Anelli di Nettuno
Il pianeta Nettuno possiede un debole sistema di cinque anelli planetari principali, predetti già nel 1984 da André Brahic e fotografati dalla sonda Voyager 2 nel 1989.[1] Nei punti più densi sono paragonabili alle regioni meno dense degli anelli principali di Saturno, come l'anello C e la divisione Cassini, ma si tratta in genere di un debole sistema di anelli piuttosto tenue, costituito da polveri paragonabile agli anelli di Giove.
Sono stati chiamati con i nomi di astronomi che hanno effettuato importanti studi sul pianeta:[1] Galle, Le Verrier, Lassell, Arago, Adams, elencati in ordine di distanza crescente da Nettuno.[1] Un ulteriore anello coincide con l'orbita di Galatea. Altri tre satelliti hanno orbite all'interno degli anelli: Naiade, Thalassa e Despina.[1]
La loro struttura sembra irregolare, forse a causa delle interazioni gravitazionali con i satelliti del pianeta; essi presentano notevoli interruzioni e zone più dense note come archi d'anello.
Gli archi
[modifica | modifica wikitesto]A metà degli anni 1980, in seguito a diverse occultazioni stellari da parte di Nettuno, emerse per la prima volta la possibilità che Nettuno fosse circondato da archi d'anello, in numero almeno pari a tre; questo tuttavia presupponeva la presenza simultanea di almeno sei satelliti pastore, o di un solo satellite dall'orbita altamente ellittica (come poi si rivelò essere Nereide). Quando nel 1989 la sonda spaziale Voyager 2 sorvolò il pianeta la distribuzione irregolare di materia precedentemente ipotizzata fu confermata; l'anello principale, Adams, si rivelò costituito da cinque archi di anello principali.
Gli archi occupano una stretta banda longitudinale e sembrano piuttosto stabili, con minime variazioni dall'epoca della loro scoperta. L'esistenza di simili strutture non è stata ancora pienamente giustificata; normalmente ci si aspetterebbe una distribuzione uniforme di polveri e piccoli corpi ghiacciati sull'intera orbita attorno al pianeta. La stabilità potrebbe essere collegata alla risonanza orbitale tra l'anello e il suo satellite pastore Galatea.[2]
Costituzione
[modifica | modifica wikitesto]Il sorvolo della Voyager 2 permise di individuare per la prima volta anche due anelli minori; fu inoltre evidenziata la possibilità che l'intero sistema nettuniano fosse permeato da un disco diffuso di polveri opache, poco visibili a causa della presenza di composti del carbonio di colore scuro derivanti dall'impatto della radiazione solare con il metano solido, analogamente a quanto rilevato negli anelli di Urano.[3] La percentuale di polveri negli anelli, compresa tra il 20 e il 40%, è abbastanza alta, ma la profondità ottica è invece bassa, meno dello 0,1%.[4] Solo l'anello Adams include cinque archi distinti, Fraternité, Égalité 1 e 2, Liberté, e Courage.
L'altro anello principale, assieme ad Adams, è l'Anello Le Verrier, il cui nome è stato assegnato in onore di Urbain Le Verrier che per primo ipotizzò l'esistenza di Nettuno e fornì i calcoli che permisero di arrivare alla sua scoperta.[5] Ha un raggio orbitale piuttosto stretto, di circa 53.200 km,[1] e un'ampiezza di circa 113 km.[4] La profondità ottica è di 0,0062 ± 0,0015, cui corrisponde una profondità equivalente di 0.7 ± 0.2 km.[4] La frazione di polveri è compresa tra 40% e 70%.[2][6] Si ritiene che il piccolo satellite Despina, che orbita al suo interno a 52.526 km, agisca da pastore stabilizzandone la posizione.[1]
Osservazioni condotte dalla Terra nel 2005 hanno portato ad ipotizzare che il sistema di anelli di Nettuno sia estremamente instabile; appare che l'anello Liberté potrebbe scomparire entro la fine del XXI secolo.
Interazioni con la magnetosfera
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Il sistema di anelli planetari di Nettuno, situato sul piano equatoriale del pianeta, è immerso all'interno della sua magnetosfera; la presenza degli anelli e dei satelliti ne modifica la consistenza, raccogliendone le particelle cariche.
Prospetto
[modifica | modifica wikitesto]Segue un prospetto degli anelli planetari di Nettuno.
| Nome | Distanza dal centro di Nettuno[1] |
Ampiezza | Eponimo |
|---|---|---|---|
| Anello Galle (Anello diffuso) |
41 900 km | 15 km | Johann Galle |
| Anello Le Verrier (Anello interno) |
53 200 km | 15 km | Urbain Le Verrier |
| Anello Lassell | 55 400 km | - | William Lassell |
| Anello Arago | 57 600 km | - | François Arago |
| Anello Adams (Anello principale) |
62 930 km | < 50 km | John Couch Adams |
| Anello Courage | 62 900 km | - | Coraggio |
| Anello Liberté (Leading) | 62 900 km | - | Libertà (motto della Francia) |
| Anello Egalité 1 (Equidistant) | 62 900 km | - | Eguaglianza (motto della Francia) |
| Anello Egalité 2 (Equidistant) | 62 900 km | - | Eguaglianza (motto della Francia) |
| Anello Fraternité (Following) | 62 900 km | - | Fraternità (motto della Francia) |
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ a b c d e f g Miner, Ellis D., Wessen, Randii R., Cuzzi, Jeffrey N., The discovery of the Neptune ring system, in Planetary Ring Systems, Springer Praxis Books, 2007, ISBN 978-0-387-34177-4.
- ^ a b J.A. Burns, Hamilton, D.P.; Showalter, M.R., Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics (PDF), in Grun, E.; Gustafson, B. A. S.; Dermott, S. T.; Fechtig H. (a cura di), Interplanetary Dust, Berlin, Springer, 2001, pp. 641–725.
- ^ Smith, B. A.; Soderblom, L. A. et al. (1989). Voyager 2 at Neptune: Imaging Science Results. Science 246 (4936): 1422–1449. https://dx.doi.org/10.1126%2Fscience.246.4936.1422
- ^ a b c Linda J. Horn, Hui, John; Lane, Arthur L., Observations of Neptunian rings by Voyager photopolarimeter experiment, in Geophysics Research Letters, vol. 17, n. 10, 1990, pp. 1745–1748, Bibcode:1990GeoRL..17.1745H, DOI:10.1029/GL017i010p01745.
- ^ John Adams, Prof. Adams on Leverrier's Planetary Theories, in Nature, vol. 16, n. 413, 1877, pp. 462–464, Bibcode:1877Natur..16..462., DOI:10.1038/016462a0.
- ^ Joshua E. Colwell, Esposito, Larry W., A model of dust production in the Neptunian ring system, in Geophysics Research Letters, vol. 17, n. 10, 1990, pp. 1741–1744, Bibcode:1990GeoRL..17.1741C, DOI:10.1029/GL017i010p01741.
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