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LOS ANILLOS DE URANO 7: CUADRO SIPNOTICO SOBRE LAS LISTAS DE PROPIEDADES DE LOS ANILLOS DE URANO.

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LOS ANILLOS DE URANO 6: DINAMICA Y ORIGEN DE LOS ANILLOS DE URANO.

Un problema destacado en lo respectivo a la física que gobierna los anillos estrechos de Urano es su confinamiento. Sin un mecanismo para mantener juntas sus partículas, los anillos se dispersarían pronto de forma radial.​ El tiempo de vida de los anillos de Urano sin este mecanismo no podría ser mayor de 1 millón de años. El modelo más ampliamente citado para este confinamiento, propuesto inicialmente por Goldreich y Tremaine,​ consiste en que un par de satélites pastores próximos, interno y externo, actúan gravitacionalmente con el anillo y también como sumideros y donantes de momento angular por exceso y por defecto respectivamente. Los satélites mantienen de ese modo las partículas del anillo en su lugar, pero al mismo tiempo se van separando del anillo.​ Para que sean eficaces, las masas de ambas pastoras deben exceder la del anillo por un factor de al menos dos o tres. Este mecanismo es el que opera al menos en el caso del anillo ε, en el que Cordelia y Ofelia sirven como pastores. Cordelia es también el pastor exterior del anillo δ, y Ofelia es el pastor exterior del anillo γ.​ No obstante, no se conoce ningún satélite mayor de 10 km en la vecindad de otros anillos. La distancia actual de Cordelia y Ofelia del anillo ε se puede utilizar para estimar la edad del mismo. Los cálculos muestran que el anillo ε no puede tener más de 600 millones de años.

Como los anillos de Urano parecen ser jóvenes, deben de ser continuamente renovados por fragmentación por colisiones de cuerpos mayores. Las estimaciones muestran que el tiempo de vida contra la disrupción por colisión de un satélite con el tamaño de Puck es de unos pocos miles de millones de años. El tiempo de vida de un satélite menor es mucho más corto.​ Por tanto, todas las lunas internas y anillos actuales deben ser producto de la disrupción de varios satélites del tamaño de Puck durante los últimos 4500 millones de años.​ Cada una de estas disrupciones habría comenzado una cascada de colisiones que rápidamente disgregaron los cuerpos grandes en partículas mucho más pequeñas, incluyendo polvo.​ Eventualmente la mayoría de la masa se perdería, y las partículas sobrevivirían sólo en las posiciones en las que serían estabilizadas por resonancia y pastoreo. El producto final de esta evolución disruptiva sería un sistema de anillos estrechos. No obstante, algunos satélites menores aún quedarían dentro de los anillos en el presente. El tamaño máximo de tales satélites sería probablemente de alrededor de 10 km.

El origen de las bandas de polvo es menos problemático. El polvo tiene un periodo de vida muy corto, de 100-1000 años, y debe ser continuamente repuesto por colisiones entre partículas mayores, pequeños satélites y meteoroides externos al sistema de Urano. Los cinturones de satélites menores donantes y las partículas son invisibles debido a su baja profundidad óptica, mientras que el polvo se muestra en iluminación frontal. Se espera que los anillos principales estrechos y los cinturones de satélites menores que crearon las bandas de polvo difieran en tamaño de partícula y distribución. Los anillos principales lo integran cuerpos de tamaño de entre un centímetro y un metro. Tal distribución incrementa el área de la superficie del material de los anillos, conduciendo a una elevada densidad óptica en retroiluminación. En cambio, las bandas de polvo tienen relativamente pocas partículas de gran tamaño, lo que produce una profundidad óptica menor.

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LOS ANILLOS DE URANO 5:  SISTEMA ANULAR EXTERIOR.

 En 2003–2005, el telescopio espacial Hubble detectó un par de anillos previamente desconocidos, que ahora se conocen como sistema anular exterior, que elevaron el número de anillos conocidos de Urano a 13.​ Estos anillos fueron posteriormente bautizados como anillos μ y ν. El anillo μ es el más externo de los dos, y está a dos veces más lejos del planeta que el brillante anillo η. Los anillos externos difieren de los anillos estrechos interno en varias cosas: Son anchos, 17 000  y 3800 km de ancho respectivamente, y muy débiles. Sus profundidades ópticas normales son de 8,5 × 10–6 y 5,4 × 10–6, respectivamente. Las profundidades ópticas equivalentes resultantes son 0,14 km y 0,012 km. Los anillos tienen perfiles de brillo radial triangular.​

El pico de brillo del anillo μ entra casi exactamente dentro de la órbita del pequeño satélite de Urano Mab, que probablemente es la fuente de las partículas del anillo.​ El anillo ν está situado entre los satélites Porcia y Rosalinda y no contiene ningún satélite en su interior. Un reanálisis de las imágenes de la Voyager 2 de iluminación frontal revela claramente los anillos μ y ν. En esta geometría los anillos son mucho más brillantes, lo que indica que contienen partículas de polvo de tamaño micrométrico.​ Los anillos externos de Urano pueden ser similares a los anillos. El anillo G también carece de cualquier fuente observable de cuerpos, mientras que el anillo E es extremadamente ancho y recibe polvo de Encélado.

El anillo μ podría componerse completamente de polvo, sin ninguna partícula grande en absoluto. Esta hipótesis parece apoyarse en observaciones del telescopio Keck, que no pudo detectar el anillo μ en el infrarrojo cercano a 2,2 μm, pero detectó el anillo ν.​ Esta falta de detección significa que el anillo μ es de color azul, lo que a su vez significa que el polvo muy pequeño (micrométrico) predomina en su interior. El polvo podría estar hecho de hielo de agua. Por el contrario, el anillo ν es de color ligeramente rojizo.

En la imagen ofrecida vemos los anillos μ y ν de Urano (R/2003 U1 y U2) en el telescopio espacial Hubble, 2005.

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LOS ANILLOS DE URANO 4: 4.3.: ANILLOS DE POLVO:

4.3.1.: Anillo λ

El anillo λ fue uno de los descubiertos por la Voyager 2 en 1986.​ Es un anillo estrecho y brillante localizado en el interior del anillo ε entre éste y el satélite Cordelia. Este satélite va en realidad limpiando un carril oscuro dentro del anillo λ. Cuando se ve en iluminación trasera ​ el anillo λ es extremadamente estrecho; aproximadamente 1-2 km— y tiene una profundidad óptica equivalente de 0,1-0,2 km a la longitud de onda de 2,2 μm. La profundidad óptica normal es de 0,1-0,2.​ La profundidad óptica del anillo λ muestra una fuerte dependencia de longitud de onda, lo que es atípico dentro del sistema anular de Urano. La profundidad equivalente es tan grande como 0,36 km en la parte ultravioleta del espectro, lo que explica porqué el anillo λ fue inicialmente detectado en ocultaciones estelares bajo ultravioleta por el Voyager 2.​ La detección durante la ocultación estelar en la longitud de onda de 2,2 μm fue únicamente anunciada en 1996.​

La apariencia del anillo λ cambió drásticamente cuando se observó en iluminación frontal en 1986. Bajo esta geometría el anillo se hace el rasgo más brillante del sistema anular de Urano, brillando más que el anillo ε.​ Esta observación, junto con la dependencia de longitud de onda de la profundidad óptica, indica que el anillo λ contiene cantidades significativas de polvo de tamaño micrométrico.​ La profundidad óptica normal de este polvo es 10–4-10–3. Las observaciones llevadas a cabo en 2007 por el telescopio Keck durante el cambio de plano de los anillos confirmaron esta conclusión, porque el anillo λ se convirtió en uno de los elementos más brillantes de su sistema anular.

