400px|Estructura de los anillos de Júpiter.|thumb|right Los anillos de Júpiter son un sistema de anillos planetarios que rodean a dicho planeta. Fue el tercer sistema de anillos descubierto en el sistema solar, después de los sistemas de anillos de Saturno y de Urano. Los anillos de Júpiter fueron observados por primera vez por la sonda espacial Voyager 1, y han sido investigados exhaustivamente durante la década de 1990 y los primeros años del mediante las sondas Galileo, Cassini y New Horizons. También han sido observados desde observatorios terrestres y el telescopio espacial Hubble durante los últimos 25 años. Las observaciones desde la superficie terrestre requieren los más potentes telescopios disponibles.
Los anillos jovianos son débiles y se componen fundamentalmente de polvo. Constan de cuatro estructuras: en el interior, un grueso toro de partículas conocido como el halo o el anillo halo, un anillo principal relativamente brillante, pero excepcionalmente fino y dos anillos anchos, gruesos y débiles llamados anillo difuso de Tebe y anillo difuso de Amaltea por los nombres de los satélites de cuyo material están formados. En inglés, idioma de la mayoría de la literatura existente sobre este tema, estos anillos reciben el nombre de gossamer rings que literalmente significa anillos de gasa por lo difusos que son.
El anillo principal y el halo consisten en polvo expulsado de los satélites Metis y Adrastea, y otros cuerpos no observados, como resultado de impactos meteoríticos a alta velocidad. Imágenes de alta resolución obtenidas en febrero de 2007 por la sonda New Horizons revelaron una rica y fina estructura en el anillo principal.
En la banda de luz visible y en el infrarrojo cercano, los anillos muestran un color rojizo, excepto el halo, que tiene un color neutro o azulado. Aplicando modelos fotométricos a las diversas observaciones disponibles tanto de sondas espaciales como de telescopios en superficie terrestre, se infiere que el tamaño de las partículas es de 15 μm de radio en todos los anillos excepto en el halo, aunque los resultados de los modelos se acercan más a las observaciones cuando se consideran partículas no-esféricas que cuando se consideran esféricas. El halo está probablemente compuesto de polvo submicroscópico.
La masa total del sistema de anillos, incluyendo los cuerpos no observados que generan material para los anillos, no está exactamente determinada, pero es probable que esté en el rango de 1011 a 1016 kg. La edad del sistema de anillos no es conocida, pero posiblemente hayan existido desde la formación del planeta.
Descubrimiento y exploración
La existencia de los anillos de Júpiter fue inferida por las observaciones de los cinturones de radiación realizadas durante el sobrevuelo de Júpiter por la sonda espacial Pioneer 10 en 1974 en las que se detectó una disminución en el recuento de partículas de alta energía en los cinturones entre 50 000 y 55 000 km por encima de la superficie del planeta.
En 1979 la sonda Voyager 1 obtuvo la primera imagen, mediante sobreexposición, del sistema de anillos. Una mayor cantidad de imágenes fue obtenida por el Voyager 2, lo que permitió hacer una primera descripción de la estructura de los anillos. El planeta Júpiter ha sido visitado en otras muchas ocasiones. El orbitador Galileo obtuvo imágenes de mayor calidad entre 1995 y 2003, las cuales aumentaron enormemente el conocimiento sobre los anillos jovianos. En 2000 la sonda Cassini, en ruta hacia Saturno, su destino final, realizó extensas observaciones de todo el sistema de anillos. Y finalmente, las imágenes transmitidas por la sonda New Horizons en febrero y marzo de 2007 permitieron observar por primera vez con detalle la estructura del anillo principal. El sistema de anillos de Júpiter es uno de los objetivos de la misión Juno.
Además, observaciones desde la superficie terrestre por el telescopio Keck entre 1997 y 2002, y por el telescopio espacial Hubble en 1999 revelaron una rica estructura en imágenes retroiluminadas.
