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O sistema de an´eis de Urano foi descoberto em 1977 atrav´es de uma oculta¸c˜ao estelar, que revelou a existˆencia de quatro an´eis estreitos e bem delimitados (Elliot et al. 1977). Posteriormente, entre os dados enviados ap´os a passagem da sonda Voyager II por Urano em 1986 estavam a descoberta de mais seis an´eis estreitos (Smith et al. 1986), que em conjunto com os quatro descobertos anteriormente formam o sistema principal de an´eis de Urano.

Apesar de serem em sua maioria opticamente espessos, alguns destes an´eis (η, δ e λ) possuem uma componente de baixa profundidade ´optica indicando a presen¸ca de poeira. A exce¸c˜ao ´e o tˆenue anel ζ, o mais extenso radialmente e pr´oximo `as camadas mais altas da atmosfera de Urano. Sua existˆencia foi inferida a partir dos dados da Voyager (de fato, o anel ´e vis´ıvel em apenas uma imagem) e observa¸c˜oes recentes feitas com o telesc´opio Keck confirmaram a existˆencia do anel que se estende gradualmente de 37850 km at´e 41350 km (de Pater et al. 2006).

A observa¸c˜ao destas regi˜oes de poeira ´e dif´ıcil pois elas s˜ao ofuscadas pelo brilho do planeta e dos an´eis principais. Por´em, devido `a inclina¸c˜ao do planeta um observador na Terra observa o plano dos an´eis de Urano em diferentes configura¸c˜oes durante o per´ıodo orbital do planeta. A figura 4.2 mostra a varia¸c˜ao das latitudes da Terra (B) e do Sol (B′

) em rela¸c˜ao a Urano no per´ıodo de junho de 2007 a junho de 2008.

-3 -2 -1 0 1 2 3

Aug/07 Oct/07 Dec/07 Feb/08 Apr/08

Latitude planetocentrica (graus)

2007-2008 X

O O

Sol Terra

Figura 4.1: Varia¸c˜ao das latitudes da Terra (B) e do Sol (B′

A partir dos ˆangulos das latitudes terrestre e solar ´e poss´ıvel definir dois parˆametros µ e µ′ _como

µ ≡ sin B µ′

≡ sin B′

e com isso a geometria da observa¸c˜ao pode ser separada em duas configura¸c˜oes de acordo com a ilumina¸c˜ao solar:

• quando o Sol e a Terra est˜ao do mesmo lado do plano dos an´eis (µµ′

> 0) o lado iluminado dos an´eis ´e vis´ıvel

• quando o Sol e a Terra est˜ao em lados opostos do plano dos an´eis (µµ′

< 0) o lado escuro dos an´eis pode ser observado.

De forma geral, as passagens pelo plano dos an´eis s˜ao denominadas de RPX ou Ring plane crossing. Como ´e poss´ıvel ver na figura 4.2, nos anos de 2007 e 2008 ocorreram dois instantes (agosto de 2007 e fevereiro de 2008) nos quais tem-se que µ = 0, correspondendo a passagem da Terra pelo plano dos an´eis. J´a em dezembro de 2007 tem-se que µ′

= 0, definido como o equin´ocio de Urano, quando o Sol cruza o equador do planeta.

O equin´ocio de Urano ocorre aproximadamente a cada 42 anos, metade do per´ıodo orbital do planeta. Nesta configura¸c˜ao a incidˆencia dos raios solares ´e paralela ao plano dos an´eis e com isso o brilho dos an´eis principais ´e bastante atenuado devido `a auto oculta¸c˜ao das part´ıculas, tornando prop´ıcia a observa¸c˜ao das regi˜oes de poeira. A figura 4.2 mostra o perfil radial dos an´eis de Urano em julho de 2004, agosto de 2006 e logo ap´os o RPX pela Terra em maio de 2007. Em 2004 a estrutura mais brilhante ´e o anel ǫ, o anel mais denso do sistema e que consequentemente reflete a maior parte quantidade da luz incidente. Conforme se aproxima o RPX da Terra, a intensidade do anel diminui chegando a praticamente desaparecer no perfil obtido em maio de 2007. Neste mesmo perfil a regi˜ao mais evidente ´e o anel ζ, que n˜ao era vis´ıvel anteriormente. Isto ´e um indicativo que este anel ´e composto majoritariamente por part´ıculas de poeira.

