Jupiters ringar

Jupiters ringar  är ringsystemet som omger planeten Jupiter , även känt som Jupiters ringsystem . Det är det tredje ringsystemet som upptäckts i solsystemet , efter de Saturniska och Uraniska ringsystemen . Förekomsten av ringar antogs redan 1960 av den sovjetiske astronomen Sergei Vsekhsvyatsky [1] [2] [3] : baserat på studien av de avlägsna punkterna i omloppsbanorna för vissa kometer drog Vsekhsvyatsky slutsatsen att dessa kometer kunde komma från ringen av Jupiter och föreslog att ringen bildades som ett resultat av Jupiters vulkaniska aktivitetssatelliter (vulkaner på Io upptäcktes två decennier senare) [4] :157 . Jupiters ringar sågs först när rymdfarkosten Voyager 1 närmade sig Jupiter 1979, [5] mer detaljerad information om ringarna erhölls på 1990-talet tack vare rymdfarkosten Galileo . [6] Ringarna har också observerats av Hubble-teleskopet och har observerats från jorden i många år. [7] Markbaserade observationer kräver de största tillgängliga teleskopen. [åtta]

Jupiters ringsystem är svagt och består till största delen av damm. [5] [9] Totalt fyra komponenter i systemet kan särskiljas i ringarna: en tjock torus av partiklar - känd som " haloring " eller helt enkelt halo [  10] ; relativt ljus, mycket tunn "Huvudring"; och två breda och svaga yttre ringar - kända som "spindelringar" (Gossamer-ringar - ringar tunna och genomskinliga, som ett nät), uppkallade efter materialet i satelliterna - som bildar dem: Amalthea och Thebe . [elva]

Huvudringen och gloria består främst av damm från Metis , Adrastea och möjligen några andra månar som ett resultat av höghastighetskollisioner. [6] Högupplösta bilder erhållna 2007 av rymdfarkosten New Horizons avslöjade huvudringens rika och fina struktur. [12]

I den synliga delen av spektrumet och nära infrarött är ringarna röda, med undantag för "haloringen", som har en neutral eller blå färg. [7] Storleken på dammet i ringarna varierar, men tvärsnittsarean är högst för icke-sfäroidala partiklar med en radie på cirka 15 mikrometer i alla ringar förutom haloringen. [13] Förmodligen domineras haloringen av damm med en partikeldiameter på mindre än en mikrometer. Ringsystemets totala massa kan inte beräknas exakt, men dess uppskattningar sträcker sig från 10 11 till 10 16 kg. [14] Åldern på ringsystemet är okänd, men de kan ha funnits sedan Jupiters slutgiltiga bildande. [fjorton]

Det är möjligt att en annan ring finns i Himalias omloppsbana om den tros ha kolliderat med Dia någon gång [15] .

Upptäckt och struktur

Jupiters ringar är det tredje ringsystemet som upptäckts i solsystemet , efter Saturnus och Uranus ringar . Jupiters ringar observerades första gången 1979 av Voyager 1 . [5] Ringsystemet har fyra huvudkomponenter: en tjock inre torus av partiklar, känd som en "haloring"; relativt ljus och tunn "Main Ring"; och två breda och svaga yttre ringar, kända som "spindelringar", uppkallade efter materialet i satelliterna som bildar dem: Amalthea och Thebe . [11] Huvuddragen hos Jupiters ringar visas i tabellen nedan. [6] [9] [11] [13]

namn Radie (km) Bredd (km) Tjocklek (km) Optisk tjocklek [c] Dammfraktion (i τ) Vikt (kg Anteckningar
halo ring 92 000—122 500 30 500 12 500 ~1⋅10 −6 100 %  —
huvudring 122 500-129 000 6 500 30-300 5,9⋅10 −6 ~25 % 10 7 - 10 9 (damm)
10 11 - 10 16 (stora fragment)		 Begränsad av Adrastea
Gossamer Ring of Amalthea 129 000—182 000 53 000 2000 ~1⋅10 −7 100 % 10 7 - 10 9 Förknippad med Amalthea
Gossamer Ring of Thebe 129 000—226 000 97 000 8 400 ~3⋅10 −8 100 % 10 7 - 10 9 Förknippad med Thebe . Den sträcker sig också till rymden utanför Thebes omloppsbana.

Huvudring

Struktur och utseende

Den smala och relativt tunna huvudringen är den ljusaste i Jupiters ringsystem. Dess yttre kant ligger på ett avstånd av 129 000 km från Jupiter (eller 1 806 R J ; R J = Jupiters ekvatorialradie - 71 398 km) och sammanfaller med omloppsbanan för Jupiters minsta inre måne, Adrastea . [6] [9] Dess inre kant sammanfaller inte med någon satellits omloppsbana och ligger på ett avstånd av 122 500 km (1,72 R J ). [6]

Därför är ringens bredd 6 500 km. Ringens utseende beror på vyns geometri. [14] I framåtspritt ljus [a] börjar huvudringens ljusstyrka minska från 128 600 km (inuti Adrasteas bana) och når bakgrundsnivån på ett avstånd av 129 300 km utanför Adrasteas bana. [6] Således fungerar Adrastea som en "herdesatellit" för denna ring, upp till ett avstånd av 129 000 km. [6] [9] Ringens ljusstyrka ökar mot Jupiter och når sin topp vid 126 000 km, nära ringens mitt, men det finns ett tydligt gap skapat av Metis vid 128 000 km. [6] Den inre gränsen för "Huvudringen" "försvinner" gradvis från 124 000 till 120 000 km och smälter samman med Halo. [6] [9] I framåtspritt ljus är alla Jupiters ringar ljusa.

