Pierścienie Jowisza - Rings of Jupiter

Schemat układu pierścieni Jowisza przedstawiający cztery główne elementy. Dla uproszczenia, Metis i Adrastea są przedstawione jako dzielące swoją orbitę. (W rzeczywistości Metis jest nieco bliżej Jowisza.)

Planeta Jowisz posiada system słabych pierścieni planetarnych . Pierścienie Jowisza były trzecim systemem pierścieni odkrytym w Układzie Słonecznym, po pierścieniach Saturna i Urana . Główny pierścień został odkryty w 1979 roku przez sondę kosmiczną Voyager 1, a system został dokładniej zbadany w latach 90. przez orbiter Galileo . Główny pierścień był również obserwowany przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a oraz z Ziemi od kilku lat. Naziemne obserwacje pierścieni wymagają największych dostępnych teleskopów.

System pierścieni Jowisza jest słaby i składa się głównie z kurzu. Składa się z czterech głównych elementów: grubego wewnętrznego torusa cząstek znanego jako „pierścień halo”; stosunkowo jasny, wyjątkowo cienki „pierścień główny”; oraz dwa szerokie, grube i słabe zewnętrzne „pierścienie pajęczynowe”, nazwane na cześć księżyców, z których są zbudowane: Amaltei i Teby .

Pierścień główny i pierścienie halo składają się z pyłu wyrzuconego z księżyców Metis , Adrastea i być może mniejszych, nieobserwowanych ciał w wyniku zderzeń o dużej prędkości. Zdjęcia w wysokiej rozdzielczości uzyskane w lutym i marcu 2007 roku przez sondę New Horizons ujawniły bogatą, subtelną strukturę pierścienia głównego.

W świetle widzialnym i bliskiej podczerwieni pierścienie mają czerwonawy kolor, z wyjątkiem pierścienia halo, który ma kolor neutralny lub niebieski. Wielkość pyłu w pierścieniach jest różna, ale powierzchnia przekroju jest największa dla cząstek niesferycznych o promieniu około 15 μm we wszystkich pierścieniach z wyjątkiem halo. Pierścień halo jest prawdopodobnie zdominowany przez submikrometrowy pył. Całkowita masa układu pierścieniowego (łącznie z nierozwiązanymi ciałami macierzystymi) jest słabo ograniczona, ale prawdopodobnie mieści się w zakresie od 10 ¹¹  do 10 ¹⁶  kg. Wiek układu pierścieni również nie jest znany, ale możliwe, że istniał on od powstania Jowisza.

W pobliżu orbity Himalii księżyca wydaje się istnieć pierścień lub łuk pierścienia . Jednym z wyjaśnień jest to, że mały księżyc niedawno uderzył w Himalię i siła uderzenia wyrzuciła materiał, który tworzy pierścień.

Odkrycie i struktura

Układ pierścieni Jowisza był trzecim odkrytym w Układzie Słonecznym , po układach Saturna i Urana . Po raz pierwszy zaobserwowano go w 1979 roku przez sondę kosmiczną Voyager 1 . Składa się z czterech głównych elementów: grubego wewnętrznego torusa cząstek znanego jako „pierścień halo”; stosunkowo jasny, wyjątkowo cienki „pierścień główny”; oraz dwa szerokie, grube i słabe zewnętrzne „pierścienie pajęczynowe”, nazwane na cześć księżyców, z których są zbudowane: Amaltei i Teby. W tabeli wymieniono główne atrybuty znanych pierścieni Jowisza.

Pierścień główny

Wygląd i struktura

Mozaika zdjęć pierścienia Jowisza ze schematem przedstawiającym położenie pierścienia i satelity

Górny obraz przedstawia główny pierścień w rozproszonym wstecznie świetle widzianym przez sondę New Horizons . Widoczna jest delikatna struktura jego zewnętrznej części. Dolny obraz przedstawia pierścień główny w świetle rozproszonym do przodu, co pokazuje brak jakiejkolwiek struktury poza wycięciem Metis.

Metis krąży na krawędzi głównego pierścienia Jowisza, jak sfotografowała sonda New Horizons w 2007 r.

Wąski i stosunkowo cienki pierścień główny jest najjaśniejszą częścią układu pierścieni Jowisza . Jego zewnętrzna krawędź znajduje się w promieniu około129 000 km ( 1,806  R _J ; R _J = promień równikowy Jowisza lub71 398 km ) i pokrywa się z orbitą najmniejszego wewnętrznego satelity Jowisza, Adrastei . Jego wewnętrzna krawędź nie jest oznaczona żadnym satelitą i znajduje się około122.500 km ( 1,72  R _J ).

Tak więc szerokość głównego pierścienia wynosi około 6500 km . Wygląd pierścienia głównego zależy od geometrii widoku. W świetle rozproszonym do przodu jasność głównego pierścienia zaczyna gwałtownie spadać przy128 600 km (tuż w głąb orbity Adrastej) i osiąga poziom tła w129 300 km — tuż poza orbitą Adrastean. Dlatego Adrastea at129 000 km wyraźnie prowadzi przez pierścień. Jasność nadal rośnie w kierunku Jowisza i osiąga maksimum w pobliżu środka pierścienia przy126 000 km , chociaż istnieje wyraźna przerwa (wycięcie) w pobliżu orbity Metydianu przy128 000 km . W przeciwieństwie do tego wewnętrzna granica głównego pierścienia wydaje się powoli zanikać od124 000 do120 000 km , wtapiając się w pierścień halo. W świetle rozproszonym do przodu wszystkie pierścienie Jowisza są szczególnie jasne.