de Pater et al. (2007) realizaram a compara¸c˜ao entre os perfis radiais obtidos pela Voyager em 1986 (French et al. 1991) com os dados referentes ao RPX da Terra em 2007. Algumas estruturas podem ser identificadas nos dois conjuntos de dados, como por exemplo o anel η e uma regi˜ao de poeira localizada em 43.000 km. Por´em, em alguns casos h´a diferen¸cas entre os dois perfis, como pode ser visto na regi˜ao em 45.000 km que ´e bastante evidente em 2007 mas parece ser completamente desprovida de poeira nos dados da Voyager, como pode ser

Figura 4.2: Perfil radial dos an´eis de Urano obtidos com o telesc´opio Keck em diferentes ´epocas pr´oximas ao RPX da Terra em maio de 2007. Adaptado de de Pater et al. (2007).

visto na figura 4.3. Isso indica que houve uma altera¸c˜ao na distribui¸c˜ao das part´ıculas de poeira ao redor de Urano.

Outra diferen¸ca bastante evidente ´e a defasagem do anel ζ entre a posi¸c˜ao determinada pela Voyager (linha azul) e os dados recentes (linha vermelha) (figura 4.3). Como as ob- serva¸c˜oes foram feitas para diferentes ˆangulos de fase n˜ao ´e poss´ıvel fazer nenhuma inferˆencia sobre a distribui¸c˜ao de tamanho das part´ıculas e com isso foram propostas duas poss´ıveis explica¸c˜oes para a defasagem encontrada: ou o anel ´e composto por duas popula¸c˜oes de part´ıculas com tamanhos diferentes e espacialmente separadas, algo dif´ıcil de ser explicado, ou ocorreu uma mudan¸ca na distribui¸c˜ao radial do anel entre 1986 e 2007, o que ´e mais prov´avel.

Figura 4.3: Compara¸c˜ao entre os perfis radiais ap´os a deconvolu¸c˜ao dos dados da Voyager (em preto, com escala no lado direito) e do telesc´opio Keck (em vermelho, com escala no lado esquerdo). Tamb´em ´e apresentado o perfil do anel ζ obtido na imagem 26846.50 pela Voyager (em azul). Adaptado de de Pater et al. (2007).

vatoire de Paris organizou uma miss˜ao na qual foram realizadas observa¸c˜oes de Urano e seus an´eis utilizando o VLT (Very Large Telescope) nos dias 07, 08, 09 e 10 de dezembro, obtendo imagens tanto do lado iluminado quando do lado escuro dos an´eis. Neste per´ıodo a latitude do Sol variou entre 0.015◦

e −0.027◦

, enquanto a latitude da Terra manteve-se praticamente constante em 2.77◦

. A figura 4.4 mostra um diagrama do planeta para um observador situado no VLT no dia 07/12/07 `as 23h50h0s UTC, sendo praticamente idˆentico para os demais dias (exceto pela posi¸c˜ao dos sat´elites).

Figura 4.4: Diagrama do sistema de Urano para o dia 07/12/2009, onde est˜ao identificados os sat´elites vis´ıveis em um campo com 30 arcsec.

Nas se¸c˜oes seguintes ser˜ao descritas as principais caracter´ısticas do telesc´opio (se¸c˜ao 4.3), do processo de obten¸c˜ao e caracter´ısticas das imagens (se¸c˜ao 4.4), al´em da calibra¸c˜ao (se¸c˜ao 4.5), centragem (se¸c˜ao4.7) e os resultados obtidos.