Anéis de Júpiter
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 de Urano, e foi observado pela primeira vez durante a visita da sonda espacial Voyager I em 1979.
Os principais atributos dos quatro anéis jovianos conhecidos encontram-se na tabela abaixo:
Estrutura e aparência
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 129 000 km; RJ = raio equatorial de Júpiter, correspondente a 71 398 km) e coincide com a órbita do menor satélite interior de Júpiter, Adrasteia. A sua orla interior não se encontra demarcada por nenhum satélite e localiza-se a aproximadamente 122 500 km (1,72 RJ). Assim, a largura do anel principal é de cerca de 6 500 km. A aparência do anel principal depende da geometria de visualização. Usando luz dispersa a um ângulo reduzido em relação à luz proveniente do sol (dispersão frontal), o brilho do anel principal decresce bruscamente 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). Assim, é evidente que Adrasteia comanda o anel. O brilho continua a aumentar na 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. 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. Usando dispersão frontal de luz, todos os anéis de Júpiter aparentam ter grande brilho.[carece de fontes?]
Espectros e distribuição do tamanho de partículas
Espectros do anel principal obtidos pelo telescópio espacial Hubble, pelo observatório W. M. Keck, pela sonda Galileu e pela sonda Cassini-Huygens mostraram que as partículas constituintes são vermelhas, ou seja, que o seu albedo aumenta a comprimentos de onda mais longos. Os espectros correspondem a partículas entre os 0,5 e 2,5 μm. Não foram encontradas até agora características espectrais que possam ser atribuídas a determinados compostos químicos, embora as observações da Cassini também tenham fornecido evidências de bandas de absorção próximas a 0,8 μm e 2,2 μm. Os espectros do anel principal são bastante similares aos das luas Adrasteia e Amalteia.
Origem e idade
A poeira que constitui o anel é constantemente removida por dois tipos de forças: o efeito Poynting-Robertson e forças electromagnéticas provenientes da magnetosfera joviana. Materiais voláteis, como gelos, por exemplo, evaporam rapidamente. As partículas constituintes do anel têm uma vida média variando entre 100 e 1 000 anos,pelo que a poeira deve ser continuamente reposta através das colisões de corpos de maiores dimensões, entre 1 cm e ~0,5 km e entre esses mesmos corpos e partículas de alta velocidade provenientes do exterior do sistema joviano. Esta população de corpos encontra-se confinada à estreita (cerca de 1 000 km) orla externa do anel principal, e inclui as luas Métis e Adrasteia. O limite superior do seu tamanho é de aproximadamente 0,5 km, de acordo com observações da sonda New Horizons. A poeira produzida nas colisões possui aproximadamente os mesmos elementos orbitais dos corpos que a originam e espirala lentamente na direcção de Júpiter, formando a ténue zona interna do anel principal e do anel halo.
Corrugações verticais
Imagens das sondas Galileu e New Horizons mostram a presença de dois conjuntos de corrugações verticais espiraladas no anel principal. Essas ondas ficaram com as espiras mais concentradas ao longo do tempo, na taxa esperada para a regressão diferencial nodal no campo gravitacional de Júpiter. Extrapolando-se para o passado, o mais proeminente dos dois conjuntos de ondas parece ter sido excitado em 1995, por volta da época do impacto do cometa Shoemaker-Levy 9 com o planeta, enquanto o conjunto menor parece datar da primeira metade de 1990. As observações de novembro de 1996 da Galileu são consistentes com comprimentos de onda de 1950±150 e 630±20 km, e amplitudes verticais de 2,4±0,7 e 0,6±0,2 km, para o maior e o menor conjunto de ondas, respectivamente. A formação do conjunto maior pode ser explicada se o anel foi impactado por uma nuvem de partículas liberada pelo cometa, com uma massa total da ordem de 2–5 × 1012 kg, o que teria inclinado o anel em relação ao plano equatorial em 2 km. Um padrão similar de ondas espiraladas que se concentram com o tempo foi observado pela sonda Cassini nos anéis C e D de Saturno.
Estrutura e aparência
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 122 500 km.(1,72 RJ). 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 10 000 km acima do plano do anel. A orla interna do halo é relativamente pronunciada e localiza-se a um raio de 100 000 km (1,4 RJ), mas encontra-se algum do seu material a até 92 000 km. Assim, a largura do anel é de cerca de 30 000 km. A sua forma assemelha-se a um toro espesso sem uma estrutura interna definida.
Origem do anel halo
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. Partes do halo localizadas longe do plano do anel poderão consistir em partículas de tamanho inferior ao micrómetro. 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, τ s {\displaystyle \tau _{s}} ~ 10 − 6 {\displaystyle 10^{-6}} , é comparável à da poeira do anel principal. A grande espessura do halo pode ser atribuída à excitação das inclinações e excentricidades orbitais das 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). 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 desta orla. A expansão do anel principal pode marcar o início do anel halo. A orla interna do anel halo não se encontra longe da mais forte ressonância de Lorentz 2:1. Nesta ressonância, a excitação é provavelmente muito significativa, forçando o mergulho das partículas na atmosfera joviana e delimitando então uma orla interna bem definida. Sendo derivado do anel principal, o halo tem a mesma idade deste.
