Caratteristiche, origine e dinamica dei “faint rings” di Giove e Saturno

Sistemi Planetari

Mario GennaroMario Gennaro

Tra la fine degli anni ’70 e l’inizio degli ’80 le sonde Pioneer 10 e 11 e Voyager 1 e 2 rilevano la presenza di un sistema di anelli (molto tenui) intorno a Giove e confermano l’esistenza di un anello esterno (anello E) di Saturno “centrato” sull’orbita di Enceladus. Successivamente la sonda Galileo e il telescopio Keck distinguono i gossamer rings.

Le Le osservazioniosservazioni

Anello Prof. ottica H (km)

Halo 5 ∙ E-6 5 E4 (max)

Main Ring 5 ∙ E-6 ≤ 30

Inner Gossamer

E-7 ≈ 2300

Outer Gossamer

3 ∙ E-8 ≈ 8500

E Ring5 ∙ E-7 (max)

E3 – E4

Da J.A. Burns et al. (1999)

Le osservazioni

Grazie alle osservazioni in situ della luce riflessa a vari angoli di scattering è possibile avere importanti informazioni sulle dimensioni e la composizione delle

particelle che costituiscono tali anelli.

In particolare si osserva una forte amplificazione della luce in forward scattering rispetto al back scattering. Tale amplificazione sta ad indicare che la diffrazione è

dominante e, quindi, che la dimensione tipica dei grani è dell’ordine della lunghezza d’onda della luce (λSUN ~ 0.5 μm).

Le osservazioni

L’effettiva interpretazione dei dati è model-dependent, ma i vari autori sono d’accordo nell’indicare una distribuzione di particelle (in raggio)

piuttosto stretta e centrata attorno a 1 micron, diversa quindi da quella di gruppi di particelle la cui evoluzione dinamica è di tipo collisionale.

Da M. Showalter et al. (1991)

Perturbazioni non gravitazionali

Piccole dimensioni → maggior rapporto Superficie / Massa ; bisogna considerare l’evoluzione dinamica sotto le forze e.m e la pressione di radiazione. e anche

studiare gli effetti di erosione su queste piccole particelle per stimare i tempi di vita degli anelli e conseguentemente i meccanismi di rigenerazione.

Effetto Poynting - Robertson

Plasma drag

Effetti dovuti al disallinamento di B

Sputtering

Erosione elettrostatica

Effetto Poynting - Robertson

Pressione di radiazione : rQc

r

R

LrQ

c

AF prpr ˆ

4ˆ

2

2

Parametro perturbativo:

r

Q

GMc

L

F

F pr

G

pr

16

3

Da F. Mignard (1984)

Effetto Poynting - Robertson

Espressione completa (fino all’ordine V/c) nel riferimento del Sole:

ˆˆ

21ˆ1

c

rr

c

rQ

c

A

c

Vr

c

rQ

c

AF prpr

PR drag

Da F. Mignard (1984)

Effetto Poynting - Robertson

Introduciamo un tempo caratteristico per l’evoluzione di una particella sotto l’influenza del PR drag:

prpr AQ

mct

3

2

In un sistema di riferimento planetocentrico, trascurando la variazione della distanza particella - Sole e

considerando l’orbita del pianeta circolare, si ottiene per le perturbazioni secolari:

0

6

cos5 2

dt

de

i

t

a

dt

da

pr

Numericamente si trova che i tempi di collasso dell’orbita per PR drag sono di 5X104 / y per Saturno e di 104 / y per Giove.

Plasma Drag

Il plasma magnetosferico è “intrappolato” attorno alle linee di forza e coruota con il pianeta: esiste una Δv tra il plasma e i grani e si verificano pertanto delle collisioni sia dirette che Coulombiane (anche i grani si caricano per la presenza

di carica libera). Δv dipende dal raggio dell’orbita dei grani.

