Jupiterin renkaat

Jupiterin renkaat ovat Jupiteria ympäröivää  rengasjärjestelmää , joka tunnetaan myös nimellä Jupiterin rengasjärjestelmä . Se on kolmas aurinkokunnassa löydetty rengasjärjestelmä Saturnuksen ja Uranin rengasjärjestelmien jälkeen . Neuvostoliiton tähtitieteilijä Sergei Vsekhsvyatsky [1] [2] [3] oletti renkaiden olemassaolon jo vuonna 1960 : joidenkin komeettojen kiertoradan kaukaisten pisteiden tutkimuksen perusteella Vsekhsvjatski päätteli, että nämä komeetat saattoivat tulla renkaasta. Jupiterista ja ehdotti, että rengas muodostui Jupiterin satelliittien ( Ion tulivuoret löydettiin kaksi vuosikymmentä myöhemmin) vulkaanisen toiminnan seurauksena [4] :157. Jupiterin renkaat nähtiin ensimmäisen kerran Voyager 1 -avaruusaluksen lähestyessä Jupiteria vuonna 1979, [5] tarkempaa tietoa renkaista saatiin 1990-luvulla Galileo-avaruusaluksen ansiosta . [6] Renkaita on havainnut myös Hubble-teleskooppi , ja niitä on havaittu maasta useiden vuosien ajan. [7] Maapohjaiset havainnot vaativat suurimmat saatavilla olevat teleskoopit. [kahdeksan]

Jupiterin rengasjärjestelmä on heikko ja koostuu pääosin pölystä. [5] [9] Renkaissa voidaan erottaa yhteensä neljä järjestelmän komponenttia: paksu hiukkasten torus - tunnetaan nimellä " halo ring " tai yksinkertaisesti halo [10] ; suhteellisen kirkas, erittäin ohut "Main Ring"; ja kaksi leveää ja heikkoa ulkorengasta - tunnetaan nimellä "hämähäkkirenkaat" (Gossamer-renkaat - renkaat ohuet ja läpinäkyvät, kuten verkko), jotka on nimetty niiden muodostavien satelliittien materiaalin mukaan: Amalthea ja Thebes . [yksitoista] 

Päärengas ja halo koostuvat pääasiassa pölystä, joka on peräisin Metisistä , Adrasteasta ja mahdollisesti joistakin muista kuista nopeiden törmäysten seurauksena. [6] New Horizons -avaruusaluksella vuonna 2007 saadut korkearesoluutioiset kuvat paljastivat päärenkaan rikkaan ja hienon rakenteen. [12]

Spektrin näkyvässä osassa ja lähellä infrapunaa renkaat ovat punaisia, lukuun ottamatta "halorengasta", jonka väri on neutraali tai sininen. [7] Renkaissa olevan pölyn koko vaihtelee, mutta poikkileikkauspinta-ala on suurin ei-pallomaisilla hiukkasilla, joiden säde on noin 15 mikrometriä kaikissa renkaissa paitsi halorenkaassa. [13] Todennäköisesti halorenkaassa hallitsee pöly, jonka hiukkasten halkaisija on alle mikrometrin. Rengasjärjestelmän kokonaismassaa ei voida laskea tarkasti, mutta sen arviot vaihtelevat 10 11 - 10 16 kg. [14] Rengasjärjestelmän ikää ei tunneta, mutta ne ovat saattaneet olla olemassa Jupiterin lopullisen muodostumisen jälkeen. [neljätoista]

On mahdollista, että Himalian kiertoradalla on toinen rengas, jos sen uskotaan törmäneen Dian kanssa jossain vaiheessa [15] .

Löytö ja rakenne

Jupiterin renkaat ovat kolmas aurinkokunnassa löydetty rengasjärjestelmä Saturnuksen ja Uranuksen renkaiden jälkeen . Voyager 1 havaitsi Jupiterin renkaat ensimmäisen kerran vuonna 1979 . [5] Rengasjärjestelmässä on 4 pääkomponenttia: paksu hiukkasten sisäputki , joka tunnetaan nimellä "halorengas"; suhteellisen kirkas ja ohut "Päärengas"; ja kaksi leveää ja heikkoa ulkorengasta, jotka tunnetaan nimellä "hämähäkkirenkaat", jotka on nimetty ne muodostavien satelliittien materiaalin mukaan: Amalthea ja Thebes . [11] Jupiterin renkaiden pääpiirteet on esitetty alla olevassa taulukossa. [6] [9] [11] [13]

Nimi Säde (km) Leveys (km) Paksuus (km) Optinen paksuus [c] Pölyosuus (τ) Paino (kg Huomautuksia
halo sormus 92 000–122 500 30 500 12 500 ~1⋅10 −6 100 %  —
päärengas 122 500-129 000 6 500 30-300 5,9⋅10 −6 ~25 % 10 7 - 10 9 (pöly)
10 11 - 10 16 (suuret palaset)		 Rajoitti Adrastea
Gossamer Amalthean sormus 129 000–182 000 53 000 2000 ~1⋅10 −7 100 % 10 7-10 9 _ Liittyy Amaltheaan
Gossamer Theban ring 129 000–226 000 97 000 8 400 ~3⋅10 −8 100 % 10 7-10 9 _ Liittyy Thebeen . Se ulottuu myös Theban kiertoradan ulkopuoliseen avaruuteen.

