Autor: Adolfo Vázquez Quesada.
En la parte 1 de esta entrada estuvimos viendo algunas de las características clave para que los anillos planetarios existan y sean tal y como los conocemos. Veamos ahora algunos detalles sobre los anillos que se han observado hasta ahora.
Anillos planetarios en el sistema solar
En el sistema solar tienen anillos los cuatro planetas gigantes, aunque hasta 1977 solo se conocían los de Saturno. Hagamos un rápido repaso de cómo son los anillos de estos cuatro planetas:
Júpiter
Pese a ser el planeta más grande del Sistema Solar, Júpiter tiene unos anillos muy tenues. Los anillos de Júpiter fueron observados por primera vez por la sonda Voyager 1 en 1979, aunque ya se había deducido que debían de existir en 1974 por mediciones anómalas de la distribución de radiación hechas por la sonda Pioneer 10. Están formados principalmente por polvo con partículas del orden del micrómetro. En ellos se distinguen cuatro regiones, de las cuales la más brillante es el denominado anillo principal, que sin embargo, es muy delgado. El polvo de los anillos va cayendo a Júpiter en una lenta órbita espiral, por lo que para que los anillos existan, se deben reponer continuamente. Se cree que se renuevan con material expulsado de lunas cercanas a Júpiter.
Foto a contraluz de Júpiter y de su anillo principal, tomada por la sonda Galileo. Créditos: NASA/JPL.
Saturno
Sin duda, si algún planeta merece el título de «Señor de los Anillos» en el Sistema Solar, es Saturno. Con una sola imagen se puede entender bien por qué:
Foto de los anillos de Saturno por la sonda Cassini. Créditos: NASA/JPL.
En Saturno se distinguen siete anillos. La estructura de los anillos es muy compleja, como se observa en la figura anterior. Se ha calculado que los anillos de Saturno tienen una masa de $1.54\times 10^{19}\ \text{kg}$, lo que corresponde a una luna de unos $140\ \text{km}$ de radio, si consideramos una densidad de $2000\ \text{kg}/\text{m}^3$. Son los anillos más espectaculares, y sobre los que se han reportado más fenómenos. Veamos algunos de ellos en imágenes.
Sombra de los anillos sobre Saturno, fotografiada por la sonda espacial Cassini. Se distingue una de las divisiones de los anillos. Créditos: NASA/JPL-Caltech/SSI/Ian Regan.
División de Encke de los anillos de Saturno fotografiada por la sonda espacial Cassini. Se distingue la luna pastora Pan como un pequeño punto en la división. Créditos: NASA/JPL-Caltech/SSI/Ian Regan.
Dos vistas más cercanas de la luna Pan, en las que se distingue claramente el disco en el que se va agregando el material que la Luna capta de los anillos. Lógicamente, dicho disco es coplanar con los anillos de Saturno. Créditos: NASA/JPL-Caltech/SSI/Ian Regan.
En este vídeo, captado por la sonda Cassini, se observan dos lunas, Prometeo y Pandora, que confinan al anillo F de Saturno. Prometeo tiene unas dimensiones de $148\times100\times 68 \ \text{km}$ y está en la parte interior del anillo F, viajando más rápido que las partículas de este. Pandora es un poco más pequeña y orbita por la parte externa del anillo F. En el vídeo se puede ver claramente cómo Prometeo perturba a las partículas del anillo. Créditos: NASA/JPL/Space Science Institute.
Más perturbaciones en los anillos. En este caso del pequeñísimo satélite Daphne, a la derecha de la imagen y con un diámetro de unos $7\ \text{km}$, en la división de Keeler. Créditos: NASA/JPL/Space Science Institute.
Precisamente, fueron esas perturbaciones las que permitieron inferir la presencia de la luna Daphne. En esta visión, una panorámica más general de las perturbaciones causadas por Daphne. Créditos: NASA/JPL/Space Science Institute.
