Anéis de Júpiter

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Esquema mostrando o sistema de anéis joviano

Os anéis de Júpiter são um sistema de anéis que circunda o planeta Júpiter. Foi o terceiro sistema de anéis planetários a ser descoberto no Sistema Solar, após os anéis de Saturno e os de Urano, e foi observado pela primeira vez durante a visita da sonda espacial Voyager I em 1979.[1]

Com as informações recolhidas pela sonda irmã Voyager II, que passou pelas proximidades do planeta naquele mesmo ano, foi possível iniciar a determinação da estrutura dos anéis. Em 1995, eles foram estudados de maneira mais aprofundada pela sonda espacial Galileu.[2] Os anéis têm sido observados desde a sua descoberta pelo telescópio espacial Hubble e por telescópios situados na Terra[3] apesar da dificuldade em observá-los a partir da superfície terrestre, sendo necessário, para isso, recorrer aos maiores telescópios disponíveis.[4]

O sistema joviano de anéis é ténue e consiste principalmente de poeira.[1] [5] É formado por quatro partes: a parte mais interna é mais espessa e tem uma forma de toróide (anel halo); afastando-se do planeta encontra-se a segunda parte, o anel principal que é o mais visível e também muito estreito; continuando o afastamento, encontram-se os dois largos anéis gossamer, um associado à lua Adrasteia e o outro à lua Tebe.[6]

O anel mais interno e o anel principal são formados principalmente por material das luas Adrasteia e Métis e outros corpos celestes não observados,[2] ejetado por colisões em alta velocidade. A cor do anel principal no espectro visível é o vermelho, exceto pelo anel mais interno, que possui cor neutra ou azulada.[3] O tamanho das partículas de poeira nos anéis varia, mas as propriedades ópticas são determinadas pelas partículas com dimensões de (15,0 ± 0,3) μm em todos os anéis exceptuando no halo.[7] O anel halo é provavelmente dominado por poeiras de dimensões submicroscópicas. A massa total do sistema de anéis (incluindo corpos inclusos não visíveis) é cerca de 1016 kg, comparável à massa de Adrasteia.[8] A idade dos anéis é desconhecida, mas sabe-se que o material que os forma é constantemente renovado e pode estar presente desde a formação de Júpiter.[8]

Estrutura[editar | editar código-fonte]

Os principais atributos dos quatro anéis jovianos conhecidos encontram-se na tabela abaixo:[2] [5] [6] [7]

Nome Raio (km) Largura (km) Espessura (km) Profundidade óptica Percentagem de poeira Notas
Anel halo 92000–122500 30500 12500 ~1×10-6 100%
Anel principal 122500–129000 6500 30–300 5,9×10-6 ~25% Cercado por Adrasteia
Anel gossamer Amalteia 129000–182000 53000 2000 ~1×10-7 100% Ligado a Amalteia
Anel gossamer Tebe 129000–226000 97000 8400 ~3×10-8 100% Ligado a Tebe. Estende-se parcialmente além da órbita de Tebe.

Anel principal[editar | editar código-fonte]

Estrutura e aparência[editar | editar código-fonte]

Mosaico de imagens dos anéis de Júpiter com um esquema mostrando as suas localizações (Cortesia NASA/JPL-Caltech).

O anel principal, estreito e muito fino, é o mais brilhante do sistema de anéis de Júpiter. A sua orla exterior tem um raio de 1,806 RJ (aproximadamente 129000 km; RJ = raio equatorial de Júpiter, correspondente a 71 398 km) e coincide com a órbita do menor satélite interior de Júpiter, Adrasteia.[2] [5] A sua orla interior não se encontra demarcada por algum satélite e localiza-se a aproximadamente 122 500 km (1,72 RJ).[2] Assim, a largura do anel principal é de cerca de 6500 km.

A aparência do anel principal depende da geometria de visualização.[8] Usando luz dispersa a um ângulo reduzido em relação à luz proveniente do sol (dispersão frontal), o brilho do anel principal decresce significativamente a 128 600 km (internamente à órbita de Adrasteia) e alcança níveis idênticos à luminosidade de fundo aos 129 300 km (externamente à órbita de Adrasteia).[2] Assim, é evidente que Adrasteia comanda o anel.[2] [5] O brilho continua a aumentar tomando a direcção de Júpiter e tem um máximo próximo do centro do anel, aos 126 000 km. Existe uma abertura (falha) pronunciada perto da órbita de Métis aos 128 000 km.[2] A orla interna do anel principal aparenta ter a sua luminosidade gradualmente diminuída entre os 124 000 e os 120 000 km, fundindo-se no anel halo.[2] [5] Usando dispersão frontal de luz, os anéis de Júpiter aparentam ter todos grande brilho.

