor de 600 km), que rodea su parte interior. La nube crece en espesor en dirección hacia el borde interior del anillo principal en el lugar de la transición al anillo halo.

Un análisis detallado de las imágenes del Galileo reveló variaciones longitudinales del brillo del anillo principal no conectado con la estructura observada. Las imágenes de dicha sonda mostraron asimismo agrupaciones de material en los anillos de escala de 500 a 1000 km.

En febrero y marzo de 2007, la sonda New Horizons llevó a cabo una búsqueda exhaustiva de nuevos satélites dentro del anillo principal. Aunque no se descubrieron satélites mayores de 0,5 km, las cámaras de la sonda detectaron siete pequeñas masas de partículas. Orbitan justo en el interior de la órbita de Adrastea dentro de un denso y pequeño anillo. La conclusión es que son acumulaciones y no pequeños satélites basándose en su apariencia extendida azimutalmente. Se extienden entre 0,1º y 0,3º a lo largo del anillo, lo que corresponde a entre 1000 y 3000 km. Las acumulaciones se dividen en dos grupos de cinco y dos miembros respectivamente. Su naturaleza no está clara pero sus órbitas están cercanas a una resonancia orbital de 115:116 y 114:115 con el satélite Metis, por lo que pueden ser estructuras provocadas por esta interacción.

Jupiter Espectros y distribución del tamaño de las partículas

Los espectros del anillo principal obtenidos por el telescopio espacial Hubble, el telescopio Keck y por las sondas Galileo y Cassini han mostrado que las partículas que lo forman son rojas, con un albedo mayor a mayores longitudes de onda. Los espectros existentes cubren el rango de 0,5 a 2,5 μm. No se han encontrado características espectrales que hayan permitido identificar compuestos químicos concretos, aunque las observaciones de la Cassini mostraron evidencias en la banda de absorción cerca de 0,8 μm y 2,2 μm. Los espectros del anillo principal son muy similares a los de los satélites Adrastea y Amaltea.

Las propiedades del anillo principal pueden ser explicadas por la hipótesis de que contienen cantidades significativas de polvo de tamaño de 0,1 a 10 μm. Esto explicaría el mayor brillo de las imágenes iluminadas frontalmente que las iluminadas por detrás. En cualquier caso es necesario que existan cuerpos de tamaño mayor para explicar el brillo obtenido en las imágenes retroiluminadas y la compleja estructura en la brillante parte exterior del anillo.

El análisis de los datos espectrales y de fase disponibles lleva a la conclusión de que la distribución del tamaño de las partículas del anillo principal responde a la ley potencial:

donde n(r) dr es el número de partículas con radio entre r y r + dr y es un parámetro normalizador elegido para que concuerde con el flujo total de luz desde el anillo. El parámetro q es 2,0 ± 0,2 para partículas con r menor que 15 ± 0,3 μm, y 5,0 ± 1,0 para partículas con r mayor que 15 ± 0,3 μm.

La distribución de cuerpos de gran tamaño en el rango desde metros hasta kilómetros no está determinado actualmente. La iluminación en este modelo está determinada por las partículas con r alrededor de 15 μm.

La ley mencionada anteriormente permite la estimación de la profundidad óptica,, del anillo principal:_l = 4,7 × 10^-6 para cuerpos grandes y _s = 1,3 × 10^-6 para el polvo. Esta profundidad óptica significa que la sección total de todas las partículas de una sección de anillo es de 5000 km². Se supone que las partículas del anillo principal tienen forma esférica. La masa total de polvo se estima entre 10⁷ y 10⁹ kg. La masa de los cuerpos grandes, excluyendo a los satélites Metis y Adrastea, entre 10¹¹ y 10¹⁶ kg, dependiendo de su tamaño máximo. El valor superior corresponde a un diámetro de aproximadamente 1 km.Pueden compararse éstas con las de Adrastea, que es de 2 × 10¹⁵; Amaltea, 2 × 10¹⁸ kg y la Luna, 7,4 × 10²² kg.

La presencia de dos tipos de partículas en el anillo principal explicaría por qué su apariencia depende de la dirección de la iluminación. El polvo difunde la luz preferiblemente en dirección frontal y forma un relativamente grueso y homogéneo anillo rodeado por la órbita de Adrastea. Por el contrario, los cuerpos mayores, que difunden más luz en dirección trasera, están confinados dentro de la región entre las órbitas de Metis y Adrastea en diversos y pequeños anillos.