Päärengas

Rakenne ja ulkonäkö

Kapea ja suhteellisen ohut päärengas on Jupiterin rengasjärjestelmän kirkkain. Sen ulkoreuna sijaitsee 129 000 km:n etäisyydellä Jupiterista (tai 1,806 R J ; R J = Jupiterin päiväntasaajan säde - 71 398 km) ja osuu yhteen Jupiterin pienimmän sisäkuun, Adrastean , kiertoradan kanssa . [6] [9] Sen sisäreuna ei ole yhteneväinen minkään satelliitin kiertoradan kanssa ja on 122 500 km:n (1,72 R J ) etäisyydellä. [6]

Siksi renkaan leveys on 6500 km. Renkaan ulkonäkö riippuu näkymän geometriasta. [14] Eteenpäin sironnetussa valossa [a] päärenkaan kirkkaus alkaa laskea 128 600 km:stä (Adrastean kiertoradan sisällä) ja saavuttaa taustatason 129 300 km:n etäisyydellä Adrastean kiertoradan ulkopuolella. [6] Siten Adrastea toimii tämän renkaan "paimensatelliittina" 129 000 km:n etäisyydelle asti. [6] [9] Renkaan kirkkaus kasvaa kohti Jupiteria ja saavuttaa huippunsa 126 000 km:ssä lähellä renkaan keskustaa, mutta Metisin luoma aukko on 128 000 km:n kohdalla. [6] "Päärenkaan" sisäraja "häviää" vähitellen 124 000 kilometristä 120 000 kilometriin sulautuen Haloon. [6] [9] Eteenpäin sironnetussa valossa kaikki Jupiterin renkaat ovat kirkkaita.

Takaisinsironnetussa valossa [b] rengas näyttää erilaiselta. Päärenkaan ulkoraja, joka sijaitsee 129 100 km:n etäisyydellä, hieman Adrastean kiertoradan ulkopuolella , katkeaa äkillisesti. [14] Kuun kiertoradalla on aukko renkaassa, mikä muodostaa renkaan Adrastean kiertoradan ulkopuolelle. Adrasteaa kiertää toinenkin rengas, johon liittyy tuntematon alkuperä, noin 128 500 km päässä. [14] Kolmas rengas sijaitsee Metisin kiertoradan ulkopuolella, toisen aukon keskellä. Renkaan kirkkaus putoaa merkittävästi aivan Metisin kiertoradan yli, jolloin syntyy niin sanottu "Metis Groove". [14] Metisin kiertoradan sisällä renkaan kirkkaus kohoaa paljon vähemmän kuin eteenpäin sironneen valon kanssa. [8] Takaisinsironneessa geometriassa rengas näyttää koostuvan kahdesta osasta: kapeasta ulkoosasta, joka levenee 128 000:sta. 129 000 kilometriin, joka sisältää suoraan kolme rakoilla erotettua rengasta ja himmeämpi sisäpinta, joka ulottuu 122 500 - 128 000 kilometriin, jossa ei voida havaita mitään rakennetta, toisin kuin eteenpäin hajallaan oleva geometria. [14] [16] "Metiksen ura" toimii heidän rajanaan. Renkaan mikrorakennetta tutkittiin ensin Galileo-avaruusaluksella ottamista valokuvista, ja se näkyy selvästi myös New Horizons -avaruusaluksen helmi-maaliskuussa 2007 ottamassa takaisinsirontavalokuvassa. [12] [17] Aiemmat havainnot Hubble Telescopella (HST), [7] Keckillä [8] ja Cassini-avaruusaluksella epäonnistuivat riittämättömän resoluution vuoksi. [13] Mikrorakenne havaittiin kuitenkin myöhemmin käyttämällä Keck-teleskooppia ja adaptiivista optiikkaa vuosina 2002-2003. [kahdeksantoista]

Kun tarkastellaan takaisinsironneessa valossa, rengas näyttää partaveitsi ohuelta ja enintään 30 km paksulta. [9] Sivuttaisella valosironnalla renkaiden paksuus on 80-160 km ja kasvaa kohti Jupiteria. [6] [13] Rengas näyttää erityisen paksulta eteenpäin sirotussa valossa noin 300 km:n päässä. [6] Yksi Galileon löydöistä oli suhteellisen paksu (noin 600 km) ainepilvi, joka ympäröi renkaan sisäreunaa. [6] Pilvi kasvaa paksuudeltaan lähemmäksi sisäreunaa, jossa siitä tulee halo. [6]

Galileo-avaruusaluksen kuvien yksityiskohtainen analyysi paljasti päärenkaan kirkkauden pituussuuntaisia ​​vaihteluita, jotka eivät liity mittausgeometriaan. Lisäksi renkaassa havaittiin epähomogeenisuutta - asteikolla 500-1000 km. [6] [14]

Helmi-maaliskuussa 2007 New Horizons etsi perusteellisesti uusia pieniä satelliitteja Main Ringistä. [19] Huolimatta siitä, että yhtään yli 0,5 kilometrin pituista satelliittia ei havaittu, avaruusaluksen kamerat tallensivat seitsemän suhteellisen pientä rengashiukkasten möykkyä. Ne liikkuvat tiheässä renkaassa Adrastean kiertoradan sisällä. [19] Atsimuuttimittaukset tukevat mielipidettä, jonka mukaan nämä ovat lohkoja eivätkä pieniä satelliitteja. Ne ulottuvat 0,1-0,3° kehää pitkin, mikä vastaa 1000-3000 km. [19] Lohkot on jaettu renkaan sisällä kahteen ryhmään - 5 ja 2 elementistä. Lohkojen alkuperä on epäselvä, mutta niiden kiertoradat ovat 115:116 ja 114:115 resonanssissa Metisin kanssa . [19] Ehkä ne ovat katkelmia Metisin ja jonkin esineen törmäyksestä.

