Inelele lui Uranus

Inelele lui Uranus  sunt un sistem de inele care înconjoară planeta Uranus . Ocupă o poziție intermediară în complexitate între sistemul mai dezvoltat al inelelor lui Saturn și sistemele simple ale inelelor lui Jupiter și Neptun . Primele nouă inele ale lui Uranus au fost descoperite pe 10 martie 1977 de James Elliot , Edward Dunham și Douglas Mink . După aceea, încă patru au fost descoperite: două de Voyager 2 în 1986 , încă două de telescopul Hubble în 2003-2005.

Cu 200 de ani mai devreme, William Herschel a raportat observații ale inelelor din jurul lui Uranus, dar astronomii moderni se îndoiesc de posibilitatea unei astfel de descoperiri, deoarece aceste inele sunt foarte slabe și slabe și nu au putut fi detectate folosind echipamentul astronomic din acea vreme.

Din 2008, sunt cunoscute 13 inele. În ordinea creșterii distanței față de planetă, ele sunt dispuse astfel: 1986U2R/ ζ , 6, 5, 4, α , β , η , γ , δ , λ , ε , ν and μ . Inelul 1986U2R/ζ (38.000 km) are raza minimă, iar inelul μ (aproximativ 98.000 km) are raza maximă. Pot exista grupuri slabe de inele de praf și arcuri deschise între inelele principale. Inelele sunt extrem de întunecate; albedo-ul Bond pentru particulele incluse în ele nu depășește 2%. Probabil constau din gheata de apa cu incluziuni organice .

Majoritatea inelelor lui Uranus sunt opace. Lățimea lor nu este mai mare de câțiva kilometri. Sistemul de inele conține puțin praf în general și constă în principal din obiecte mari, cu diametrul cuprins între 20 de centimetri și 20 de metri. Cu toate acestea, unele inele sunt optic subțiri: inelele late, slabe 1986U2R/ζ, μ și ν sunt compuse din particule mici de praf, în timp ce λ îngust și slab conține corpuri mari. Cantitatea relativ mică de praf din sistemul inelar este explicată de forța aerodinamică a exosferei extinse  - coroana lui Uranus .

Se crede că inelele lui Uranus sunt relativ tinere, vârsta lor nu depășește 600 de milioane de ani. Sistemul inelar al lui Uranus s-a format probabil din ciocnirile sateliților care au orbitat anterior planeta. Ca urmare a coliziunilor, sateliții s-au rupt în particule tot mai mici, care acum formează inele în zone strict limitate de maximă stabilitate gravitațională.

Mecanismul care menține inelele înguste în limitele lor nu este încă clar. Inițial, se credea că fiecare inel îngust avea o pereche de „luni păstori” pentru a-și susține forma, dar în 1986 Voyager 2 a găsit doar o pereche de astfel de luni ( Cordelia și Ophelia ) în jurul celui mai strălucitor inel, ε.

Istoricul observațiilor

În lucrările descoperitorului lui Uranus, William Herschel, prima mențiune despre inele se găsește într-o intrare datată 22 februarie 1789 . În notele la observații, el a remarcat că a sugerat prezența inelelor în Uranus [1] . Herschel a sugerat că erau roșii (ceea ce a fost confirmat în 2006 pentru penultimul inel de observații de la Observatorul Keck ). Notele lui Herschel au fost incluse în jurnalul Societății Regale în 1797 . Cu toate acestea, ulterior, timp de aproape două secole - din 1797 până în 1979 - inelele nu au fost deloc menționate în literatura științifică, ceea ce dă motive să bănuiască greșeala savantului [2] . Cu toate acestea, descrierile suficient de precise ale ceea ce a văzut Herschel nu au dat un motiv pentru a respinge observațiile sale exact așa [3] .

Prezența unui sistem de inele lângă Uranus a fost confirmată abia pe 10 martie 1977 de oamenii de știință americani James Elliot , Edward Dunham ( ing.  Edward W. Dunham ) și Douglas Mink ( ing.  Douglas J. Mink ), folosind observatorul aerian Kuiper . Descoperirea a fost făcută întâmplător - un grup de oameni de știință plănuia să facă observații ale atmosferei lui Uranus în timp ce acoperă steaua SAO 158687 cu ea . Cu toate acestea, analizând datele observaționale, ei au constatat o scădere a luminozității stelei chiar înainte de ocultarea acesteia de către Uranus, iar acest lucru s-a întâmplat de mai multe ori la rând. Ca urmare, au fost descoperite 9 inele ale lui Uranus [4] .

Când nava spațială Voyager 2 a ajuns în vecinătatea lui Uranus, încă 2 inele au fost descoperite folosind optica la bord, iar numărul total de inele cunoscute a crescut la 11. În decembrie 2005, telescopul spațial Hubble a înregistrat încă 2 inele necunoscute anterior. Sunt de două ori mai departe de planetă decât inelele descoperite anterior și, prin urmare, sunt adesea denumite sistemul de inele exterior al lui Uranus. Pe lângă inele, Hubble a ajutat la descoperirea a doi sateliți mici necunoscuți anterior, dintre care unul ( Mab ) are aceeași orbită ca și inelul exterior. Ultimele două inele aduc numărul de inele cunoscute ale lui Uranus la 13 [5] . În aprilie 2006, imaginile noilor inele luate de Observatorul Keck din Hawaii au făcut posibilă distingerea culorii acestora. Unul dintre ei era roșu, iar celălalt (cel mai exterior) era albastru [3] [6] . Se crede că culoarea albastră a inelului exterior se datorează faptului că acesta conține, pe lângă praf, câteva particule mici de gheață de apă de la suprafața Mab [3] [7] . Inelele interioare ale planetei apar gri [3] .

