Inelele lui Uranus - Rings of Uranus

Schema sistemului inel-lună al lui Uranus . Liniile continue denotă inele; liniile întrerupte denotă orbitele lunilor.

În inelele lui Uranus sunt intermediare în complexitate între mai multe set extins în jurul lui Saturn și sisteme mai simple în jurul lui Jupiter si Neptun . Cele Inelele de Uranus au fost descoperite pe 10 martie 1977, de James L. Elliot , Edward W. Dunham, și Jessica Mink . William Herschel raportase, de asemenea, că a observat inele în 1789; astronomii moderni sunt împărțiți dacă le-ar fi putut vedea, deoarece sunt foarte întunecate și slabe.

Până în 1977, au fost identificate nouă inele distincte. Două inele suplimentare au fost descoperite în 1986 în imaginile realizate de sonda spațială Voyager 2 , iar două inele exterioare au fost găsite în 2003–2005 în fotografiile telescopului spațial Hubble . În ordinea creșterii distanței față de planetă, cele 13 inele cunoscute sunt desemnate 1986U2R/ ζ , 6, 5, 4, α , β , η , γ , δ , λ , ε , ν și μ . Razele lor variază de la aproximativ 38.000 km pentru inelul 1986U2R/ζ până la aproximativ 98.000 km pentru inelul μ. Între inelele principale pot exista benzi adiționale de praf și arcuri incomplete. Inelele sunt extrem de întunecate - albedo -ul Bond al particulelor inelelor nu depășește 2%. Ele sunt probabil compuse din gheață de apă cu adăugarea unor substanțe organice întunecate procesate cu radiații .

Majoritatea inelelor lui Uranus sunt opace și au doar câțiva kilometri lățime. Sistemul de inele conține puțin praf în general; constă în mare parte din corpuri mari cu diametrul de 20 cm până la 20 m. Unele inele sunt optic subțiri: inelele late și slabe 1986U2R/ζ, μ și ν sunt formate din particule mici de praf, în timp ce inelul îngust și slab λ conține, de asemenea, corpuri mai mari. Lipsa relativă de praf în sistemul de inele se poate datora rezistenței aerodinamice din exosfera uraniană extinsă .

Se crede că inelele lui Uranus sunt relativ tinere și nu au mai mult de 600 de milioane de ani. Sistemul de inele uraniene a apărut probabil din fragmentarea coliziunii a mai multor luni care au existat cândva în jurul planetei. După ciocnire, lunile s-au rupt probabil în multe particule, care au supraviețuit ca inele înguste și dense din punct de vedere optic numai în zone strict limitate de stabilitate maximă.

Mecanismul care limitează inelele înguste nu este bine înțeles. Inițial s-a presupus că fiecare inel îngust avea câte o pereche de luni păstori din apropiere, care îl strângeau în formă. În 1986, „Voyager 2” a descoperit doar o astfel de pereche de păstori ( Cordelia și Ophelia ) în jurul celui mai strălucitor inel (ε), deși slabul ν va fi descoperit mai târziu între Portia și Rosalind .

Descoperire

Prima mențiune despre un sistem inelar uranian provine din notele lui William Herschel care detaliază observațiile sale despre Uranus în secolul al XVIII-lea, care includ următorul pasaj: „22 februarie 1789: A fost suspectat un inel”. Herschel a desenat o diagramă mică a inelului și a remarcat că era „puțin înclinat spre roșu”. Keck Telescopul din Hawaii a confirmat , deoarece acest lucru să fie cazul, cel puțin pentru inelul ν. Notele lui Herschel au fost publicate într-un jurnal al Societății Regale în 1797. În cele două secole dintre 1797 și 1977, inelele sunt rar menționate, dacă chiar deloc. Acest lucru pune serios la îndoială dacă Herschel ar fi putut vedea ceva de genul în timp ce sute de alți astronomi nu au văzut nimic. S-a susținut că Herschel a oferit descrieri precise ale mărimii inelului ε în raport cu Uranus, modificările sale pe măsură ce Uranus a călătorit în jurul Soarelui și culoarea acestuia.