Elevaciones en el borde del anillo B de Saturno, que pueden ser de hasta unos $2500\ \text{m}$, auténticas montañas. Esta altura se desvía bastante del grosor típico de los anillos de Saturno, que es de unos $10\ \text{m}$. Se cree que estas prominencias se debe a cuerpos grandes, de hasta $1\ \text{km}$ que se encuentran en el borde del anillo, perturbando visiblemente la trayectoria de otros cuerpos de esta región. Créditos: NASA/JPL/Space Science Institute.
Ondas espirales en el anillo B de Saturno. Estas ondas son generadas por los satélites Jano y Epimeteo. Ambos satélites comparten casi la misma órbita: la diferencia entre el radio de sus órbitas es de solo $50$ km. Por comparación, ambas lunas tienen unas dimensiones de algo más de $100$ km. Como resultado, la luna que está en la órbita más cercana, la completa en un poco menos de tiempo que la que está más lejos (unos $30$ segundos menos por órbita). Al final, la luna de la órbita más interior alcanza a la de la órbita más exterior cada $4$ años, y en el momento en el que esto ocurre, ambas lunas intercambian sus órbitas. Justo en eso momento, se genera una nueva cresta de onda en el anillo de saturno, que se va propagando espiralmente hacia fuera. Estas crestas son las que se observan en la imagen. La imagen es de 2017, y se calcula que las crestas que se encuentran más arriba y a la izquierda se generaron alrededor de 1980. [1] Créditos: NASA/JPL/Space Science Institute.
Urano
Los anillos de Urano fueron descubiertos en 1977 [2], observando desde la Tierra cómo los anillos iban ocultando una estrella que pasó por detrás de Urano. En concreto utilizaron el observatorio aéreo Kuiper, que era un telescopio de $0.915\ \text{m}$ de diámetro montado en un avión para hacer observaciones en vuelo. En aquel momento se contabilizaron cinco anillos eclipsando a esa estrella, pero posteriormente se han llegado a contar hasta trece. En realidad William Herschel ya hizo mención sobre observaciones de un posible anillo de Urano en el siglo XVIII, pero posteriormente ningún astrónomo pudo confirmar tal descubrimiento hasta 1977, lo que genera dudas de que realmente Herschel pudiera haber observado los anillos de Urano. Hubo que esperar hasta 1986 para obtener fotografías de los anillos, gracias a la sonda espacial Voyager 2.
Aunque el sistema no es tan complejo como el de Saturno, se han distinguido, como ya se ha dicho, trece anillos diferentes. La mayoría de estos son muy delgados en la dirección radial. Algunos de ellos están formados por polvo y otros por objetos de mayor tamaño. Además de ser tenues, son anillos muy oscuros, con un albedo muy bajo, lo que los hace aún más difíciles de observar.
Foto de Urano y sus anillos obtenida con el telescopio espacial James Webb. También se observan sus satélites. Créditos: NASA, ESA, CSA, STScI.
Los anillos de Urano desde más cerca, captados por la sonda Voyager 2. Créditos: NASA, JPL.
Neptuno
Hubo detecciones de los anillos de Neptuno a partir de 1968 mediante el método de ocultación estelar, especialmente a partir del descubrimiento de los anillos en Urano. Pero los resultados de estas mediciones no fueron confirmados claramente hasta 1989, año en el que la sonda Voyager 2 los fotografió.
Se han detectado cinco anillos en Neptuno. Tres de los anillos son estrechos en la dirección radial, unos $100\ \text{km}$ de anchura, mientras que los otros dos son mucho más anchos (entre $2000$ y $5000\ \text{km}$). Los anillos están hechos en su mayor parte de partículas de polvo. En este sentido, se parecen más a los de Júpiter que a los de Saturno o Urano.
Foto de Neptuno, sus anillos y sus lunas, obtenida con el telescopio espacial James Webb [3]. Créditos: NASA, ESA, CSA, STScI.