El análisis detallado de las imágenes del Voyager 2 revelaron variaciones acimutales en el brillo del anillo λ. Las variaciones parecen ser periódicas, recordando a una onda estacionaria. El origen de esta estructura fina en el anillo λ sigue siendo un misterio.

4.3.2 Anillo 1986U2R / ζ

En 1986 la Voyager 2 detectó una lámina de material ancho y brillante en el interior del anillo 6.9 A este anillo se le designó temporalmente como 1986U2R. Tenía una profundidad óptica normal de 10–3 o menos y era extremadamente brillante. De hecho, fue visible con una única imagen de la��Voyager 2. El anillo se localizaba entre 37 000 y 39 500 km del centro de Urano, o sólo 12 000 km sobre las nubes.​ No fue observado de nuevo hasta 2003-2004, cuando el telescopio Keck encontró una lámina ancha y brillante de material justo dentro del anillo 6. A este anillo se le rebautizó como anillo ζ.​ No obstante la posición del recuperado anillo ζ difiere significativamente de la observada en 1986. Ahora está situado entre los 37 850 y 41 350 km del centro del planeta. Hay una extensión hacia el interior que va desapareciendo gradualmente hasta los 32 600 km.​

El anillo ζ se observó de nuevo durante el evento de cambio de plano de los anillos en 2007 cuando se convirtió en el elemento más brillante del sistema anular, brillando más que todos los demás juntos.​ La profundidad óptica equivalente de este anillo es de cerca de 1 km (0,6 km para la extensión interior), mientras que la profundidad óptica normal nuevamente es de menos de 10–3. Las apariencias tan diferentes de los anillos 1986U2R y ζ pueden estar producidas por diferentes geometrías de iluminación: la geometría retroiluminada de 2003-2007 y la geometría de iluminación lateral de 1986.​ No obstante, no puede descartarse como causa los cambios de los pasados 20 años en la distribución del polvo, que se piensa que predominan en el anillo.

4.3.3 Otras bandas de polvo:

Además de los anillos 1986U2R/ζ y λ, existen otras bandas de polvo extremadamente brillantes en el sistema anular de Urano.9​ Se hacen invisibles en las ocultaciones porque tienen una profundidad óptica despreciable, aunque son brillantes en iluminación frontal. Las imágenes de la Voyager 2' de esta geometría revelaron la existencia de bandas de polvo brillantes entre los anillos λ y δ, entre los anillos η y β, y entre los anillos α y 4. Muchas de estas bandas fueron detectadas nuevamente en 2003-2004 por el Telescopio Keck y en el transcurso del cambio de plano de los anillos de 2007 incluso en iluminación trasera, pero sus localizaciones precisas y su brillo relativo fueron diferentes que durante las observaciones de la Voyager.​ La profundidad óptica normal de las bandas de polvo eran de 10–5 o menos. Se piensa que la distribución del tamaño de partícula obedece a una ley potencial T con el coeficiente p = 2,5 ± 0,5.

En la primera imagen ofrecida tenemos, una imagen de larga exposición, tomada con un ángulo de fase elevado por la Voyager 2 de los anillos interiores. Con la técnica de dispersión hacia delante, se pueden ver líneas de polvo no visibles en otras imágenes, además de los señalados anillos.

En la segunda imagen ofrecida tenemos, una Imagen del descubrimiento del anillo 1986U2R.

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LOS ANILLOS DE URANO 4: ANILLOS ESTRECHOS PRINCIPALES.

4.2: Los  Anillos δ;  el Anillo γ; el Anillo η; los Anillos α y β; y los  Anillos 6, 5 y 4.

El Anillo δ:

El anillo δ es circular y ligeramente inclinado.​ Muestra variaciones acimutales no explicadas en la profundidad y anchura ópticas normales.​ Una posible explicación sería que el anillo tiene una estructura acimutal en forma de onda, excitada por un pequeño satélite que se encuentra justo en su interior.​ El borde externo afilado del anillo δ está en una resonancia de 23:22 con Cordelia.  Este anillo consta de dos componentes: un componente estrecho ópticamente denso y un ancho hombro interno con una baja profundidad óptica.​ La anchura del componente estrecho es de 4,1-6,1 km y la profundidad equivalente es de 2,2 km, que corresponde a una profundidad óptica normal de 0,3-0,6.​ El componente ancho del anillo es de unos 10-12 km de anchura y su profundidad equivalente está cerca de 0,3 km, indicando una profundidad óptica normal de 0,03. Esto se sabe sólo partiendo de los datos de ocultación, ya que el equipo de toma de imágenes de la Voyager 2 no pudo resolver el anillo δ. Cuando se observó en iluminación frontal por la Voyager 2, el anillo δ aparecía relativamente brillante, lo cual es compatible con la presencia de polvo en su componente ancho. Este es geométricamente más espeso que el componente estrecho. Esto está probado por las observaciones del cambio del plano de los anillos en 2007, cuando el anillo δ incrementó su brillo, lo cual es consistente con el comportamiento de un anillo que es a la vez geométricamente espeso y ópticamente estrecho.

 El Anillo γ:

El anillo γ es estrecho, ópticamente denso y ligeramente excéntrico. Su inclinación orbital es prácticamente cero. La anchura del anillo varía dentro del rango de los 3,6-4,7 km, aunque la profundidad óptica equivalente es constante en 3,3 km. La profundidad óptica normal del anillo γ es 0,7-0,9. Durante el cambio de plano del sistema de anillos en 2007 el anillo γ desapareció, lo que significa que es geométricamente estrecho, como el anillo ε,​ y carente de polvo. La anchura y profundidad óptica normales del anillo γ muestran variaciones acimutales significativas.​ El mecanismo de confinamiento de un anillo tan estrecho se desconoce, pero se ha observado que el borde interno afilado está en una resonancia de 6:5 con Ofelia.

Anillo η:

El anillo η tiene una excentricidad e inclinación orbitales nulas.​ Como el anillo δ, consta de dos componentes: un componente estrecho ópticamente denso y un hombro exterior ancho con baja profundidad óptica.​ La anchura del componente estrecho es de 1,9-2,7 km y la profundidad equivalente es de 0,42 km, lo cual corresponde con la profundidad normal de 0,16-0,25. El componente ancho es de 40 km de anchura y su profundidad equivalente está próxima a 0,85 km, lo cual indica una baja profundidad óptica normal, de 0,02. Fue resuelto en las imágenes del Voyager 2. Con iluminación frontal, el anillo η aparecía brillante, lo que indicaba la presencia de una considerable cantidad de polvo en este anillo, probablemente en el componente ancho. Este componente es geométricamente más espeso que el estrecho. Esta conclusión se demostró en el cambio de plano de los anillos en 2007, en el que el anillo η mostró un incremento del brillo, siendo el segundo rasgo más brillante del sistema anular.​ Esto es consistente con el comportamiento de un anillo geométricamente espeso y al mismo tiempo ópticamente delgado. Como la mayoría de los demás anillos, muestra variaciones acimutales significativas con la profundidad y anchura óptica normales. El componente estrecho incluso desaparece en algunos lugares.

 Anillos α y β:

Tras el anillo ε, los anillos α y β son los más brillantes entre los anillos de Urano. Como el anillo ε muestra variaciones regulares en brillo y anchura.​ Son más brillantes y anchos a 30° a partir de la apoápside y más tenues y estrechos a 30° de la periápside. Los anillos α y β tienen una excentricidad orbital medible y una inclinación de cierta consideración.​ Las anchuras de estos anillos son 4,8-10 km y 6,1-11,4 km, respectivamente.​ Las profundidades ópticas equivalentes son de 3,29 km y 2,14 km, lo cual produce unas profundidades ópticas normales de 0,3-0,7 y 0,2-0,35, respectivamente. ​Durante el cambio del plano del sistema anular en 2007 los anillos desaparecieron, lo que indica que son geométricamente estrechos, como el anillo ε, y carentes de polvo. ​ No obstante, el mismo evento reveló una banda ancha y ópticamente estrecha justo fuera del anillo β, que ya había sido observada anteriormente por la Voyager 2.  Las masas de ambos anillos se han estimado en 5 x 1015 kg (ambos), la mitad de la masa del anillo ε.