Spektri ja hiukkaskokojakauma

Renkaan spektrin ovat saaneet Hubble , [7] Keck , [20] Galileo [ 21] ja Cassini . [13] Tämä mahdollisti sen, että renkaassa olevien hiukkasten väri on punertava, eli niiden albedo on korkeampi pitemmillä aallonpituuksilla. [13] Renkaan spektri ei salli kemiallisten aineiden erottamista, mutta Cassinin havaintojen aikana absorptioviivoja löydettiin aallonpituuksilla 0,8 μm ja 2,2 μm. [13] Päärenkaan spektri muistuttaa Adrastean [7] ja Amalthean spektriä . [kaksikymmentä]

Päärenkaalle ominaiset ominaisuudet voidaan selittää hypoteesilla, että se sisältää huomattavan määrän pölyä, jonka koko on 0,1-10 μm. Tämä selittää renkaan voimakkaamman kirkkauden eteenpäin sironneen valon alla. [14] [16] Kuitenkin suurempien hiukkasten läsnäolo vaaditaan selittämään renkaan kirkkaan ulkoosan voimakkaampaa kirkkautta ja mikrorakennetta takaisinsironneessa valossa. [14] [16]

Käytettävissä olevien vaihe- ja spektritietojen analyysi johtaa johtopäätökseen, että päärenkaassa olevien hienojen hiukkasten kokojakauma noudattaa teholakia [ 13] [22] [23]

missä n ( r ) on niiden hiukkasten lukumäärä, joiden säteet ovat r :n ja r + dr :n välillä , ja se on normalisoiva parametri, joka on valittu sopimaan renkaan kokonaisvalotehoon. Parametri q  on 2,0 ± 0,2 ja sitä sovelletaan, kun r < 15 ± 0,3 μm ja q = 5 ± 1 hiukkasille, joiden r > 15 ± 0,3 μm. [13] Suurten hiukkasten jakautumista mm-km vyöhykkeellä ei tällä hetkellä tunneta. [14] Tässä mallissa valonsironta tapahtuu pääasiassa hiukkasilla, joiden r on noin 15 μm. [13] [21]

Yllä mainittu teholaki mahdollistaa päärenkaan optisen syvyyden [c] arvioimisen: suurille kappaleille ja pölylle. [13] Tämä optinen syvyys tarkoittaa, että renkaassa olevien hiukkasten kokonaispoikkileikkaus on noin 5000 km². [d] [14] Päärenkaan hiukkasten uskotaan olevan ei-pallomaisia. [13] Päärenkaan pölyn kokonaismassaksi on arvioitu 10 7 −10 9 kg. [14] Suurten kappaleiden massa, Metistä ja Adrasteaa lukuun ottamatta , on 10 11 −10 16 kg. Se riippuu niiden enimmäiskoosta, halkaisija on 1 km. [14] Vertailun vuoksi: Adrastean massa  on noin 2⋅10 15 kg, [14] Amalthea  on noin 2⋅10 18 kg [24] , Maan Kuu on 7,4⋅10 22 kg.

Kahden hiukkaspopulaation, pölyn ja suurten kappaleiden läsnäolo yhdessä renkaassa kerralla, selittää eron renkaan ulkonäössä eri katselugeometrioilla. [23] Pöly näkyy selvästi eteenpäin sironnetussa valossa ja rajoittuu Adrastean kiertoradalle. [14] Sitä vastoin suuret kappaleet, jotka näkyvät selvästi takaisinsironneessa valossa, rajoittuvat Adrastean ja Metisin kiertoradan väliseen alueeseen sekä renkaisiin. [14] [16]

Alkuperä ja ikä

Pöly poistuu renkaasta Poynting-Robertson-ilmiön sekä Jovian magnetosfäärin sähkömagneettisten voimien vuoksi . [23] [25] Haihtuvat aineet, kuten jää, haihtuvat nopeasti. Partikkelien "elinikä" renkaassa on 100 - 1000 vuotta. [14] [25] Siten pölyä on täydennettävä jatkuvasti 1 cm - 0,5 km:n kokoisten kappaleiden [19] ja samojen kappaleiden ja kappaleiden välisten törmäysten vuoksi Jovian järjestelmän ulkopuolelta. [14] [25] Renkaan täyttämisen lähteet ovat suhteellisen suurten kappaleiden populaatio, jota rajoittaa 1000 kilometrin alue kiertoradalla, renkaan kirkas ulkoosa sekä Metis ja Adrastea . [14] [16] Suurimmat kappaleet, poislukien lähteinä toimivat Metis ja Adrastea, eivät saa olla kooltaan yli 0,5 kilometriä. Yläraja asetettiin New Horizonsin havaintojen perusteella . [19] Edellinen yläraja, joka saatiin Hubblen [7] [16] ja Cassinin [13] havainnoista , oli lähes 4 km. [14] Törmäysten tuottama pöly säilyttää alun perin samat kiertoradan elementit kuin lähdekappaleet, mutta alkaa vähitellen kiertää hitaasti kohti Jupiteria muodostaen himmeän (takaisinsironneen valon) sisäisen päärenkaan ja halon. [14] [25] Päärenkaan ikää ei tällä hetkellä tunneta, mutta se saattaa edustaa viimeisiä jäänteitä Jupiterin lähellä olevien pienten kappaleiden populaatiosta. [yksitoista]