Descoperirea definitivă a inelelor uraniene a fost făcută de astronomii James L. Elliot , Edward W. Dunham și Jessica Mink pe 10 martie 1977, folosind Observatorul Aeropurtat Kuiper și a fost întâmplătoare . Ei au plănuit să folosească ocultarea stelei SAO 158687 de către Uranus pentru a studia atmosfera planetei . Când au fost analizate observațiile lor, ei au descoperit că steaua a dispărut pentru scurt timp din vedere de cinci ori atât înainte, cât și după ce a fost eclipsată de planetă. Ei au dedus că era prezent un sistem de inele înguste. Cele cinci evenimente de ocultare pe care le-au observat au fost notate cu literele grecești α, β, γ, δ și ε în lucrările lor. Aceste denumiri au fost folosite ca nume pentru inele de atunci. Mai târziu au găsit patru inele suplimentare: unul între inelele β și γ și trei în interiorul inelului α. Primul a fost numit inelul η. Acestea din urmă au fost denumite inelele 4, 5 și 6 — în funcție de numerotarea evenimentelor de ocultare într-o singură lucrare. Sistemul de inele al lui Uranus a fost al doilea care a fost descoperit în Sistemul Solar, după cel al lui Saturn .

Inelele au fost fotografiate direct când sonda spațială Voyager 2 a zburat prin sistemul uranian în 1986. Încă două inele slabe au fost dezvăluite, ducând totalul la unsprezece. Telescopul Hubble a detectat o pereche suplimentară de inele nevăzute anterior în 2003-2005, aducând numărul total cunoscut la 13. Descoperirea acestor inele exterioare a dublat raza cunoscută a sistemului ciclic. Hubble a fotografiat, de asemenea, pentru prima dată doi sateliți mici, dintre care unul, Mab , își împărtășește orbita cu cel mai exterior inel μ descoperit recent.

Proprietăți generale

Inelele interioare ale lui Uranus. Inelul exterior strălucitor este inelul epsilon; sunt vizibile alte opt inele.

După cum se înțelege în prezent, sistemul de inele al lui Uranus cuprinde treisprezece inele distincte. În ordinea creșterii distanței față de planetă sunt: ​​inele 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ. Ele pot fi împărțite în trei grupe: nouă inele principale înguste (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), două inele de praf (1986U2R/ζ, λ) și două inele exterioare (ν, μ). ). Inelele lui Uranus constau în principal din particule macroscopice și puțin praf , deși se știe că praful este prezent în inelele 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν și μ. În plus față de aceste inele bine-cunoscute, pot exista numeroase benzi de praf optic subțiri și inele slabe între ele. Aceste inele slabe și benzi de praf pot exista doar temporar sau pot consta dintr-un număr de arce separate, care sunt uneori detectate în timpul ocultărilor . Unele dintre ele au devenit vizibile în timpul unei serii de evenimente de traversare a planului inelului în 2007. Un număr de benzi de praf între inele au fost observate în geometria de împrăștiere înainte de Voyager 2 . Toate inelele lui Uranus prezintă variații de luminozitate azimutale .

Inelele sunt realizate dintr-un material extrem de inchis la culoare. Albedo geometrică a particulelor de inel nu depășește 5-6%, în timp ce albedoul Bond este chiar mai mic-aproximativ 2%. Particulele inele demonstrează o creștere abruptă a opoziției - o creștere a albedo-ului atunci când unghiul de fază este aproape de zero. Aceasta înseamnă că albedo-ul lor este mult mai scăzut atunci când sunt observați ușor în afara opoziției. Inelele sunt ușor roșii în părțile ultraviolete și vizibile ale spectrului și gri în infraroșu apropiat . Nu prezintă caracteristici spectrale identificabile . Compoziția chimică a particulelor de inel nu este cunoscută. Nu pot fi făcute din gheață de apă pură ca inelele lui Saturn, deoarece sunt prea întunecate, mai întunecate decât lunile interioare ale lui Uranus . Acest lucru indică faptul că acestea sunt probabil compuse dintr-un amestec de gheață și un material întunecat. Natura acestui material nu este clară, dar pot fi compuși organici întunecați considerabil de iradierea particulelor încărcate din magnetosfera uraniană . Particulele inelelor pot consta dintr-un material puternic procesat, care a fost inițial similar cu cel al lunilor interioare.

