Inelele lui Jupiter

Inelele lui Jupiter  sunt sistemul de inele care înconjoară planeta Jupiter , cunoscut și sub numele de Sistemul de inele Jupiter . Este al treilea sistem inelar descoperit în Sistemul Solar , după sistemele inelare Saturnian și Uranian . Prezența inelelor a fost presupusă încă din 1960 de astronomul sovietic Serghei Vsekhsvyatsky [1] [2] [3] : pe baza studiului punctelor îndepărtate ale orbitelor unor comete, Vsekhsvyatsky a concluzionat că aceste comete ar putea proveni din inel. a lui Jupiter și a sugerat că inelul s-a format ca urmare a sateliților de activitate vulcanică ai lui Jupiter (vulcanii de pe Io au fost descoperiți două decenii mai târziu) [4] :157 . Inelele lui Jupiter au fost văzute pentru prima dată în timpul apropierii navei spațiale Voyager 1 în 1979 de Jupiter, [5] informații mai detaliate despre inele au fost obținute în anii 1990 datorită navei spațiale Galileo . [6] Inelele au fost, de asemenea, observate de Telescopul Hubble și au fost observate de pe Pământ de mulți ani. [7] Observațiile de la sol necesită cele mai mari telescoape disponibile. [opt]

Sistemul de inele al lui Jupiter este slab și constă în mare parte din praf. [5] [9] Un total de patru componente ale sistemului pot fi distinse în inele: un tor gros de particule - cunoscut sub numele de „ inel halo ” sau pur și simplu halo [10] ; „Inelul principal” relativ luminos, foarte subțire; și două inele exterioare largi și slabe - cunoscute sub denumirea de „inele păianjen” (Gossamer rings - inele subțiri și transparente, ca o pânză), numite după materialul sateliților - care le formează: Amalthea și Theba . [unsprezece] 

Inelul principal și aureola sunt compuse în principal din praf de la Metis , Adrastea și, posibil, din alte luni ca urmare a coliziunilor de mare viteză. [6] Imaginile de înaltă rezoluție obținute în 2007 de nava spațială New Horizons au dezvăluit structura bogată și fină a inelului principal. [12]

În partea vizibilă a spectrului și în infraroșu apropiat, inelele sunt roșii, cu excepția „inelului halo”, care are o culoare neutră sau albastră. [7] Mărimea prafului din inele variază, dar aria secțiunii transversale este cea mai mare pentru particulele nesferoidale cu o rază de aproximativ 15 micrometri în toate inelele, cu excepția inelului halo. [13] Probabil, inelul halo este dominat de praf cu un diametru de particule mai mic de un micrometru. Masa totală a sistemului de inele nu poate fi calculată cu precizie, dar estimările sale variază de la 10 11 la 10 16 kg. [14] Vârsta sistemului de inele este necunoscută, dar este posibil să fi existat de la formarea finală a lui Jupiter. [paisprezece]

Este posibil ca un alt inel să existe pe orbita Himaliei dacă se crede că s-a ciocnit cu Dia la un moment dat [15] .

Descoperire și structură

Inelele lui Jupiter sunt al treilea sistem de inele descoperit in sistemul solar , dupa inelele lui Saturn si Uranus . Inelele lui Jupiter au fost observate pentru prima dată în 1979 de Voyager 1 . [5] Sistemul de inele are 4 componente principale: un tor interior gros de particule, cunoscut sub numele de „inel halo”; „Inelul principal” relativ luminos și subțire; și două inele exterioare largi și slabe, cunoscute sub numele de „inele de păianjen”, numite după materialul sateliților care le formează: Amalthea și Theba . [11] Principalele caracteristici ale inelelor lui Jupiter sunt prezentate în tabelul de mai jos. [6] [9] [11] [13]

Nume Raza (km) lățime (km) grosime (km) Grosimea optică [c] Fracția de praf (în τ) Greutate, kg Note
inel halo 92.000—122.500 30 500 12 500 ~1⋅10 −6 100 %  —
inelul principal 122 500-129 000 6500 30-300 5,9⋅10 −6 ~25% 10 7 - 10 9 (praf)
10 11 - 10 16 (fragmente mari)		 Limitat de Adrastea
Inelul Gossamer din Amalthea 129.000—182.000 53 000 2000 ~1⋅10 −7 100 % 10 7 - 10 9 Asociat cu Amalthea
Inelul Gossamer din Teba 129.000—226.000 97 000 8400 ~3⋅10 −8 100 % 10 7 - 10 9 Asociat cu Theba . De asemenea, se extinde în spațiu în afara orbitei Tebei.