 Anillos 6, 5 y 4:

Los anillos 6, 5 y 4 son los más internos y tenues de entre los anillos estrechos de Urano. ​ Son los más inclinados, y sus excentricidades orbitales exceden con creces la del anillo ε. De hecho, sus inclinaciones (0,06°, 0,05° y 0,03°) fueron lo suficientemente grandes para que el Voyager 2 observara su elevación sobre el plano ecuatorial de Urano, que fue de 24-46 km.​ Los anillos 6, 5 y 4 también son los anillos más estrechos de Urano, midiendo 1,6-2,2 km, 1,9-4,9 km y 2,4-4,4 km de ancho, respectivamente.​ Sus profundidades equivalentes son de 0,41 km, 0,91 y 0,71 km lo que produce una profundidad óptica normal de 0,18-0,25, 0,18-0,48 y 0,16-0,3. ​ No fueron visibles durante el cambio de plano de los anillos en 2007 debido a su estrechez y carencia de polvo.1

En la primera imagen ofrecida, vemos una aproximación de los anillos (de arriba a abajo) δ, γ, η, β y α de Urano. El anillo η muestra el componente ancho ópticamente estrecho.

En la segunda imagen ofrecida, vemos una  comparación de los anillos de Urano mediante luz dispersada hacia adelante y retrodispersada. (Imágenes obtenidas por la Voyager 2 en 1986.)

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LOS ANILLOS DE URANO 4: ANILLOS ESTRECHOS PRINCIPALES.

4.1: El  Anillo ε

El anillo ε es el más brillante y denso de todo el sistema, y es el responsable de aproximadamente dos tercios de la luz reflejada por los anillos.​ Aunque es el más excéntrico de los anillos de Urano, tiene una inclinación orbital despreciable. La excentricidad del anillo produce una variación de su brillo en el curso de su órbita. El brillo integrado del anillo ε es mayor cerca de la apoápside y menor cuando está próximo a la periápside.​ La razón del máximo al mínimo valor del brillo es de aproximadamente 2,5-3,0.​ Estas variaciones están conectadas con variaciones en la anchura del anillo que es de 19,7 km en periápside y 96,4 km en apoápside. A medida que el anillo se ensancha, la cantidad de sombra entre las partículas se hace menor y cada vez más de ellas se hacen visibles, lo que produce un aumento del brillo integrado. Las variaciones en la anchura fueron medidas directamente a partir de imágenes del Voyager 2, puesto que el anillo ε fue uno de los dos únicos anillos resueltos ópticamente por las cámaras del Voyager.​ Tal comportamiento indica que el anillo no es ópticamente estrecho. De hecho, las observaciones de ocultación dirigidas desde tierra y la sonda espacial mostraron que su profundidad óptica normal varía entre 0,5 y 2,5, siendo mayor cerca del periápside. La profundidad equivalente del anillo ε es de unos 47 km y es invariante durante toda la órbita.​

El espesor geométrico del anillo ε no se conoce con precisión, aunque el anillo es con certeza muy estrecho —150 m para algunas estimaciones.​ A pesar de esta estrechez, está compuesto por varias capas de partículas. El anillo ε es un lugar muy poblado, con un coeficiente de ocupación cerca de la apoápsise estimado por diferentes fuentes entre 0,008 a 0,06.​ El tamaño medio de las partículas del anillo es de 0,2–20,0 m,​ y la separación media es de 4,5 veces su radio.​ El anillo prácticamente carece de polvo, posiblemente debido a la resistencia aerodinámica de la extensión de la corona atmosférica de Urano.​ Debido a la delgadez extrema de su constitución, el anillo ε desaparece cuando se ve de canto. Esto sucedió en 2007 cuando se produjo un cambio de plano del anillo.

La Voyager 2 observó una extraña señal procedente del anillo durante un experimento de ocultación de radio. La señal pareció ser una fuerte intensificación de la luz reflejada en iluminación frontal en la longitud de onda de 3,6 cm cerca de la apoápside del anillo. Un incremento tan fuerte precisa de la existencia de una estructura coherente. Esta circunstancia ha sido confirmada por muchas observaciones de ocultación. ​ El anillo ε parece constar de algunos subanillos estrechos y ópticamente densos, algunos de los cuales tienen arcos incompletos.​

El anillo ε es conocido por tener, interior y exteriormente, dos satélites pastores, Cordelia y Ofelia, respectivamente. El borde interior del anillo está en una resonancia orbital de 24:25 con Cordelia, y el borde exterior muestra una resonancia de 14:13 con Ofelia. ​ Las masas de los satélites necesitan ser al menos tres veces la masa del anillo para confinarlos eficazmente.​ La masa del anillo ε se estima en aproximadamente 1016 kg.

En la Imagen Ofrecida, vemos aproximación al anillo ε de Urano.

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LOS ANILLOS DE URANO 3: PROPIEDADES GENERALES DE LOS ANILLOS DE URANO.

Con los conocimientos actuales, el sistema anular de Urano consta de trece anillos distintos. En orden creciente de distancia desde el planeta serían: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν y μ. Se pueden dividir en tres grupos: nueve anillos estrechos principales (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), dos anillos de polvo (1986U2R/ζ, λ) y dos exteriores (μ, ν).​ Los anillos de Urano se componen principalmente de partículas macroscópicas y poco polvo,​ aunque se constata su presencia en los anillos 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν y μ. Además de estos anillos bien conocidos, podría haber numerosas bandas de polvo ópticamente delgadas y anillos muy débiles entre ellas. Estos anillos y las bandas de polvo existen sólo de forma temporal o consisten en un número de arcos separados que se detectan ocasionalmente durante eventos de ocultación.​ Algunos de ellos se revelaron durante el cambio de plano de los anillos que tuvo lugar en 2007​ La apariencia de los anillos varía en función de la geometría de iluminación de los mismos. La Voyager 2 observó bandas de polvo cuando los anillos estaban iluminados frontalmente.​ Todos los anillos mostraron variaciones en el brillo acimutal.​

Los anillos están compuestos por un material extremadamente oscuro. El albedo geométrico de las partículas del anillo no excede el 5-6 %, mientras que el albedo de Bond es incluso menor —aproximadamente un 2 %—. Las partículas anulares mostraron un fuerte y súbito aumento de la oposición cuando el ángulo de fase es próximo a cero. Esto significa que su albedo es mucho más bajo cuando se observa ligeramente fuera de la oposición. Los anillos son ligeramente rojizos en los cortes ultravioleta y visible del espectro y grises en el infrarrojo cercano.​ No muestran rasgos espectrales identificables. La composición química de las partículas de los anillos es desconocida. No obstante no pueden ser de hielo de agua pura, como los anillos de Saturno, porque son demasiado oscuras, incluso más que los satélites de Urano. Esto indica que probablemente están compuestos por una mezcla de hielo y material oscuro. La naturaleza de este material no está clara, pero podrían ser compuestos orgánicos considerablemente oscurecidos por la irradiación de partículas cargadas procedentes de la magnetosfera de Urano. En este sentido podrían ser un material fuertemente procesado que inicialmente sería similar al de las lunas interiores.​

Globalmente, el sistema de anillos de Urano es diferente de los sistemas anulares de Júpiter y Saturno, en el que alguno de sus anillos está compuesto por materiales muy brillantes —hielo de agua—.​ No obstante, se observan algunas similitudes con este último. El anillo F de Saturno y el anillo ε son ambos estrechos, relativamente oscuros y están «pastoreados» por un par de satélites.​ Los anillos externos de Urano, recientemente descubiertos, son parecidos a los anillos externos G y E de Saturno. Los pequeños anillos que existen en los anillos anchos de Saturno también se asemejan a los anillos estrechos de Urano.​ Además, las bandas de polvo que se observan entre los anillos principales de Urano serían similares a los anillos de Júpiter. En cambio, el sistema anular de Neptuno es bastante similar al de Urano, aunque es menos complejo, es más oscuro y contiene más polvo. Los anillos de Neptuno se localizan también más lejos de su planeta.