Când Pământul traversează planul inelelor lui Uranus, ele sunt văzute pe margine. Aceasta a fost, de exemplu , în 2007-2008 .

Informații de bază

Sistemul de inele al lui Uranus include 13 inele distincte. După distanța față de planetă, ele sunt dispuse în următoarea ordine: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ [8] . Ele pot fi împărțite în 3 grupe: 9 inele principale înguste (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε) [9] , două inele de praf (1986U2R/ζ, λ) [10] și două inele exterioare (μ, ν) [8] [11] .

Inelele lui Uranus constau în principal din macroparticule și o cantitate mică de praf [12] . Se știe că particulele de praf sunt prezente în inelele 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν și μ [8] [10] . Pe lângă inelele cunoscute, cel mai probabil, există benzi de praf aproape imposibil de distins și inele foarte slabe și subțiri între ele [13] . Aceste inele slabe și benzi de praf pot exista doar temporar sau pot consta din mai multe arcade individuale care pot fi uneori detectate în timpul ocultării planetare a unei stele [13] . Unele dintre ele au devenit vizibile când Pământul a traversat planul inelelor în 2007 [14] . Multe dintre benzile de praf dintre inele au fost observate în lumină împrăștiată înainte încă din Voyager 2 [15] . Toate inelele lui Uranus prezintă modificări ale azimutului în luminozitate [15] .

Inelele sunt făcute din materie extrem de întunecată. Albedo geometric al particulelor care alcătuiesc inelele nu depășește 5–6%, iar albedo Bond  este de aproximativ 2% [12] [16] . Inelele prezintă un puternic efect de opoziție  - o creștere a reflectivității cu o scădere a unghiului de fază (cu alte cuvinte, cea mai mare parte a luminii este reflectată spre sursa sa) [12] . Inelele apar ușor roșiatice în observațiile ultraviolete și vizibile și gri în observațiile în infraroșu apropiat [17] . Nu se observă caracteristici spectrale identificabile în inele.

Compoziția chimică a particulelor inelului este necunoscută. Cu toate acestea, ele nu pot fi compuse din gheață de apă pură, cum ar fi inelele lui Saturn , deoarece sunt prea întunecate, chiar mai întunecate decât lunile interioare ale lui Uranus [17] . Acest lucru indică faptul că sunt compuse dintr-un amestec de gheață și materie întunecată. Natura acestei substanțe este necunoscută, dar poate fi organică , întunecată semnificativ de iradierea cu particule încărcate din magnetosfera lui Uranus. Este posibil ca inelele să fie compuse din materie puternic transformată, inițial similară cu cea din care sunt compuși sateliții interiori ai lui Uranus [17] .

În general, sistemul de inele uranian nu seamănă cu inelele slabe de praf ale lui Jupiter , nici cu inelele largi și complexe ale lui Saturn , dintre care unele sunt foarte strălucitoare datorită particulelor de gheață de apă [9] . Totuși, inelele lui Uranus și Saturn au, de asemenea, ceva în comun: inelul F al lui Saturn și inelul ε al lui Uranus sunt ambele înguste, relativ întunecate și „păscăind” cu o pereche de sateliți [9] . Inelele exterioare ale lui Uranus descoperite recent sunt similare cu inelele exterioare G și E ale lui Saturn [18] . Inelele mici dintre inelele largi ale lui Saturn seamănă, de asemenea, cu inelele înguste ale lui Uranus [9] . În plus, acumulările de praf dintre inelele lui Uranus pot fi similare cu inelele de praf ale lui Jupiter [10] . Sistemul de inele lui Neptun seamănă mai mult cu cel al lui Uranus, dar este mai complex, mai întunecat și conține mai mult praf; Inelele lui Neptun sunt mai departe de planetă decât cele ale lui Uranus [10] .

Inele principale înguste

ε (epsilon)

Inelul ε (epsilon) este cel mai strălucitor și mai dens dintre inelele lui Uranus și este responsabil pentru aproximativ două treimi din lumina reflectată de inele [15] [17] . Acest inel are cea mai mare excentricitate dintre toate, are și o ușoară înclinare orbitală [19] .

Alungirea inelului este motivul pentru care luminozitatea lui nu este aceeași în diferite locuri: cea mai mare este în apropierea apocentrului (punctul cel mai îndepărtat de planetă), iar cea mai mică este în apropierea pericentrului (cel mai apropiat) [20] . Această diferență ajunge la 2,5–3,0 ori [12] și este asociată cu o modificare a lățimii inelului, care este de 19,7 km la periapsis și 96,4 km la apocentru [20] . Pe măsură ce inelul devine mai lat, cantitatea de „umbrire” a particulelor una pe cealaltă scade și mai multe dintre ele pot fi observate, ceea ce duce la o luminozitate integrată mai mare [16] . Variațiile lățimii inelului au fost măsurate în imaginile realizate de Voyager 2, deoarece inelul ε era unul dintre cele două a căror lățime se distingea în aceste imagini [15] . Aceasta indică faptul că inelul este adânc optic . Într-adevăr, observațiile privind ocultarea stelelor de către acest inel, efectuate de pe Pământ și Voyager 2, au arătat că „adâncimea sa optică” normală variază de la 0,5 la 2,5 [20] [21] și este maximă în apropierea pericentrului orbitei inelului. . „Adâncimea echivalentă” a inelului ε este de aproximativ 47 de kilometri și nu se modifică pe toată lungimea sa [20] .