Inelul principal

Structură și aspect

Îngust și relativ subțire, Inelul Principal este cel mai strălucitor din sistemul de inele al lui Jupiter. Marginea sa exterioară este situată la o distanță de 129.000 km de Jupiter (sau 1.806 R J ; R J = raza ecuatorială a lui Jupiter - 71.398 km) și coincide cu orbita celei mai mici luni interioare a lui Jupiter, Adrastea . [6] [9] Marginea sa interioară nu coincide cu orbita niciunui satelit și se află la o distanță de 122.500 km (1,72 R J ). [6]

Prin urmare, lățimea inelului este de 6.500 km. Aspectul inelului depinde de geometria vederii. [14] În lumina împrăștiată înainte [a] , luminozitatea inelului principal începe să scadă de la 128.600 km (în interiorul orbitei Adrastea) și atinge nivelul de fundal la o distanță de 129.300 km în afara orbitei Adraștei. [6] Astfel, Adrastea acționează ca „satelit ciobanesc” pentru acest inel, până la o distanță de 129.000 km. [6] [9] Luminozitatea inelului crește spre Jupiter și atinge vârfuri la 126.000 km, aproape de centrul inelului, dar există un decalaj clar creat de Metis la 128.000 km. [6] Granița interioară a „Inelului Principal” „dispare” treptat de la 124.000 la 120.000 km, fuzionand cu Halo. [6] [9] În lumina împrăștiată înainte, toate inelele lui Jupiter sunt strălucitoare.

În lumina retroîmprăștiată [b] , inelul arată diferit. Limita exterioară a Inelului Principal, situată la o distanță de 129.100 km, puțin dincolo de orbita Adresei , se rupe brusc. [14] Orbita Lunii este marcată de un gol în inel, formând astfel un inel în afara orbitei Adrastea. Există un alt inel care orbitează Adrastea, însoțit de un gol de origine necunoscută, la aproximativ 128.500 km distanță. [14] Al treilea inel este situat în afara orbitei lui Metis, în centrul unui alt gol. Luminozitatea inelului scade semnificativ chiar dincolo de orbita lui Metis, creând așa-numitul „Metis Groove”. [14] În interiorul orbitei lui Metis, luminozitatea inelului crește mult mai puțin decât în ​​cazul luminii împrăștiate înainte. [8] În geometria împrăștiată în spate, inelul pare să fie format din două părți: o parte exterioară îngustă - lărgindu-se de la 128.000. la 129.000 km, care include direct trei bucle separate prin goluri și un interior mai slab care se extinde de la 122.500 la 128.000 km, în care nu se poate discerne nicio structură, în contrast cu geometria împrăștiată înainte. [14] [16] „Groove of Metis” servește drept graniță. Microstructura inelului a fost studiată pentru prima dată din fotografiile realizate de nava spațială Galileo și este, de asemenea, clar vizibilă în fotografia cu lumină retroîmprăștiată realizată de nava spațială New Horizons în februarie-martie 2007. [12] [17] Observațiile anterioare cu Telescopul Hubble (HST), [7] Keck [8] și sonda spațială Cassini au eșuat din cauza rezoluției insuficiente. [13] Cu toate acestea, microstructura a fost descoperită mai târziu folosind telescopul Keck și optica adaptivă în 2002-2003. [optsprezece]

Când este observat în lumină retroîmprăștiată, inelul pare a fi subțire ca brici și nu are mai mult de 30 km grosime. [9] Cu împrăștierea laterală a luminii, grosimea inelelor este de la 80 la 160 km, crescând spre Jupiter. [6] [13] Inelul pare deosebit de gros în lumina împrăștiată înainte, la aproximativ 300 km distanță. [6] Una dintre descoperirile lui Galileo a fost un nor de materie relativ gros (aproximativ 600 km) care înconjura marginea interioară a inelului. [6] Norul crește în grosime mai aproape de marginea interioară, unde devine un halou. [6]

O analiză detaliată a imaginilor navei spațiale Galileo a dezvăluit variații longitudinale ale luminozității în Inelul Principal care nu sunt legate de geometria studiului. În plus, s-a găsit o oarecare neomogenitate în inel - la o scară de 500-1000 km. [6] [14]

În februarie-martie 2007, New Horizons a efectuat o căutare aprofundată pentru noi sateliți mici în Inelul Principal. [19] În ciuda faptului că nu a fost detectat niciun satelit mai mare de 0,5 km, camerele navei spațiale au înregistrat șapte aglomerări relativ mici de particule inelare. Se mișcă într-un inel dens în interiorul orbitei Adrastea. [19] Opinia că acestea sunt blocuri, și nu sateliți mici, este susținută de măsurătorile azimutului. Ele se extind 0,1-0,3° de-a lungul inelului, ceea ce corespunde la 1000-3000 km. [19] Blocurile sunt distribuite în interiorul inelului în 2 grupuri - din 5 și 2 elemente. Originea blocurilor este neclară, dar orbitele lor sunt în rezonanță 115:116 și 114:115 cu Metis . [19] Poate că sunt fragmente de la ciocnirea lui Metis și a unui obiect.

Spectrul și distribuția mărimii particulelor

Spectrul inelului a fost obținut de Hubble , [7] Keck , [20] Galileo [ 21] și Cassini . [13] Acest lucru a făcut posibil să se stabilească că culoarea particulelor din inel este roșiatică, adică albedo -ul lor este mai mare la lungimi de undă mai mari. [13] Spectrul inelului nu permite distingerea niciunei substanțe chimice, totuși, în timpul observațiilor Cassini, liniile de absorbție au fost găsite la lungimi de undă de 0,8 μm și 2,2 μm. [13] Spectrul Inelului Principal seamănă cu cel al lui Adrastea [7] și Amalthea . [douăzeci]