În ansamblu, sistemul de inele al lui Uranus este diferit de inelele slab prafuite ale lui Jupiter sau de inelele largi și complexe ale lui Saturn , dintre care unele sunt compuse din material foarte strălucitor - gheață de apă. Există asemănări cu unele părți ale ultimului sistem de inele; inelul F saturnian și inelul ε uranian sunt ambele înguste, relativ întunecate și sunt păstorite de o pereche de luni. Inelele exterioare ν și μ descoperite recent ale lui Uranus sunt similare cu inelele exterioare G și E ale lui Saturn . Inelele înguste existente în inelele largi ale Saturniei seamănă, de asemenea, cu inelele înguste ale lui Uranus. În plus, benzile de praf observate între inelele principale ale lui Uranus pot fi similare cu inelele lui Jupiter. În schimb, sistemul inele neptunian este destul de asemănător cu cel al lui Uranus, deși este mai puțin complex, mai întunecat și conține mai mult praf; inelele neptuniene sunt, de asemenea, poziționate mai departe de planetă.

Inele principale înguste

inel ε

O vedere de aproape a inelului ε al lui Uranus

Inelul ε este cea mai strălucitoare și mai densă parte a sistemului inelar uranian și este responsabil pentru aproximativ două treimi din lumina reflectată de inele. Deși este cel mai excentric dintre inelele uraniene, are o înclinație orbitală neglijabilă . Excentricitatea inelului face ca luminozitatea acestuia să varieze pe parcursul orbitei sale. Luminozitatea integrată radial a inelului ε este cea mai mare lângă apoapsis și cea mai scăzută lângă periapsis . Raportul de luminozitate maxim/minim este de aproximativ 2,5–3,0. Aceste variații sunt legate de variațiile lățimii inelului, care este de 19,7 km la periapsis și 96,4 km la apoapsis. Pe măsură ce inelul devine mai larg, cantitatea de umbrire dintre particule scade și mai multe dintre ele apar, ceea ce duce la o luminozitate integrată mai mare. Variațiile de lățime au fost măsurate direct din imaginile Voyager 2 , deoarece inelul ε a fost unul dintre cele două inele rezolvate de camerele lui Voyager. Un astfel de comportament indică faptul că inelul nu este optic subțire. Într-adevăr, observațiile de ocultare efectuate de la sol și de la nava spațială au arătat că adâncimea sa optică normală variază între 0,5 și 2,5, fiind cea mai mare în apropiere de periapsis. Adâncimea echivalentă a inelului ε este de aproximativ 47 km și este invariabilă în jurul orbitei.

O vedere de aproape a inelelor δ, γ, η, β și α (de sus în jos) ale lui Uranus. Inelul η rezolvat demonstrează componenta largă optic subțire.

Grosimea geometrică a inelului ε nu este cunoscută cu precizie, deși inelul este cu siguranță foarte subțire - după unele estimări, subțire până la 150 m. În ciuda unei astfel de grosimi infinitezimale, constă din mai multe straturi de particule. Inelul ε este un loc destul de aglomerat, cu un factor de umplere lângă apoapsis estimat de diferite surse la 0,008 la 0,06. Dimensiunea medie a particulelor inelului este de 0,2–20,0 m, iar separarea medie este de aproximativ 4,5 ori raza lor. Inelul este aproape lipsit de praf , posibil din cauza rezistenței aerodinamice din coroana atmosferică extinsă a lui Uranus. Datorită naturii sale subțiri, inelul ε este invizibil atunci când este privit cu margini. Acest lucru s-a întâmplat în 2007, când a fost observată o traversare a inelului cu avionul.