En la imagen ofrecida vemos a los anillos interiores de Urano. El anillo externo brillante es el épsilon. Se pueden observar otros ocho anillos.

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LOS ANILLOS DE URANO 2: SU DESCUBRIMIENTO Y EXPLORACIÓN.

      La primera mención al sistema anular de Urano procede de notas de William Herschel  que detallan sus observaciones del planeta en el siglo XVIII, que incluyen el siguiente pasaje: «22 de febrero de 1789: Se sospecha de la existencia de un anillo».​ Herschel dibujó un pequeño diagrama del anillo y anotó que estaba «un poco virado al rojo». El telescopio Keck de Hawái ha confirmado que, efectivamente, este es el caso, al menos para el anillo ν.​ Las notas de Herschel fueron publicadas en el Royal Society Journal en 1797. No obstante, durante los dos siglos transcurridos entre 1797 y 1977 los anillos fueron mencionados en raras ocasiones, si es que lo fueron en absoluto. Esto arroja una seria duda sobre si Herschel pudo haber visto cualquier cosa de este tipo, mientras que cientos de otros astrónomos no vieron nada. Sin embargo, algunos aún afirman que Herschel realmente efectuó descripciones rigurosas del tamaño relativo del anillo ν con respecto a Urano, sus cambios a medida que Urano describe su órbita alrededor del Sol, y su color.​

El descubrimiento definitivo de los anillos de Urano fue efectuado por los astrónomos James L. Elliot, Edward W. Dunham, y Douglas J. Mink el 10 de marzo de 1977 gracias al Kuiper Airborne Observatory, y fue de forma casual. Planeaban utilizar la ocultación de la estrella SAO 158687 por Urano para estudiar la atmósfera del planeta. No obstante, cuando analizaron sus observaciones, encontraron que la estrella desaparecía brevemente de la vista cinco veces antes y después de ser eclipsada por el planeta. De esta observación dedujeron la presencia de un sistema de anillos estrechos.​ Los cinco eventos de ocultación se nombraron con las letras griegas α, β, γ, δ y ε en sus publicaciones.​ Desde entonces se les designa de esta forma. Posteriormente encontraron algunos más: Uno de ellos entre los anillos β y γ, y tres en el interior del anillo α.​ Al primero se le dio el nombre de anillo η. Los últimos recibieron el nombre de 4, 5 y 6 —de acuerdo con la numeración de eventos de ocultación descritos en una publicación.​ El sistema anular de Urano fue el segundo en ser descubierto en el sistema solar tras el de Saturno.

Los anillos fueron investigados a fondo durante el sobrevuelo de Urano por la sonda espacial Voyager 2 en enero de 1986.​ Dos nuevos anillos brillantes, λ y 1986U2R, fueron descubiertos elevando el número total de los conocidos en ese momento a 11. Se estudiaron los anillos analizando los resultados de ocultaciones ópticas, de radio y ultravioleta.​ La Voyager 2 observó los anillos en diferentes geometrías con respecto al sol, produciendo imágenes con iluminación frontal, trasera y lateral.  El análisis de estas imágenes permitió la derivación de la función de fase y del albedo geométrico y ligado de las partículas anulares.​ Se resolvieron dos anillos, el ε y el η, que revelaron una complicada y fina estructura. ​ El análisis de las imágenes de la Voyager también llevaron al descubrimiento de 10 satélites interiores de Urano, incluyendo los dos satélites pastores del anillo ε, Cordelia y Ofelia.​

El telescopio espacial Hubble detectó un par de anillos adicionales no observados con anterioridad entre 2003–2005, elevando su número a 13. El descubrimiento de estos anillos exteriores ha doblado la longitud conocida del radio de este sistema de anillos. El Hubble también ha tomado por primera vez imágenes de dos pequeños satélites, uno de los cuales, Mab, comparte su órbita con el anillo más externo recientemente descubierto.

 En la imagen ofrecida  de Urano, vemos sus anillos y alguno de sus satélites tomada por el telescopio espacial Hubble.

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LOS ANILLOS DE URANO 1.

Los anillos de Urano son un sistema de anillos planetarios que rodean dicho planeta. Tienen una complejidad intermedia entre los extensos sistemas de Saturno a los más sencillos que circundan Júpiter y Neptuno. Fueron descubiertos el 10 de marzo de 1977 por James L. Elliot, Edward W. Dunham y Douglas J. Mink. Hace más de 200 años, William Herschel también anunció la observación de anillos, pero los astrónomos modernos se muestran escépticos ante el hecho de que realmente pudiera haberlos observado, ya que son muy oscuros y débiles. Se descubrieron dos anillos más en 1986, en imágenes tomadas por la sonda espacial Voyager 2, y en 2003-2005 se encontraron dos anillos más externos mediante fotografías del telescopio espacial Hubble.

A fecha de 2009, se sabe que el sistema de anillos de Urano consta de trece anillos distintos. En orden creciente de distancia desde el planeta, se designan con la notación 1986U2R/ζ 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν y μ. Sus radios oscilan entre los 38 000 km del anillo 1986U2R/ζ y los 98 000 km del anillo μ. Pueden encontrarse bandas de polvo débiles y arcos incompletos adicionales entre los anillos principales. Los anillos son extremadamente oscuros —el albedo de Bond de las partículas de los anillos no excede el 2 %—. Probablemente están compuestos por hielo de agua con el añadido de algunos compuestos orgánicos oscuros procesados por la radiación.

La mayoría de los anillos de Urano tienen tan solo unos cuantos kilómetros de anchura. El sistema de anillos contiene, en general, poco polvo. Principalmente, están compuestos por cuerpos grandes, de 0,2-20 m de diámetro. No obstante, algunos anillos son ópticamente delgados. Los anillos 1986U2R/ζ, μ y ν, de apariencia ancha y débil, están formados por partículas de polvo, mientras que el anillo λ, estrecho y débil, también contiene cuerpos de tamaño mayor. La relativa carencia de polvo en el sistema de anillos se debe a la resistencia aerodinámica de la parte más externa de la exosfera de Urano, la corona.

Se cree que los anillos de Urano son relativamente jóvenes, de una antigüedad no mayor de 600 millones de años. Probablemente se originaron de los fragmentos de la colisión de varios satélites que existieron en algún momento. Tras la colisión se descompusieron en numerosas partículas que sobrevivieron como anillos estrechos y ópticamente densos en zonas estrictamente confinadas de máxima estabilidad.

Aún no se comprende bien el mecanismo por el que se confinan los anillos estrechos. Al principio se asumía que cada anillo estrecho era pastoreado por un par de satélites cercanos que le daban forma. Pero en 1986 la Voyager 2 descubrió solo uno de esos pares de satélites (Cordelia y Ofelia), sobre el anillo más brillante (ε).

En la primera imagen ofrecida vemos un esquema del sistema de anillos-satélites de Urano. Las líneas continuas indican los anillos. Las discontinuas, las órbitas de sus satélites.

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LOS ANILLOS DE QUIRON 1.