Proprietățile inerente inelului principal pot fi explicate prin ipoteza că acesta conține o cantitate semnificativă de praf cu o dimensiune de 0,1-10 μm. Acest lucru explică luminozitatea mai puternică a inelului sub lumină împrăștiată înainte. [14] [16] Cu toate acestea, prezența particulelor mai mari este necesară pentru a explica luminozitatea și microstructura mai puternică a părții exterioare strălucitoare a inelului în lumină retroîmprăștiată. [14] [16]

O analiză a fazei disponibile și a datelor spectrale conduce la concluzia că distribuția dimensională a particulelor fine din inelul principal respectă o lege a puterii [13] [22] [23]

unde n ( r ) este numărul de particule cu raze între r și r + dr și este un parametru de normalizare ales pentru a se potrivi cu puterea totală de lumină din inel. Parametrul q  este 2,0 ± 0,2 și se aplică pentru r < 15 ± 0,3 μm și q = 5 ± 1 pentru particule cu r > 15 ± 0,3 μm. [13] Distribuția particulelor mari în zona mm-km este în prezent necunoscută. [14] Difuzarea luminii în acest model este realizată în principal de particule cu r aproximativ 15 μm. [13] [21]

Legea puterii menționată mai sus face posibilă estimarea adâncimii optice [c] a inelului principal: pentru corpuri mari și pentru praf. [13] Această adâncime optică înseamnă că secțiunea transversală totală a particulelor din inel este de aproximativ 5000 km². [d] [14] Se crede că particulele din inelul principal au o formă nesferică. [13] Masa totală de praf din Inelul Principal este estimată la 10 7 −10 9 kg. [14] Masa corpurilor mari, excluzând Metis și Adrastea , este de 10 11 −10 16 kg. Depinde de dimensiunea lor maximă, limita este de 1 km în diametru. [14] Pentru comparație: masa Adrastea  este de aproximativ 2⋅10 15 kg, [14] Amalthea  este de aproximativ 2⋅10 18 kg [24] , Luna Pământului este de 7,4⋅10 22 kg.

Prezența a două populații de particule, praf și corpuri mari într-un singur inel deodată, explică diferența în aspectul inelului la diferite geometrii de vizualizare. [23] Praful este clar vizibil în lumina împrăștiată înainte și este limitat la orbita Adrastea. [14] În schimb, corpurile mari, clar vizibile în lumină retroîmprăștiată, sunt limitate la zona dintre orbitele lui Adrastea și Metis, precum și inelele. [14] [16]

Origine și vârstă

Praful părăsește inelul din cauza efectului Poynting-Robertson , precum și a forțelor electromagnetice ale magnetosferei joviane . [23] [25] Substanțele volatile, cum ar fi gheața, se evaporă rapid. „Durata de viață” a particulelor din inel este de la 100 la 1000 de ani. [14] [25] Astfel, praful trebuie reîncărcat în mod constant datorită ciocnirilor dintre corpuri cu dimensiuni de la 1 cm până la 0,5 km [19] și aceleași corpuri și corpuri din afara sistemului jovian. [14] [25] Sursele de umplere a inelului sunt o populație de corpuri relativ mari, limitate de o regiune de 1000 de kilometri pe orbită, partea exterioară strălucitoare a inelului, precum și Metis și Adrastea . [14] [16] Cele mai mari corpuri, excluzând Metis și Adrastea, care servesc drept surse, nu pot avea o dimensiune mai mare de 0,5 km. Limita superioară a fost stabilită de observațiile New Horizons . [19] Limita superioară anterioară, derivată din observațiile Hubble [7] [16] și Cassini [13] , era aproape de 4 km. [14] Praful produs de coliziuni reține inițial aceleași elemente orbitale ca și corpurile sursă, dar treptat începe să se spiraleze încet spre Jupiter, formând un inel principal și un halou interior slab (în lumină retroîmprăștiată). [14] [25] Vârsta Inelului Principal este în prezent necunoscută, dar poate reprezenta ultimele rămășițe ale unei populații de corpuri mici lângă Jupiter. [unsprezece]

Unde verticale

Fotografiile de la sonda spațială Galileo și New Horizons au făcut posibilă distingerea a 2 grupuri separate de perturbări în interiorul Inelului Principal. Aceste grupuri de perturbații sunt mai puternice decât cele care pot fi cauzate de regresia nodal diferențială a câmpului gravitațional al lui Jupiter. Probabil cea mai notabilă dintre cele două a fost cometa Shoemaker-Levy care s-a ciocnit cu Jupiter în 1995, în timp ce a doua pare să fi apărut în prima jumătate a anului 1990. [26] [27] [28] Observațiile lui Galileo din noiembrie 1996 au făcut posibilă măsurarea acestor două „valuri”: lungime: 1920 ± 150 și 630 ± 20 km , amplitudine verticală 2,4 ± 0,7 și 0,6 ± 0,2 km , pentru o emoție mai puternică și, respectiv, mai slabă. [28] Formarea unui val mai mare poate fi explicată prin impactul asupra inelului de particule de cometă, a căror masă totală a fost de 2-5 x 10 12 kg, care a deviat o parte a inelului de la planul ecuatorial cu 2 km. . [28] O perturbare similară a fost observată [29] de Cassini în inelele C și D ale lui Saturn . [30]