Grosimea geometrică a inelului ε nu este cunoscută cu certitudine, deși, conform unor estimări, este de aproximativ 150 de metri [13] . În ciuda unei grosimi atât de mici, inelul este format din mai multe straturi de particule. Apocentrul inelului ε este un loc cu o concentrație mare de particule: acestea ocupă, conform diverselor estimări, 0,8–6% din spațiu, astfel încât distanța medie dintre ele poate fi de doar dublul diametrului lor. Dimensiunea medie a particulelor acestui inel este de 0,2–20 metri [20] . Datorită subțirii sale extreme, inelul ε dispare când este privit cu margini. Acest lucru s-a întâmplat în 2007, când Pământul a traversat planul inelelor [14] . Conținutul scăzut de praf din inel poate fi explicat prin rezistența aerodinamică a coroanei atmosferice extinse a lui Uranus [3] .

Voyager 2 a observat un semnal ciudat de la acest inel în experimentul „ acoperire radio ” [21] . Ea a constat într-o creștere semnificativă a împrăștierii directe a undelor radio în apropierea apocentrului inelului la o lungime de undă de 3,6 cm.Acest lucru necesită prezența unei structuri ordonate a inelului ε. Această structură a fost confirmată de multe observații ale acoperirilor [13] . Aparent, inelul ε constă din multe inele înguste dense optic [13] , dintre care unele pot să nu fie închise.

Are doi „însoțitori ciobani” - Cordelia (internă) și Ophelia (externă ) . Marginea interioară a inelului este în rezonanță orbitală 24:25 cu Cordelia, iar marginea exterioară este în rezonanță 14:13 cu Ophelia [22] . Pentru a „pascu” eficient (a menține în limitele existente) inelul, masa fiecărui satelit trebuie să fie de cel puțin trei ori masa inelului [9] . Masa inelului ε este estimată la aproximativ 10 16 kg [9] [22] .

δ (delta)

Inelul δ este rotund și are o ușoară înclinare [19] . Inelul are modificări azimutale semnificative inexplicabile ale adâncimii și lățimii optice normale [13] . O posibilă explicație este că inelul are o structură azimutală ondulată creată de un mic satelit chiar în interiorul său [23] . Marginea exterioară a inelului este într-o rezonanță orbitală 23:22 cu Cordelia [24] .

Inelul δ este format din două componente: îngust, dens optic și lat, cu adâncime optică scăzută [13] . Lățimea componentei înguste este de 4,1–6,1 km, adâncimea echivalentă este de 2,2 km, ceea ce corespunde unei adâncimi optice normale de aproximativ 0,3–0,6 [20] . Componenta lată a inelului δ are aproximativ 10-12 km lățime și adâncimea echivalentă este aproape de 0,3 km, corespunzând unei adâncimi optice normale de 3 × 10 −2 [20] [25] .

Toate aceste date sunt derivate din observații ale ocultărilor, deoarece lățimea inelului nu este vizibilă în imaginile Voyager 2 [15] [25] . Când inelul a fost observat de la Voyager 2 în împrăștiere înainte, a părut a fi relativ luminos, în concordanță cu prezența prafului cosmic în componenta sa largă [15] . Componenta geometrică largă a inelului este mai slabă decât componenta îngustă. Acest lucru este confirmat de observațiile din timpul traversării planului inelului Pământului în 2007, când luminozitatea inelului δ a crescut, ceea ce coincide cu comportamentul unui inel gros geometric, dar optic subțire [14] .

γ (gamma)

Inelul γ este îngust, dens optic și are o excentricitate mică. Înclinația sa orbitală este aproape zero [19] . Lățimea inelului variază de la 3,6 la 4,7 km, deși adâncimea echivalentă este neschimbată și egală cu 3,3 km [20] . Adâncimea optică normală a acestui inel este de 0,7-0,9. În timpul intersecției planului inelelor din 2007, s-a dovedit că inelul γ este la fel de subțire geometric ca și inelul ε [13] și este practic lipsit de praf [14] . Lățimea și adâncimea optică normală a acestui inel indică variații azimutale semnificative [13] . Nu se știe ce permite acestui inel să rămână atât de îngust, dar s-a observat că marginea sa interioară este într-o rezonanță 6:5 cu Ophelia [24] [26] .

η (acesta)

Inelul η are excentricitate și înclinare zero [19] . La fel ca inelul δ, acesta este format din două componente: una îngustă densă optic și una exterioară largă, cu o adâncime optică mică [15] . Lățimea componentei înguste este de 1,9-2,7 km, iar adâncimea echivalentă este de aproximativ 0,42 km, ceea ce corespunde unei adâncimi optice normale de aproximativ 0,16-0,25 [20] . Componenta largă are o lățime de aproximativ 40 km și o adâncime echivalentă de aproximativ 0,85 km, ceea ce, la rândul său, indică o adâncime optică normală de 2⋅10 −2 [20] .