Anel gossamer Amalteia
O anel gossamer Amalteia é uma estrutura bastante ténue com uma secção de forma rectangular. Estende-se desde a órbita da lua Amalteia, aos 182 000 km (2,54 RJ), até aos 129 000 km (1,80 RJ). A sua orla interna não se encontra delimitada de forma definida devido à presença dos anéis principal e halo, muito mais brilhantes. A espessura do anel é de aproximadamente 2 300 km na proximidade da órbita de Amalteia e decresce suavemente na direcção de Júpiter. O anel aumenta progressivamente de brilho em direcção a Júpiter e é mais brilhante nas bordas; uma das bordas é frequentemente mais brilhante que a outra. A orla exterior do anel é relativamente demarcada; o brilho do anel cai abruptamente na proximidade da órbita de Amalteia, embora ele possa ter uma extensão além da órbita do satélite, terminando perto de uma ressonância de 4:3 com Tebe. Em dispersão frontal de luz, o anel aparenta ser cerca de trinta vezes menos brilhante que o anel principal. Em dispersão traseira, o anel foi detectado apenas pelo telescópio do observatório W. M. Keck e pelo Hubble. Imagens com dispersão traseira mostram mais uma estrutura no anel: um aumento do brilho na zona imediatamente interior à órbita de Amalteia e confinado pelo limite superior ou inferior do anel.
Anel gossamer Tebe
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 226 000 km (3,11 RJ) até aos 129 000 km (1,80 RJ). A sua orla interna não se encontra bem definida devido à presença dos anéis principal e halo, muito mais brilhantes. O anel tem aproximadamente 8 400 km de espessura perto da órbita de Tebe, decrescendo suavemente na direcção de Júpiter. Tal como o anel Amalteia, é mais brilhante nos topos e aumenta de brilho gradualmente na direcção de Júpiter. A orla exterior do anel não é especialmente definida, estendendo-se por 15 000 km. Existe uma extensão do anel para além da órbita de Tebe, até aos 280 000 km (3,75 RJ), que é muito pouco visível (a chamada "Extensão de Tebe"). O anel aparenta ser cerca de três vezes mais ténue que o anel Amalteia em dispersão frontal de luz; em dispersão traseira, foi detectado apenas pelo telescópio do observatório W. M. Keck, e as imagens obtidas com dispersão traseira por este telescópio revelam um aumento de brilho no interior da órbita de Tebe. Em 2002-2003, o contador de poeira da sonda Galileu detectou partículas de poeira na faixa de 0,2–5 μm, similares às do anel Amalteia, e confirmou os resultados obtidos a partir das imagens.
Origens dos anéis gossamer
As poeiras dos anéis gossamer têm uma origem essencialmente similar às do anel principal e do anel halo. 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. As partículas retêm inicialmente as órbitas das luas, mas espiralam depois gradualmente em direcção a Júpiter devido ao efeito Poynting-Robertson. A espessura dos anéis gossamer é determinada pelas excursões verticais das luas, devido ao facto de estas apresentarem inclinações orbitais diferentes de zero. 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 nas bordas. No entanto, algumas propriedades permanecem por explicar, como a existência da Extensão de Tebe (que pode ser causada pela existência de objectos não visíveis fora da órbita de Tebe) ou estruturas visíveis em dispersão traseira.
Em setembro de 2006, quando a missão New Horizons da NASA a Plutão se aproximou de Júpiter para uma assistência gravitacional, fotografou o que parecia ser um ténue anel planetário ou arco de anéis, anteriormente desconhecido, paralelo e ligeiramente dentro da órbita do satélite irregular Himalia. A quantidade de material na parte do anel (arco) fotografada pela New Horizons era de pelo menos 0,04 km3, assumindo que tinha o mesmo albedo que Himalia. Se o anel (arco) for detritos do Himalia, deve ter-se formado muito recentemente. É possível que o anel (arco) possa ser detritos do impacto de uma lua muito pequena ainda não descoberta em Himalia, sugerindo que Júpiter pode ganhar e perder pequenas luas através de colisões.
A existência de anéis em Júpiter foi inferida após observações das cinturas de radiação jovianas pela sonda espacial Pioneer 11 em 1975. Em 1979, a sonda Voyager 1 obteve uma única imagem, sobreexposta, do sistema de anéis. A Voyager 2 obteve mais imagens nesse mesmo ano, o que permitiu uma determinação aproximada da estrutura dos anéis. A qualidade superior das imagens obtidas pela sonda Galileu, entre 1995 e 2003, aumentou substancialmente o conhecimento sobre os anéis jovianos. As observações efectuadas pelo telescópio terrestre do observatório W. M. Keck em 1997 e 2002 e pelo telescópio espacial Hubble em 1999 revelaram pormenores sobre a estrutura em luz com dispersão traseira. A sonda espacial New Horizons transmitiu imagens em fevereiro e março de 2007 que permitiram a observação inédita da estrutura fina do anel principal. Em 2000, a sonda Cassini-Huygens, destinada a Saturno, efectuou extensas observações do sistema joviano de anéis. Mais informações sobre os anéis serão fornecidas em missões futuras a Júpiter.