Halo Ring

Structură și aspect

Halo-ul este cel mai apropiat de planeta însăși și, în același timp, cel mai gros inel al planetei. Marginea sa exterioară coincide cu limita interioară a inelului principal la o distanță de aproximativ 122.500 km (1,72 R J ). [6] [9] De la această distanță, inelul devine din ce în ce mai gros spre Jupiter. Grosimea adevărată a inelului nu este încă cunoscută, dar materia sa constitutivă a fost înregistrată și la o distanță de 10.000 km de planul inelului. [6] [8] Granița interioară a inelului se rupe relativ brusc la o distanță de 100.000 km (1,4 R J ), [8] dar unele materii sunt înregistrate la o distanță de 92.000 km de Jupiter. [6] Astfel, lățimea haloului este de aproximativ 30.000 km. În forma sa, seamănă cu un tor fără o structură internă clară. [14] Spre deosebire de Inelul principal, aspectul halouului depinde doar puțin de geometria de vizualizare.

Haloul apare cel mai strălucitor în lumina împrăștiată înainte, care este geometria în care a fost fotografiat de Galileo . [6] În timp ce luminozitatea suprafeței sale este mult mai mică decât cea a inelului principal, fluxul de fotoni vertical (perpendicular pe planul inelului) este comparabil datorită grosimii mult mai mari a inelului. În ciuda unei grosimi de aproximativ 20.000 km, luminozitatea inelului halo este strict concentrată în planul inelului și urmează o formă a legii puterii: z −0,6 la z −1,5 , [14] unde z  este distanța de la inel. avion. Apariția haloului în lumină retroîmprăștiată observată de Keck [8] și Hubble [7] este aproape imposibil de distins. Cu toate acestea, fluxul total de fotoni este de câteva ori mai mic decât cel al inelului principal și este mai puternic concentrat în apropierea planului inelului decât în ​​cazul luminii împrăștiate înainte. [paisprezece]

Spectrul haloului este foarte diferit de spectrul inelului principal. Distribuția fluxului de fotoni la lungimi de undă de 0,5-2,5 μm este mai „plată” decât cea a Inelului Principal; [7] Inelul halo nu are o colorație roșiatică ca și cel Principal, are o colorație albăstruie. [douăzeci]

Originea aureolei

Proprietățile optice ale haloului pot fi explicate prin ipoteza că acesta include particule mai mici de 15 μm în dimensiune. [7] [14] [22] Partea inelului situată departe de planul său poate fi formată din praf de dimensiuni mai mici de un micrometru. [7] [8] [14] Această compoziție prăfuită explică împrăștierea mult mai puternică înainte, colorația albăstruie și structura inelului care nu se poate distinge. Praful provine probabil din inelul principal, iar acest lucru este susținut de faptul că grosimea optică a inelului halo este comparabilă cu praful din inelul principal. [9] [14] Grosimea mare a haloului poate fi explicată prin perturbări ale înclinării și excentricității orbitale ale particulelor inelului de către forțele electromagnetice ale magnetosferei joviane. Granița exterioară a haloului coincide cu locația așa-numitei „Rezonanță Lorentz” (3:2 cu Jupiter). [e] [23] [31] [32] Deoarece efectul Poynting-Robertson [23] [25] face ca particulele inelului să se deplaseze spre Jupiter, înclinația lor orbitală se schimbă pe măsură ce trec prin această regiune. Norul de praf menționat mai sus, care învăluie granițele interioare ale Inelului Principal, poate servi drept începutul unui inel de halo. [14] Granița interioară a haloului este destul de aproape de puternica rezonanță Lorentz 2:1. [23] [31] [32] Este probabil să existe perturbări foarte puternice la o astfel de rezonanță, forțând particulele inelului să călătorească spre atmosfera joviană, definind astfel o graniță interioară ascuțită. [14] Dacă inelul halo este derivat din inelul principal, atunci acesta are aproximativ aceeași vârstă. [paisprezece]

Inele Gossamer

Gossamer Ring of Amalthea

Inelul Amalthea gossamer are o structură foarte slabă, cu o secțiune transversală dreptunghiulară, extinzându-se de la orbita lui Amalthea de la 182.000 km (2.54 RJ ) la aproximativ 129.000 km (1.80 RJ ) . [6] [14] Limita sa interioară nu este clar definită din cauza prezenței unui inel principal mult mai strălucitor și a unui inel cu halo în apropiere. [6] Grosimea inelului este de aproximativ 2.300 km în jurul orbitei Amalthea și scade ușor spre Jupiter [f] [8] . Cel mai strălucitor inel devine aproape de marginile superioare și inferioare, precum și în direcția lui Jupiter. Una dintre granițele inelului este adesea mai strălucitoare decât celelalte [33] . Limita exterioară a inelului se termină destul de abrupt; [6] Luminozitatea inelului este vizibilă doar în interiorul orbitei Amalthea, [6] cu toate acestea, inelul are o ușoară expansiune în afara orbitei Amalthea, unde luna intră într-o rezonanță 4:3 cu Theba. [18] În lumina împrăștiată înainte, inelul este de aproximativ 30 de ori mai slab decât inelul principal. [6] În lumina retroîmprăștiată, inelul este vizibil numai de Keck [8] și de ACS (Camera de sondare avansată) de pe Hubble . [16] Imaginile retroîmprăștiate permit discernerea unor detalii ale inelului, de exemplu: inelul atinge luminozitatea maximă în interiorul orbitei Amalthea , limitată la limitele superioare și inferioare ale inelului. [8] [18]

În 2002-2003, Galileo a trecut de două ori prin „inelele păianjenului”. În timpul trecerii, senzorii de praf au detectat particule de praf cu dimensiuni de 0,2-5 μm. [34] [35] În plus, scanerele lui Galileo au detectat prezența unor corpuri relativ mici (< 1 km) lângă Amalthea. [36] Poate că acestea sunt consecințele ciocnirilor anumitor corpuri cu suprafața satelitului.