Lățimea inelului este vizibilă în fotografiile de pe Voyager 2 [15] . În lumina împrăștiată înainte, inelul η arată strălucitor, ceea ce indică prezența unei cantități semnificative de praf în el, cel mai probabil în componenta largă [15] . Componenta lată din punct de vedere geometric este mult mai groasă decât cea îngustă. Acest lucru este confirmat de observațiile din timpul traversării de către Pământ a planului inelelor în 2007, când inelul η a prezentat o creștere a luminozității, devenind al doilea cel mai strălucitor inel din Uranus [14] . Aceasta coincide cu comportamentul unui inel gros geometric dar optic subțire [14] . Ca majoritatea inelelor, inelul η prezintă modificări azimutale semnificative în adâncimea și lățimea optică normale, în unele locuri inelul este atât de îngust încât chiar „dispare” [13] .

α și β (alfa și beta)

α și β sunt cele mai strălucitoare inele după ε în sistemul uranian [12] . Ca și inelul ε, luminozitatea și lățimea lor diferă în diferite zone [12] . Aceste inele au cea mai mare luminozitate și lățime la 30° de apocentru , iar cele mai mici - la 30° de periapsis [15] [27] . Inelele α și β au o excentricitate orbitală semnificativă și o ușoară înclinare [19] . Lățimea acestor inele este de 4,8–10 km și, respectiv, 6,1–11,4 km [20] . Adâncimile optice echivalente sunt de 3,29 și 2,14 km, ceea ce indică o adâncime optică normală de 0,3–0,7 și respectiv 0,2–0,35 [20] .

În timpul traversării planului inelelor de către Pământ în 2007, aceste inele au dispărut de ceva timp. Aceasta înseamnă că ei, ca și inelul ε, sunt subțiri din punct de vedere geometric și lipsiți de praf [14] . Cu toate acestea, în timpul traversării, o bandă de praf groasă din punct de vedere geometric, dar optic subțire a fost găsită chiar în afara părții exterioare a inelului β, care a fost observată anterior de Voyager 2 [15] . Masele fiecăruia dintre inelele α și β sunt aproximativ estimate ca 5⋅10 15 kg, ceea ce este aproximativ egal cu jumătate din masa inelului ε [28] .

Inelele 6, 5 și 4

Inelele 6, 5 și 4 sunt cele mai slabe și aproape cele mai apropiate inele de Uranus [12] . Înclinarea acestor inele este cea mai mare, iar excentricitățile lor orbitale sunt cele mai mari dintre toate inelele, cu excepția lui ε [19] . Mai mult, înclinațiile lor (0,06°, 0,05° și, respectiv, 0,03°) au fost suficient de mari pentru ca Voyager 2 să-și observe altitudinile deasupra planului ecuatorial al lui Uranus, care erau 24–46 km [15] . Inelele 6, 5 și 4 sunt, de asemenea, cele mai înguste inele ale lui Uranus, estimate la 1,6–2,2 km, 1,9–4,9 km și, respectiv, 2,4–4,4 km [15] [20] . Adâncimile lor echivalente sunt de 0,41 km, 0,91 km și 0,71 km, ceea ce indică o adâncime optică normală de 0,18-0,25, 0,18-0,48 și respectiv 0,16-0,3 [20] . Ele nu au fost vizibile când Pământul a traversat planul inelelor în 2007 din cauza îngustării lor extreme și a cantității reduse de praf [14] .

Inele de praf

λ (lambda)

Inelul λ este unul dintre cele două inele descoperite de Voyager 2 în 1986 [19] . Este un inel îngust și slab situat între inelul ε și „însoțitorul său cioban” Cordelia [15] . Când este studiat în lumină retroîmprăștiată, inelul λ este extrem de îngust - aproximativ 1-2 km - și are o adâncime optică echivalentă de 0,1-0,2 km la o lungime de undă de 2,2 μm [3] . Adâncimea sa optică normală este de 0,1-0,2 [15] [25] . Adâncimea optică a inelului λ arată o dependență puternică de lungimea de undă, ceea ce nu este tipic pentru sistemul inelar al lui Uranus. În partea ultravioletă a spectrului, adâncimea echivalentă ajunge la 0,36 km, ceea ce explică de ce a fost descoperită doar la observarea ocultărilor stelelor din gama ultravioletă de către Voyager 2 [25] . Detectarea inelului în timpul observațiilor la o lungime de undă de 2,2 μm a fost raportată abia în 1996 [3] .

Aspectul inelului λ s-a schimbat dramatic în timpul observațiilor directe cu lumină împrăștiată în 1986 [15] . În acea locație, a fost observat ca fiind cel mai strălucitor obiect al sistemului uranian, depășind chiar și inelul ε [10] . Aceste observații, cuplate cu dependența lungimii de undă de adâncimea optică, indică faptul că inelul λ conține o cantitate semnificativă de praf de dimensiunea unui micrometru [10] . Adâncimea optică normală a acestui praf este 10 −4 -10 −3 [12] . Observațiile telescopului Observatorului Keck din 2007 în timpul traversării Pământului a planului inelului uranian au confirmat această presupunere, deoarece inelul λ a devenit unul dintre cele mai strălucitoare elemente ale sistemului inelar uranian [14] .

O analiză detaliată a imaginilor de la Voyager 2 a făcut posibilă dezvăluirea modificărilor azimutale ale luminozității inelului λ [12] . Schimbările par a fi periodice, asemănătoare cu un val staționar . Originea acestei structuri remarcabile în inelul λ rămâne necunoscută [10] .