Jupiter Origen y edad

El polvo es constantemente eliminado del anillo principal por una combinación del efecto de arrastre de Poynting-Robertson y de las fuerzas electromagnéticas de la magnetosfera joviana. Los materiales volátiles, como el hielo, se evaporan rápidamente. La vida media de las partículas de polvo en el anillo varía desde 100 hasta 1000 años, por lo que el polvo debe ser continuamente renovado mediante las colisiones entre cuerpos mayores con tamaños desde 1 cm hasta 0,5 km y mediante los mismos cuerpos y partículas de alta velocidad provenientes de fuera del sistema joviano. Estos cuerpos mayores se encuentran confinados en la estrecha (aproximadamente 1000 km) y brillante parte exterior del anillo principal, que incluye además, a Metis y Adrastea. El tamaño máximo de estos cuerpos debe ser menor de 0,5 km de radio. Este límite superior fue obtenido por la sonda New Horizons. El límite superior anterior, obtenido por el telescopio Hubble y por la sonda Cassini era de cerca de 4 km. El polvo producido por las colisiones retiene aproximadamente los mismos elementos orbitales de los cuerpos mayores y van cayendo lentamente en espiral en dirección a Júpiter formando la débil, en retroiluminación, parte más interior del anillo principal y el anillo halo. La edad del anillo principal es actualmente desconocida, pero puede ser el último remanente de una pasada población de pequeños satélites cercanos a Júpiter.

Jupiter Anillo halo

Apariencia y estructura

El anillo halo es el más interno y grueso de los anillos de Júpiter. Su borde exterior coincide con el interior del anillo principal aproximadamente a un radio de 122 500 km del centro del planeta, 1,72 R_J. Desde este radio el anillo llega a ser rápidamente cada vez más grueso en dirección a Júpiter. La extensión real en dirección vertical del halo es desconocida pero la presencia de su material fue detectada tan alto como 10 000 km sobre el plano del anillo. El borde interior del halo es relativamente agudo y se localiza a un radio de 100 000 km, 1,4 R_J, pero algún material se ha localizado todavía más hacia el interior, a aproximadamente 92 000 km.² De esta forma, el ancho del anillo halo es de alrededor de 30 000 km. Su forma se asemeja a un ancho toro sin una estructura interna definida. Al contrario que el anillo principal, la apariencia del halo depende muy poco de la geometría de iluminación.

El halo es brillante en iluminación frontal, en la que fue profusamente fotografiado por la sonda Galileo. Mientras que el brillo de su superficie es mucho menor que la del anillo principal, en dirección vertical su flujo de fotones es comparable debido a su mayor anchura. A pesar de que se extiende en dirección vertical en más de 20 000 km, el brillo del halo se concentra hacia el plano del anillo y sigue una ley potencial de la forma: z ^-0,6 a z ^-1,5, donde z es la altitud respecto del plano del anillo. La apariencia del anillo halo en iluminación trasera, observada por el telescopio Keck, y el telescopio espacial Hubble, es básicamente la misma. En cualquier caso el flujo total de fotones es varias veces menor que el del anillo principal y es mucho más concentrado en el plano del anillo que en las imágenes con iluminación frontal.

Las propiedades espectrales del halo son diferentes que las del anillo principal. La distribución de flujo en el rango de 0,5 a 2,5 μm es más plana en el anillo principal. El halo no es rojo y puede ser incluso de color azul.

Jupiter Origen del anillo halo

Las propiedades ópticas del anillo halo pueden ser explicadas por la hipótesis de que se compone únicamente de polvo con tamaños de partículas menores de 15 μm. Las zonas del halo alejadas del plano del anillo pueden consistir en polvo sub micrométrico. Esta composición explica el mayor brillo en iluminación frontal, el color más azulado y la ausencia de estructura visible en el halo. El polvo posiblemente se origina en el anillo principal, una teoría que se apoya en el hecho de que la profundidad óptica {\displaystyle \scriptstyle \tau _{s}\,} ~10^-6 es comparable con la del polvo del anillo principal. El gran espesor del anillo puede ser atribuido a la excitación de la inclinación orbital y excentricidad de las partículas de polvo por las fuerzas electromagnéticas de la magnetosfera de Júpiter. El borde exterior del halo coincide con la situación de una fuerte resonancia de Lorentz 3:2.