I bakåtspritt ljus [b] ser ringen annorlunda ut. Den yttre gränsen för Main Ring, som ligger på ett avstånd av 129 100 km, något bortom Adrasteas omloppsbana , bryter av abrupt. [14] Månens omloppsbana markeras av ett gap i ringen, vilket bildar en ring utanför Adrasteas omloppsbana. Det finns en annan ring som kretsar kring Adrastea, åtföljd av en lucka av okänt ursprung, cirka 128 500 km bort. [14] Den tredje ringen ligger utanför Metis omloppsbana, i mitten av en annan lucka. Ringens ljusstyrka sjunker avsevärt precis utanför Metis omloppsbana, vilket skapar den så kallade "Metis Groove". [14] Inuti Metis omloppsbana stiger ringens ljusstyrka mycket mindre än med framåtspritt ljus. [8] I bakåtspridd geometri verkar ringen bestå av två delar: en smal yttre del - vidgar från 128 000 till 129 000 km, vilket direkt inkluderar tre ringlets åtskilda av luckor, och ett svagare inre som sträcker sig från 122 500 till 128 000 km, i vilket ingen struktur kan urskiljas, i motsats till den framåt spridda geometrin. [14] [16] "Groove of Metis" fungerar som deras gräns. Ringens mikrostruktur studerades först från fotografier tagna av rymdfarkosten Galileo och är också tydligt synliga på fotot med bakåtspritt ljus som togs av rymdfarkosten New Horizons i februari-mars 2007. [12] [17] Tidigare observationer med Hubble-teleskopet (HST), [7] Keck [8] och rymdfarkosten Cassini misslyckades på grund av otillräcklig upplösning. [13] Emellertid upptäcktes mikrostrukturen senare med hjälp av Keck-teleskopet och adaptiv optik 2002-2003. [arton]

När den observeras i bakåtspritt ljus, verkar ringen vara rakblads-tunn och inte mer än 30 km tjock. [9] Med lateral ljusspridning är tjockleken på ringarna från 80 till 160 km, vilket ökar mot Jupiter. [6] [13] Ringen verkar särskilt tjock i framåtspritt ljus, ungefär 300 km bort. [6] En av Galileos upptäckter var ett relativt tjockt (cirka 600 km) moln av materia som omgav ringens inre kant. [6] Molnet växer i tjocklek närmare den inre kanten, där det blir en gloria. [6]

En detaljerad analys av bilderna av rymdfarkosten Galileo avslöjade longitudinella variationer i ljusstyrka i Main Ring som inte är relaterade till undersökningsgeometrin. Dessutom hittades viss inhomogenitet i ringen - i en skala av 500-1000 km. [6] [14]

I februari-mars 2007 genomförde New Horizons en djupgående sökning efter nya små satelliter i Main Ring. [19] Trots att ingen satellit större än 0,5 km upptäcktes, registrerade rymdfarkostens kameror sju relativt små klumpar av ringpartiklar. De rör sig i en tät ring inne i Adrasteas omloppsbana. [19] Åsikten att dessa är block, och inte små satelliter, stöds av azimutmätningar. De sträcker sig 0,1-0,3° längs ringen, vilket motsvarar 1000-3000 km. [19] Blocken är fördelade inuti ringen i 2 grupper - från 5 och 2 element. Ursprunget till blocken är oklart, men deras banor är i 115:116 och 114:115 resonans med Metis . [19] Kanske är de fragment från kollisionen mellan Metis och något föremål.

Spektrum och partikelstorleksfördelning

Spektrum av ringen erhölls av Hubble , [7] Keck , [20] Galileo [ 21] och Cassini . [13] Detta gjorde det möjligt att fastställa att färgen på partiklarna i ringen är rödaktig, det vill säga deras albedo är högre vid längre våglängder. [13] Ringens spektrum tillåter inte att några kemiska ämnen urskiljs, men under Cassini-observationer hittades absorptionslinjer vid våglängder på 0,8 μm och 2,2 μm. [13] Huvudringens spektrum liknar det för Adrastea [7] och Amalthea . [tjugo]