1986U2R / ζ (zeta)

În 1986, Voyager 2 a descoperit un inel larg, slab situat mai aproape de Inelul 6 [15] . I s-a dat denumirea temporară 1986U2R. Avea o adâncime optică normală de 10 -3 sau mai puțin și era extrem de slabă. Era vizibil într-o singură imagine realizată de Voyager 2 [15] . Inelul este situat între 37.000 și 39.500 km de centrul lui Uranus, sau 12.000 km deasupra nivelului norilor [29] . Inelul nu a fost observat până în 2003-2004, când telescoapele de la Observatorul Keck (Hawaii) au descoperit din nou un inel larg și slab în interiorul inelului 6. Inelul a fost numit ζ [3] . Cu toate acestea, poziția inelului a fost semnificativ diferită de cea observată în 1986. Acum este situată între 37.850 și 41.350 km de centrul planetei și, slăbind treptat, se întinde spre interior cel puțin până la 32.600 km [3] . Acest inel a fost observat din nou de Observatorul Keck abia în 2007 în timpul traversării Pământului de planul inelelor lui Uranus [14] . Adâncimea optică echivalentă a acestui inel este de aproximativ 1 km (0,6 pentru partea extinsă a inelului), în timp ce adâncimea optică normală, ca și înainte, nu depășește 10 −3 [3] .

Diferența dintre observațiile inelului ζ din 1986 și 2003 poate fi cauzată de diferite configurații geometrice: geometria retroîmprăștierii în 2003–2007 și geometria dispersării laterale în 1986 [3] [14] . Cu toate acestea, modificările în distribuția prafului (despre care se crede că domină în ring) în timpul acelor 20 de ani [14] nu sunt excluse .

Alte benzi de praf

În plus față de inelele 1986U2R/ζ și λ, sistemul are benzi de praf foarte slabe [15] . Ele nu sunt vizibile în timpul ocultărilor deoarece au adâncime optică mică, deși sunt destul de strălucitoare în lumina directă împrăștiată [10] . Imaginile împrăștiate înainte de la Voyager 2 au arătat existența unor benzi strălucitoare de praf între inelele λ și δ, între inelele η și β și între inelele α și 4 [15] . Multe dintre benzile de praf observate în 1986 au fost captate din nou de telescoapele Keck în 2003-2004. De asemenea, au fost observați la traversarea planului inelelor în 2007 în lumină retroîmprăștiată, dar locația și luminozitatea lor exactă au fost diferite de observațiile de la Voyager 2 [3] [14] . Adâncimea optică normală a acestor benzi de praf este de aproximativ 10 -5 sau mai puțin. Distribuția dimensiunilor particulelor de praf este considerată a fi exponențială cu un exponent p = 2,5 ± 0,5 [12] .

Sistem de inel extern

În 2003-2005 Telescopul Hubble a descoperit o pereche de inele necunoscute anterior, despre care se credea acum a fi partea cea mai exterioară a sistemului inelar al lui Uranus, ducând numărul de inele cunoscute la 13 [8] . Ulterior, aceste inele au fost denumite μ și ν (mu și nu) [11] . Inelul μ din această pereche este extern. Este de două ori mai departe de planetă decât inelul luminos η (eta) [8] . Inelele exterioare diferă în multe privințe de inelele interioare înguste. Sunt largi, 17000 și 3800 km lățime și foarte slabe. Adâncimea optică normală maximă este de 8,5 × 10 −6 și 5,4 × 10 −6 . Adâncimile optice echivalente sunt 0,14 km și 0,012 km. Profilele radiale de luminozitate ale inelelor sunt de formă triunghiulară [8] .

Regiunea de luminozitate maximă a inelului μ coincide practic cu orbita satelitului lui Uranus - Mab , care este probabil sursa particulelor inelului [8] [30] . Inelul ν este situat între sateliții Portia și Rosalind și nu conține niciun satelit [8] . O reanaliza a imaginilor cu lumină împrăștiată directă realizate de Voyager face posibilă distingerea clară a inelelor μ și ν. În această geometrie, inelele sunt mult mai strălucitoare, ceea ce indică un conținut ridicat de particule de praf cu o dimensiune de ordinul unui micrometru [8] . Inelele exterioare ale lui Uranus seamănă cu inelele G și E din sistemul de inele al lui Saturn. Nicio sursă de particule nu este cunoscută pentru inelul G, în timp ce inelul E este extrem de larg și completat de praful de pe suprafața lui Enceladus [8] [30] .

Este posibil ca inelul μ să fie format în întregime din praf, fără particule mari. Această ipoteză este susținută de observațiile Observatorului Keck, care nu a detectat un inel μ în infraroșu apropiat la o lungime de undă de 2,2 μm, dar a detectat un inel ν [18] . O încercare nereușită de a detecta inelul μ înseamnă că este albastru. Acest lucru, la rândul său, indică faptul că este format în principal din cel mai mic praf (submicron) [18] . Posibil, praful este format din gheață de apă [31] . Inelul ν, dimpotrivă, are o nuanță roșiatică [18] [32] .