A imagem superior mostra o anel principal em dispersão traseira de luz, demonstrando ausência de quaisquer estruturas além da falha de Métis (Cortesia NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute).

Em dispersão traseira de luz (a luz que é dispersa a um ângulo perto de 180º relativamente à luz solar), a situação é diferente. A orla exterior do anel principal, localizada a 129 100 km (um pouco externa à órbita de Adrasteia), é bastante demarcada.[8] A órbita da lua é visível pela existência de uma falha no anel, havendo por estas razões um estreito anel no exterior desta órbita. Outro anel estreito desse tipo existe no interior da órbita de Adrasteia, delimitado por outra falha de origem desconhecida localizada a cerca de 128500 km.[8] Um terceiro anel estreito encontra-se entre o exterior da órbita de Métis e a abertura central do anel principal. O brilho do anel decresce rapidamente no exterior da órbita de Métis, formando a falha de Métis;[8] no interior da órbita, o brilho aumenta de forma mais gradual que a vista usando dispersão frontal.[4] Assim, o anel principal aparenta consistir em duas partes aquando da sua observação em dispersão traseira: uma parte estreita exterior que se estende entre os 128000 e os 129000 km, que inclui três anéis menores separados por falhas, e uma parte interna mais ténue entre os 122500 e os 128000 km, que não possui nenhuma estrutura visível, como acontece na geometria em dispersão frontal.[8] [9] A falha de Métis marca a fronteira entre as duas zonas. A estrutura fina do anel principal foi descoberta através de dados obtidos pela sonda Galileu e é bem visível nas imagens obtidas pela sonda New Horizons entre Fevereiro e Março de 2007.[10] O telescópio espacial Hubble,[3] o observatório W. M. Keck[4] e a sonda Cassini-Huygens[7] não conseguiram detectar anteriormente esta estrutura, provavelmente devido à resolução espacial insuficiente.

Quando observado em dispersão traseira, o anel principal aparenta ser fino como uma lâmina, com uma espessura não superior a 30 km.[5] O anel aparenta ser muito mais espesso em dispersão frontal (aproximadamente 300 km).[2] Uma das descobertas da sonda Galileu foi uma névoa ténue, relativamente espessa (cerca de 600 km) de material que cerca a zona interna.[2] A névoa torna-se mais espessa no sentido da fronteira interna do anel principal, onde se dá a transição para o anel halo.[2]

A análise detalhada de imagens obtidas pela sonda Galileu revelaram variações longitudinais do brilho do anel principal sem ligações à geometria de visualização do mesmo. As imagens da Galileu também mostraram a existência de alguns "remendos" no anel à escala de 500 a 100 km.[2] [8]

Espectros e distribuição do tamanho de partículas[editar | editar código-fonte]

Imagem em dispersão frontal de luz do anel principal obtida pela sonda Galileu. É visível a falha de Métis (Cortesia NASA/JPL-Caltech).

Espectros do anel principal obtidos pelo telescópio espacial Hubble,[3] pelo observatório W. M. Keck,,[11] pela sonda Galileu[12] e pela sonda Cassini-Huygens [7] mostraram que as partículas constituintes são vermelhas, ou seja, que o seu albedo aumenta a comprimentos de onda longos. Os espectros correspondem a partículas entre os 0,5 e 2,5 μm.[7] Não foram encontradas até agora características espectrais que possam ser atribuídas a determinados compostos químicos. Os espectros do anel principal são bastante similares aos das luas Adrasteia[3] e Amalteia.[11]

As propriedades do anel principal podem ser explicadas pela hipótese de que este contém quantidades significativas de poeiras formadas por partículas entre os 0,1 e 10 μm de tamanho. Esta hipótese explica o porquê da dispersão frontal da luz ser mais intensa que a dispersão traseira.[8] [9] No entanto, a consideração da existência de corpos de maiores dimensões é necessária para explicar a intensa dispersão traseira e a estrutura fina na brilhante orla externa do anel principal.[8] [9]