De inneboende egenskaperna i Main Ring kan förklaras med hypotesen att den innehåller en betydande mängd damm med en storlek på 0,1-10 μm. Detta förklarar ringens starkare ljusstyrka under framåtspritt ljus. [14] [16] Däremot krävs närvaron av större partiklar för att förklara den starkare ljusstyrkan och mikrostrukturen hos den ljusa yttre delen av ringen i tillbakaspritt ljus. [14] [16]

En analys av tillgängliga fas- och spektraldata leder till slutsatsen att storleksfördelningen av fina partiklar i huvudringen följer en kraftlag [13] [22] [23]

där n ( r ) är antalet partiklar med radier mellan r och r + dr , och är en normaliserande parameter vald för att passa den totala ljuseffekten från ringen. Parametern q  är 2,0 ± 0,2 och tillämpas för r < 15 ± 0,3 μm och q = 5 ± 1 för partiklar med r > 15 ± 0,3 μm. [13] Fördelningen av stora partiklar i mm-km-zonen är för närvarande okänd. [14] Ljusspridning i denna modell utförs huvudsakligen av partiklar med r ca 15 μm. [13] [21]

Kraftlagen som nämns ovan gör det möjligt att uppskatta det optiska djupet [c] för huvudringen: för stora kroppar och för damm. [13] Detta optiska djup betyder att det totala tvärsnittet av partiklarna i ringen är cirka 5000 km². [d] [14] Partiklar i huvudringen tros ha en icke-sfärisk form. [13] Den totala massan av stoft i Main Ring uppskattas till 10 7 −10 9 kg. [14] Massan av stora kroppar, exklusive Metis och Adrastea , är 10 11 −10 16 kg. Det beror på deras maximala storlek, gränsen är 1 km i diameter. [14] Som jämförelse: massan av Adrastea  är cirka 2⋅10 15 kg, [14] Amalthea  är cirka 2⋅10 18 kg [24] , jordens måne är 7,4⋅10 22 kg.

Närvaron av två populationer av partiklar, damm och stora kroppar i en ring samtidigt, förklarar skillnaden i utseendet på ringen vid olika betraktningsgeometrier. [23] Dammet är tydligt synligt i framåtspritt ljus och är begränsat till Adrasteas omloppsbana. [14] Däremot är stora kroppar, tydligt synliga i tillbakaspritt ljus, begränsade till området mellan Adrasteas och Metis banor, såväl som ringar. [14] [16]

Ursprung och ålder

Dammet lämnar ringen på grund av Poynting-Robertson-effekten , såväl som de elektromagnetiska krafterna från den jovianska magnetosfären . [23] [25] Flyktiga ämnen, som is, avdunstar snabbt. "Livstiden" för partiklar i ringen är från 100 till 1000 år. [14] [25] Således måste dammet ständigt fyllas på på grund av kollisioner mellan kroppar från 1 cm till 0,5 km stora [19] och samma kroppar och kroppar utanför det jovianska systemet. [14] [25] Källorna för att fylla ringen är en population av relativt stora kroppar, begränsade av en 1000 kilometer lång region i omloppsbana, den ljusa yttre delen av ringen, samt Metis och Adrastea . [14] [16] De största kropparna, exklusive Metis och Adrastea, som fungerar som källor, kan inte vara större än 0,5 km. Den övre gränsen sattes av New Horizons observationer . [19] Den tidigare övre gränsen, härledd från observationer från Hubble [7] [16] och Cassini [13] , var nära 4 km. [14] Dammet som produceras av kollisionerna behåller till en början samma orbitala element som källkropparna, men börjar gradvis sakta spiralforma mot Jupiter och bildar en svag (i bakåtspritt ljus) inre huvudring och halo. [14] [25] Huvudringens ålder är för närvarande okänd, men den kan representera de sista resterna av en population av små kroppar nära Jupiter. [elva]

Vertikala vågor

Fotografier från rymdfarkosterna Galileo och New Horizons gjorde det möjligt att urskilja två separata grupper av störningar inuti Main Ring. Dessa grupper av störningar är starkare än de som kan orsakas av den differentiella nodalregressionen av Jupiters gravitationsfält. Den förmodligen mest anmärkningsvärda av de två var kometen Shoemaker-Levy som kolliderade med Jupiter 1995, medan den andra verkar ha dykt upp under första halvan av 1990. [26] [27] [28] Observationer av Galileo i november 1996 gjorde det möjligt att göra mätningar av dessa två "vågor": längd: 1920 ± 150 och 630 ± 20 km , vertikal amplitud 2,4 ± 0,7 och 0,6 ± 0,2 km , för starkare respektive svagare spänning. [28] Bildandet av en större våg kan förklaras av inverkan på ringen av kometpartiklar, vars totala massa var 2-5 x 10 12 kg, som avvek en del av ringen från ekvatorialplanet med 2 km . [28] En liknande störning observerades [29] av Cassini i Saturnus C- och D- ringar [30]

Halo Ring

Struktur och utseende

Halon är närmast planeten själv och samtidigt planetens tjockaste ring. Dess yttre kant sammanfaller med huvudringens inre gräns på ett avstånd av cirka 122 500 km (1,72 R J ). [6] [9] Från detta avstånd blir ringen tjockare och tjockare mot Jupiter. Den verkliga tjockleken på ringen är fortfarande inte känd, men dess beståndsdelar registrerades också på ett avstånd av 10 000 km från ringens plan. [6] [8] Ringens inre gräns bryter av relativt skarpt på ett avstånd av 100 000 km (1,4 R J ), [8] men viss materia registreras på ett avstånd av 92 000 km från Jupiter. [6] Sålunda är glorians bredd cirka 30 000 km. Till sin form liknar den en torus utan en tydlig inre struktur. [14] Till skillnad från Main Ring, beror utseendet på glorian endast något på visningsgeometrin.