Imagen de los anillos de Neptuno desde la sonda Voyager 2. La fotografía se hizo con una exposición de $591$ segundos para que se vieran los anillos de polvo con más claridad. Créditos: NASA, JPL
Anillos no planetarios
Sorprendentemente, desde 2013 sabemos que los anillos no son exclusivos de los planetas, sino que hay cuerpos menores que también poseen anillos. En el momento actual se conocen tres cuerpos menores con anillos.
El primer cuerpo menor en el que se descubrieron anillos fue Cariclo [4]. Cariclo es un centauro, que es como se denomina a los cuerpos menores con un perihelio que llega hasta la región de los planetas exteriores, y tiene un diámetro de unos $258\ \text{km}$. En concreto, su órbita se sitúa entre la de Saturno y la de Urano. El descubrimiento se hizo observando la ocultación de una estrella por multitud de astrónomos desde diferentes puntos de la Tierra, lo que permitió estimar el tamaño y la forma del anillo. La conclusión fue que Cariclo posee dos anillos. Son anillos muy delgados en la dirección radial: uno de ellos solo tiene $0.12\ \text{km}$ de ancho, mientras que el otro tiene $6.9\ \text{km}$, y ambos están separados por una distancia de $14\ \text{km}$.
Curva de luz de la ocultación del sistema de Cariclo con la que se descubrieron sus anillos [5]. La depresión central de luz se debe al propio Cariclo, mientras que las caídas a su derecha e izquierda se debe a la presencia de dos anillos, denominados en la gráfica 2013C1R y 2013C2R. Si vais a la referencia [5], veréis que tiene 83 autores: ¡así se hace ciencia colaborativa!
Otro cuerpo menor en el que se han detectado anillos es Haumea, que es un planeta enano más allá de la órbita de Neptuno, en el cinturón de Kuiper. Tiene una forma claramente oblonga que la aleja de la esfericidad, y una masa que es un tercio la de Plutón.
El último cuerpo en el que se han detectado anillos a día de hoy es Quaoar [6] (más ciencia colaborativa en esta referencia, que tiene 85 autores). Quaoar pertenece al cinturón de Kuiper y tiene un diámetro de unos $1100\ \text{km}$ (la mitad del de Plutón). Además, posee dos anillos estrechos, que se encuentran a distancias en las que las órbitas están en resonancia con la rotación del propio Quaoar, es decir, el período de rotación a la distancia a la que se encuentran los anillos es un número entero de veces el período de rotación de Quaoar. Este mismo fenómeno también ha sido observado en Haumea, y sugiere que seguramente la estabilidad de los anillos esté relacionada con distribuciones irregulares de masa en los cuerpos principales. En el caso de Haumea está claro que esta distribución irregular se da por la propia forma no esférica del planeta enano, pero también podría debersa a la presencia de una gran montaña o un gran cráter. Se cree que el mismo fenómeno seguramente podría suceder también en Cariclo. Pero a diferencia de los casos de Cariclo y Haumea, lo sorprendente de los anillos de Quaoar es que se encuentran mucho más allá del límite de Roche, más de dos veces esa distancia, lo que hace plantearse por qué los anillos son estables y no forman con su material un cuerpo más grande.
Autor: Adolfo Vázquez Quesada.
Adolfo Vázquez Quesada es profesor del Departamento de Física Fundamental de la UNED.
Referencias:
[2] Elliot, J. L., Dunham, E., & Mink, D. (1977). The rings of Uranus. Nature, 267(5609), 328-330.
[4] https://danielmarin.naukas.com/2014/03/27/cariclo-un-asteroide-con-anillos/
[5] Braga-Ribas, F., Sicardy, B., Ortiz, J. L., Snodgrass, C., Roques, F., Vieira-Martins, R., … & Lambas, D. G. (2014). A ring system detected around the Centaur (10199) Chariklo. Nature, 508(7494), 72-75.
[6] Morgado, B. E., Sicardy, B., Braga-Ribas, F., Ortiz, J. L., Salo, H., Vachier, F., … & de Wit, J. (2023). A dense ring of the trans-Neptunian object Quaoar outside its Roche limit. Nature, 614(7947), 239-243.