A análise dos dados espectrais e de fase existentes leva à conclusão de que a distribuição dos tamanhos de partículas no anel principal obedece a uma lei exponencial:[7] [13] [14]

n(r)=A\times r^{-q}

em que n(r)dr é o número de partículas com tamanho entre r e r+dr e A é um parâmetro de normalização escolhido para compatibilizar o fluxo total conhecido de luz proveniente do anel. O parâmetro q é 2,0±0,2 para partículas com raio r<15±0,3 μm (poeira) e q=5±1 para partículas de maiores dimensões (r>15±0,3 μm).[7] É presentemente indeterminável a distribuição de corpos de maiores dimensões (vários metros).[8] A dispersão de luz neste modelo é dominado por partículas com r~15 μm.[7] [12]

A lei exponencial referida acima permite a estimativa da profundidade óptica, τ, do anel principal: \tau_l=4.7×10-6 para partículas maiores e \tau_s=1.3×10-6 para poeiras.[7] Esta profundidade óptica significa que a área de um corte transversal do anel (secção) é de aproximadamente 5000 km² (em contraste com os aproximados 1500 km² de um mesmo tipo de plano de Métis e Adrasteia).[8] É assumido que as partículas no anel principal tenham forma esférica.[7] Estima-se que a massa total da poeira no anel seja de 10^7-10^9 kg.[8] e a massa dos corpos de maiores dimensões (excluindo Métis e Adrasteia) 10^{11}-10^{16} kg, dependendo do seu tamanho máximo (considerado um quilómetro).[8] Estas massas são comparáveis às de Adrasteia (aproximadamente 2×1015 kg),[8] Amalteia (aproximadamente 2×1018 kg)[15] e à da Lua, 7.4×1022 kg.

A presença de dois tipos de partículas no anel principal explica a dependência da sua aparência com o ângulo de visualização.[14] A poeira dispersa mais luz na direcção frontal e forma um anel relativamente espesso e homogéneo (excluindo a falha de Métis) cercado pela órbita de Adrasteia.[8] Pelo contrário, partículas de maiores dimensões, que fazem mais dispersão traseira, encontram-se confinadas a diversos estreitos anéis entre as órbitas de Métis e Adrasteia.[8] [9]

Origem e idade[editar | editar código-fonte]

Formação dos anéis de Júpiter.

A poeira que constitui o anel é constantemente removida por dois tipos de forças: o efeito Poynting-Robertson e forças electromagnéticas providas da magnetosfera joviana.[14] [16] As partículas constituintes do anel têm uma vida média de aproximadamente cem anos,[8] [16] pelo que a poeira deve ser continuamente reposta através das colisões de corpos de maiores dimensões, entre 1 cm e ~1–10 km e entre esses mesmos corpos e partículas de alta velocidade provenientes do exterior do sistema joviano.[8] [16] Esta população de corpos encontra-se confinada à estreita orla externa do anel principal, inclui as luas Métis e Adrasteia e poderá conter objectos desconhecidos com vários quilómetros de dimensão.[8] [9] O limite superior do seu tamanho é de aproximadamente 4 km,[8] de acordo com observações do telescópio espacial Hubble[3] [9] e da sonda Cassini-Huygens.[7] A poeira produzida nas colisões possui aproximadamente os mesmos elementos orbitais dos corpos que a origina e espirala lentamente na direcção do planeta Júpiter, formando a ténue zona interna do anel principal e o anel halo.[8] [16]

É actualmente desconhecida a idade do anel principal, mas poderá ser o que resta da população passada de corpos de pequenas dimensões perto de Júpiter.[6]

Anel halo[editar | editar código-fonte]

Estrutura e aparência[editar | editar código-fonte]

Imagem do anel halo obtida pela sonda Galileu, com falsa coloração. (Cortesia NASA/JPL-Caltech)

O anel halo é o anel mais interno e mais espesso do planeta Júpiter. A sua orla externa coincide com a orla interna do anel principal, a um raio aproximado de 122500 km.(1,72 RJ).[2] [5] A espessura do anel aumenta então progressivamente em direcção a Júpiter. Não é conhecida a verdadeira extensão vertical do anel mas foi detectada a presença de material seu constituinte a distâncias até 10000 km acima do plano do anel.[2] [4] A orla interna do halo é relativamente íngreme e localiza-se a um raio de 100000 km (1,4 RJ),[4] mas encontra-s ealgum do seu material até 92000 km.[2] Assim, a largura do anel é de cerca de 30000 km. A sua forma assemelha-se a um toro espesso sem uma estrutura interna definida.[8]