Halon verkar ljusast i framåtspritt ljus, vilket är den geometri som den fotograferades av Galileo i . [6] Medan dess ytljusstyrka är mycket mindre än huvudringens, är dess vertikala (vinkelrätt mot ringens plan) fotonflöde jämförbart på grund av ringens mycket större tjocklek. Trots en tjocklek på cirka 20 000 km är ljusstyrkan hos haloringen strikt koncentrerad i ringens plan och följer en maktlagsform: z −0,6 till z −1,5 , [14] där z  är avståndet från ringen plan. Utseendet på glorian i tillbakaspritt ljus som observerats av Keck [8] och Hubble [7] är nästan omöjligt att skilja. Emellertid är dess totala fotonflöde flera gånger lägre än huvudringens och är starkare koncentrerat nära ringens plan än med framåtspritt ljus. [fjorton]

Haloens spektrum skiljer sig mycket från huvudringens spektrum. Fördelningen av fotonflödet vid våglängder på 0,5-2,5 μm är mer "platt" än den för huvudringen; [7] Haloringen har inte en rödaktig färg som den huvudsakliga, den har en blåaktig färg. [tjugo]

Ursprunget till glorian

Halons optiska egenskaper kan förklaras av hypotesen att den inkluderar partiklar som är mindre än 15 μm i storlek. [7] [14] [22] Den del av ringen som ligger långt från dess plan kan mycket väl bestå av damm som är mindre än en mikrometer i storlek. [7] [8] [14] Denna dammiga sammansättning förklarar den mycket starkare framåtspridningen, den blåaktiga färgen och den omöjliga ringstrukturen. Dammet kommer troligen från Main Ring, och detta stöds av att haloringens optiska tjocklek är jämförbar med damm från Main Ring. [9] [14] Den stora tjockleken på halo kan förklaras av störningar av orbitallutningen och excentriciteten för partiklarna i ringen av de elektromagnetiska krafterna från den jovianska magnetosfären. Den yttre gränsen för glorian sammanfaller med platsen för den så kallade "Lorentz-resonansen" (3:2 med Jupiter). [e] [23] [31] [32] Eftersom Poynting-Robertson-effekten [23] [25] får ringpartiklar att driva mot Jupiter, ändras deras orbitallutning när de passerar genom denna region. Det ovannämnda dammmolnet, som omsluter de inre gränserna för Main Ring, kan fungera som början på en halo-ring. [14] Den inre gränsen för halo är ganska nära den starka 2:1 Lorentz Resonance. [23] [31] [32] Det är troligt att det finns mycket starka störningar vid en sådan resonans, vilket tvingar ringens partiklar att färdas mot den jovianska atmosfären, och därmed definiera en skarp inre gräns. [14] Om haloringen härrör från Main Ring, då är den ungefär lika gammal. [fjorton]

Gossamer Rings

Gossamer Ring of Amalthea

Amalthea gossamer-ringen har en mycket svag struktur med ett rektangulärt tvärsnitt som sträcker sig från Amaltheas omloppsbana från 182 000 km (2,54 RJ ) till cirka 129 000 km (1,80 RJ ) . [6] [14] Dess inre gräns är inte tydligt definierad på grund av närvaron av en mycket ljusare huvudring och en haloring i närheten. [6] Tjockleken på ringen är cirka 2 300 km runt Amaltheas omloppsbana och minskar något mot Jupiter [f] [8] . Den ljusaste ringen blir nära de övre och nedre kanterna, såväl som i riktning mot Jupiter. En av ringgränserna är ofta ljusare än de andra [33] . Ringens yttre gräns slutar ganska brant; [6] Ringens ljusstyrka är bara synlig inuti Amaltheas bana, [6] dock har ringen en liten expansion utanför Amaltheas bana där månen går in i en 4:3-resonans med Thebe. [18] I framåtspritt ljus är ringen cirka 30 gånger svagare än huvudringen. [6] I bakåtspridda ljus är ringen endast synlig av Keck [8] och ACS (Advanced Survey Camera) på Hubble . [16] Bakåtspridda bilder gör att vissa detaljer av ringen kan urskiljas, till exempel: ringen når sin högsta ljusstyrka inuti Amaltheas omloppsbana , begränsad till ringens övre och nedre gränser. [8] [18]

2002-2003 passerade Galileo två gånger genom "spindelringarna". Under passagen upptäckte dammsensorer dammpartiklar med storlekar på 0,2-5 μm. [34] [35] Dessutom upptäckte Galileos skannrar närvaron av relativt små (< 1 km) kroppar nära Amalthea. [36] Kanske är dessa konsekvenserna av kollisioner av vissa kroppar med satellitens yta.