Nava Voyager 2 a observat un semnal ciudat de la inelul ε în timpul experimentului de ocultare radio . Semnalul arăta ca o îmbunătățire puternică a împrăștierii înainte la lungimea de undă de 3,6 cm lângă apoapsis inelului. O astfel de împrăștiere puternică necesită existența unei structuri coerente. Faptul că inelul ε are o structură atât de fină a fost confirmat de multe observații de ocultare. Inelul ε pare să fie format dintr-un număr de bucle înguste și dense optic, dintre care unele pot avea arce incomplete.

Se știe că inelul ε are luni ciobănești interioare și exterioare - Cordelia și , respectiv, Ophelia . Marginea interioară a inelului este în rezonanță 24:25 cu Cordelia, iar marginea exterioară este în rezonanță 14:13 cu Ophelia. Masele lunilor trebuie să fie de cel puțin trei ori masa inelului pentru a-l limita eficient. Masa inelului ε este estimată la aproximativ 10 ¹⁶  kg.

inel δ

Comparația inelelor uraniene în lumină împrăștiată înainte și înapoi (imagini obținute de Voyager 2 în 1986)

Inelul δ este circular și ușor înclinat. Prezintă variații azimutale semnificative inexplicabile ale adâncimii și lățimii optice normale. O posibilă explicație este că inelul are o structură asemănătoare undelor azimutale, excitată de o mică moonlet chiar în interiorul său. Marginea exterioară ascuțită a inelului δ este în rezonanță 23:22 cu Cordelia. Inelul δ este format din două componente: o componentă îngustă densă optic și un umăr larg spre interior, cu adâncime optică scăzută. Lățimea componentei înguste este de 4,1–6,1 km, iar adâncimea echivalentă este de aproximativ 2,2 km, ceea ce corespunde unei adâncimi optice normale de aproximativ 0,3–0,6. Componenta largă a inelului este de aproximativ 10–12 km lățime și adâncimea echivalentă a acestuia este aproape de 0,3 km, indicând o adâncime optică normală scăzută de 3 × 10 ⁻² . Acest lucru este cunoscut doar din datele de ocultare, deoarece experimentul de imagistică al lui Voyager 2 nu a reușit să rezolve inelul δ. Când a fost observat în geometria de împrăștiere înainte de Voyager 2 , inelul δ a apărut relativ luminos, ceea ce este compatibil cu prezența prafului în componenta sa largă. Componenta lată este geometric mai groasă decât componenta îngustă. Acest lucru este susținut de observațiile unui eveniment de încrucișare a planului inelului în 2007, când inelul δ a rămas vizibil, ceea ce este în concordanță cu comportamentul unui inel simultan gros geometric și subțire optic.

inel γ

Inelul γ este îngust, dens optic și ușor excentric. Înclinația sa orbitală este aproape zero. Lățimea inelului variază în intervalul 3,6–4,7 km, deși adâncimea optică echivalentă este constantă la 3,3 km. Adâncimea optică normală a inelului γ este de 0,7–0,9. În timpul unui eveniment de trecere a planului inelului din 2007, inelul γ a dispărut, ceea ce înseamnă că este subțire din punct de vedere geometric ca inelul ε și lipsit de praf. Lățimea și adâncimea optică normală a inelului γ prezintă variații azimutale semnificative . Mecanismul de izolare a unui astfel de inel îngust nu este cunoscut, dar s-a observat că marginea interioară ascuțită a inelului γ este într-o rezonanță 6:5 cu Ophelia.