Observațiile inelelor de gossamer de pe Pământ, de la sonda Galileo și măsurătorile directe ale prafului, au făcut posibilă determinarea compoziției granulometrice a inelului, care pare să urmeze aceeași lege a puterii ca și Inelul Principal, cu q = 2 ± 0,5. [16] [35] Grosimea optică a inelului este de aproximativ 10 −7 , ceea ce este cu câteva ordine de mărime mai mică decât cea a inelului principal, dar masa totală de praf din inel (10 7 −10 9 kg) este destul de comparabil. [11] [25] [35]

Gossamer Ring of Theba

Inelul de gossamer al Tebei este cel mai slab și mai îndepărtat cunoscut. Inelul are o structură foarte obscură și o secțiune transversală dreptunghiulară. Inelul începe în apropierea orbitei Tebei la o distanță de 226.000 km (3,11 R J ) și se lărgește până la 129.000 km (1,80 R J ;). [6] [14] Limita interioară a inelului nu este definită din cauza Inelului Principal și Halo mult mai strălucitor. [6] Grosimea inelului este de aproximativ 8.400 km lângă orbita Tebei și scade treptat spre planetă. [f] [8] Inelul gossamer al Tebei, ca și inelul gossamer al lui Amalthea, este strălucitor lângă marginile inferioare și superioare și, de asemenea, devine mai strălucitor pe măsură ce se apropie de Jupiter. [33] Limita exterioară a inelului nu se termină brusc, extinzându-se încă 15.000 km. [6] Există o extensie abia vizibilă a inelului dincolo de orbita Tebei, până la aproximativ 280.000 km (3,75 R J ) și este denumită extensia tebană. [6] [35] În lumina împrăștiată înainte, inelul este de trei ori mai puțin luminos decât inelul Amalthea [6] În lumina împrăștiată în spate, doar telescoapele de la Observatorul Keck ar putea distinge inelul . [8] Fotografia retroîmprăștiată arată că luminozitatea maximă a inelului începe chiar dincolo de orbita Tebei. [8] În 2002–2003, detectoarele de praf de la Galileo au înregistrat prezența particulelor cu o dimensiune de 0,2-5 μm, ca în inelul Amalthea, și au confirmat, de asemenea, rezultatele studiilor de imagine. [34] [35]

Grosimea optică a Inelului Tebei este de aproximativ 3⋅10 −8 , ceea ce este de trei ori mai mică decât cea a inelului Amalthea, dar masa totală de praf din inel este aproximativ aceeași: 10 7 −10 9 kg. [11] [25] [35] Distribuția mărimii particulelor a prafului din inel este oarecum mai fină decât în ​​inelul Amalthea. Praful din inel este de asemenea supus unei legi de putere cu q < 2. În expansiunea tebană, parametrul q poate fi și mai mic. [35]

Originea inelelor gossamer

Praful din inelele din rețea este completat prin același mecanism ca și în Inelul Principal și în Halo. [25] Sursele sunt lunile interioare ale lui Jupiter - Amalthea și respectiv Theba , precum și corpuri mai mici. Ciocnirile de mare energie între aceste corpuri și corpurile din afara sistemului jovian produc mase de praf. [25] Particulele rețin inițial aceleași elemente orbitale ca corpurile lor sursă, dar se mișcă treptat într-o spirală datorită efectului Poynting-Robertson. [25] Grosimea Inelelor Gossamer este determinată de abaterile verticale ale orbitelor lunare datorită înclinațiilor lor diferite de zero. [14] Această ipoteză explică aproape toate proprietățile notabile ale inelelor gossamer: secțiunea transversală dreptunghiulară, subțierea către Jupiter și luminozitatea marginilor superioare și inferioare ale inelelor. [33]

Cu toate acestea, unele proprietăți sunt inexplicabile până în zilele noastre, cum ar fi expansiunea tebană, care poate fi creată de un corp încă invizibil datorită orbitei Thebei, precum și structuri vizibile în lumină retroîmprăștiată. [14] Una dintre posibilele explicații pentru expansiunea tebană poate fi influența forțelor electromagnetice ale atmosferei joviane. Pe măsură ce praful intră în umbra din spatele lui Jupiter, acesta își pierde rapid sarcina electrică. Începând cu particule mici, praful este asociat cu planeta, se mișcă spre exterior din umbră, creând astfel expansiunea tebană. [37] Aceleași forțe pot explica scăderea numărului de particule și a luminozității dintre orbitele Amalthea și Theba. [35] [37]