Pystyaallot

Valokuvat avaruusaluksista Galileo ja New Horizons tekivät mahdolliseksi erottaa kaksi erillistä häiriöryhmää päärenkaan sisällä. Nämä häiriöryhmät ovat voimakkaampia kuin ne, jotka voivat aiheutua Jupiterin gravitaatiokentän differentiaalisesta solmuregressiosta. Todennäköisesti merkittävin näistä kahdesta oli Shoemaker-Levy- komeetta, joka törmäsi Jupiteriin vuonna 1995, kun taas toinen näyttää ilmestyneen vuoden 1990 ensimmäisellä puoliskolla. [26] [27] [28] Galileon havainnot marraskuussa 1996 mahdollistivat näiden kahden "aallon" mittaamisen: pituus: 1920 ± 150 ja 630 ± 20 km , pystyamplitudi 2,4 ± 0,7 ja 0,6 ± 0,2 km , vahvempaa ja heikompaa jännitystä vastaavasti. [28] Suuremman aallon muodostuminen selittyy komeettahiukkasten, joiden kokonaismassa oli 2-5 x 10 12 kg, törmäyksellä renkaaseen, joka poikkesi osan renkaasta päiväntasaajan tasosta 2 km. . [28] Cassini havaitsi samanlaisen häiriön [ 29] Saturnuksen C- ja D- renkaissa. [30]

Halo Ring

Rakenne ja ulkonäkö

Halo on lähimpänä itse planeettaa ja samalla planeetan paksuin rengas. Sen ulkoreuna osuu päärenkaan sisärajaan noin 122 500 km:n etäisyydellä (1,72 R J ). [6] [9] Tältä etäisyydeltä rengas paksunee ja paksunee kohti Jupiteria. Renkaan todellista paksuutta ei vielä tiedetä, mutta sen ainesosa tallennettiin myös 10 000 km:n etäisyydeltä renkaan tasosta. [6] [8] Renkaan sisäraja katkeaa suhteellisen jyrkästi 100 000 km:n etäisyydellä (1,4 R J ), [8] mutta jonkin verran ainetta on tallennettu 92 000 km:n etäisyydellä Jupiterista. [6] Siten halon leveys on noin 30 000 km. Muodoltaan se muistuttaa torusta, jolla ei ole selkeää sisäistä rakennetta. [14] Toisin kuin päärenkaassa, halon ulkonäkö riippuu vain vähän katselugeometriasta.

Halo näyttää kirkkaimmalta eteenpäin sironnetussa valossa, joka on Galileon valokuvaama geometria . [6] Vaikka sen pinnan kirkkaus on paljon pienempi kuin päärenkaan, sen pystysuora (suoraan renkaan tasoon nähden) fotonivirta on verrattavissa renkaan paljon suuremman paksuuden vuoksi. Noin 20 000 km:n paksuudesta huolimatta halorenkaan kirkkaus on keskittynyt tiukasti renkaan tasoon ja noudattaa teholain muotoa: z −0,6 - z −1,5 , [14] missä z  on etäisyys renkaasta kone. Keckin [8] ja Hubblen [7] havaitsema kehä takaisinsironneessa valossa on lähes mahdotonta erottaa. Sen kokonaisfotonivuo on kuitenkin useita kertoja pienempi kuin päärenkaan, ja se on keskittynyt voimakkaammin lähelle renkaan tasoa kuin eteenpäin sironneen valon kanssa. [neljätoista]

Halon spektri on hyvin erilainen kuin päärenkaan spektri. Fotonivuon jakautuminen aallonpituuksilla 0,5-2,5 μm on "tasaisempaa" kuin päärenkaan; [7] Halorenkaalla ei ole punaista väritystä kuin päärenkaalla, vaan sen väritys on sinertävä. [kaksikymmentä]

Halon alkuperä

Halon optiset ominaisuudet voidaan selittää hypoteesilla, että se sisältää alle 15 μm:n hiukkasia. [7] [14] [22] Kaukana sen tasosta sijaitseva renkaan osa voi hyvinkin koostua alle mikrometrin kokoisesta pölystä. [7] [8] [14] Tämä pölyinen koostumus selittää paljon voimakkaamman eteenpäin sironnan, sinertävän värin ja erottumattoman rengasrakenteen. Pöly on luultavasti peräisin päärenkaasta, ja tätä tukee se, että halorenkaan optinen paksuus on verrattavissa päärenkaasta tulevaan pölyyn. [9] [14] Halon suuri paksuus voidaan selittää Jovian magnetosfäärin sähkömagneettisten voimien aiheuttamilla kiertoradan kaltevuuden ja renkaan hiukkasten epäkeskeisyyden häiriöillä. Halon ulkoraja osuu yhteen niin kutsutun "Lorentz-resonanssin" (3:2 Jupiterin kanssa) sijainnin kanssa. [e] [23] [31] [32] Koska Poynting-Robertson-ilmiö [23] [25] saa rengashiukkaset ajautumaan kohti Jupiteria, niiden kiertoradan kaltevuus muuttuu, kun ne kulkevat tämän alueen läpi. Mainittu pölypilvi, joka peittää päärenkaan sisärajat, voi toimia halorenkaan alkuna. [14] Halon sisäraja on melko lähellä vahvaa 2:1 Lorentz-resonanssia. [23] [31] [32] On todennäköistä, että tällaisessa resonanssissa on erittäin voimakkaita häiriöitä, jotka pakottavat renkaan hiukkaset kulkemaan kohti Jovian ilmakehää, mikä määrittää terävän sisärajan. [14] Jos halorengas on johdettu päärenkaasta, se on suunnilleen samanikäinen. [neljätoista]