η inel

Inelul η are excentricitate și înclinare orbitală zero. La fel ca inelul δ, acesta constă din două componente: o componentă îngustă densă optic și un umăr exterior larg cu adâncime optică scăzută. Lățimea componentei înguste este de 1,9–2,7 km, iar adâncimea echivalentă este de aproximativ 0,42 km, ceea ce corespunde adâncimii optice normale de aproximativ 0,16–0,25. Componenta largă are aproximativ 40 km lățime și adâncimea echivalentă este aproape de 0,85 km, indicând o adâncime optică normală scăzută de 2 × 10 ⁻² . A fost rezolvată în imaginile Voyager 2 . În lumina împrăștiată înainte, inelul η părea strălucitor, ceea ce indica prezența unei cantități considerabile de praf în acest inel, probabil în componenta largă. Componenta lată este mult mai groasă (geometric) decât cea îngustă. Această concluzie este susținută de observațiile unui eveniment de trecere a planului inelului în 2007, când inelul η a demonstrat o luminozitate crescută, devenind a doua caracteristică cea mai strălucitoare din sistemul de inel. Acest lucru este în concordanță cu comportamentul unui inel gros geometric, dar simultan optic subțire. La fel ca majoritatea celorlalte inele, inelul η prezintă variații azimutale semnificative ale adâncimii și lățimii optice normale. Componenta îngustă chiar dispare în unele locuri.

inele α și β

După inelul ε, inelele α și β sunt cele mai strălucitoare dintre inelele lui Uranus. Ca și inelul ε, ele prezintă variații regulate de luminozitate și lățime. Sunt cele mai strălucitoare și mai late la 30° de la apoapsis și cele mai slabe și mai înguste la 30° de la periapsis . Inelele α și β au o excentricitate orbitală considerabilă și o înclinație neneglijabilă. Lățimile acestor inele sunt de 4,8–10 km și, respectiv, 6,1–11,4 km. Adâncimile optice echivalente sunt de 3,29 km și 2,14 km, rezultând adâncimi optice normale de 0,3–0,7 și, respectiv, 0,2–0,35. În timpul unui eveniment de trecere a planului inelului din 2007, inelele au dispărut, ceea ce înseamnă că sunt subțiri geometric ca inelul ε și lipsite de praf. Același eveniment a dezvăluit o bandă de praf groasă și optic subțire chiar în afara inelului β, care a fost observată și mai devreme de Voyager 2 . Masele inelelor α și β sunt estimate a fi de aproximativ 5 × 10 ¹⁵  kg (fiecare) – jumătate din masa inelului ε.

Inelele 6, 5 și 4

Inelele 6, 5 și 4 sunt cele mai interioare și mai slabe dintre inelele înguste ale lui Uranus. Sunt cele mai înclinate inele, iar excentricitățile lor orbitale sunt cele mai mari, excluzând inelul ε. De fapt, înclinațiile lor (0,06°, 0,05° și 0,03°) au fost suficient de mari pentru ca Voyager 2 să-și observe altitudinile deasupra planului ecuatorial uranian, care erau 24–46 km. Inelele 6, 5 și 4 sunt, de asemenea, cele mai înguste inele ale lui Uranus, măsurând 1,6–2,2 km, 1,9–4,9 km și, respectiv, 2,4–4,4 km lățime. Adâncimile lor echivalente sunt de 0,41 km, 0,91 și 0,71 km, rezultând adâncimea optică normală de 0,18–0,25, 0,18–0,48 și 0,16–0,3. Ele nu au fost vizibile în timpul unui eveniment de traversare a inelului cu avionul în 2007 din cauza îngustimei și lipsei de praf.

Inele prăfuite

inel λ

O imagine cu expunere lungă, unghi de fază ridicat (172,5°) Voyager 2 a inelelor interioare ale lui Uranus. În lumina împrăștiată înainte , pot fi văzute benzi de praf care nu sunt vizibile în alte imagini, precum și inelele recunoscute.