Vârful de luminozitate chiar dincolo de orbita lui Amalthea, precum și asimetria verticală a Inelului Gossamer al Amaltheei, pot fi explicate prin particulele prinse din punctele Lagrange ale satelitului (L 4 ) și (L 5 ). [33] Particulele de inel se pot deplasa pe orbite potcoave între punctele Lagrange. [18] Aproape de Teba are loc exact același proces. Această descoperire implică faptul că există două tipuri de particule în Inelele Gossamer: unele se deplasează încet într-o spirală în direcția lui Jupiter, în timp ce altele rămân aproape de lunile lor sursă, prinse într-o rezonanță 1:1 cu ele. [33]

Inelul Himaliei

Satelitul S/2000 J 11, de 4 km în diametru, a dispărut după descoperirea sa în 2000. [38] Conform unei versiuni, s-a prăbușit în luna mai mare Himalia cu un diametru de 170 km, creând astfel un inel mic și subțire. Acest inel ipotetic arată ca o dungă palidă lângă Himalia. Această ipoteză sugerează, de asemenea, că Jupiter pierde uneori sateliți mici ca urmare a coliziunilor. [cincisprezece]

Cercetare

Existența inelelor lui Jupiter a fost dovedită după observațiile centurii planetare de către Pioneer 11 în 1975. [39] În 1979, Voyager 1 a fotografiat un sistem de inele supraexpus. [5] Imagini mai detaliate au fost realizate în același an de Voyager 2 , ceea ce a ajutat la determinarea structurii aproximative a inelelor. [9] Imaginile de calitate excelentă realizate de sonda spațială Galileo din 1995 până în 2003 au extins foarte mult cunoștințele existente despre inelele lui Jupiter. [6] Observațiile la sol ale inelelor de către Observatorul Keck în 1997 și 2002 [8] și de către Telescopul Hubble în 1999 [7] au arătat un model bogat de împrăștiere laterală vizibilă. Imaginile transmise de Novye Horizons în februarie-martie 2007 [17] au făcut posibilă studierea structurii inelului principal pentru prima dată. În 2000, nava spațială Cassini a făcut diferite observații ale sistemului inelar al lui Jupiter în drumul său către Saturn. [40] Mai multe misiuni sunt planificate în viitor pentru a studia inelele lui Jupiter.

Inelele lui Jupiter în literatură

Inelul lui Jupiter este descris în povestea „ Drumul spre Amalthea ” publicată în 1960 de frații Strugatsky . Ciocnirea camionului cu fotoni Tahmasib cu fragmente solide ale inelului a provocat accidentul și căderea ulterioară a navei spațiale în atmosfera planetei gigantice. [41]