Observationer av gossamer-ringar från jorden, från rymdfarkosten Galileo och direkta mätningar av damm, gjorde det möjligt att bestämma den granulometriska sammansättningen av ringen, som tycks följa samma kraftlag som Main Ring, med q = 2 ± 0,5. [16] [35] Ringens optiska tjocklek är cirka 10 −7 , vilket är flera storleksordningar lägre än huvudringens, men den totala massan av damm i ringen (10 7 −10 9 kg) är ganska jämförbar. [11] [25] [35]

Gossamer Ring of Thebe

Gossamer-ringen i Thebe är den svagaste och mest kända. Ringen har en mycket obskyr struktur och ett rektangulärt tvärsnitt. Ringen börjar nära Thebes omloppsbana på ett avstånd av 226 000 km (3,11 R J ) och vidgas upp till 129 000 km (1,80 R J ;)). [6] [14] Ringens inre gräns är inte definierad på grund av den mycket ljusare Main Ring och Halo. [6] Tjockleken på ringen är cirka 8 400 km nära Thebes omloppsbana och minskar gradvis mot planeten. [f] [8] Thebes knasande ring, liksom Amaltheas knasande ring, är ljus nära de nedre och övre gränserna och blir också ljusare när den närmar sig Jupiter. [33] Ringens yttre gräns slutar inte abrupt, utan sträcker sig ytterligare 15 000 km. [6] Det finns en knappt märkbar förlängning av ringen bortom Thebes omloppsbana, upp till cirka 280 000 km (3,75 R J ) och kallas för Thebans förlängning. [6] [35] I framåtspritt ljus är ringen tre gånger mindre ljus än Amalthea-ringen [6] I bakåtspritt ljus kunde endast teleskop vid Keck Observatory urskilja ringen . [8] Det bakåtspridda fotot visar att ringens högsta ljusstyrka börjar strax bortom Thebes omloppsbana. [8] Under 2002–2003 registrerade dammdetektorer vid Galileo närvaron av partiklar med en storlek på 0,2-5 μm, som i Amalthea-ringen, och bekräftade även resultaten av bildstudier. [34] [35]

Den optiska tjockleken på Ring of Thebe är ungefär 3⋅10 −8 , vilket är tre gånger lägre än Amalthea-ringens, men den totala massan av damm i ringen är ungefär densamma: 10 7 −10 9 kg. [11] [25] [35] Partikelstorleksfördelningen för dammet i ringen är något finare än i Amalthea-ringen. Dammet i ringen är också föremål för en effektlag med q < 2. I Theban-expansionen kan q-parametern vara ännu mindre. [35]

Ursprunget till gossamer ringar

Dammet i banringarna fylls på med samma mekanism som i Main Ring och i Halo. [25] Källorna är Jupiters inre månar - Amalthea respektive Thebe , samt mindre kroppar. Högenergikollisioner mellan dessa kroppar och kroppar utanför det jovianska systemet producerar dammmassor. [25] Partiklar behåller initialt samma orbitala element som deras källkroppar, men rör sig gradvis i en spiral på grund av Poynting-Robertson-effekten. [25] Gossamer-ringarnas tjocklek bestäms av månbanornas vertikala avvikelser på grund av deras lutningar som inte är noll. [14] Denna hypotes förklarar nästan alla de anmärkningsvärda egenskaperna hos gossamer-ringar: det rektangulära tvärsnittet, uttunningen mot Jupiter och ljusstyrkan hos ringarnas övre och nedre kanter. [33]

Vissa egenskaper är dock oförklarliga än i dag, som Theban-expansionen, som kan skapas av en ännu osynlig kropp på grund av Thebes omloppsbana, såväl som strukturer som är synliga i bakåtspritt ljus. [14] En av de möjliga förklaringarna till Thebans expansion kan vara påverkan av de elektromagnetiska krafterna i den jovianska atmosfären. När dammet kommer in i skuggan bakom Jupiter förlorar det snabbt sin elektriska laddning. Börjar med små partiklar, dammet är associerat med planeten, det rör sig utåt från skuggorna, vilket skapar Theban-expansionen. [37] Samma krafter kan förklara minskningen av antalet partiklar och ljusstyrkan mellan Amaltheas och Thebes banor. [35] [37]

Ljusstyrketoppen strax bortom Amaltheas bana, liksom den vertikala asymmetrin hos Amaltheas Gossamer Ring, kan förklaras av fångade partiklar från satellitens Lagrange-punkter (L 4 ) och (L 5 ). [33] Ringpartiklar kan röra sig i hästskobanor mellan Lagrange-punkter. [18] Nära Thebe äger exakt samma process rum. Denna upptäckt antyder att det finns två typer av partiklar i Gossamer-ringarna: vissa driver långsamt i en spiral i riktning mot Jupiter, medan andra förblir nära sina ursprungsmånar, fångade i en 1:1-resonans med dem. [33]