Inelul λ a fost unul dintre cele două inele descoperite de Voyager 2 în 1986. Este un inel îngust, slab situat chiar în interiorul inelului ε, între acesta și luna păstor Cordelia . Această lună eliberează o bandă întunecată chiar în interiorul inelului λ. Când este privit în lumină împrăștiată înapoi , inelul λ este extrem de îngust - aproximativ 1-2 km - și are adâncimea optică echivalentă 0,1-0,2 km la lungimea de undă de 2,2 μm. Adâncimea optică normală este de 0,1–0,2. Adâncimea optică a inelului λ arată o dependență puternică de lungimea de undă, ceea ce este atipic pentru sistemul inelar uranian. Adâncimea echivalentă este de până la 0,36 km în partea ultravioletă a spectrului, ceea ce explică de ce inelul λ a fost detectat inițial doar în ocultările stelare UV de Voyager 2 . Detectarea în timpul unei ocultații stelare la lungimea de undă de 2,2 μm a fost anunțată abia în 1996.

Aspectul inelului λ s-a schimbat dramatic atunci când a fost observat în lumină împrăștiată înainte în 1986. În această geometrie, inelul a devenit cea mai strălucitoare caracteristică a sistemului inelar uranian, eclipsând inelul ε. Această observație, împreună cu dependența de lungimea de undă a adâncimii optice, indică faptul că inelul λ conține o cantitate semnificativă de praf de dimensiunea unui micrometru . Adâncimea optică normală a acestui praf este 10 ⁻⁴ –10 ⁻³ . Observațiile din 2007 de către telescopul Keck în timpul evenimentului de trecere a planului inelului au confirmat această concluzie, deoarece inelul λ a devenit una dintre cele mai strălucitoare caracteristici din sistemul inelar uranian.

Analiza detaliată a imaginilor Voyager 2 a relevat variații azimutale ale luminozității inelului λ. Variațiile par a fi periodice, asemănătoare unui val staționar . Originea acestei structuri fine în inelul λ rămâne un mister.

1986U2R/ζ inel

Imaginea descoperirii inelului 1986U2R

În 1986, Voyager 2 a detectat o foaie largă și slabă de material în interiorul inelului 6. Acest inel a primit denumirea temporară 1986U2R. Avea o adâncime optică normală de 10 ^-3 sau mai puțin și era extrem de slabă. Era vizibil doar într-o singură imagine a lui Voyager 2 . Inelul era situat între 37.000 și 39.500 km de centrul lui Uranus, sau doar la aproximativ 12.000 km deasupra norilor. Nu a fost observat din nou până în 2003–2004, când telescopul Keck a găsit o foaie largă și slabă de material chiar în interiorul inelului 6. Acest inel a fost numit inelul ζ. Poziția inelului ζ recuperat diferă semnificativ de cea observată în 1986. Acum este situat între 37.850 și 41.350 km de centrul planetei. Există o extindere spre interior care se estompează treptat, ajungând la cel puțin 32.600 km, sau poate chiar până la 27.000 km - până la atmosfera lui Uranus. Aceste extensii sunt etichetate ca inele ζ _c, respectiv ζ _cc .

Inelul ζ a fost observat din nou în timpul evenimentului de trecere a planului inelului din 2007, când a devenit cea mai strălucitoare caracteristică a sistemului de inele, eclipsând toate celelalte inele combinate. Adâncimea optică echivalentă a acestui inel este de aproape 1 km (0,6 km pentru extensia spre interior), în timp ce adâncimea optică normală este din nou mai mică de 10 ⁻³ . Aparițiile destul de diferite ale inelelor 1986U2R și ζ pot fi cauzate de diferite geometrii de vizualizare: geometrie cu împrăștiere în spate în 2003–2007 și geometrie cu împrăștiere laterală în 1986. Schimbări în ultimii 20 de ani în distribuția prafului, despre care se crede că predomină în ring, nu poate fi exclus.