Note

Comentarii
  1. ^   Lumină împrăștiată direct (înainte) - lumină împrăștiată la un unghi mic față de lumina Soarelui (unghiul de fază esteaproape de 180 °).
  2. ^   Lumina împrăștiată înapoi este lumina împrăștiată la un unghi apropiat de 180° față de lumina soarelui (unghiul de fazăapropiat de 0°).
  3. ^   Grosimea optică normală - raportul dintre secțiunea transversală totală a particulelor inelului și aria pătrată a inelului. [13]
  4. ^   Aceasta ar trebui să corespundă presupusei secțiuni transversale totale de 1700 km² aMetisuluișiAdrastea. [paisprezece]
  5. ^   Rezonanța Lorentz este rezonanța dintre mișcarea orbitală a particulelor inelare și rotația magnetosferei planetare atunci când raportul perioadelor lor este un număr rațional. [31]
  6. ^   Grosimea inelelor de gossamer este definită ca distanța dintre limitele lor superioare și inferioare cele mai strălucitoare. [33]
Surse
  1. ↑ Toți Sfinții S.K. Inel de comete și meteoriți în jurul lui Jupiter  // Natura . - Stiinta , 1960. - Nr. 9 . - S. 87-88 .
  2. ↑ E. P. Levitan . Astronomie: manual pentru 11 celule. institutii de invatamant. - Ed. a 9-a. - M . : Educaţie , 2004. - ISBN 5-09-013370-0 .
  3. ↑ Jupiter pe cer. Regele planetelor și familia lui  // În jurul lumii. Revista virtuală de călătorie.
  4. ↑ Tseevici V.P. Ce și cum să observăm pe cer. - Ed. a VI-a. — M .: Nauka , 1984. — 304 p.
  5. ↑ 1 2 3 4 Smith, BA; Soderblom, L.A.; Johnson, TV; et al. Sistemul Jupiter prin ochii lui Voyager 1   // Știință . - 1979. - Vol. 204 , nr. 4396 . - P. 951-957, 960-972 . - doi : 10.1126/science.204.4396.951 . - Cod biblic . — 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. Structura sistemului inelar al lui Jupiter, așa cum a fost revelată de experimentul Galileo Imaging  (engleză)  // Icarus  : jurnal. - Elsevier , 1999. - Vol. 138 , nr. 2 . - P. 188-213 . - doi : 10.1006/icar.1998.6072 . — Cod .
  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  (English)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1999. - Vol. 141 , nr. 2 . - P. 253-262 . - doi : 10.1006/icar.1999.6172 . - Cod .
  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 Observații în infraroșu ale sistemului inelar al lui Jupiter în apropierea traversării inelare a Pământului din 1997  // Icarus  :  jurnal. - Elsevier , 1999. - Vol. 138 , nr. 2 . - P. 214-223 . - doi : 10.1006/icar.1998.6068 . — Cod .
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Showalter, MR; Burns, JA; Cuzzi, JN; Pollack, JB Sistemul inel al lui Jupiter: noi rezultate asupra structurii și proprietăților particulelor  (engleză)  // Icarus  : jurnal. - Elsevier , 1987. - Vol. 69 , nr. 3 . - P. 458-498 . - doi : 10.1016/0019-1035(87)90018-2 . - .
  10. ↑ N. Gorkavy. Jupiter uriaș // Enciclopedie pentru copii . Astronomie / capitole. ed. M. Aksyonova - M: Avanta +, 1997. - S. 549.
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6 Esposito, LW Inele planetare  (engleză)  // Rapoarte despre progresul în fizică : jurnal. - 2002. - Vol. 65 , nr. 12 . - P. 1741-1783 . - doi : 10.1088/0034-4885/65/12/201 . - Cod biblic .
  12. ↑ 1 2 Morring, F. Ring Leader   // Aviation Week & Space Technology :revistă. - 2007. - 7 mai. - P. 80-83 .
  13. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Throop, HB; Porco, CC ; Vest, R.A.; et al. Inelele Joviene: noi rezultate derivate din observațiile Cassini, Galileo, Voyager și pe Pământ  // Icarus  :  jurnal. — Elsevier , 2004. — Vol. 172 , nr. 1 . - P. 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 35 30 31 32 35 33 4 3 4 5 4 5 6 7 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 8 9 în 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 > . Arhivat pe 12 mai 2006 la Wayback Machine 
  15. ↑ 1 2 „Lunar marriage might have given Jupiter a inel” Arhivat 22 februarie 2014 la Wayback Machine , New Scientist , 20 martie 2010, p. 16.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Showalter, MR; Burns, JA; de Pater, I.; et al. (26–28 septembrie 2005). „Actualizări despre inelele prăfuite ale lui Jupiter, Uranus și Neptun” . Actele Conferinței desfășurate în perioada 26-28 septembrie 2005 la Kaua'i, Hawaii. Contribuția LPI Nr. 1280 . p. 130. Arhivat din original la 12-11-2007 . Accesat 2011-08-02 . Parametrul depreciat folosit |deadlink=( ajutor )
  17. ↑ 1 2 Jupiter's Rings: Sharpest View (link inaccesibil - istoric ) . NASA/Laboratorul de Fizică Aplicată de la Universitatea Johns Hopkins/Institutul de Cercetare de Sud-Vest (1 mai 2007). Preluat: 31 mai 2007. 
  18. ↑ 1 2 3 4 Imke de Patera, Mark R. Showalterb și Bruce Macintosh. Observații Keck ale traversării avionului inelului jovian din 2002–2003  (engleză)  // Icarus . — Elsevier , 2008. — Vol. 195 , al. 1 . - P. 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. Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter's Ring System  (engleză)  // Science : journal. - 2007. - Vol. 318 , nr. 5848 . - P. 232-234 . - doi : 10.1126/science.1147647 . - Cod biblic . — PMID 17932287 .
  20. ↑ 1 2 3 Wong, MH; de Pater, I.; Showalter, M.R.; et al. Spectroscopie în infraroșu apropiat la sol a inelului și lunilor lui Jupiter  (engleză)  // Icarus  : jurnal. - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , nr. 2 . - P. 403-415 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.07.007 . - Cod .
  21. ↑ 1 2 McMuldroch, S.; Pilortz, S.H.; Danielson, JE; et al. Galileo NIMS Observații în infraroșu apropiat ale sistemului inelar al lui Jupiter  (engleză)  // Icarus  : jurnal. - Elsevier , 2000. - Vol. 146 , nr. 1 . - P. 1-11 . - doi : 10.1006/icar.2000.6343 . — Cod biblic .