Sólo hay cinco cuerpos en nuestro Sistema Solar que se sepa que tienen anillos. El más obvio es el planeta Saturno; en menor medida, los anillos de gas y polvo también rodean Júpiter, Urano y Neptuno.    El quinto miembro de este grupo halo es Chariklo, uno de una clase de planetas menores llamados centauros: pequeños cuerpos rocosos que poseen cualidades de ambos asteroides y cometas.    Los científicos sólo recientemente detectaron un sistema de anillos de Chariklo, un hallazgo sorprendente, ya que se pensaba que los centauros son relativamente inactivos. Ahora los científicos del MIT han detectado un posible sistema de anillos alrededor de un segundo centauro, Quirón.

Quirón, SEXTO CUERPO DEL SISTEMA SOLAR CON ANILLOS.

En noviembre de 2011, el grupo observó una ocultación estelar en la que Quirón pasó por delante de una estrella brillante, bloqueando brevemente su luz. Los investigadores analizaron las emisiones de luz de la estrella y la sombra momentánea creada por Quirón, y las características ópticas identificados que sugieren que este centauro puede poseer un disco circulante de escombros.  

Tras estudios detallados, el equipo concluye que las características pueden significar un sistema de anillos, una concha circular de gas y polvo, o chorros simétricos de material de tiro fuera de la superficie del centauro.    "Es interesante, porque Quirón es un centauro, parte de esa sección central del sistema solar, entre Júpiter y Plutón”.

El equipo cree que se trata de un sistema de anillos, aunque también podría ser una concha o chorros de polvo.

«Es interesante, porque Quirón es un centauro que no se creía activo, pero está resultando que sí lo es», dice Amanda Bosh, profesora en el Departamento de Ciencias de la Tierra, Atmosféricas y Planetarias del MIT.

Quirón, descubierto en 1977, fue el primer cuerpo planetario categorizado como un centauro, a partir de la criatura mitológica griega, un híbrido de hombre y bestia. Al igual que sus homólogos mitológicos, los centauros son híbridos, ya que incorporan rasgos de asteroides y cometas. Hoy en día, los científicos estiman que hay más de 44.000 centauros en el Sistema Solar, concentrados principalmente en una banda entre las órbitas de Júpiter y Plutón.

Aunque la mayoría de los centauros se cree que son inactivos, los científicos han visto destellos de la actividad en Quirón. A partir de finales de 1980, los astrónomos observaron patrones de brillo del centauro, así como actividad similar a la de un cometa.

En 1993 y 1994, James Elliot, entonces profesor de astronomía planetaria y física en el MIT, observó una ocultación estelar de Quirón e hizo las primeras estimaciones de su tamaño. Elliot también observó algo parecido a chorros de agua y polvo expulsados desde la superficie del centauro.

Ahora, investigadores del MIT -algunos de ellos ex - miembros del grupo de Elliot- han obtenido observaciones más precisas de Quirón, utilizando dos grandes telescopios en Hawái: el Infrared Telescope Facility de la NASA, en Mauna Kea, y el Observatorio Las Cumbres-Red Global de Telescopios, en Haleakala.

En 2010, el equipo comenzó a trazar las órbitas de Quirón y estrellas cercanas con el fin de determinar exactamente cuándo el centauro podría pasar delante de una estrella bastante brillante para detectarlo. Los investigadores determinaron que una ocultación estelar se produciría el 29 de noviembre de 2011, y reservaron tiempo en los dos grandes telescopios con la esperanza de atrapar la sombra de Quirón.

El equipo observó la ocultación estelar de forma remota, desde el MIT. Todo el evento duró sólo unos minutos, y los telescopios registraron la luz mortecina cuando Quirón proyectaba su sombra sobre los telescopios.

El grupo analizó la luz resultante, y detectó algo inesperado. Un cuerpo simple, sin material circundante, crearía un patrón sencillo, bloqueando la luz de la estrella del todo. Sin embargo, los investigadores observaron rasgos simétricos y afilados cerca del comienzo y el final de la ocultación estelar, una señal de que algún tipo de material como el polvo podría estar bloqueando una fracción de la luz de las estrellas.

Los investigadores observaron dos de estos rasgos, cada uno de unos 300 km desde el centro del centauro. A juzgar por los datos ópticos, tienen 3 y 7 kilómetros de ancho, respectivamente. Las características son similares a lo que Elliot observó en la década de los 90.

A la luz de estas nuevas observaciones, los investigadores dicen que Quirón puede aún poseer chorros simétricos de gas y polvo, como propuso por primera vez Elliot. Sin embargo, otras interpretaciones pueden ser igualmente válidas, incluyendo la posibilidad intrigante de un anillo de gas y polvo.

Ruprecht, investigador en el Laboratorio Lincoln del MIT, dice que es posible imaginar un escenario en el que los centauros pueden formar anillos: Por ejemplo, cuando un cuerpo se rompe, los escombros resultantes puede ser capturados por la gravedad alrededor de otro cuerpo, como Quirón. Los anillos también pueden ser del material sobrante de la formación del propio Quirón.

«Otra posibilidad consiste en la historia de la distancia a Quirón desde el Sol -dice Ruprecht-. Los centauros pueden haber comenzado más lejos en el Sistema Solar y, a través de las interacciones gravitatorias con los planetas gigantes, haber tenido sus órbitas perturbadas más cerca en al Sol. El material congelado que habría sido estable más allá de Plutón es cada vez menos estable más cerca, y se puede convertir en los gases que rocían el polvo y el material de la superficie de un cuerpo».

Ruprecht cree que los investigadores tendrán que observar más ocultaciones estelares de Quirón para determinar realmente si está rodeado de anillos.

 Fuente ABC Ciencia.

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LOS ANILLOS DE CHARIKLO. 1

El asteroide Centauro, 10199 Chariklo, con un diámetro de unos 250 km, es el quinto y más pequeño objeto con anillos jamás descubierto en el sistema solar. El sistema de anillos que orbita a Chariklo consta de dos bandas estrechas y densas, de 6 a 7 km y de 2 a 4 km de ancho, respectivamente, separadas por un intervalo de 9 km. Los anillos orbitan a una distancia de unos 400 km del centro de Chariklo, una milésima parte de la distancia entre la Tierra y la Luna. El descubrimiento fue realizado por un equipo de astrónomos utilizando telescopios en siete localidades de Argentina, Brasil, Chile y Uruguay, durante la observación de la ocultación de una estrella por Chariklo, que tuvo lugar el 3 de junio de 2013 y luego fue anunciado el 26 de marzo de 2014. La existencia de un sistema de anillos alrededor de un planetoide era inesperada porque se pensaba que los anillos solo podían permanecer estables alrededor de cuerpos mucho más masivos; en  cuerpos más pequeños nunca se habían descubierto antes, a pesar de su investigación a través de disparos directos y observaciones de ocultaciones estelares. Hoy también se sabe que el asteroide centauro Quiron también tiene anillos; asi como el planetoide cuwebano Haumea. No está claro cómo Chariklo pudo haber mantenido sus anillos durante un período prolongado, pero la existencia de pequeñas lunas pastoriles capaces de darles forma puede ser hipotética. Los investigadores tentativamente renombraron los anillos Oiapoque (el anillo más interno y más grueso) y Chuí (el anillo exterior delgado), después de dos ríos presentes a lo largo de la frontera norte y sur de Brasil. Una solicitud de nombres formales se presentará a la UAI en una fecha posterior.

