FOTO-SÉRIE: ANÉIS NO SISTEMA SOLAR - 1: ANÉIS DE JÚPITER!
Os anéis de Júpiter são um sistema de anéis que circunda o planeta Júpiter. Foi o terceiro sistema de anéis planetários a ser descoberto no Sistema Solar, após os anéis de Saturno e os de Urano, e foi observado pela primeira vez durante a visita da sonda espacial Voyager I em 1979.
Com as informações recolhidas pela sonda irmã Voyager II, que passou pelas proximidades do planeta naquele mesmo ano, foi possível iniciar a determinação da estrutura dos anéis. Em 1995, eles foram estudados de maneira mais aprofundada pela sonda espacial Galileu. Os anéis têm sido observados desde a sua descoberta pelo telescópio espacial Hubble e por telescópios situados na Terra apesar da dificuldade em observá-los a partir da superfície terrestre, sendo necessário, para isso, recorrer aos maiores telescópios disponíveis.
O sistema joviano de anéis é ténue e consiste principalmente de poeira. É formado por quatro partes: a parte mais interna é mais espessa e tem uma forma de toroide (anel halo); afastando-se do planeta encontra-se a segunda parte, o anel principal que é o mais visível e também muito estreito; continuando o afastamento, encontram-se os dois largos anéis gossamer, um associado à lua Adrasteia e o outro à lua Tebe.
O anel mais interno e o anel principal são formados principalmente por material das luas Adrasteia e Métis e outros corpos celestes não observados, ejetado por colisões em alta velocidade. A cor do anel principal no espectro visível é o vermelho, exceto pelo anel mais interno, que possui cor neutra ou azulada. O tamanho das partículas de poeira nos anéis varia, mas as propriedades ópticas são determinadas pelas partículas com dimensões de (15,0 ± 0,3) μm em todos os anéis exceptuando no halo. O anel halo é provavelmente dominado por poeiras de dimensões submicroscópicas. A massa total do sistema de anéis (incluindo corpos inclusos não visíveis) é cerca de 10 kg, comparável à massa de Adrasteia. A idade dos anéis é desconhecida, mas sabe-se que o material que os forma é constantemente renovado e pode estar presente desde a formação de Júpiter.
O anel principal, estreito e muito fino, é o mais brilhante do sistema de anéis de Júpiter. A sua orla exterior tem um raio de 1,806 RJ (aproximadamente 129000 km; RJ = raio equatorial de Júpiter, correspondente a 71 398 km) e coincide com a órbita do menor satélite interior de Júpiter, Adrasteia. A sua orla interior não se encontra demarcada por algum satélite e localiza-se a aproximadamente 122 500 km (1,72 RJ). Assim, a largura do anel principal é de cerca de 6500 km.
A aparência do anel principal depende da geometria de visualização. Usando luz dispersa a um ângulo reduzido em relação à luz proveniente do sol (dispersão frontal), o brilho do anel principal decresce significativamente a 128 600 km (internamente à órbita de Adrasteia) e alcança níveis idênticos à luminosidade de fundo aos 129 300 km (externamente à órbita de Adrasteia). Assim, é evidente que Adrasteia comanda o anel. O brilho continua a aumentar tomando a direção de Júpiter e tem um máximo próximo do centro do anel, aos 126 000 km. Existe uma abertura (falha) pronunciada perto da órbita de Métis aos 128 000 km. A orla interna do anel principal aparenta ter a sua luminosidade gradualmente diminuída entre os 124 000 e os 120 000 km, fundindo-se no anel halo. Usando dispersão frontal de luz, os anéis de Júpiter aparentam ter todos grande brilho.
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Em dispersão traseira de luz (a luz que é dispersa a um ângulo perto de 180º relativamente à luz solar), a situação é diferente. A orla exterior do anel principal, localizada a 129 100 km (um pouco externa à órbita de Adrasteia), é bastante demarcada. A órbita da lua é visível pela existência de uma falha no anel, havendo por estas razões um estreito anel no exterior desta órbita. Outro anel estreito desse tipo existe no interior da órbita de Adrasteia, delimitado por outra falha de origem desconhecida localizada a cerca de 128500 km. Um terceiro anel estreito encontra-se entre o exterior da órbita de Métis e a abertura central do anel principal. O brilho do anel decresce rapidamente no exterior da órbita de Métis, formando a falha de Métis; no interior da órbita, o brilho aumenta de forma mais gradual que a vista usando dispersão frontal. Assim, o anel principal aparenta consistir em duas partes aquando da sua observação em dispersão traseira: uma parte estreita exterior que se estende entre os 128000 e os 129000 km, que inclui três anéis menores separados por falhas, e uma parte interna mais ténue entre os 122500 e os 128000 km, que não possui nenhuma estrutura visível, como acontece na geometria em dispersão frontal. A falha de Métis marca a fronteira entre as duas zonas. A estrutura fina do anel principal foi descoberta através de dados obtidos pela sonda Galileu e é bem visível nas imagens obtidas pela sonda New Horizons entre Fevereiro e Março de 2007. O telescópio espacial Hubble, o observatório W. M. Keck4 e a sonda Cassini-Huygens não conseguiram detectar anteriormente esta estrutura, provavelmente devido à resolução espacial insuficiente.
A análise detalhada de imagens obtidas pela sonda Galileu revelaram variações longitudinais do brilho do anel principal sem ligações à geometria de visualização do mesmo. As imagens da Galileu também mostraram a existência de alguns "remendos" no anel à escala de 500 a 100 km.