Ring of Himalia

Satelliten S/2000 J 11, 4 km i diameter, försvann efter upptäckten 2000. [38] Enligt en version kraschade den in i den större månen Himalia med en diameter på 170 km, vilket skapade en liten och tunn ring. Denna hypotetiska ring ser ut som en blek strimma nära Himalia. Detta antagande tyder också på att Jupiter ibland förlorar små satelliter till följd av kollisioner. [femton]

Forskning

Existensen av Jupiters ringar bevisades efter observationer av planetbältet av Pioneer 11 1975. [39] 1979 avbildade Voyager 1 ett överexponerat ringsystem. [5] Mer detaljerade bilder togs samma år av Voyager 2 , vilket hjälpte till att bestämma ringarnas ungefärliga struktur. [9] De utmärkta bilderna som togs av rymdfarkosten Galileo från 1995 till 2003 har avsevärt utökat den befintliga kunskapen om Jupiters ringar. [6] Markbaserade observationer av ringarna av Keck Observatory 1997 och 2002 [8] och av Hubble-teleskopet 1999 [7] visade ett rikt mönster av synlig sidospridning. Bilder som överfördes av Novye Horizons i februari-mars 2007 [17] gjorde det möjligt att studera huvudringens struktur för första gången. År 2000 gjorde rymdfarkosten Cassini olika observationer av Jupiters ringsystem på väg till Saturnus. [40] Fler uppdrag planeras i framtiden för att studera Jupiters ringar.

Jupiters ringar i litteraturen

Jupiters ring beskrivs i berättelsen " Vägen till Amalthea " som publicerades 1960 av bröderna Strugatsky . Kollisionen av fotonbilen Tahmasib med solida fragment av ringen orsakade olyckan och rymdfarkostens efterföljande fall i atmosfären på den gigantiska planeten. [41]