  22. ↑ 12 Brooks, S.M .; Esposito, LW; Showalter, M.R.; et al. Distribuția dimensiunii inelului principal al lui Jupiter din Galileo Imaging and Spectroscopy  (engleză)  // Icarus  : jurnal. — Elsevier , 2004. — Vol. 170 , nr. 1 . - P. 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 , în 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 > . Arhivat pe 3 iunie 2016 la Wayback Machine 
  24. ↑ Anderson, J.D.; Johnson, TV; Shubert, G.; et al. Densitatea Amaltheei este mai mică decât cea a apei   // Știință . - 2005. - Vol. 308 , nr. 5726 . - P. 1291-1293 . - doi : 10.1126/science.1110422 . - Cod biblic . — PMID 15919987 .
  25. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Burns, JA; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; et al. Formarea inelelor slabe ale lui Jupiter   // Știință . - 1999. - Vol. 284 , nr. 5417 . - P. 1146-1150 . - doi : 10.1126/science.284.5417.1146 . - Cod biblic . — PMID 10325220 .
  26. ↑ Mason, J.; Cook, J.-RC Investigațiile criminalistice leagă ondulațiile inelare de impacturi . Comunicat de presă CICLOPS . Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (31 martie 2011). Consultat la 4 aprilie 2011. Arhivat din original pe 4 iunie 2012.
  27. ↑ Ondulări subtile în inelul lui Jupiter . PIA 13893 legenda . The Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS) (31 martie 2011). Consultat la 19 aprilie 2014. Arhivat din original pe 4 iunie 2012.
  28. ↑ 1 2 3 Showalter, M. R.; Hedman, M.M.; Burns, JA Impactul cometei Shoemaker-Levy 9 trimite ondulații prin inelele lui Jupiter  // Science  :  journal. - American Association for the Advancement of Science , 2011. - 31 martie ( vol. 332 ). - doi : 10.1126/science.1202241 .
  29. ↑ Înclinarea inelelor lui Saturn . PIA 12820 legenda . NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute (31 martie 2011). Consultat la 4 aprilie 2011. Arhivat din original pe 4 iunie 2012.
  30. ↑ Hedman, M.M.; Burns, JA; Evans, M.W.; Tiscareno, MS; Porco, inelul C cu ondulat curios al lui CC Saturn  (engleză)  // Science  : journal. - American Association for the Advancement of Science , 2011. - 31 martie ( vol. 332 ). - doi : 10.1126/science.1202238 .
  31. ↑ 1 2 3 Hamilton, DP O comparație a rezonanțelor Lorentz, gravitaționale planetare și gravitaționale prin satelit  // Icarus  :  jurnal. - Elsevier , 1994. - Vol. 109 , nr. 2 . - P. 221-240 . - doi : 10.1006/icar.1994.1089 . - Cod .
  32. ↑ 1 2 Burns, JA; Schaffer, L.E.; Greenberg, RJ și colab. Lorentz Resonances and the Structure of the Jovian Ring  (engleză)  // Nature: journal. - 1985. - Vol. 316 , nr. 6024 . - P. 115-119 . - doi : 10.1038/316115a0 . — Cod .
  33. ↑ 1 2 3 4 5 6 Showalter, Mark R.; de Pater, Imke; Verbanac, Guili et al. Proprietățile și dinamica inelelor de gossamer ale lui Jupiter din imaginile Galileo, Voyager, Hubble și Keck  (engleză)  // Icarus  : jurnal. — Elsevier , 2008. — Vol. 195 , nr. 1 . - P. 361-377 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.12.012 . - Cod .
  34. ↑ 1 2 Krüger, H.; Grün, E.; Hamilton, D.P. (18–25 iulie 2004). „Măsurătorile in situ ale prafului Galileo în inelele Gossamer ale lui Jupiter” . A 35-a Adunare Științifică COSPAR . p. 1582. Arhivat din original la 2007-11-12 . Accesat 2011-08-05 . Parametrul depreciat folosit |deadlink=( ajutor )
  35. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kruger, Harald; Hamilton, Duglas P. Moissl, Richard; și Grun, Eberhard. Măsurătorile in situ ale prafului Galileo în inelele de gossamer  ale lui Jupiter  // Icar . — Elsevier , 2009. — Vol. 2003 , nr. 1 . - P. 198-213 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.03.040 . — Cod . - arXiv : 0803.2849 .
  36. ↑ Fieseler, P.D.; et al. Observațiile Galileo Star Scanner la Amalthea   // Icarus . — Elsevier , 2004. — Vol. 169 , nr. 2 . - P. 390-401 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.01.012 . - Cod .
  37. ↑ 1 2 Hamilton, Douglas P.; Kruger, Harold. Sculptura gossamerului lui Jupiter sună după umbra sa  (engleză)  // Nature : journal. - 2008. - Vol. 453 , nr. 7191 . - P. 72-75 . - doi : 10.1038/nature06886 . — . — PMID 18451856 .
  38. ↑ IAUC 7555, ianuarie 2001. Întrebări frecvente: De ce nu aveți satelitul Jovian S/2000 J11 în sistem? . JPL Dinamica sistemului solar. Consultat la 13 februarie 2011. Arhivat din original pe 7 aprilie 2012.
  39. ↑ Fillius, RW; McIlwain, CE; Mogro-Campero, A. Radiation Belts of Jupiter—A Second Look   // Science . - 1975. - Vol. 188 , nr. 4187 . - P. 465-467 . - doi : 10.1126/science.188.4187.465 . - Cod biblic . — PMID 17734363 .
  40. ↑ Brown, RH; Baines, KH; Bellucci, G.; et al. Observații cu spectrometrul de cartografiere vizuală și în infraroșu (VIMS) în timpul zborului lui Cassini al lui Jupiter  // Icarus  :  jurnal. - Elsevier , 2003. - Vol. 164 , nr. 2 . - P. 461-470 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00134-9 . - Cod .
  41. ↑ A. Strugatsky, B. Strugatsky. - Țara Norilor Crimson. Calea spre Amalthea. Stagiari - M .: AST, Sankt Petersburg: Terra Fantastica - ISBN 5-7921-0173-6 , 5-7841-0750-X. — 656 p. - p. 376-377, 407.

Link -uri

 inele planetare
inele planetare
Ipotetic
Inele de planete piticehaumei
NedescoperitPluton
Inele de sateliți și asteroizi
IpoteticRhea
subiecte asemănătoare
  • Categoria „ Sisteme inelare ale planetelor ”
  • Portalul „Astronomie”
 Jupiter
Caracteristici
sateliți
Intern
galilean
Neregulat
Cercetare
Alte
Vezi si Categorie: Jupiter sistem solar