Em contraste com o que acontece com o anel principal, a aparência do anel halo não depende muito da geometria de visualização. Aparenta ser mais brilhante em dispersão frontal de luz, que foi a técnica mais utilizada quando fotografado pela sonda Galileu.[2] Enquanto que o brilho da superfície é muito menor que o do anel principal, o seu fluxo integrado vertical de fotões (perpendicular ao plano) é comparável devido à sua maior espessura. Apesar de se estender possivelmente por 20000 km no sentido vertical, o brilho do anel halo encontra-se fortemente concentrado perto do plano do anel e segue uma lei potencial de aproximadamente ~z^{-0.6-1.5},,[8] em que z é a altitude além do plano do anel. A aparência do anel em dispersão traseira, tal como observado pelo observatório W. M. Keck,[4] é basicamente a mesma, mas o seu fluxo de fotões é várias vezes menor que a do anel principal e encontra-se mais concentrada perto do plano do anel.[8]

As propriedades espectrais do anel halo são diferentes das do anel principal. A distribuição de fluxo, na gama 0,5-2,5 μm, é mais plana que a do anel principal;[3] o halo não é vermelho, podendo inclusivamente ser azulado.[11]

Origem do anel halo[editar | editar código-fonte]

As propriedades ópticas do anel halo podem ser explicadas pela hipótese de que este compreende apenas poeira constituída por partículas de dimensões inferiores a 15 μm.[3] [8] [13] Partes do halo localizadas longe do plano do anel poderão consistir em partículas de tamanho inferior ao micrómetro.[3] [4] [8] Esta composição geológica explica a maior dispersão frontal de luz, cores azuladas e ausência de uma estrutura visível no halo. A poeira tem provável origem no anel principal, pois a profundidade óptica do halo, \tau_s~10^{-6}, é comparável à da poeira do anel principal.[5] [8]

A grande espessura do halo pode ser atribuída à excitação de partículas de poeira pelas forças electromagnéticas na magnetosfera joviana. A orla externa do anel coincide com uma forte ressonância de Lorentz 3:2 (a ressonância de Lorentz é uma ressonância entre o movimento orbital de uma partícula e a rotação da magnetosfera do planeta, quando a razão dos seus períodos é um número racional)[17] [18] .[14]

Como o efeito Poynting-Robertson provoca a lenta deslocação de partículas em direcção a Júpiter, as inclinações orbitais destas partículas são excitadas quando passam através do planeta.[14] [16] A expansão do anel principal poderá marcar o início do anel halo.[8] A orla interna do anel halo não se encontra longe da forte ressonância de Lorentz 2:1.[14] [17] [18] Nesta ressonância, a excitação é provavelmente muito significativa, forçando o mergulho das partículas na atmosfera joviana e delimitando então uma orla interna bem definida.[8]

Sendo derivado do anel principal, o halo tem a mesma idade deste.[8]

Anéis gossamer[editar | editar código-fonte]

Anel gossamer de Amalteia[editar | editar código-fonte]

Imagem em dispersão frontal de luz dos anéis gossamer obtida pela sonda Galileu (Cortesia NASA/JPL-Caltech).

O anel gossamer Amalteia é uma estrutura bastante ténue com uma secção de forma rectangular. Estende-se desde a órbita da lua Amalteia, aos 182000 km (2,54 RJ) até aos 129000 km (1,80 RJ).[2] [8] A sua orla interna não se encontra delimitada de forma definida devido à presença dos anéis principal e halo, mais brilhantes.[2] O anel tem aproximadamente 2300 km de espessura na proximidade da órbita de Amalteia, sendo ligeiramente menos espesso na direcção de Júpiter.[4] O anel aumenta progressivamente de brilho em direcção a Júpiter e é mais brilhante nos topos.[2] A orla exterior do anel é relativamente íngreme, especialmente no topo superior.[2] Em dispersão frontal de luz, o anel aparenta ser cerca de trinta vezes menos brilhante que o anel principal.[2] Em dispersão traseira, o anel foi detectado apenas pelo telescópio do observatório W. M. Keck[4] e pelo Hubble.[9] Estas imagens mostram mais uma estrutura no anel: um aumento do brilho na zona imediatamente interior à órbita de Amalteia.[4]