Anteckningar

Kommentarer
  1. ^   Direkt (framåt) spritt ljus - ljus spritt i en liten vinkel i förhållande till solens ljus (fasvinkeln ärnära 180°).
  2. ^   Bakåtspritt ljus är ljus som sprids i en vinkel nära 180° i förhållande till solljus (fasvinkelnära 0°).
  3. ^   Normal optisk tjocklek - förhållandet mellan det totala tvärsnittet av ringens partiklar och ringens kvadratiska area. [13]
  4. ^   Detta bör motsvara det förmodade, totalt 1700 km² stora tvärsnittet avMetisochAdrastea. [fjorton]
  5. ^   Lorentz-resonansen är resonansen mellan ringpartiklarnas omloppsrörelse och den planetariska magnetosfärens rotation när förhållandet mellan deras perioder är ett rationellt tal. [31]
  6. ^   Tjockleken på gossamerringar definieras som avståndet mellan deras ljusaste övre och nedre gränser. [33]
Källor
  1. ↑ All Saints S.K. Ring av kometer och meteoriter runt Jupiter  // Naturen . - Vetenskap , 1960. - Nr 9 . - S. 87-88 .
  2. ↑ E. P. Levitan . Astronomi: Lärobok för 11 celler. läroinstitut. - 9:e uppl. - M . : Education , 2004. - ISBN 5-09-013370-0 .
  3. ↑ Jupiter på himlen. Kungen av planeterna och hans familj  // Jorden runt. Virtuell resetidning.
  4. ↑ Tsesevich V.P. Vad och hur man observerar på himlen. - 6:e uppl. — M .: Nauka , 1984. — 304 sid.
  5. ↑ 1 2 3 4 Smith, BA; Söderblom, L.A.; Johnson, TV; et al. Jupitersystemet genom Eyes of Voyager 1   // Science . - 1979. - Vol. 204 , nr. 4396 . - P. 951-957, 960-972 . - doi : 10.1126/science.204.4396.951 . - . — PMID 17800430 .
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 Ockert-Bell, ME; Burns, JA; Daubar, IJ; et al. Strukturen av Jupiters ringsystem som avslöjats av Galileo Imaging Experiment  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1999. - Vol. 138 , nr. 2 . - S. 188-213 . - doi : 10.1006/icar.1998.6072 . — .
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Meier, R.; Smith, B.A.; Owen, T.C.; et al. Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1999. - Vol. 141 , nr. 2 . - S. 253-262 . - doi : 10.1006/icar.1999.6172 . - .
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 de Pater, I.; Showalter, M.R.; Burns, JA; et al. Keck Infraröda observationer av Jupiters ringsystem nära jordens 1997 Ringplane Crossing  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1999. - Vol. 138 , nr. 2 . - S. 214-223 . - doi : 10.1006/icar.1998.6068 . — .
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Showalter, MR; Burns, JA; Cuzzi, JN; Pollack, JB Jupiters ringsystem: Nya resultat om struktur och partikelegenskaper  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1987. - Vol. 69 , nr. 3 . - s. 458-498 . - doi : 10.1016/0019-1035(87)90018-2 . - .
  10. ↑ N. Gorkavy. Jätte Jupiter // Encyclopedia for children . Astronomi / kapitel. ed. M. Aksyonova - M: Avanta +, 1997. - S. 549.
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6 Esposito, LW Planetringar  (engelska)  // Reports on Progress in Physics : journal. - 2002. - Vol. 65 , nr. 12 . - P. 1741-1783 . - doi : 10.1088/0034-4885/65/12/201 . - .
  12. ↑ 1 2 Morring, F. Ringledare //   Aviation Week & Space Technology :tidskrift. - 2007. - 7 maj. - S. 80-83 .
  13. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Throop, HB; Porco, CC ; West, R.A.; et al. The Jovian Rings: Nya resultat från Cassini, Galileo, Voyager och jordbaserade observationer  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2004. — Vol. 172 , nr. 1 . - S. 59-77 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.12.020 . - .
  14. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 34 32 33 3 3 JA , 34 32 32 33 34 JA , i Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, WB, Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere , Cambridge University Press , < http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf > . Arkiverad 12 maj 2006 på Wayback Machine 
  15. ↑ 1 2 "Månäktenskap kan ha gett Jupiter en ring" Arkiverad 22 februari 2014 på Wayback Machine , New Scientist , 20 mars 2010, sid. 16.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Showalter, MR; Burns, JA; de Pater, I.; et al. (26–28 september 2005). "Uppdateringar om de dammiga ringarna av Jupiter, Uranus och Neptunus" . Konferensen hölls 26–28 september 2005 i Kaua'i, Hawaii. LPI-bidrag nr. 1280 . sid. 130. Arkiverad från originalet 2007-11-12 . Hämtad 2011-08-02 . Utfasad parameter används |deadlink=( hjälp )
  17. ↑ 1 2 Jupiter's Rings: Sharpest View (otillgänglig länk - historia ) . NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute (1 maj 2007). Hämtad: 31 maj 2007. 
  18. ↑ 1 2 3 4 Imke de Patera, Mark R. Showalterb och Bruce Macintosh. Keck observationer av 2002–2003 jovianska ringplankorsningen  (engelska)  // Icarus . — Elsevier , 2008. — Vol. 195 , iss. 1 . - s. 348-360 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.11.029 .
  19. ↑ 1 2 3 4 5 6 Showalter, Mark R.; Cheng, Andrew F.; Weaver, Harold A.; et al. Klumpdetekteringar och gränser på månar i Jupiters ringsystem  (engelska)  // Science : journal. - 2007. - Vol. 318 , nr. 5848 . - S. 232-234 . - doi : 10.1126/science.1147647 . - . — PMID 17932287 .
  20. ↑ 1 2 3 Wong, MH; de Pater, I.; Showalter, M.R.; et al. Markbaserad nära infraröd spektroskopi av Jupiters ring och månar  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , nr. 2 . - s. 403-415 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.07.007 . - .
  21. ↑ 1 2 McMuldroch, S.; Pilortz, S.H.; Danielson, JE; et al. Galileo NIMS nära-infraröda observationer av Jupiters ringsystem  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2000. - Vol. 146 , nr. 1 . - S. 1-11 . - doi : 10.1006/icar.2000.6343 . — .
