Aneis de Xúpiter

Os **aneis de Xúpiter** son un sistema de aneis planetarios arredor do planeta Xúpiter. Foi o terceiro sistema de aneis descubertos no Sistema Solar, tras os de Saturno e Urano. Foron observados por vez primeira pola sonda Voyager 1, e estudados de novo a partir da década de 1990 polas sondas Galileo e Cassini-Huygens. Tamén foron observados en observatorios terrestres e polo Telescopio Espacial Hubble ao longo dos últimos 25 anos. Os avistamentos desde a superficie da Terra esixe dos telescopios máis potentes dispoñibles.

Os aneis de Xúpiter son débiles e consisten principalmente en po espacial. Teñen catro estruturas: no interior, un groso toro de partículas coñecido como **halo** ou **halo anel**, un anel principal relativamente brillante, pero excepcionalmente fino e dous aneis de ancho, groso e débiles chamados **anel difuso de Tebe** e **anel difuso de Amaltea** polos nomes dos satélites de cuxo material están formados.

O anel principal e o halo consisten en po procedente dos satélites Metis e Adrastea e outros organismos non observados, como resultado de impactos de meteoritos de alta velocidade

Na banda de luz visible e no infravermello próximo, os aneis mostran unha cor avermellada, excepto o halo que ten unha cor neutro ou azulado O halo está probablemente composto de po submicroscópico.

A masa total do sistema de aneis, incluíndo os corpos non observados que xeran material para os aneis, non está exactamente determinada, pero é probable que estea no rango de 1011 a 1016&nbsp;kg. A idade do sistema de aneis non é coñecida pero posiblemente existan desde a formación do planeta.

## Descubrimento e exploración 
A existencia dos aneis de Xúpiter foi inferida polas observacións dos cintos de radiación realizadas durante o sobrevoo de Xúpiter pola sonda espacial *Pioneer 10* en 1974 nas que se detectou unha diminución no reconto de partículas de alta enerxía nos cintos entre 50.000 e 55.000&nbsp;km por encima da superficie do planeta.

En 1979 a sonda *Voyager 1* obtivo a primeira imaxe, mediante sobreexposición, do sistema de aneis E finalmente, as imaxes transmitidas pola sonda *New Horizons* en febreiro e marzo de 2007 permitiron observar con detalle a estrutura do anel principal por primeira vez. O sistema de aneis de Xúpiter é un dos obxectivos da futura misión *Xuno*.

Ademais, observacións desde a superficie terrestre polo telescopio Keck entre 1997 e 2002, o brillo do anel comeza a decrecer enormemente a 128.600&nbsp;km, xusto no interior da órbita de Adrastea, e acada o nivel do fondo a 129.300&nbsp;km, xusto fora da órbita de Adrastea, o que indica que claramente fai a función de satélite pastor do anel. a situación é diferente. O bordo exterior do anel principal, situado a 129.100&nbsp;km, lixeiramente máis aló da órbita de Adrastea, está claramente delimitado. O oco de Metis serve como os seus respectivos límites. A estrutura do anel principal foi descuberta polo orbitador *Galileo* e é claramente visible nas imaxes con iluminación traseira obtidas pola sonda *New Horizons* en febreiro-marzo de 2007.

### Espectros e distribución do tamaño das partículas 
[miniatura|300px|dereita|Imaxe do anel principal obtida pola sonda *[Galileo (misión espacial)|Galileo* con iluminación frontal. O oco de Metis é claramente visible.]]
Os espectros do anel principal obtidos polo telescopio espacial Hubble, e polas sondas *Galileo* e *Cassini*

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

onde *n*(*r*) *dr* é o número de partículas con radio entre *r* e *r* *dr* e A é un parámetro normalizador elixido para que concorde co fluxo total de luz desde o anel. O parámetro *q* é 2,0 ± 0,2 para partículas con *r* menor que 15 ± 0,3 μm, e 5,0 ± 1,0 para partículas con *r* maior que 15 ± 0,3 μm. e a Lúa, 7,4 x 1022 kg.

A presenza de dous tipos de partículas no anel principal explicaría por que a súa aparencia depende da dirección da iluminación. Os materiais volátiles, como o xeo, evapóranse rapidamente. A vida media das partículas de po no anel varía desde 100 ata 1.000 anos,

Como o arrastre de Poynting-Robertson O anel difuso de Amaltea é máis brillante preto dos seus bordos superior e inferior e gradualmente máis brillante en dirección a Xúpiter, sendo o bordo superior máis brillante que o lado inferior. O bordo exterior do anel está relativamente ben definido e existe unha brusca caída do brillo xusto no interior da órbita de Amaltea. En imaxes con iluminación frontal o anel parecer ser trinta veces máis débil que o anel principal. As observacións do anel difuso de Amaltea desde a superficie terrestre e as imaxes da sonda *Galileo* e as súas medidas directas do po permitiron determinar a distribución do tamaño das partículas, que parece seguir a mesma lei potencial que o po do anel principal con *q*=2 ±0.5. As mesmas forzas poden explicar a transición de distribución de partículas e de brillo que ocorre entre as órbitas de Amaltea e Tebe.

A análise das imaxes dos aneis difusos revelou un pico de brillo xusto no interior da órbita de Amaltea debido a partículas de po atrapadas nos puntos de Lagrange L4 e L5. O maior brillo observado no bordo superior do anel de Amaltea pode ser así mesmo causado por este mesmo po. Debe haber tamén partículas de po atrapadas nos puntos de Lagrange da órbita de Tebe. O seu descubrimento implicaría que hai dous tipos de poboacións de partículas nos aneis difusos, unha con órbitas que decaen lentamente cara a Xúpiter mentres que outras se manteñen atrapadas en resonancia 1:1 co satélite que as produciu.

## Notas 
## Véxase tamén 
### Outros artigos 
* Xúpiter
* Anel planetario
* Aneis de Saturno
* Aneis de Urano
* Aneis de Neptuno
* Satélite pastor

### Ligazóns externas 
* Jupiter Rings Fact Sheet
* Jupiter's Rings pola NASA's Solar System Exploration
* Planetary Ring Node: Jupiter's Ring System
* Páxina da NASA adicada a misión Pioneer
* Páxina da NASA adicada a misión Voyager
* Páxina da NASA adicada a misión Galileo
* Páxina da NASA adicada a misión Cassini
* Páxina da NASA adicada a misión New Horizons