Chariklo es el miembro confirmado más grande de una clase de pequeños cuerpos conocidos como <<CENTAUROS>> (Los 5 Principales: Chariklo, Quiron, Folo, Nessus y Asbolus), que orbitan el sol en el sistema solar exterior; se encuentra, en particular, entre Saturno y Urano. Los pronósticos habían indicado que, visto desde América del Sur, pasaría frente a la estrella de magnitud 12.4 UCAC4 248 - 108672, que se encuentra en la constelación de Escorpio, el 3 de junio de 2013. Con la ayuda de varios telescopios ubicados en siete lugares, entre ellos Argentina, Brasil, Chile y Uruguay, un equipo de astrónomos liderado por el brasileño Felipe Braga - Ribas y compuesto por más de 60 investigadores de 12 países, ha podido observar este evento de ocultación, un fenómeno en el que una estrella desaparece momentáneamente detrás de un cuerpo. El "telescopio danés" de 1,54 metros, ubicado en el Observatorio La Silla (Chile), gracias a la velocidad de adquisición de datos muy rápida de su cámara para ''Lucky imaging '' (10 Hz), fue el único telescopio capaz de resolver anillos individuales. Durante este evento, se esperaba un aumento en la magnitud observada de 14.7 al comienzo del fenómeno (estrella + Chariklo) a 18.5 en el pico del fenómeno (solo Chariklo visible) durante un máximo de 19.2 segundos. Este aumento de 3,8 magnitudes equivale a una disminución en el brillo por un factor de 32,5. La ocultación primaria se acompañó de otras cuatro pequeñas disminuciones en la intensidad general de la curva de luz, que se observaron siete segundos antes del inicio y siete segundos después del final del evento principal. Estas ocultaciones secundarias indican que algo estaba bloqueando parcialmente la luz de UCAC4 248-108672. La simetría de las ocultaciones secundarias y las múltiples observaciones de la manifestación en varios lugares ayudaron a reconstruir no solo la forma y el tamaño del objeto, sino también su grosor y orientación. La relativa constancia de las propiedades de los anillos, derivada de diversas observaciones de ocultaciones secundarias, tiende a excluir explicaciones alternativas sobre su naturaleza, como las dispersiones de gases similares a lo que sucede en los cometas.

El origen de los anillos es todavía desconocido, pero ambos son probablemente los restos de un disco de escombros, que podrían haberse formado como resultado de un impacto en Chariklo, una colisión con una o entre dos o más lunas, perturbaciones preexistentes en la marea de una luna en retrógrado;  o de material liberado de la superficie debido a cometas, o perturbaciones a la rotación. Si los anillos se hubieran formado a través de un evento de impacto con Chariklo, el objeto debería haber tenido un impacto a baja velocidad para evitar que las partículas del anillo fueran expulsadas más allá de la esfera de Chariklo. La velocidad de impacto en el sistema solar exterior es típicamente ≈ 1 km/s (en comparación con la velocidad de escape en la superficie de Chariklo, de ≈ 0, 1 km / s), y todavía eran más bajas antes de que el cinturón de Kuiper fuera excitado dinámicamente, esto apoya la posibilidad de que los anillos se formen en el cinturón de Kuiper antes de que Chariklo fuera transferido a su órbita actual, hace menos de 10 millones de años. Las velocidades de impacto en el cinturón principal de asteroides son mucho más altas (≈5 km / s), lo que puede explicar la ausencia de tales anillos característicos en cuerpos más pequeños dentro del cinturón. Las colisiones entre partículas de los anillos que, con el tiempo, una extensión sustancial de los anillos mismos, y el efecto de Poynting - Robertson causaría que las partículas caigan sobre el cuerpo central en unos pocos millones de años de antigüedad y la persistencia de los anillos requiere, por lo tanto, que haya una fuente activa de partículas, o un proceso de confinamiento dinámico por pequeñas (unos pocos kilómetros) lunas shepherd aún por descubrir. Tales lunas serían muy difíciles de detectar por disparos directos desde la Tierra, debido a la pequeña separación radial entre el sistema de anillos y Chariklo.

La orientación de los anillos permitió un visón afeitado de la Tierra en 2008. Esto puede explicar la incrustación de 1,75 veces de Chariklo observada entre 1997 y 2008, así como la desaparición gradual del hielo de agua y otras sustancias de su espectro a medida que disminuía la porción superficial de los anillos observados. De 2008 a 2013 el sistema aumentó su brillo en 1,5 veces, y los componentes espectrales infrarrojos del hielo de agua reaparecieron. Esto sugiere que los anillos están al menos parcialmente compuestos de agua helada. Tal composición también es consistente con los valores de densidad esperados en el caso de un cuerpo perturbado colocado dentro del límite de Roche de Chariklo.

“2013C1R”, el más interior y brillante de los dos anillos, se encuentra a una altitud de 390,6 km y tiene aproximadamente 6-7 km de ancho. La profundidad óptica equivalente (un parámetro relacionado con la cantidad total de material contenido en el anillo basado en la geometría de visualización) de C1R varió en un 21% durante la observación. Asimetrías similares se han observado durante las observaciones de ocultación por los anillos exteriores estrechos de Urano, y pueden ser causadas por oscilaciones resonantes, capaces de modular la amplitud y la profundidad óptica del anillo. La densidad superficial de C1R se estima en 30-100 g / cm 2, indicativo de una masa equivalente a un cuerpo helado de dos kilómetros de diámetro. C2R es aproximadamente la mitad del ancho del anillo más brillante, y se encuentra justo más allá, a 404.8 km de altitud. Con una profundidad óptica de 0,06, es notablemente más tenue que su compañero. En general, contiene aproximadamente una doceava parte de la masa de C1R, más o menos equivalente a un cuerpo helado de un kilómetro de diámetro.

Los telescopios que han observado la ocultación incluyen el Telescopio nacional danés, y el telescopio para el reconocimiento del Observatorio trapense belga en la Silla telescopios PROMPT (Observatorio, Cerro Tololo), el brasileño SOAR (Southern Astrophysical Research Telescope) en la ciudad de Cerro Pachón, el telescopio ASH a 0, 45 metros del Complejo Astronómico Leoncito (Cerro Burek, Argentina), y los del Observatorio de la Universidade Estadual de Ponta Grossa, Polo Astronômico Casimiro Montenegro Filho (en la Fundación Parque Tecnológico Itaipu, Foz do Iguaçu, Brasil), del Observatorio de la Universidad Católica de la Pontificia Universidad Católica de Chile, y varios otros a la estación de Astrofísica Bosque Alegre, administrada por la Universidad Nacional de Córdoba (Argentina) Los hallazgos negativos fueron registrados por el Observatorio el Catalejo (Santa Rosa, La Pampa, Argentina), el Telescopio Planewave de 20 pulgadas (parte de la red de Observatorios Searchlight) en San Pedro de Atacama, Chile y el instrumento Oalm del Observatorio Astronómico Los Molinos en Uruguay. Algunas de las otras herramientas que participaron en el estudio fueron las del Observatorio Nacional y el Observatorio Valongo, Río de Janeiro, el Observatorio de la Universidade Estadual do Oeste do Paraná (estado de Paraná), el OPD (Observatório Pico dos Dias) en Minas Gerais y la Universidad de St.Paul.

UN POCO SOBRE EL DESCUBRIMIENTO DE LOS ANILLOS DE CHARIKLO.

René Duffard, un astrónomo cordobés radicado en España se contactó con Diego García Lambas, investigador superior de CONICET en el Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (IATE, CONICET-UNC) y con Carlos Colazzo del Observatorio Astronómico de Córdoba. Ambas instituciones están sumamente relacionadas y trabajan a la par. “El asteroide presentaba una variación muy importante en su brillo así que esperábamos encontrar alguna particularidad en su composición o, con mucha suerte, un satélite orbitando a su alrededor. Nunca nos imaginamos encontrar algo tan importante”, explica el astrónomo García Lambas.