Gossamer Rings

Gossamer Ring of Amalthea

Amalthean gossamer-renkaalla on erittäin heikko rakenne, ja sen poikkileikkaus on suorakulmainen, ja se ulottuu Amalthean kiertoradalta 182 000 km:stä (2,54 RJ ) noin 129 000 km:iin (1,80 RJ ) . [6] [14] Sen sisärajaa ei ole selkeästi määritelty, koska sen läheisyydessä on paljon kirkkaampi päärengas ja halorengas. [6] Renkaan paksuus on noin 2300 km Amalthean kiertoradan ympärillä ja pienenee hieman Jupiteria kohti [f] [8] . Kirkkain rengas tulee lähelle ylä- ja alareunaa sekä Jupiterin suuntaan. Yksi renkaan rajoista on usein kirkkaampi kuin muut [33] . Renkaan ulkoraja päättyy melko jyrkästi; [6] Renkaan kirkkaus näkyy vain Amalthean kiertoradan sisällä, [6] kuitenkin renkaassa on hieman laajenemista Amalthean kiertoradan ulkopuolella, jossa kuu tulee 4:3 resonanssiin Theben kanssa. [18] Eteenpäin sironnetussa valossa rengas on noin 30 kertaa himmeämpi kuin päärengas. [6] Takaisinsironneessa valossa renkaan näkevät vain Keck [8] ja ACS (Advanced Survey Camera) Hubblessa . [16] Takaisinsironnut kuvat mahdollistavat joidenkin renkaan yksityiskohtien havaitsemisen, esimerkiksi: rengas saavuttaa huippukirkkautensa Amalthean kiertoradalla , rajoittuen renkaan ylä- ja alarajoihin. [8] [18]

Vuosina 2002-2003 Galileo kulki kahdesti "hämähäkkirenkaiden" läpi. Kuljetuksen aikana pölyanturit havaitsivat pölyhiukkasia, joiden koko oli 0,2-5 μm. [34] [35] Lisäksi Galileon skannerit havaitsivat suhteellisen pienten (< 1 km) kappaleiden läsnäolon Amalthean lähellä. [36] Ehkä nämä ovat seurauksia tiettyjen kappaleiden törmäyksistä satelliitin pintaan.

Gossamer-renkaiden havainnot maasta, Galileo-avaruusaluksesta ja suorat pölymittaukset mahdollistivat renkaan granulometrisen koostumuksen määrittämisen, joka näyttää noudattavan samaa teholakia kuin päärengas, q = 2 ± 0,5. [16] [35] Renkaan optinen paksuus on noin 10 -7 , mikä on useita suuruusluokkia pienempi kuin päärenkaan, mutta renkaassa olevan pölyn kokonaismassa (10 7 -10 9 kg) on melko vertailukelpoinen. [11] [25] [35]

Gossamer Ring of Thebes

Theban gossamer-sormus on heikoin ja kauimpana tunnettu. Renkaan rakenne on hyvin epäselvä ja poikkileikkaus on suorakaiteen muotoinen. Rengas alkaa Theban kiertoradalta 226 000 km:n etäisyydeltä (3,11 R J ) ja levenee 129 000 km:iin (1,80 R J ;). [6] [14] Renkaan sisärajaa ei ole määritelty paljon kirkkaamman päärenkaan ja halon vuoksi. [6] Renkaan paksuus on noin 8 400 km lähellä Theban kiertorataa ja pienenee vähitellen planeettaa kohti. [f] [8] Theban gossamer-rengas, kuten Amalthean gossamer-rengas, on kirkas lähellä ala- ja ylärajaa, ja myös kirkastuu, kun se lähestyy Jupiteria. [33] Kehyksen ulkoraja ei lopu äkillisesti, vaan se ulottuu vielä 15 000 km. [6] Renkaassa on tuskin havaittavissa oleva laajennus Theban kiertoradan ulkopuolelle, noin 280 000 kilometriin (3,75 R J ), ja sitä kutsutaan Thebanin jatkeeksi. [6] [35] Eteenpäin sironnetussa valossa rengas on kolme kertaa vähemmän kirkas kuin Amalthea-rengas [6] Taakse sironnetussa valossa vain Keckin observatorion kaukoputket pystyivät erottamaan renkaan . [8] Takaisinsironnut valokuva osoittaa, että renkaan huippukirkkaus alkaa juuri Theban kiertoradan takaa. [8] Vuosina 2002–2003 Galileon pölyilmaisimet tallensivat 0,2–5 μm:n hiukkasten läsnäolon, kuten Amalthea-renkaassa, ja vahvistivat myös kuvatutkimusten tulokset. [34] [35]

Theban renkaan optinen paksuus on noin 3⋅10 −8 , mikä on kolme kertaa pienempi kuin Amalthean renkaan, mutta pölyn kokonaismassa renkaassa on suunnilleen sama: 10 7 −10 9 kg. [11] [25] [35] Pölyn hiukkaskokojakauma renkaassa on hieman hienompi kuin Amalthea-renkaassa. Myös renkaassa oleva pöly on teholain alainen, jossa q < 2. Theban-laajennuksessa q-parametri voi olla vielä pienempi. [35]

Gossamer renkaiden alkuperä

Rainarenkaiden pölyä täydennetään samalla mekanismilla kuin Main Ringissä ja Halossa. [25] Lähteitä ovat Jupiterin sisäiset kuut - Amalthea ja Thebe sekä pienemmät kappaleet. Korkeaenergiset törmäykset näiden kappaleiden ja Jovian järjestelmän ulkopuolelta tulevien kappaleiden välillä tuottavat pölymassoja. [25] Hiukkaset säilyttävät aluksi samat kiertoradan elementit kuin niiden lähdekappaleet, mutta vähitellen liikkuvat spiraalina Poynting-Robertson-ilmiön vuoksi. [25] Gossamer-renkaiden paksuus määräytyy kuun kiertoradan pystypoikkeamien perusteella, jotka johtuvat niiden nollasta poikkeavista kaltevuuksista. [14] Tämä hypoteesi selittää melkein kaikki gossamer-renkaiden merkittävät ominaisuudet: suorakaiteen muotoisen poikkileikkauksen, ohenemisen Jupiteria kohti sekä renkaiden ylä- ja alareunojen kirkkauden. [33]