Alte benzi de praf

Pe lângă inelele 1986U2R/ζ și λ, există și alte benzi de praf extrem de slabe în sistemul inelar uranian. Ele sunt invizibile în timpul ocultărilor deoarece au adâncime optică neglijabilă, deși sunt strălucitoare în lumină împrăștiată înainte. Imaginile lui Voyager 2 de lumină împrăștiată înainte au dezvăluit existența unor benzi strălucitoare de praf între inelele λ și δ, între inelele η și β și între inelul α și inelul 4. Multe dintre aceste benzi au fost detectate din nou în 2003– 2004 de către Telescopul Keck și în timpul evenimentului de trecere a planului inel din 2007 în lumină retroîmprăștiată, dar locațiile lor precise și luminozitățile relative au fost diferite de cele din timpul observațiilor Voyager . Adâncimea optică normală a benzilor de praf este de aproximativ 10 ^-5 sau mai puțin. Distribuția dimensiunii particulelor de praf se crede că respectă o lege a puterii cu indicele p  = 2,5 ± 0,5.

În plus față de benzile de praf separate, sistemul de inele uraniene pare să fie scufundat într-o foaie largă și slabă de praf, cu adâncimea optică normală care nu depășește 10 ^-3 .

Sistem de inel exterior

Inelele μ și ν ale lui Uranus (R/2003 U1 și U2) în imaginile telescopului spațial Hubble din 2005

În 2003–2005, Telescopul Spațial Hubble a detectat o pereche de inele necunoscute anterior, numite acum sistemul de inele exterior, care a adus numărul de inele uraniene cunoscute la 13. Aceste inele au fost denumite ulterior inele μ și ν. Inelul μ este cel mai exterior al perechii și este de două ori distanța de la planetă față de inelul luminos η. Inelele exterioare diferă de inelele înguste interioare în mai multe privințe. Sunt largi, 17.000 și, respectiv, 3.800 km lățime și foarte slabe. Adâncimile lor optice normale maxime sunt 8,5 × 10 ⁻⁶ și , respectiv, 5,4 × 10 ⁻⁶ . Adâncimile optice echivalente rezultate sunt de 0,14 km și 0,012 km. Inelele au profile de luminozitate radiale triunghiulare.

Luminozitatea maximă a inelului μ se află aproape exact pe orbita micii luni uraniene Mab , care este probabil sursa particulelor inelului. Inelul ν este poziționat între Portia și Rosalind și nu conține nicio lună în interiorul său. O reanaliza a imaginilor Voyager 2 cu lumina împrăștiată înainte dezvăluie în mod clar inelele μ și ν. În această geometrie, inelele sunt mult mai strălucitoare, ceea ce indică faptul că conțin mult praf de mărimea unui micrometru. Inelele exterioare ale lui Uranus pot fi similare cu inelele G și E ale lui Saturn, deoarece inelul E este extrem de lat și primește praf de la Enceladus .

Inelul μ poate consta în întregime din praf, fără particule mari. Această ipoteză este susținută de observațiile efectuate de telescopul Keck, care nu a reușit să detecteze inelul μ în infraroșu apropiat la 2,2 μm, dar a detectat inelul ν. Această defecțiune înseamnă că inelul μ este de culoare albastră, ceea ce la rândul său indică faptul că în el predomină praful foarte mic (submicrometru). Praful poate fi format din apă gheață. În schimb, inelul ν este ușor roșu.

Dinamica și originea

O schemă de culoare îmbunătățită a inelelor interioare derivată din imaginile Voyager 2

O problemă remarcabilă în ceea ce privește fizica care guvernează inelele înguste uraniene este închiderea lor. Fără vreun mecanism care să le țină particulele împreună, inelele s-ar extinde rapid radial. Durata de viață a inelelor uraniene fără un astfel de mecanism nu poate depăși 1 milion de ani. Modelul cel mai larg citat pentru o astfel de izolare, propus inițial de Goldreich și Tremaine , este că o pereche de luni din apropiere, păstori exteriori și interior, interacționează gravitațional cu un inel și acționează ca niște chiuvete și, respectiv, donatori, pentru moment unghiular excesiv și insuficient ( sau echivalent, energie). Păstorii păstrează astfel particulele de inel pe loc, dar se îndepărtează treptat de inel. Pentru a fi eficiente, masele ciobanilor ar trebui să depășească masa inelului cu cel puțin un factor de doi până la trei. Se știe că acest mecanism funcționează în cazul inelului ε, unde Cordelia și Ophelia servesc ca păstori. Cordelia este, de asemenea, păstorul exterior al inelului δ, iar Ophelia este păstorul exterior al inelului γ. Nu se cunoaște nicio lună mai mare de 10 km în vecinătatea altor inele. Distanța actuală dintre Cordelia și Ophelia față de inelul ε poate fi utilizată pentru a estima vârsta inelului. Calculele arată că inelul ε nu poate fi mai vechi de 600 de milioane de ani.