32P

Psyn

MGR

R < Rsyn → collasso

R > Rsyn → espansione

Nel caso di Giove Rsyn= 2.29 RJ ; per Saturno Rsyn = 1.82 RS

Tempo scala:

relpl

grpd v

rt

3

2 Dipende dalla stima dei

parametri del plasma

Disallineamento del campo magnetico

Il campo magnetico di Giove è inclinato di ~10° rispetto all’asse di rotazione→ esiste una componenente verticale della forza di Lorentz nel piano equatoriale

r

z

r

GmM

c

tBvqzm Jr

2

)(

tBc

rqzz Pr

P )cos()(

0

2

PP

Pcr

R

R

B

B

r

z

2

2

max 0

Meccanismi di erosione

Sputtering (impatti di ioni energetici) :

ii is YFR

NR

M

Mt

2

3

Grandi incertezze

Stress elettrostatico; si ha rottura quando:

24

22

cm dyne10

m1

V10 r

Materiale Tensile strength (dyne cm-2)

Aggregati (fluffy) ~104

Ghiaccio (H2O) 106 - 108

Silicati 107 – 109

Vetro ~7∙109

Metalli ~2∙1010

Meccanismi di generazione

Sin dalle prime osservazioni fu suggerita la presenza di satelliti di piccole dimensioni “nascosti” negli anelli di Giove per spiegare alcune caratteristiche osservative.

Negli anni, sono stati scoperti vari satelliti associati ai “faint rings” di Giove e Saturno e localizzati sui loro bordi esterni (il caso di Enceladus è più complesso)

Anello Satellite associato

Main ringMain ring Metis, AdrasteaMetis, Adrastea

Inner gossamerInner gossamer AmaltheaAmalthea

Outer gossamerOuter gossamer ThebeThebe

E ringE ring EnceladusEnceladus

Visti i brevi tempi di vita (max ~105 y) stimati per i grani di polvere si pensò che queste “mooms” potessero essere i progenitori degli anelli e le fonti per rifornirli

continuamente del materiale perso.

Meccanismi di generazione

Le collisioni dei micrometeoroidi sulla superficie dei satelliti possono generare una quantità di polveri sufficiente a rifornire gli anelli di materiale

Rate di produzione:2

, iieii RFY

dt

dM

Sperimentalmente si trova che: 4900 vvvvF crite

Quindi, poiché v0 = vesc ~ Ri , alla fine si trova che dMi/dt ~ Ri -1/4

Alcune peculiarità

Gossamer rings: profilo rettangolare e bordi più

luminosi della zona centrale

Effetto combinato dell’inclinazione dei satelliti e della non sfericità di Giove

Adattato da J.A. Burns et al. (1999)

Alcune peculiarità

Profilo quasi simmetrico rispetto alla posizione di Enceladus: non si può spiegare con un singolo effetto di drag; (osserviamo che Rsyn~ 110 ∙ 103 km).

La pressione di radiazione può causare una variazione a breve periodo dell’eccentricità che spiegherebbe, almeno in parte, questo profilo.

Da M. Showalter et al. (1991)

Bibliografia

J.A. Burns, M.R. Showalter, G.E. Morfill, “Ethereal Rings” in Planetary Rings, eds. R. Greenberg and A. Brahic (Univ.of Arizona Press, Tucson, AZ, 1984) pp.200-272

E. Grün, G.E. Morfill, “Dust – Magnetosphere interactions” in Planetary Rings, eds. R. Greenberg and A. Brahic (Univ.of Arizona Press, Tucson, AZ, 1984) pp.275-332

F.Mignard, “Effects of radiation forces on dust particles in planetary rings” in Planetary Rings, eds. R. Greenberg and A. Brahic (Univ.of Arizona Press, Tucson, AZ, 1984) pp.200-272

J.A. Burns et al., The formatio of Jupiter’s Faint Rings, Science 284, 1146 (1999)

M.R. Showalter, J.N. Cuzzi, S.M. Larson, Structure and Particle Properties of Saturn’s E Ring, Icarus 94, 451 (1991)