Dinamica inelului și originile lor

O problemă fizică importantă și totuși nerezolvată este soluția ghicitoriei mecanismului care ține limitele inelelor. Dacă un astfel de mecanism ar fi absent, atunci aceste granițe s-ar estompa treptat, iar inelele lui Uranus nu ar fi existat mai mult de un milion de ani [9] . Modelul cel mai des citat al mecanismului de reținere a fost propus de Peter Goldreich și Scott Tremaine [33] : este o pereche de sateliți vecini, „ciobani” externi și interni, care, prin interacțiune gravitațională, îndepărtează din inel în exces sau adaugă. lui momentul unghiular lipsă (sau, echivalent, energia). „Păstorii” păstrează astfel particulele care alcătuiesc inelele, deși treptat se îndepărtează de ele [9] . Pentru a face acest lucru, masele sateliților păstor trebuie să depășească masa inelului de cel puțin 2-3 ori. Un astfel de mecanism funcționează pentru inelul ε, despre care se știe că este „turmat” de Cordelia și Ophelia [24] . Cordelia este, de asemenea, „păstorul” exterior pentru inelul δ, iar Ophelia pentru γ. Totuși, în apropierea altor inele nu este cunoscut niciun satelit mai mare de 10 kilometri [15] . Distanța actuală a Cordeliei și Ophelia față de inelul ε poate fi utilizată pentru a determina vârsta inelului. Calculele arată că acest inel nu poate fi mai vechi de 6 × 10 8 ani [9] [22] .

Întrucât inelele lui Uranus sunt probabil tinere, ele trebuie să fie reumplute continuu prin fragmente de ciocniri între corpuri mai mari [9] . Potrivit unor estimări, distrugerea unui satelit de dimensiunea Pak ar putea dura câteva miliarde de ani. În consecință, un satelit mai mic se va prăbuși mult mai repede [9] . Astfel, este posibil ca toate inelele interioare și exterioare ale lui Uranus să fie produsul distrugerii sateliților mai mici decât Pak în ultimele patru miliarde și jumătate de ani [22] . Fiecare astfel de distrugere ar declanșa o întreagă cascadă de ciocniri care ar macina aproape toate corpurile mari în particule mult mai mici, inclusiv praful [9] . În cele din urmă, cea mai mare parte a masei s-ar pierde, iar particulele ar supraviețui numai în acele regiuni în care orbitele lor sunt stabilizate prin rezonanțe reciproce și „pășunat”. Produsul final al unei astfel de „evoluții distructive” ar fi un sistem de inele înguste, dar micii sateliți ar fi trebuit să supraviețuiască în interiorul inelelor. Conform estimărilor moderne, dimensiunea lor maximă este de aproximativ 10 kilometri [22] .

Originea benzilor de praf este mai clară. Durata de viață a prafului este foarte scurtă, de la o sută la o mie de ani și, aparent, este reumpletă în mod continuu ca urmare a ciocnirilor dintre particulele mari din inele, sateliții mici și meteoroizii care au căzut în sistemul uranian din exterior . 10] [22] . Centurile de sateliți și particule producătoare de praf sunt invizibile datorită adâncimii lor optice reduse, în timp ce praful este clar vizibil în lumina directă împrăștiată [22] . Se presupune că inelele principale înguste și centurile de benzi de praf și sateliți mici diferă în distribuția dimensiunii particulelor. În inelele principale, există mai multe particule cu dimensiuni de la un centimetru la un metru. Această distribuție mărește suprafața materialului inelului, rezultând o densitate optică ridicată în lumina retroîmprăștiată [22] . În benzile de praf, dimpotrivă, numărul de particule mari este relativ mic, ceea ce duce la o adâncime optică scăzută [22] .

Explorarea inelelor

Inelele lui Uranus au fost examinate cu atenție în timpul zborului Voyager 2 al lui Uranus în ianuarie 1986 [19] . Au fost descoperite două noi inele, λ și 1986U2R, care au crescut numărul total de inele cunoscute ale lui Uranus la 11. Proprietățile fizice ale inelelor au fost studiate prin analiza rezultatelor acoperirilor radio [21] , ultraviolete [25] și optice [13]. ] . Voyager 2 a observat inele în diferite poziții față de Soare, a făcut fotografii în lumină împrăștiată înainte și înapoi [15] . Analiza acestor imagini a făcut posibilă stabilirea funcției de fază totală, albedo geometric și albedo Bond a particulelor din inele [12] . Pe imaginile a două inele - ε și η - se poate observa microstructura lor complexă [15] . Analiza imaginilor a făcut posibilă, de asemenea, descoperirea a 10 luni interioare ai lui Uranus, inclusiv două „luni păstori” ale inelului ε, Cordelia și Ophelia [15] .

Lista inelelor

Tabelul prezintă principalele caracteristici ale sistemului inelar al lui Uranus.

Note

• Lumina împrăștiată direct (înainte) este lumina deviată de la direcția inițială cu un unghi mai mic de 90° (respectiv, unghiul de fază este mai mare de 90°).
• Lumina retroîmprăștiată este lumina deviată printr-un unghi mai mare de 90° (cu alte cuvinte, spre sursa sa). Unghiul de fază este mai mic de 90°.