Como el arrastre de Poynting-Robertson provoca que las partículas tiendan a caer en dirección a Júpiter, sus inclinaciones orbitales son excitadas mientras pasan a través de ella. El engrosamiento del anillo principal puede ser el comienzo del anillo halo. El borde interior del anillo no está lejos de la fuerte resonancia de Lorentz 2:1. En esta resonancia la excitación es probablemente significativa, forzando a las partículas a precipitarse a la atmósfera joviana y formando de esta manera un borde interior muy definido. Al estar originado por material del anillo principal, la edad del anillo halo es la misma que la del anillo principal.

Jupiter Anillos difusos

El anillo difuso de Amaltea es una estructura muy débil de sección rectangular que se extiende desde la órbita de Amaltea a 182 000 km del centro de Júpiter, 2,54 R_J hasta aproximadamente 129 000 km 1,80 R_J. Su borde interior no está definido claramente debido a la presencia de los relativamente mucho más brillantes anillo principal y anillo halo. El espesor del anillo es de aproximadamente 2300 km cerca de la órbita de Amaltea y se reduce ligeramente en dirección a Júpiter. El anillo difuso de Amaltea es más brillante cerca de sus bordes superior e inferior y gradualmente más brillante en dirección a Júpiter, siendo el borde superior más brillante que el lado inferior. El borde exterior del anillo está relativamente bien definido y existe una brusca caída del brillo justo en el interior de la órbita de Amaltea. En imágenes con iluminación frontal el anillo parece ser treinta veces más débil que el anillo principal. En imágenes con iluminación trasera solo ha sido detectado por el telescopio Keck y por el telescopio espacial Hubble. Estas imágenes muestran una estructura adicional en el anillo, un pico de brillo justo dentro de la órbita de Amaltea. En 2002 y 2003 la sonda Galileo hizo dos pasadas a través de los anillos difusos. El contador de polvo detectó partículas del tamaño de entre 0,2 y 5 μm y confirmó los resultados obtenidos por el análisis de las imágenes. Las observaciones del anillo difuso de Amaltea desde la superficie terrestre y las imágenes de la sonda Galileo y sus medidas directas del polvo han permitido determinar la distribución del tamaño de las partículas, que parece seguir la misma ley potencial que el polvo del anillo principal con q=2 ±0.5. La profundidad óptica del anillo es de aproximadamente 10⁻⁷, que es un orden de magnitud menor que la del anillo principal, pero la masa total del polvo, entre 10⁷ y 10⁹ kg, es comparable.

Jupiter Anillo difuso de Tebe

El anillo difuso de Tebe es el más débil de los anillos jovianos. Parece ser una estructura de sección rectangular que se extiende desde la órbita de Tebe a 226 000 km del centro de Júpiter, 3,11 R_J hasta aproximadamente 129 000 km, 1,80 R_J. Su borde interior no está definido, igualmente por el mayor brillo relativo de los anillos principal y halo que dificulta las observaciones. El espesor del anillo es de aproximadamente 8400 km cerca de la órbita de Tebe y decrece ligeramente en dirección al planeta. El anillo de Tebe es, al igual que el de Amaltea, más brillante en los bordes superior e inferior y crece su brillo en dirección Júpiter. El borde exterior del anillo no está bien definido extendiéndose durante 15 000 km. Hay una continuación difícilmente observable que se extiende hasta los 280 000 km, 3,75 R_J llamada Extensión de Tebe. En imágenes con iluminación frontal el anillo es tres veces más débil que el anillo difuso de Amaltea. Con iluminación trasera, en imágenes obtenidas por el telescopio Keck, el anillo muestra un pico de brillo justo en el interior de la órbita de Tebe. En 2002 y 2003 el contador de partículas de la sonda Galileo detectó partículas del tamaño entre 0,2 y 5 μm (similares resultados a los de las del anillo de Amaltea), confirmando los resultados de los análisis de las imágenes.

La profundidad óptica del anillo difuso de Tebe es de alrededor de 3 × 10^-8, que es tres veces menor que la del anillo difuso de Amaltea, pero la masa total del polvo es la misma, aproximadamente entre 10⁷ y 10⁹kg. La distribución de tamaño de partículas de polvo es más dispersa que en el anillo de Amaltea, siguiendo una ley potencial con q < 2. En la extensión de Tebe, este parámetro puede ser incluso menor.