  22. ^ 12 Brooks, S.M .; Esposito, LW; Showalter, M.R.; et al. Storleksfördelningen av Jupiters huvudring från Galileo Imaging and Spectroscopy  (engelska)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Vol. 170 , nr. 1 . - S. 35-57 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.03.003 . — .
  23. ↑ 1 2 3 4 5 6 Burns, JA (2001), Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics , i Grun, E.; Gustafson, B.A.S.; Dermott, ST; Fechtig H., Interplanetary Dust , Berlin: Springer, pp. 641–725 , < http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf > . Arkiverad 3 juni 2016 på Wayback Machine 
  24. ↑ Anderson, J.D.; Johnson, TV; Shubert, G.; et al. Amaltheas densitet är mindre än vatten   // Vetenskap . - 2005. - Vol. 308 , nr. 5726 . - P. 1291-1293 . - doi : 10.1126/science.1110422 . - . — PMID 15919987 .
  25. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Burns, JA; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; et al. Bildandet av Jupiters svaga ringar   // Vetenskap . - 1999. - Vol. 284 , nr. 5417 . - P. 1146-1150 . - doi : 10.1126/science.284.5417.1146 . - . — PMID 10325220 .
  26. ↑ Mason, J.; Cook, J.-RC Forensic sleuthing band ringer krusningar till stötar . CICLOPS pressmeddelande . Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (31 mars 2011). Hämtad 4 april 2011. Arkiverad från originalet 4 juni 2012.
  27. ↑ Subtila krusningar i Jupiters ring . PIA 13893 bildtext . Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS) (31 mars 2011). Hämtad 19 april 2014. Arkiverad från originalet 4 juni 2012.
  28. ↑ 1 2 3 Showalter, M. R.; Hedman, M.M.; Burns, JA Inverkan av kometen Shoemaker-Levy 9 skickar krusningar genom Jupiters ringar  // Science  :  journal. - American Association for the Advancement of Science , 2011. - 31 mars ( vol. 332 ). - doi : 10.1126/science.1202241 .
  29. ↑ Luta Saturnus ringar . PIA 12820 bildtext . NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute (31 mars 2011). Hämtad 4 april 2011. Arkiverad från originalet 4 juni 2012.
  30. ↑ Hedman, M.M.; Burns, JA; Evans, M.W.; Tiscareno, MS; Porco, CC Saturnus egendomligt korrugerade C-ring  (engelska)  // Science  : journal. - American Association for the Advancement of Science , 2011. - 31 mars ( vol. 332 ). - doi : 10.1126/science.1202238 .
  31. ↑ 1 2 3 Hamilton, DP A Comparison of Lorentz, Planetary Gravitational and Satellite Gravitational Resonances  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1994. - Vol. 109 , nr. 2 . - S. 221-240 . - doi : 10.1006/icar.1994.1089 . - .
  32. ↑ 1 2 Burns, JA; Schaffer, L.E.; Greenberg, RJ et al. Lorentz Resonances and the Structure of the Jovian Ring  (engelska)  // Nature: journal. - 1985. - Vol. 316 , nr. 6024 . - S. 115-119 . - doi : 10.1038/316115a0 . — .
  33. ↑ 1 2 3 4 5 6 Showalter, Mark R.; de Pater, Imke; Verbanac, Guili et al. Egenskaper och dynamik hos Jupiters gossamer-ringar från Galileo, Voyager, Hubble och Keck-bilder  (engelska)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2008. — Vol. 195 , nr. 1 . - s. 361-377 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.12.012 . - .
  34. ↑ 1 2 Krüger, H.; Grün, E.; Hamilton, D.P. (18–25 juli 2004). "Galileo In-Situ dammmätningar i Jupiters Gossamer-ringar" . 35:e COSPAR vetenskapliga församlingen . sid. 1582. Arkiverad från originalet 2007-11-12 . Hämtad 2011-08-05 . Utfasad parameter används |deadlink=( hjälp )
  35. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kruger, Harald; Hamilton, Duglas P. Moissl, Richard; och Grun, Eberhard. Galileo In-Situ dammmätningar i Jupiters Gossamer- ringar   // Icarus . — Elsevier , 2009. — Vol. 2003 , nr. 1 . - S. 198-213 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.03.040 . — . - arXiv : 0803.2849 .
  36. ↑ Fieseler, P.D.; et al. Galileo Star Scanner Observations at  Amalthea  // Icarus . — Elsevier , 2004. — Vol. 169 , nr. 2 . - S. 390-401 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.01.012 . - .
  37. ↑ 1 2 Hamilton, Douglas P.; Kruger, Harold. Skulpteringen av Jupiters gossamer-ringar av dess skugga  (engelska)  // Nature : journal. - 2008. - Vol. 453 , nr. 7191 . - S. 72-75 . - doi : 10.1038/nature06886 . — . — PMID 18451856 .
  38. ↑ IAUC 7555, januari 2001. FAQ: Varför har du inte Jovian satellit S/2000 J11 i ditt system? . JPL Solar System Dynamics. Hämtad 13 februari 2011. Arkiverad från originalet 7 april 2012.
  39. ↑ Fillius, RW; McIlwain, CE; Mogro-Campero, A. Jupiters strålningsbälten — En andra titt   // Vetenskap . - 1975. - Vol. 188 , nr. 4187 . - s. 465-467 . - doi : 10.1126/science.188.4187.465 . - . — PMID 17734363 .
  40. ↑ Brown, RH; Baines, KH; Bellucci, G.; et al. Observationer med den visuella och infraröda kartläggningsspektrometern (VIMS) under Cassinis förbiflygning av Jupiter  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2003. - Vol. 164 , nr. 2 . - S. 461-470 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00134-9 . - .
  41. ↑ A. Strugatsky, B. Strugatsky. - Country of Crimson Clouds. Vägen till Amalthea. Praktikanter - M .: AST, St. Petersburg: Terra Fantastica - ISBN 5-7921-0173-6 , 5-7841-0750-X. — 656 sid. - sid. 376-377, 407.

Länkar

 planetringar
planetringar _
Hypotetisk
Dvärgplanetringar _haumei
Inte upptäcktPluto
Ringar av satelliter och asteroider
HypotetiskRhea
Relaterade ämnen
  • Kategori " Ringsystem av planeter "
  • Portal "Astronomy"
 Jupiter
Egenskaper
satelliter
Inre
galileiska
Oregelbunden
Forskning
Övrig
se även Kategori:Jupiter solsystem