Estructura
El sistema de anillos de Júpiter comprende cuatro estructuras principales: un grueso toro de partículas conocido como el halo o el anillo halo, un anillo principal relativamente brillante, pero muy fino, y dos anchos, muy finos y débiles anillos exteriores denominados por los satélites de cuyo material se componen, anillo difuso de Amaltea y anillo difuso de Tebe. Las principales características de los anillos se especifican en la tabla siguiente:
Nombre RadioLos radios de los anillos se expresan medidos desde el centro del planeta.km Anchokm Espesorkm ProfundidadópticaLa profundidad óptica normal es el área total de la sección recta de las partículas que componen una determinada sección recta del anillo respecto del área de esa sección. Porcentaje de polvo% Masakg Notas Anillo Halo 92 000‑122 500 30 500 12 500 ~1 × 10−6 100 % ? Anillo principal 122 500‑129 000 6500 30‑300 5.9 × 10−6 ~ 25 % 107‑109 (polvo) 1011‑1016 (partículas mayores)Rodeado por el satélite Adrastea. Anillo difuso de Amaltea 129 000‑182 000 53 000 2000 ~1 × 10−7 100 % 107‑109 Alimentado por el satélite Amaltea. Anillo difuso de Tebe 129 000‑226 000 97 000 8400 ~3 × 10−8 2340 % 107‑109 Alimentado por el satélite Tebe. Existe una extensión más allá de la órbita de Tebe. center|thumb|500px|Arriba, mosaico de imágenes del sistema de anillos de Júpiter. Abajo, esquema de anillos y satélites asociados.
Anillo principal Apariencia y estructura thumb|300px|right| La imagen superior, tomada por la sonda New Horizons, muestra el anillo principal con iluminación trasera o retroiluminación. Se puede observar la fina estructura de su parte exterior. La imagen inferior es el mismo anillo con iluminación frontal mostrando una falta de estructuras visibles excepto el hueco producido por el satélite Metis. El estrecho y relativamente fino anillo principal es la parte más brillante del sistema de anillos de Júpiter. Su borde exterior está situado a unos 129 000 km del centro del planeta, es decir, a 1.81 radios ecuatoriales jovianos (RJ=71 398 km), y coincide con la órbita del más pequeño de los satélites interiores de Júpiter, Adrastea. Su borde interior no está marcado por ningún satélite y se localiza a 122 500 km o 1.72 RJ.
El ancho del anillo principal es de aproximadamente 6500 km. La apariencia del anillo principal depende de la geometría de iluminación de los anillos. Con iluminación frontalLa iluminación frontal o forward-scattered light es aquella en la que el ángulo entre el observador y la luz proveniente del sol que ilumina los anillos es relativamente bajo. el brillo del anillo comienza a decrecer enormemente a 128 600 km, justo en el interior de la órbita de Adrastea, y alcanza el nivel del fondo a 129 300 km, justo fuera de la órbita de Adrastea, lo que indica que claramente hace la función de satélite pastor del anillo. El brillo se incrementa en dirección a Júpiter y tiene un máximo cerca del centro del anillo a 126 000 km, aunque hay un pronunciado hueco cerca de la órbita de Metis a 128 000 km. El interior del anillo principal, en cambio, se difumina lentamente mezclándose con el anillo halo. Con iluminación frontal todos los anillos de Júpiter son especialmente brillantes.