Deoarece inelele lui Uranus par a fi tinere, ele trebuie reînnoite continuu prin fragmentarea coliziunii a corpurilor mai mari. Estimările arată că durata de viață împotriva perturbării prin coliziune a unei luni cu dimensiuni precum cea a lui Puck este de câteva miliarde de ani. Durata de viață a unui satelit mai mic este mult mai scurtă. Prin urmare, toate lunile și inelele interioare actuale pot fi produse ale perturbării mai multor sateliți de dimensiunea Puck în ultimele patru miliarde și jumătate de ani. Fiecare astfel de întrerupere ar fi declanșat o cascadă de coliziune care a împărțit rapid aproape toate corpurile mari în particule mult mai mici, inclusiv praf. În cele din urmă, majoritatea masei s-a pierdut, iar particulele au supraviețuit doar în poziții care au fost stabilizate prin rezonanțe reciproce și păstorire. Produsul final al unei astfel de evoluții perturbatoare ar fi un sistem de inele înguste. Câteva moonlets trebuie să fie încă încorporate în inele în prezent. Dimensiunea maximă a unor astfel de moonlets este probabil de aproximativ 10 km.

Originea benzilor de praf este mai puțin problematică. Praful are o durată de viață foarte scurtă, 100–1000 de ani, și ar trebui să fie reumplut continuu prin ciocniri între particulele inelare mai mari, moonlets și meteoroizi din afara sistemului uranian. Centurile moonlets și particulele părinte sunt ele însele invizibile datorită adâncimii lor optice reduse, în timp ce praful se dezvăluie în lumină împrăștiată înainte. Inelele principale înguste și curelele care creează benzi de praf sunt de așteptat să difere în ceea ce privește distribuția dimensiunii particulelor. Inelele principale au corpuri de mai multe centimetri până la metru. O astfel de distribuție mărește suprafața materialului din inele, ducând la o densitate optică ridicată în lumina retroîmprăștiată. În schimb, benzile de praf au relativ puține particule mari, ceea ce are ca rezultat o adâncime optică scăzută.

Explorare

Inelele au fost investigate amănunțit de sonda spațială Voyager 2 în ianuarie 1986. Două noi inele slabe — λ și 1986U2R — au fost descoperite, ducând numărul total cunoscut atunci la unsprezece. Inelele au fost studiate prin analiza rezultatelor ocultărilor radio, ultraviolete și optice. Voyager 2 a observat inelele în diferite geometrii în raport cu soarele, producând imagini cu lumină împrăștiată în spate, împrăștiată înainte și împrăștiată lateral. Analiza acestor imagini a permis derivarea funcției complete de fază, albedo geometric și Bond a particulelor inelului. Două inele - ε și η - au fost rezolvate în imagini, dezvăluind o structură fină complicată. Analiza imaginilor lui Voyager a condus, de asemenea, la descoperirea a unsprezece luni interioare ai lui Uranus , inclusiv cele două luni păstori ai inelului ε - Cordelia și Ophelia.

Lista proprietăților

Acest tabel rezumă proprietățile sistemului inelar planetar al lui Uranus .

Note

Referințe

linkuri externe

• Inelele lui Uranus de către NASA’s Solar System Exploration
• Fișă informativă inelele Uranus
• Hubble descoperă inele gigantice și luni noi care înconjoară Uranus – comunicat de presă al telescopului spațial Hubble (22 decembrie 2005)
• Gazetteer of Planetary Nomenclature – Ring and Ring Gap Nomenclature (Uranus), USGS