                Hasta el momento, desde el año 1610, con el descubrimiento de los anillos  de Saturno, sólo se encontró este fenómeno en planetas, cuyo tamaño es grande. Pero no sólo eso, además deben ser gaseosos, como es el caso de Jupiter, Saturno, Urano y Neptuno. Los anillos se forman debido a choques o destrucción de cuerpos que provocan residuos y quedan orbitando alrededor de otro. “Esto no es tan común que ocurra: no lo hemos visto en ningún planeta rocoso ni en ninguna luna”, asegura García Lambas.

                Chariklo es de la familia de los Centauros, que están a una distancia intermedia entre Saturno y Júpiter, respecto al Sol. Estos objetos son muy pequeños por lo que no pueden observarse a simple vista. “Encontrar anillos en un cuerpo tan pequeño es algo impactante, no lo espero nadie. Por otra parte el tamaño anular es muy pequeño, por lo que su descubrimiento era muy improbable. No hay imágenes, ni  las habrá por algún tiempo”, comenta el astrónomo.

                El asteroide tiene un ancho de 250 kilómetros y el anillo veinte, pero se encuentran a una distancia de más de dos mil millones de kilómetros de la Tierra. Por lo tanto lo único que pudo observarse fueron puntos aislados que se producen cuando algo, una partícula, obstruye el trayecto de la luz que emite una estrella desde detrás del asteroide, como un eclipse. Hubo nueve detecciones positivas que permitieron trazan un mapa, uniendo los puntos, como un collar de perlas, para determinar que se trataba de dos anillos que rodeaban a Chariklo. Dos de éstas se hicieron desde los telescopios de Bosque Alegre

                 Para este hallazgo, que mereció una publicación en la revista Nature, se trabajó en red con el grupo de Duffard en España y con diecisiete observatorios -incluido el de Córdoba- distribuidos en Chile, Brasil, Uruguay y Argentina. Entre los cordobeses participaron no sólo investigadores como García Lambas y Matías Schneiter -investigador asistente de CONICET- y técnicos del CONICET y la UNC, sino además algunos aficionados, como Raúl Melia. “Todos los grupos han sido muy generosos y muy dispuestos a cooperar. Esto no se podría haber hecho de manera aislada. El mapa se pudo armar a partir de la unión de todas la detecciones, positivas y negativas”, comenta García Lambas. En este sentido, fueron tan importante las observaciones que encontraron algo como las que no lo hicieron, ya que esto permitió saber que eran anillos y que ocupaban un espacio determinado.

El Nombre de los Anillos.

Los dos anillos están separados por 9 km y todos giran alrededor de 400 km del centro de Chariklo, que está muy cerca, 1,5 veces el diámetro del asteroide. La existencia de un sistema de anillos alrededor de un planeta menor es inesperado porque se pensaba que los anillos no podían ser estable que si gravitaron alrededor de un cuerpo mucho más masivo, sólo los planetas gigantes de nuestro sistema solar son rodeado por anillos. No se entiende bien todavía cómo Chariklo puede mantener sus anillos durante un largo período. Los astrónomos llaman a los anillos, “Oiapoque” (anillo interior) y Chui (anillo exterior) después de dos ríos ubicados en Brasil, una en la frontera norte, la otra a la frontera sur. Hay una explicación privilegiada a la presencia de estos diminutos anillos. Ellos parecen ser los restos de desechos de un impacto sobre Chariklo, una colisión con una luna preexistente. Si los anillos son formados como resultado del impacto, el objeto debe tener una baja velocidad para evitar ser expulsado más allá de la esfera de Hill de Chariklo.

Sin embargo, los científicos no entienden la estabilidad de los anillos, porque las colisiones entre partículas de los anillos debería hacer caer todos los polvos en Chariklo en pocos millones de años. Esta estabilidad requiere la presencia de una fuente activa de partículas o la presencia de una pequeña luna pastora (ver nota en la parte inferior derecha), que confina los anillos. Esta luna sería muy difícil de detectar por imagen directa desde la Tierra debido a la pequeña distancia radial del sistema de anillos de Chariklo.

Fuentes: 1) Kripkit; 2) CONICET Argentina; 3) Astronoo.

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 LOS ANILLOS DE SATURNO 11: GALERIA DE IMÁGENES.

 En las siguientes imágenes observamos:

Imagen 1:  Saturno y sus anillos vistos por Cassini a una distancia de 720.000 km.

Imagen 2: Mosaico de la región exterior del anillo C, mostrando varias vistas de sombra de Mimas, proyectadas desde el exterior de los anillos.

Imagen 3: Ondas de densidad recorrriendo la región interior del anillo B, causadas por la resonancia 2:1 con Jano, la longitud de onda decrece según se aleja de la zona en resonancia

Imagen 4: Imagen a color de los del borde exterior del anillo C (derecha) y el anillo B.

Imagen 5:  Sombras de las cuñas radiales del anillo B. Se observan dos bandas oscuras, siendo la más grande la brecha de Encke y las más delgada a la izquierda de la imagen la brecha de Keeler, pertenecientes a la división de Cassini.

Imagen 6:  Anillos de Saturno vistos a través de la atmósfera de Titán.

Imagen 7:  La luna Dafne, orbitando a través de la brecha de Keeler y provocando ondas verticales a su alrededor en el anillo A.

Imagen 8: Bandas oscuras creadas por Prometeo a su paso cercano por el anillo F.

Imagen 9: Perturbaciones en el anillo F, probablemente producidas por la presencia de minisatélites cruzando a través del mismo.

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LOS ANILLOS DE SATURNO 10: EL ANILLO F Y EL ANILLO DE FEBE 2.

 Acá tenemos un video de Prometeo y Pandora pasando junto al anillo F.

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 LOS ANILLOS DE SATURNO 9: EL ANILLO F Y EL ANILLO DE FEBE.

El anillo F es un pequeño anillo de unos pocos cientos de km de ancho, a 3000 km de distancia del borde exterior del anillo A y es probablemente el anillo más activo del Sistema Solar. Se descubrió con el sobrevuelo a Saturno de la Pioneer 11. Está rodeado a cada lado por los satélites Prometeo y Pandora; tradicionalmente se han considerado satélites pastores del anillo F, pero existen estudios que sugieren que solo Prometeo contribuye al confinamiento del anillo. Simulaciones numéricas sugieren que quizá el anillo se formó cuando Prometeo y Pandora chocaron entre sí y liberaron restos al entorno.​

Observaciones de la sonda Cassini sugieren que el anillo F se compone que un anillo central y una espiral de polvo a su alrededor. Muestran también que cuando Prometeo se aproxima al anillo en su apoapsis, roba material del anillo creando canales oscuros a través del anillo con 3,2 grados de separación entre sí.

En 2008 se detectaron perturbaciones que parecían provenir de pequeños mini satélites orbitando en las proximidades del anillo que atravesaban su núcleo constantemente a casusa de la influencia gravitacional de Prometeo, uno de esos mini satélites se identificó como S/2004 S 6.

 EL ANILLO DE FEBE.

Mediante observaciones realizadas con el telescopio de infrarrojos Spitzer se ha podido determinar la existencia de un anillo mucho más exterior y débil que los antes mencionados, extendiéndose de manera asimétrica en un radio entre 6 millones de kilómetros y 12 millones de kilómetros, inclinado 27 grados respecto al ecuador de Saturno, y cuya fuente puede ser la luna Febe.

 En la  imagen ofrecida vemos, Mosaico de 107 imágenes del anillo F tomadas por Cassini, mostrando un 70% del anillo como si lo extendiéramos en una línea recta.

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LOS ANILLOS DE SATURNO 8: EL ANILLO A

Hacia el lado exterior de la división de Cassini se encuentra el anillo A, el más alejado de los anillos visibles desde la Tierra, su grosor varía entre los 5 m y los 30 m con una densidad superficial de 35 a 40 g/cm², y una profundidad óptica que varía de 0,4 a 0,9. El anillo se ve interrumpido por dos zonas de baja densidad, la brecha de Encke y la brecha de Keeler.