1. ↑ Razele inelului 6,5,4, α, β, η, γ, δ, λ și ε luate de la Esposito și colab., 2002.
2. ↑ Lățimi inelului 6,5,4, α, β, η, γ, δ și ε luate din Karkoshka și colab., 2001.
3. ↑ Raza și lățimea inelelor ζ și 1986U2R sunt preluate din Pater et al., 2006.
4. ↑ Lățimea inelului λ de la Holberg și colab., 1987.
5. ↑ Raza și lățimea inelelor μ și ν au fost găsite de Showalter și colab., 2006.
6. ↑ Adâncimea echivalentă (ED) a unui inel este definită ca integrala adâncimii optice normale pe raza inelului. Cu alte cuvinte, ED=∫τdr, unde r este raza.
7. ↑ Adâncimea echivalentă a inelului 1986U2R este produsul dintre lățimea acestuia și adâncimea optică normală. Adâncimile echivalente ale inelelor 6,5,4, α, β, η, γ, δ și ε sunt luate de la Karkoshka și colab., 2001.
8. ↑ Adâncimile inelelor echivalente λ și ζ, μ și ν sunt obținute folosind valorile μEW obținute de de Pater și colab., 2006 și respectiv de Pater și colab., 2006b.
9. ↑ Valorile μEW au fost înmulțite cu 20, ceea ce corespunde unui albedo presupus de 5% particule de inel.
10. ↑ Adâncimea optică normală (τ) a unui inel este raportul dintre secțiunea transversală geometrică totală a particulelor care alcătuiesc inelul și aria suprafeței inelului. Poate lua valori de la zero la infinit. Un fascicul de lumină care trece prin inel va fi atenuat de un factor de e −τ .
11. ↑ Adâncimile optice normale ale tuturor inelelor, cu excepția 1986U2R, μ și ν, au fost calculate ca raport dintre adâncimi echivalente și lățimi. Adâncimea optică normală a inelului 1986U2R este luată de la Smith și colab., 1986.
12. ↑ Adâncimea optică normală μ și ν a inelelor sunt valorile maxime conform Showalter et al., 2006.
13. ↑ Estimările grosimii inelului sunt de la Lane et al., 1986.
14. ↑ Excentricitatea și înclinația sunt din Stone, 1986 și French et al., 1989.

1. ↑ Au fost văzute inelele lui Uranus în anii 1700?  (engleză) , BBC  (19 aprilie 2007). Arhivat din original pe 15 martie 2012. Preluat la 19 aprilie 2007.
2. ↑ William Herschel a descoperit inelele lui Uranus în secolul al XVIII-lea?  (engleză) . Physorg.com (2007). Consultat la 20 iunie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011.
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Imke dePater, Heidi B. Hammel, Seran G. Gibbard, Mark R. Showalter. Noi inele ale lui Uranus: roșu și albastru  (engleză)  // Știință. - 2006. - Vol. 312 . - P. 92-94 . - doi : 10.1126/science.1125110 .
4. ↑ JL Elliot, E. Dunham, D. Mink. Inelele lui Uranus  (engleză) . Universitatea Cornell (1977). Consultat la 9 iunie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011.
5. ↑ Telescopul Hubble descoperă noi inele și luni lângă Uranus  . Site-ul web al telescopului Hubble (2005). Consultat la 9 iunie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011.
6. ↑ Robert Sanders. Inel albastru descoperit lângă  Uranus . UC Berkeley News (6 iunie 2006). Consultat la 3 octombrie 2006. Arhivat din original pe 11 august 2011.
7. ↑ Stephen Battersby. Inelul albastru de  gheață al lui Uranus . New Scientist Space (2006). Consultat la 9 iunie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011.
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Mark R. Showalter, Jack J. Lissauer. Sistem secundar de inele și sateliți ai lui Uranus: Descoperire și dinamică  (engleză)  // Știință. - 2006. - P. 973-977 .
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Larry W. Esposito. Inele planetare  // Rapoarte despre progresul în fizică. - 2002. - S. 1741-1783 .
10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Burns, JA (2001), Dust Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Physics , în Grun, E.; Gustafson, B.A.S.; Dermott, ST; Fechtig H., Interplanetary Dust , Berlin: Springer, pp. 641-725 , < http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf > . Arhivat pe 3 iunie 2016 la Wayback Machine 
11. ↑ 1 2 Mark R. Showalter, JJ Lissauer, RG French și colab. , Inele exterioare ale lui Uranus prin lentila Hubble . Societatea Americană de Astronomie (2008). Preluat la 30 mai 2008. Arhivat din original la 20 august 2011. (nedefinit)
12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 M.E. Ockert, Cuzzin, JN; Porco, CC; și Johnson, TV Uranian Ring Photometry: Results from Voyager 2  // J.of Geophys. Res.. - 1987. - S. 14 969-14 978 .
13. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Fotometria Voyager 2: Primele rezultate pentru atmosferă, luni și inele uraniene   // Știință . - 1986. - P. 65-69 .
14. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Imke de Pater, HB Hammel, Mark R. Showalter, Marcos A. Van Dam. Partea întunecată a inelelor lui Uranus  (engleză)  // Știință . - 2007. - P. 1888-1890 .
15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 B. A. Smith, LA Soderblom , A. Beebe et al.  // Science. - 1986. - P. 97-102 . 
16. ↑ 1 2 Erich Karkoshka. Inelele și lunile lui Uranus: colorate și nu atât de întunecate  (engleză)  // Icarus . - Elsevier , 1997. - P. 348-363 . - doi : 10.1006/icar.1996.5631 .
17. ↑ 1 2 3 4 Kevin H. Baines, Yanamandra-Fisher, Padmavati A., Larry A. Lebofsky și colab. Uranian system in the near-infrared   // Icarus . - Elsevier , 1998. - P. 266-284 .
18. ↑ 1 2 3 4 5 Imke dePater, Heidi B. Hammel, Seran G. Gibbard, Mark R. Showalter. Noi inele de praf ale lui Uranus: un inel, două inele, inel roșu, inel albastru   // Știință . - 2006. - P. 92-94 .
19. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 E.C. Stone, Miner, ED Voyager 2 au intrat în sistemul uranian  //  Știință. - 1986. - P. 39-43 .
20. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Erich Karkoshka. Modelarea fotometrică a inelului epsilon din sistemul inelar uranian  (engleză)  // Icarus . - Elsevier , 2001. - P. 78-83 .
21. ↑ 1 2 3 J.L. Tyle, Sweetnam, D.N.; Anderson, JD; et al. Observații radio ale sistemului uranian: atmosferă, sateliți și inele   // Știință . - 1986. - P. 79-84 .
22. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 L. W. Esposito, Colwell, Joshua E. Formarea inelelor uraniene și a grupurilor de praf   // Natura . - 1989. - P. 605-607 .
23. ↑ L. J. Horn, A. L. Lane, P. A. Yanamandra-Fisher; LW Esposito. Caracteristicile fizice ale inelului δ al lui Uranus bazate pe o posibilă undă de densitate  (engleză)  // Icarus . - Elsevier , 1988. - P. 485-492 .
24. ↑ 1 2 3 „Pășunatul” și mișcarea inelelor lui Uranus  (engleză)  // The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1987. - P. 724-778 .
25. ↑ 1 2 3 4 5 6 J. B. Holberg, Nicholson, P.D.; francez, R.G.; Elliot, JL Ocultările inelului uranian ale stelelor și compararea rezultatelor UVS ale Voyager și a rezultatelor din bazele de date ale Pământului  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1987. - P. 178-188 .
26. ↑ 1 2 Richard D. French, Elliot, JL; French, Linda M. et al. Observații la sol ale orbitelor inelelor lui Uranus și observații ale ocultărilor din Voyager  (engleză)  // Icarus . - Elsevier , 1988. - P. 349-478 .
27. ↑ S. G. Gibbard, I. De Pater, H. B. Hammel. Imagini cu inelele și sateliții lui Uranus în spectrul infraroșu apropiat  (engleză)  // Icarus . - Elsevier , 2005. - P. 253-262 .
28. ↑ Eugene I. Chiang, Christopher J. Culter. Dinamica 3D a inelelor planetare înguste  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2003. - P. 675-685 .
29. ↑ Imke de Pater, Seran G. Gibbard, Hammel H. B. Lebofsky. Evoluția inelelor de praf ale lui Uranus  (engleză)  // Icar . - Elsevier , 2006. - P. 186-200 .
30. ↑ 1 2 Telescopul Hubble a descoperit noi inele și sateliți în apropierea lui Uranus . Hubblesite (2005). Consultat la 9 iunie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011. (nedefinit)
31. ↑ Stephen Battersby. Inelul de gheață cu apă albastră al lui Uranus . New Scientist Space (2006). Consultat la 9 iunie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011. (nedefinit)
32. ↑ Robert Sanders. Uranus are un inel albastru . UC Berkeley News (6 aprilie 2006). Consultat la 3 octombrie 2006. Arhivat din original pe 11 august 2011. (nedefinit)
33. ↑ Peter Goldreich , Scott Tremaine. Referitor la teoria inelelor lui Uranus  (engleză)  // Natura . - Nature Publishing Group, 1979. - Vol. 277 . - P. 97-99 . - doi : 10.1038/277097a0 .