Jotkut ominaisuudet ovat kuitenkin selittämättömiä tähän päivään asti, kuten Theban-laajennus, jonka voi luoda vielä näkymätön kappale Theban kiertoradan vuoksi, sekä takaisinsironneessa valossa näkyvät rakenteet. [14] Yksi mahdollisista selityksistä Thebanin laajentumiselle voi olla Jovian ilmakehän sähkömagneettisten voimien vaikutus. Kun pöly pääsee Jupiterin takana olevaan varjoon, se menettää nopeasti sähkövarauksensa. Alkaen pienistä hiukkasista, pöly liittyy planeettaan, se liikkuu ulospäin varjoista, mikä luo Theban-laajenemisen. [37] Samat voimat voivat selittää hiukkasten määrän ja kirkkauden vähenemisen Amalthean ja Theben kiertoradan välillä. [35] [37]

Kirkkaushuippu juuri Amalthean kiertoradan takana sekä Amalthean Gossamer-renkaan pystysuora epäsymmetria voidaan selittää satelliitin Lagrange-pisteistä (L 4 ) ja (L 5 ) jääneillä hiukkasilla. [33] Rengashiukkaset voivat liikkua hevosenkengän kiertoradalla Lagrange-pisteiden välillä. [18] Lähellä Thebea tapahtuu täsmälleen sama prosessi. Tämä löytö viittaa siihen, että Gossamer-renkaissa on kahden tyyppisiä hiukkasia: jotkut ajelehtivat hitaasti spiraalina Jupiterin suuntaan, kun taas toiset pysyvät lähellä lähdekuitaan loukkuun 1:1 resonanssissa niiden kanssa. [33]

Ring of Himalia

S/2000 J 11 -satelliitti, halkaisijaltaan 4 km, katosi löydettyään vuonna 2000. [38] Erään version mukaan se törmäsi suurempaan kuuhun Himaliaan , jonka halkaisija oli 170 km, muodostaen siten pienen ja ohuen renkaan. Tämä hypoteettinen sormus näyttää vaalealta raidalta lähellä Himaliaa. Tämä oletus viittaa myös siihen, että Jupiter joskus menettää pieniä satelliitteja törmäysten seurauksena. [viisitoista]

Tutkimus

Jupiterin renkaiden olemassaolo todistettiin Pioneer 11 :n vuonna 1975 tekemän planeettavyön havaintojen jälkeen . [39] Vuonna 1979 Voyager 1 kuvasi ylivalottunutta rengasjärjestelmää. [5] Tarkemmat kuvat otettiin samana vuonna Voyager 2 :lla , mikä auttoi määrittämään renkaiden likimääräisen rakenteen. [9] Galileo-avaruusaluksella vuosina 1995–2003 otetut erinomaiset kuvat ovat laajentaneet huomattavasti olemassa olevaa tietämystä Jupiterin renkaista. [6] Keckin observatorion (1997 ja 2002 ) [8] ja Hubble-teleskoopin vuonna 1999 [7] tekemät renkaiden maanpäälliset havainnot osoittivat runsaasti näkyvää sivusirontaa. Novye Horizonsin helmi-maaliskuussa 2007 [17] lähettämät kuvat mahdollistivat ensimmäistä kertaa päärenkaan rakenteen tutkimisen. Vuonna 2000 Cassini -avaruusalus teki erilaisia ​​havaintoja Jupiterin rengasjärjestelmästä matkalla Saturnukseen. [40] Tulevaisuudessa on suunniteltu lisää tehtäviä tutkia Jupiterin renkaita.

Jupiterin renkaat kirjallisuudessa

Jupiterin sormusta kuvataan Strugatskin veljien vuonna 1960 julkaisemassa tarinassa " Tie Amaltheaan " . Tahmasib-fotoniauton törmäys kiinteisiin renkaan palasiin aiheutti onnettomuuden ja sitä seuranneen avaruusaluksen putoamisen jättiläisplaneetan ilmakehään. [41]