De forma similar al anillo B, el borde exterior del anillo A está gobernado por resonancias gravitacionales con los satélites de Saturno, más complejas en este caso, consistentes en una resonancia 7:6 con Jano y Epimeteo, una resonancia 5:6 con Mimas y varias resonancias con Prometeo y Pandora. También presenta ondas de densidad.​

Observaciones de la sonda Cassini proporcionan evidencias de la formación de un nuevo satélite en el interior del anillo.

 Brecha de Encke

La brecha de Encke es una franja de baja densidad de 320 km de ancho en el interior del anillo A, a 133.590 km del centro de Saturno causada por la presencia del pequeño satélite Pan en el interior de la brecha. La sonda Cassini ha mostrado la presencia de al menos tres pequeñas bandas de material y ondas de densidad producidas por satélites exteriores a los anillos y por el propio Pan en los bordes de la brecha.

 Brecha de Keeler.

La brecha de Keeler se encuentra próxima al borde exterior del anillo A y mide unos 40 km de ancho. El pequeño satélite Dafne orbita en el interior de la brecha e induce, debido a su órbita ligeramente elíptica ondas en sus bordes que debido a la ligera inclinación orbital de Dafne respecto al anillo, tienen una componente perpendicular que las hace elevarse hasta 1,5 km por encima y por debajo del plano.1​

La brecha de Keeler, descubierta por las sondas Voyager se nombró en honor del astrónomo James Edward Keeler, descubridor de la brecha de Encke, la cual a su vez él nombró en honor del astrónomo Johann Encke.

Minisatelites.

En 2006, Cassini encontró cuatro pequeños satélites en imágenes del anillo A, su tamaño es de aproximadamente 100 m de diámetro, imposibles de ver de firma directa por las cámaras de la sonda, sin embargo Cassini observó las pertubaciones provocadas en los fragmentos del anillo siendo atraídos alrededor de estos mini satélites. Hoy en día se estima que el anillo contiene miles de estos objetos, en 2007 se descubrieron ocho más, revelando que se encuentran contenidos en una franja de unos 3000 km de ancho a 130.000 km del centro de Saturno, y en 2008 se descubrieron más de 100, uno de ellos se rastreó durante años y se le apodó Bleriot. 

 División de Roche.

 La división de Roche, nombrada en honor del astrónomo Édouard Roche comprende el espacio que hay en el borde exterior del anillo A y el anillo F. Contiene una cantidad muy baja de material en comparación con la división de Cassini, pero destacan dos zonas descubiertas por la sonda Cassini con las designaciones temporales de R/2004 S 1, a la altura de la órbita de Atlas y R/2004 S 2, a la altura de la órbita de Prometeo.

En la primera imagen ofrecida, tenemos a la luna Dafne recorriendo la brecha de Keeler, se observan las elevaciones ondulatorias que produce a su paso en el anillo A.

En la segunda imagen ofrecida, vemos a los  vórctices creados por minisatélites en el anillo A al atraer su material a su campo gravitatorio.

En la tercera imagen ofrecida, observamos como en la División de Roche entre los anillos A y F, es posible ver el satélite Atlas, además de las brechas de Encke y Keeler.

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LOS ANILLOS DE SATURNO 7: LA DIVISION DE CASSINI.

La división de Cassini es la primera gran división observada en los anillos de Saturno, descubierta por Giovanni Cassini en 1675 desde el observatorio de París; más tarde se descubriría con los sobrevuelos de las Voyager que no se trata en realidad de una región vacía, sino que contiene material más tenue similar al del anillo C. La división es originada por la resonancia 2:1 con Mimas, que tiene su máxima influencia en la brecha de Huygens.

 Brecha de Huygens

La brecha de Huygens es una región de muy baja densidad en la parte interior de la división de Cassini, junto al anillo B, provocada por la misma resonancia con Mimas que provoca el abultamiento vertical de material del anillo B que la precede. La influencia gravitacional del anillo B sumada a la de Mimas crea en el interior de la brecha una banda de material (llamada banda de Huygens), con forma elíptica y que experimenta variaciones irregulares de su forma y profundidad óptica.

La división de Cassini contiene otras tantas brechas y bandas de material más pequeñas cuyo origen es desconocido.

En la imagen ofrecida, vemos Brecha y banda de Huygens fotografiadas por Cassini.

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LOS ANILLOS DE SATURNO 6: EL ANILLO B.

El anillo B es el más grande, masivo y brillante de todo el sistema, con un espesor de no más de 10 metros y una profundidad óptica varía de 0.4 a 5 según qué partes del anillo, lo que significa que en ciertas zonas, más del 99% de la luz que pasa a través del anillo es bloqueada. Se descubrió en 1675, cuando [Giovanni Cassini]] observó por primera vez la división que lleva su nombre entre los este anillo y el anillo A.

CUÑAS RADIALES

En la parte central y más opaca del anillo B aparecen unas perturbaciones orientadas radialmente, en forma de cuña. Cada una de las cuales puede verse a lo largo de una fracción importante de las 10 horas que una partícula del anillo B invierte en realizar una revolución orbital. Mientras tanto, nuevas cuñas radiales están surgiendo esporádicamente en otras zonas del anillo. Comparadas con su entorno, las cuñas radiales aparecen brillantes en luz difundida hacia delante y oscuras en luz difundida hacia atrás. De ahí que las partículas de tamaños del orden de un micrómetro abunden en las cuñas radiales.

Cada parte de una cuña radial gira alrededor de Saturno a la misma velocidad que lo hacen las partículas del anillo a su distancia radial. Las porciones interiores se mueven a mayor velocidad; así, una cuña radial se va inclinando con el tiempo y llega a desaparecer. El extremo más estrecho (el "pincho") de cada cuña radial parece coincidir aproximadamente con la distancia desde Saturno a la cual el período de una partícula en órbita iguala al período de rotación del planeta Saturno. El campo magnético en Saturno está encerrado dentro del planeta; gira, por tanto, con él. De aquí que las fuerzas electromagnéticas sean parcialmente responsables de que existan cuñas radiales. A este respecto puede hacerse notar que se observaron brotes de estática de banda ancha. Los brotes parecen haberse originado en fuentes del anillo B, cerca de regiones donde la actividad de las cuñas era intensa. La observación de que la difusión de la luz en las partículas de las cuñas radiales del anillo B de Saturno ocurre predominantemente hacia delante permite deducir que las cuñas son concentraciones locales y transitorias de partículas del anillo, de un micrómetro de tamaño.

 "Montañas" en el borde del anillo

 Las imágenes obtenidas por la sonda Cassini muestran en el borde exterior del anillo unas grandes estructuras verticales que se elevan hasta 3,5 km sobre el plano del anillo. El origen de estas estructuras se encuentra en la que es la resonancia orbital más intensa de todo el sistema de anillos, la resonancia 2:1 con el satélite Mimas, cuya órbita se encuentra a 60.000 km de distancia del borde del anillo B. Cada cierto algunos fragmentos del interior del anillo que unen formando cuerpos más grandes, verdaderos pequeños satélites que migran hacia el exterior del anillo, una vez allí, la gravedad de Mimas por detiene y provoca su acumulación en el borde exterior, forzando su expansión por encima y por debajo del plano del anillo.

En la primera imagen ofrecida vemos, las Cuñas radiales en el anillo B de Saturno.

En la segunda imagen ofrecida, vemos las montañas de hielo y rocas en el borde del anillo B observadas durante el equinoccio en Saturno, de modo que la luz solar incide paralela a los anillos.