Con iluminación trasera o retroiluminaciónLa iluminación trasera, retroiluminación o back-scattered light es cuando el ángulo entre el observador y la luz proveniente del sol que ilumina los anillos es cercano 180°, es decir, los anillos están iluminados por detrás. la situación es diferente. El borde exterior del anillo principal, situado a 129 100 km, ligeramente más allá de la órbita de Adrastea, está claramente delimitado. La órbita del satélite está marcada con un hueco en el anillo por lo que existe un fino anillito justo fuera de dicha órbita. Existe otro anillito justo en el interior de la órbita de Adrastea seguido de un hueco de origen desconocido situado a 128 500 km. Un tercer anillito se encuentra en el lado interior del hueco producido por la órbita del satélite Metis. El brillo del anillo cae bruscamente justo fuera de ella delimitando así el hueco. En el interior de la órbita de dicho satélite el brillo del anillo aumenta mucho menos que en iluminación frontal. left|thumb|250px|Imagen del anillo principal de Júpiter obtenida por la sonda Voyager 2. left|thumb|250px|Otra imagen, esta vez obtenida por la sonda Galileo, eclipsada del sol por el planeta. Por tanto con iluminación trasera el anillo principal parece consistir en dos partes diferentes, una parte exterior estrecha que se extiende desde 128 000 a 129 000 km e incluye tres pequeños anillos separados por huecos, y una parte interior más débil que se extiende desde 122 500 a 128 000 km y carece de estructuras visibles como con iluminación frontal. El hueco de Metis sirve como sus respectivos límites. La estructura del anillo principal fue descubierta por el orbitador Galileo y es claramente visible en las imágenes con iluminación trasera obtenidas por la sonda New Horizons en febrero-marzo de 2007. Sin embargo, las observaciones realizadas por el telescopio espacial Hubble, el telescopio Keck y la sonda Cassini no la detectaron, posiblemente debido a falta de resolución espacial.
Observado en iluminación trasera el anillo principal parece ser muy fino, extendiéndose en dirección vertical no más de 30 km. Con iluminación lateral el espesor del anillo es de entre 80 y 160 km incrementándose algo en dirección a Júpiter. El anillo parece ser mucho más grueso en iluminación frontal, alrededor de los 300 km. Uno de los descubrimientos del orbitador Galileo fue una nube de material en el anillo principal, débil y relativamente gruesa (alrededor de 600 km), que rodea su parte interior. La nube crece en espesor en dirección hacia el borde interior del anillo principal en el lugar de la transición al anillo halo.
Un análisis detallado de las imágenes del Galileo reveló variaciones longitudinales del brillo del anillo principal no conectado con la estructura observada. Las imágenes de dicha sonda mostraron asimismo agrupaciones de material en los anillos de escala de 500 a 1000 km.
En febrero y marzo de 2007, la sonda New Horizons llevó a cabo una búsqueda exhaustiva de nuevos satélites dentro del anillo principal. Aunque no se descubrieron satélites mayores de 0.5 km, las cámaras de la sonda detectaron siete pequeñas masas de partículas. Orbitan justo en el interior de la órbita de Adrastea dentro de un denso y pequeño anillo. La conclusión es que son acumulaciones y no pequeños satélites basándose en su apariencia extendida azimutalmente. Se extienden entre 0.1º y 0.3º a lo largo del anillo, lo que corresponde a entre 1000 y 3000 km. Las acumulaciones se dividen en dos grupos de cinco y dos miembros respectivamente. Su naturaleza no está clara, pero sus órbitas están cercanas a una resonancia orbital de 115:116 y 114:115 con el satélite Metis, por lo que pueden ser estructuras provocadas por esta interacción.
Espectros y distribución del tamaño de las partículas thumb|300px|right|Imagen del anillo principal obtenida por la sonda Galileo con iluminación frontal. El hueco de Metis es claramente visible. Los espectros del anillo principal obtenidos por el telescopio espacial Hubble, el telescopio Keck y por las sondas Galileo y Cassini han mostrado que las partículas que lo forman son rojas, con un albedo mayor a mayores longitudes de onda. Los espectros existentes cubren el rango de 0.5 a 2.5 μm. No se han encontrado características espectrales que hayan permitido identificar compuestos químicos concretos, aunque las observaciones de la Cassini mostraron evidencias en la banda de absorción cerca de 0.8 μm y 2.2 μm. Los espectros del anillo principal son muy similares a los de los satélites Adrastea y Amaltea.