Muistiinpanot

Kommentit
  1. ^   Suoraan (eteenpäin) sironnut valo - valo, joka on sironnut pienessä kulmassa suhteessa auringon valoon (vaihekulma onlähellä 180 °).
  2. ^   Takaisinsironnut valo on valoa, joka on sironnut lähes 180° kulmassa suhteessa auringonvaloon (vaihekulmalähellä 0°).
  3. ^   Normaali optinen paksuus - renkaan hiukkasten kokonaispoikkileikkauksen ja renkaan neliön välinen suhde. [13]
  4. ^ Tämän pitäisi vastata MetisinjaAdrastean  oletettua, yhteensä 1700 km²:n poikkileikkausta. [neljätoista]
  5. ^   Lorentz-resonanssi on rengashiukkasten kiertoradan liikkeen ja planetaarisen magnetosfäärin pyörimisen välinen resonanssi, kun niiden jaksojen suhde on rationaalinen luku. [31]
  6. ^   Gossamer-renkaiden paksuus määritellään niiden kirkkaimpien ylä- ja alarajojen väliseksi etäisyydeksi. [33]
Lähteet
  1. ↑ All Saints S.K. Komeettojen ja meteoriittien rengas Jupiterin ympärillä  // Luonto . - Tiede , 1960. - Nro 9 . - S. 87-88 .
  2. ↑ E. P. Levitan . Tähtitiede: Oppikirja 11 solulle. koulutusinstituutiot. - 9. painos - M . : Koulutus , 2004. - ISBN 5-09-013370-0 .
  3. ↑ Jupiter taivaalla. Planeettojen kuningas ja hänen perheensä  // Maailman ympäri. Virtuaalinen matkailulehti.
  4. ↑ Tsevich V.P. Mitä ja miten tarkkailla taivaalla. - 6. painos — M .: Nauka , 1984. — 304 s.
  5. ↑ 1 2 3 4 Smith, BA; Soderblom, L.A.; Johnson, TV; et ai. Jupiter-järjestelmä Voyagerin silmin 1   // Tiede . - 1979. - Voi. 204 , no. 4396 . - P. 951-957, 960-972 . - doi : 10.1126/tiede.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 ai. Jupiterin rengasjärjestelmän rakenne, kuten Galileo Imaging Experiment paljasti  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1999. - Voi. 138 , nro. 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 ai. Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1999. - Voi. 141 , nro. 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 ai. Keckin infrapunahavainnot Jupiterin rengasjärjestelmästä lähellä Maan 1997 rengaslentokoneiden risteystä  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1999. - Voi. 138 , nro. 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 Jupiterin rengasjärjestelmä: Uusia tuloksia rakenteen ja hiukkasten ominaisuuksista  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1987. - Voi. 69 , ei. 3 . - s. 458-498 . - doi : 10.1016/0019-1035(87)90018-2 . - .
  10. ↑ N. Gorkavy. Jättiläinen Jupiter // Tietosanakirja lapsille . Tähtitiede / luvut. toim. M. Aksyonova - M: Avanta +, 1997. - S. 549.
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6 Esposito, LW Planeettarenkaat  (englanniksi)  // Raportteja fysiikan edistymisestä : päiväkirja. - 2002. - Voi. 65 , no. 12 . - P. 1741-1783 . - doi : 10.1088/0034-4885/65/12/201 . - .
  12. ↑ 1 2 Morring, F. Ring Leader   // Aviation Week & Space Technology :lehti. - 2007. - 7. toukokuuta. - 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 ai. The Jovian Rings: Uusia tuloksia Cassinista, Galileosta, Voyagerista ja Earth-based Observationsista  // Icarus  :  Journal. — Elsevier , 2004. — Voi. 172 , no. 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 28 29 30 31 32 353 3640353 36 kaupungissa 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 > . Arkistoitu 12. toukokuuta 2006 Wayback Machinessa 
  15. ↑ 1 2 "Kuun avioliitto saattoi antaa Jupiterille sormuksen" Arkistoitu 22. helmikuuta 2014, the Wayback Machine , New Scientist , 20. maaliskuuta 2010, s. 16.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Showalter, MR; Burns, JA; de Pater, I.; et ai. (26.–28. syyskuuta 2005). "Päivitykset Jupiterin, Uranuksen ja Neptunuksen pölyisistä renkaista" . Konferenssin julkaisut 26.–28. syyskuuta 2005 Kaua'issa Havaijilla. LPI-avustus nro. 1280 . s. 130. Arkistoitu alkuperäisestä 12.11.2007 . Haettu 2011-08-02 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje )
  17. ↑ 1 2 Jupiterin renkaat: Terävin näkymä (pääsemätön linkki - historia ) . NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute (1. toukokuuta 2007). Haettu: 31. toukokuuta 2007. 
  18. ↑ 1 2 3 4 Imke de Patera, Mark R. Showalterb ja Bruce Macintosh. Keck-havainnot 2002–2003 jovian kehälentokoneiden ylityksestä  (englanniksi)  // Icarus . — Elsevier , 2008. — Voi. 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 ai. Mölkkihavainnot ja rajoitukset kuuille Jupiterin rengasjärjestelmässä  (englanniksi)  // Science : Journal. - 2007. - Voi. 318 , nro. 5848 . - s. 232-234 . - doi : 10.1126/tiede.1147647 . - . — PMID 17932287 .
  20. ↑ 1 2 3 Wong, MH; de Pater, I.; Showalter, M.R.; et ai. Jupiterin renkaan ja kuuiden maanläheinen infrapunaspektroskopia  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2006. - Voi. 185 , nro. 2 . - s. 403-415 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.07.007 . - .
  21. ↑ 1 2 McMuldroch, S.; Pilortz, S.H.; Danielson, JE; et ai. Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter's Ring System  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2000. - Voi. 146 , nro. 1 . - s. 1-11 . - doi : 10.1006/icar.2000.6343 . - .
  22. ↑ 12 Brooks, S.M .; Esposito, LW; Showalter, M.R.; et ai. Jupiterin päärenkaan kokojakauma Galileo Imaging and Spectroscopy  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — Voi. 170 , ei. 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 , Grun, E.; Gustafson, B.A.S.; Dermott, ST; Fechtig H., Interplanetary Dust , Berliini: Springer, s. 641–725 , < http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf > . Arkistoitu 3. kesäkuuta 2016 Wayback Machinessa 