Jupiter Origen de los anillos difusos

El polvo de los anillos difusos se origina esencialmente de la misma manera que el de los anillos principales y halo. Su fuente son los satélites internos Amaltea y Tebe respectivamente. La alta velocidad de impacto de objetos procedentes de fuera del sistema joviano expulsa partículas de polvo de sus superficies. Esas partículas inicialmente retienen las mismas órbitas que los satélites de los que provienen, pero poco a poco esas órbitas decaen cayendo en espiral hacia el planeta a causa del efecto de arrastre de Poynting-Robertson. El espesor de los anillos difusos está determinada por la inclinación orbital de los satélites. Esto explicaría casi todas las propiedades observables de los anillos: sección rectangular, caída del espesor en dirección a Júpiter y el mayor brillo de los bordes superior e inferior de los anillos. De todas formas hay algunas propiedades que siguen inexplicadas, como la Extensión de Tebe, que puede ser debida a cuerpos no observados en el exterior de la órbita de Tebe, y las estructuras observadas en imágenes con iluminación trasera.

Una posible explicación a la Extensión de Tebe es la influencia de las fuerzas electromagnéticas de la magnetosfera de Júpiter. Cuando el polvo entra en la sombra detrás del planeta, pierde su carga eléctrica con cierta rapidez. Como las pequeñas partículas de polvo rotan parcialmente a la vez que el planeta, se moverán hacia fuera durante el paso por la sombra creando una extensión exterior al anillo de Tebe. Las mismas fuerzas pueden explicar la transición de distribución de partículas y de brillo que ocurre entre las órbitas de Amaltea y Tebe.

El análisis de las imágenes de los anillos difusos reveló un pico de brillo justo en el interior de la órbita de Amaltea debido a partículas de polvo atrapadas en los puntos de Lagrange L₄ y L₅. El mayor brillo observado en el borde superior del anillo de Amaltea puede ser asimismo causado por este mismo polvo. Debe haber también partículas de polvo atrapadas en los puntos de Lagrange de la órbita de Tebe. Su descubrimiento implicaría que hay dos tipos de poblaciones de partículas en los anillos difusos, una con órbitas que decaen lentamente hacia Júpiter mientras que otras se mantienen atrapadas en resonancia 1:1 con el satélite que las ha producido.

Jupiter Géiseres en Europa

Muchos habían sido los rumores desde que la semana pasada la agencia espacial anunció que en su próxima rueda de prensa haría una afirmación de gran relevancia sobre Europa, en la que ya en 2012 el telescopio Hubble detectó la presencia de plumas de agua; pero aún así la confirmación de que, efectivamente, existen géiseres que emiten vapor de agua del interior de esta luna, situada en torno al mayor planeta del Sistema Solar, conlleva una gran noticia para la ciencia.

Y es que ya en 1989 la misión Galileo, bautizada así en honor al descubridor de Europa, anunció la posible presencia de un océano subterráneo, que activó todas las alarmas de los buscadores de vida extraterrestre. Después, la sonda Cassini, que en 2005 consiguió localizar este tipo de plumas de agua en una luna de Saturno, también observó posibles indicios de su existencia en Europa; por lo que la posibilidad de encontrar dicho océano parecía ser más veraz. Y sin duda hoy lo es aún mucho más.

Jupiter Géiseres en Europa, pero no en el continente

Desde que en 2012 el Hubble aceptara la posibilidad de plumas de agua que podrían confirmar la presencia de este océano subterráneo, muchas misiones se lanzaron a su búsqueda; pues, como sabéis, aunque no tiene por qué significar nada, la presencia de agua aporta muchos puntos para la supuesta existencia de vida más allá de nuestro planeta.

Jupiter Próximos pasos en torno a los géiseres en Europa

Aunque ésta es una gran noticia, aún debe confirmarse, para lo que se planea una nueva misión que se desarrollará en 2018, con ayuda del telescopio sucesor del Hubble, el James Webb.

Quizás entonces consigan saber lo que hay debajo de la superficie congelada de Europa, que a pesar de poseer una temperatura de aproximadamente -173ºC, podría tener debajo del hielo un inmenso océano; que, según los investigadores, alcanzaría entre el doble y el triple de la extensión de la suma de todos los océanos terrestres.

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