A detecção do anel gossamer Amalteia a partir da Terra, junto com as imagens obtidas pela sonda Galileu, permitiu determinar a distribuição do tamanho das partículas, que aparenta seguir a mesma lei exponencial da distribuição das poeiras do anel principal, com q=2±0,5.[9] A profundidade óptica deste anel é de aproximadamente 10−7, uma ordem de magnitude abaixo da do anel principal, mas a massa total da poeira (aproximadamente 107–9 kg) é comparável.[6] [16]

Anel gossamer Tebe[editar | editar código-fonte]

O anel gossamer Tebe é o anel mais ténue de Júpiter. Tem uma estrutura muito ténue, com uma secção de forma rectangular, e estende-se desde a órbita de Tebe, aos 226000 km (3,11 RJ) até aos 129000 km (1,80 RJ).[2] [8] A sua orla interna não se encontra bem definida devido à presença dos anéis principal e halo.[2] O anel tem aproximadamente 8400 km de espessura perto da órbita de Tebe, decrescendo ligeiramente na direcção de Júpiter.[4] Tal como o anel Amalteia, é mais brilhante nos topos e aumenta de brilho na direcção de Júpiter.[2] A orla exterior do anel não é especialmente íngreme, estendendo-se por 15000 km.[2] Existe uma extensão do anel para além da órbita de Tebe, até aos 260000 km (3,50 RJ), que é muito pouco visível (a chamada "extensão de Tebe").[2] O anel aparenta ser cerca de três vezes mais ténue que o anel Amalteia em dispersão frontal de luz;[2] em dispersão traseira, foi detectado apenas pelo telescópio do observatório W. M. Keck, e as imagens obtidas por este telescópio revelam um aumento de brilho no interior da órbita de Tebe.[4]

A profundidade óptica do anel Tebe é de aproximadamente 3×10-8 (três vezes menor que a do anel Amalteia), mas a massa total das poeiras que o constituem, cerca de 107–9 kg, é semelhante.[6] [16] Quando a sonda Galileu atravessou o anel Tebe em 2002-2003, foi feita a primeira observação directa da sua poeira constituinte.[19] Essas medições revelaram que as partículas variam entre os 0,2 e os 3 μm de diâmetro, confirmando assim que o anel é constituído por poeiras.

Origens dos anéis gossamer[editar | editar código-fonte]

As poeiras dos anéis gossamer têm uma origem essencialmente similar às do anel principal e do anel halo.[16] As suas fontes são as luas jovianas Amalteia e Tebe, respectivamente, através da ejecção de partículas a partir das suas superfícies causada por impactos de projécteis a alta velocidade.[16] As partículas retêm inicialmente as órbitas das luas mas espiralam depois gradualmente em direcção a Júpiter devido ao efeito Poynting-Robertson.[16] A espessura dos anéis gossamer é determinada pelas excursões verticais das luas, devido ao facto de estas apresentarem inclinações orbitais diferentes de zero.[8] Esta hipótese explica por si só praticamente todas as propriedades observáveis dos anéis: secção rectangular, diminuição de espessura na direcção de Júpiter e brilho superior nos topos. No entanto, algumas propriedades permanecem por explicar, como a existência da extensão de Tebe (que poderá ser causada pela existência de objectos não visíveis fora da órbita de Tebe) ou a estrutura visível em dispersão traseira.[8]

Exploração[editar | editar código-fonte]

A existência de anéis em Júpiter foi inferida após observações das cinturas de radiação jovianas pela sonda espacial Pioneer 11 em 1975.[20] Em 1979, a sonda Voyager 1 obteve uma única imagem, sobreexposta, do sistema de anéis.[1] A Voyager 2 obteve mais imagens nesse mesmo ano, o que permitiu uma determinação aproximada da estrutura dos anéis.[5] A qualidade superior das imagens obtidas pela sonda Galileu, entre 1994 e 2003, aumentou substancialmente o conhecimento sobre os anéis jovianos.[2] As observações efectuadas pelo telescópio terrestre do observatório W. M. Keck em 1997 e 2002[4] e pelo telescópio espacial Hubble[3] em 1999, revelaram pormenores sobre a estrutura. A sonda espacial New Horizons transmitiu imagens em Fevereiro e Março de 2007 que permitiram a observação inédita da estrutura fina do anel principal.[10] Em 2000, a sonda Cassini-Huygens, destinada a Saturno, efectuou extensas observações do sistema joviano de anéis.[21] Mais informações sobre os anéis serão providenciadas em missões futuras a Júpiter.[22]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

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Ligações externas[editar | editar código-fonte]