  24. ↑ Anderson, J.D.; Johnson, TV; Shubert, G.; et ai. Amalthean tiheys on pienempi kuin veden tiheys   // Tiede . - 2005. - Voi. 308 , no. 5726 . - s. 1291-1293 . - doi : 10.1126/tiede.1110422 . - . — PMID 15919987 .
  25. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Burns, JA; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; et ai. Jupiterin heikkojen renkaiden muodostuminen   // Tiede . - 1999. - Voi. 284 , nro. 5417 . - s. 1146-1150 . - doi : 10.1126/tiede.284.5417.1146 . - . — PMID 10325220 .
  26. ↑ Mason, J.; Cook, J.-RC Oikeuslääketieteellinen tutkimus sitoo rengasväriä iskuihin . CICLOPS lehdistötiedote . Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (31. maaliskuuta 2011). Haettu 4. huhtikuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 4. kesäkuuta 2012.
  27. ↑ Hienovaraisia ​​väreitä Jupiterin renkaassa . PIA 13893 -teksti . Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS) (31. maaliskuuta 2011). Haettu 19. huhtikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 4. kesäkuuta 2012.
  28. ↑ 1 2 3 Showalter, M. R.; Hedman, M.M.; Burns, JA Komeetan Shoemaker-Levy 9 isku lähettää väreitä Jupiterin renkaiden läpi  // Science  :  Journal. - American Association for the Advancement of Science , 2011. - 31. maaliskuuta ( nide 332 ). - doi : 10.1126/tiede.1202241 .
  29. ↑ Saturnuksen renkaiden kallistaminen . PIA 12820 kuvateksti . NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute (31. maaliskuuta 2011). Haettu 4. huhtikuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 4. kesäkuuta 2012.
  30. ↑ Hedman, M.M.; Burns, JA; Evans, M.W.; Tiscareno, MS; Porco, CC Saturnuksen uteliaan aallotettu C-rengas  (englanniksi)  // Science  : Journal. - American Association for the Advancement of Science , 2011. - 31. maaliskuuta ( nide 332 ). - doi : 10.1126/tiede.1202238 .
  31. ↑ 1 2 3 Hamilton, DP Lorentzin, planeettojen gravitaatioresonanssien ja satelliittien gravitaatioresonanssien vertailu  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1994. - Voi. 109 , ei. 2 . - s. 221-240 . - doi : 10.1006/icar.1994.1089 . - .
  32. ↑ 1 2 Burns, JA; Schaffer, L.E.; Greenberg, RJ et ai. Lorentz Resonances and the Structure of the Jovian Ring  (englanniksi)  // Luonto: lehti. - 1985. - Voi. 316 , nro. 6024 . - s. 115-119 . - doi : 10.1038/316115a0 . — .
  33. ↑ 1 2 3 4 5 6 Showalter, Mark R.; de Pater, Imke; Verbanac, Guili et ai. Jupiterin gossamer-renkaiden ominaisuudet ja dynamiikka Galileosta, Voyagerista, Hubblesta ja Keckistä  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2008. — Voi. 195 , nro. 1 . - s. 361-377 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.12.012 . - .
  34. ↑ 1 2 Krüger, H.; Grün, E.; Hamilton, D.P. (18.–25. heinäkuuta 2004). "Galileo In-Situ pölymittaukset Jupiterin Gossamer-renkaissa" . 35. COSPAR-tieteellinen yleiskokous . s. 1582. Arkistoitu alkuperäisestä 2007-11-12 . Haettu 2011-08-05 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje )
  35. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kruger, Harald; Hamilton, Duglas P. Moissl, Richard; ja Grun, Eberhard. Galileo In-Situ pölymittaukset Jupiterin Gossamer  - renkaissa  // Icarus . — Elsevier , 2009. — Voi. 2003 , no. 1 . - s. 198-213 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.03.040 . - . - arXiv : 0803.2849 .
  36. ↑ Fieseler, P.D.; et ai. Galileo - tähtiskannerin havainnot Amaltheassa   // Icarus . — Elsevier , 2004. — Voi. 169 , no. 2 . - s. 390-401 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.01.012 . - .
  37. ↑ 1 2 Hamilton, Douglas P.; Kruger, Harold. Jupiterin gossamer-renkaiden kuvanveisto sen varjosta  (englanniksi)  // Nature : Journal. - 2008. - Voi. 453 , no. 7191 . - s. 72-75 . - doi : 10.1038/luonto06886 . — . — PMID 18451856 .
  38. ↑ IAUC 7555, tammikuu 2001. FAQ: Miksi järjestelmässäsi ei ole Jovian-satelliittia S/2000 J11? . JPL aurinkokunnan dynamiikka. Haettu 13. helmikuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 7. huhtikuuta 2012.
  39. ↑ Fillius, RW; McIlwain, CE; Mogro-Campero, A. Jupiterin säteilyvyöhykkeet – toinen  katse  // Tiede . - 1975. - Voi. 188 , no. 4187 . - s. 465-467 . - doi : 10.1126/tiede.188.4187.465 . - . — PMID 17734363 .
  40. ↑ Ruskea, oikea; Baines, KH; Bellucci, G.; et ai. Havainnot visuaali- ja infrapunakartoitusspektrometrillä (VIMS) Cassinin Jupiterin lennon aikana  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 2003. - Voi. 164 , nro. 2 . - s. 461-470 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00134-9 . - .
  41. ↑ A. Strugatski, B. Strugatski. - Crimson Pilvien maa. Polku Amaltheaan. Harjoittelijat - M .: AST, Pietari: Terra Fantastica - ISBN 5-7921-0173-6 , 5-7841-0750-X. — 656 s. - s. 376-377, 407.

Linkit

 planetaariset renkaat
planetaariset renkaat
Hypoteettinen
Kääpiöplaneetan renkaathaumei
Ei löydettyPluto
Satelliittien ja asteroidien renkaat
HypoteettinenRhea
liittyvät aiheet
  • Luokka " Planeettojen rengasjärjestelmät "
  • Portaali "Astronomy"
 Jupiter
Ominaisuudet
satelliitteja
Sisäinen
Galilealainen
Epäsäännöllinen
Tutkimus
muu
Katso myös Luokka: Jupiter aurinkokunta