Link -uri

• Inelele lui Uranus la solarsystem.nasa.gov 

sistem solar
Steaua centrală și planetele	Soare Mercur Venus Pământ Marte Jupiter Saturn Uranus Neptun
planete pitice	Ceres Pluton Haumea Makemake Eris Candidați Sedna Orc Quaoar Pistolă-pistol 2002 MS 4
Sateliți mari	Ganimede Titan Callisto Și despre Luna Europa Triton Titania Rhea Oberon Iapet Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereidă
Sateliți / inele	Pământ / ∅ Marte Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uranus / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Candidați Orca quwara
Primii asteroizi descoperiți	(1) Ceres (2) Palas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Igiea (11) Parthenope
Corpuri mici	meteoroizi asteroizi / sateliții lor aproape de Pământ centura principală troian centauri transneptunian Centura Kuiper plutino cubewano disc împrăștiat damocloide comete nor Oort
obiecte artificiale	sateliți artificiali de pământ nave spațiale interplanetare
Obiecte ipotetice	Vulcan și vulcanoizi satelitul lui Mercur sateliții lui Venus alți sateliți ai pământului contra-pământ Planeta Nouă , Tyche , Planeta X și alte planete trans-neptuniene Nemesis Foste planete: Theia , Phaeton sau Planeta V Al cincilea gigant gazos
Lista obiectelor din Sistemul Solar Obiecte astronomice

Uranus
Lunii lui Uranus	Ariel Belinda bianca Desdemona Julieta Caliban Cordelia Cressida Cupidon Mab margarita Miranda Oberon Ofelia Ambalaj Perdita O porțiune Prospero Rosalind Setebos Sycorax Stefano Titania Trinculo Umbriel Ferdinand francisco
Caracteristici	Inelele lui Uranus
Deschidere	William Herschel William Lassell
Cercetare	Programul Voyager Voyager 2
Troienii lui Uranus	2011 QF99
Alte	15 Orion Uranus în cultură