W świetle rozproszonym wstecz sytuacja jest inna. Zewnętrzna granica pierścienia głównego, położona w129 100 km , czyli nieco poza orbitą Adrastei, jest bardzo strome. Orbita księżyca jest zaznaczona przerwą w pierścieniu, więc tuż poza jego orbitą znajduje się cienki pierścień. Na orbicie Adrastej znajduje się kolejny pierścień, za którym znajduje się przerwa o nieznanym pochodzeniu, znajdująca się około128 500 km . Trzeci pierścień znajduje się wewnątrz centralnej szczeliny, poza orbitą Metis. Jasność pierścienia gwałtownie spada tuż poza orbitą Metydianu, tworząc wcięcie Metis. Wewnątrz orbity Metis jasność pierścienia wzrasta znacznie mniej niż w świetle rozproszonym do przodu. Tak więc w geometrii rozproszonej wstecz główny pierścień wydaje się składać z dwóch różnych części: wąskiej części zewnętrznej rozciągającej się od128 000 do129 000 km , co samo w sobie obejmuje trzy wąskie pierścienie oddzielone karbami i słabszą część wewnętrzną od122 500 do128 000 km , w którym brakuje jakiejkolwiek widocznej struktury jak w geometrii rozproszenia do przodu. Wycięcie Metis służy jako ich granica. Drobna struktura ringu głównym została odkryta w danych z Galileo orbiter i jest wyraźnie widoczne na zdjęciach z powrotem-rozproszone uzyskanych z New Horizons w lutym-marcu 2007. Wczesne obserwacje Kosmicznego Teleskopu Hubble'a (HST), Keck i Cassini kosmicznych nie udało się go wykryć, prawdopodobnie z powodu niewystarczającej rozdzielczości przestrzennej. Jednak drobna struktura została zaobserwowana przez teleskop Kecka przy użyciu optyki adaptacyjnej w latach 2002-2003.

Obserwowany w rozproszonym wstecznie świetle główny pierścień wydaje się być cienki jak brzytwa, rozciągający się w kierunku pionowym nie dalej niż 30 km. W geometrii rozproszenia bocznego grubość pierścienia wynosi 80-160 km, wzrastając nieco w kierunku Jowisza . Pierścień wydaje się być znacznie grubszy w świetle rozproszonym do przodu – około 300 km. Jednym z odkryć orbitera Galileo był rozkwit pierścienia głównego — słaba, stosunkowo gruba (około 600 km) chmura materii, która otacza jego wewnętrzną część. Zakwit narasta w kierunku wewnętrznej granicy pierścienia głównego, gdzie przechodzi w halo.

Szczegółowa analiza obrazów Galileo ujawniła podłużne zmiany jasności głównego pierścienia, niezwiązane z geometrią obserwacji. Obrazy Galileo wykazały również niejednolitość pierścienia w skali 500–1000 km.

W lutym-marcu 2007 sonda New Horizons przeprowadziła głębokie poszukiwania nowych małych księżyców wewnątrz głównego pierścienia. Chociaż nie znaleziono satelitów większych niż 0,5 km, kamery sondy wykryły siedem małych skupisk cząstek pierścieniowych. Krążą dokładnie wewnątrz orbity Adrastei w gęstym pierścieniu. Wniosek, że są to kępy, a nie małe księżyce, wynika z ich azymutalnego wyglądu. Opierają się o 0,1–0,3° wzdłuż pierścienia, co odpowiada1000 –3000 km . Grupy są podzielone na dwie grupy, odpowiednio pięcio- i dwuczłonowe. Natura kęp nie jest jasna, ale ich orbity są bliskie rezonansom 115:116 i 114:115 z Metisem. Mogą to być struktury falopodobne wzbudzone tą interakcją.

Widma i rozkład wielkości cząstek

Zdjęcie głównego pierścienia uzyskane przez Galileusza w świetle rozproszonym do przodu. Wcięcie Metis jest wyraźnie widoczne.

Widma pierścienia głównego uzyskane przez HST , Kecka , Galileo i Cassini wykazały, że tworzące go cząstki są czerwone, tj. ich albedo jest wyższe przy dłuższych długościach fal. Istniejące widma obejmują zakres 0,5–2,5 μm. Do tej pory nie znaleziono żadnych cech spektralnych, które można by przypisać poszczególnym związkom chemicznym, chociaż obserwacje Cassini dostarczyły dowodów na pasma absorpcji w pobliżu 0,8 μm i 2,2 μm. Widma pierścienia głównego są bardzo podobne do Adrastei i Amalthei.

Właściwości pierścienia głównego można wyjaśnić hipotezą, że zawiera on znaczne ilości pyłu o wielkości cząstek 0,1–10 μm. Wyjaśnia to silniejsze rozpraszanie światła do przodu w porównaniu z rozpraszaniem wstecznym. Jednak do wyjaśnienia silnego rozpraszania wstecznego i drobnej struktury w jasnej zewnętrznej części pierścienia głównego potrzebne są większe bryły.

Analiza dostępnych danych fazowych i spektralnych prowadzi do wniosku, że rozkład wielkości małych cząstek w pierścieniu głównym jest zgodny z prawem potęgowym

${\ Displaystyle n (r) = A \ razy r ^ {-q}}$

gdzie n ( r )  dr jest liczbą cząstek o promieniach między r i r  +  dr i jest parametrem normalizującym wybranym tak, aby pasował do znanego całkowitego strumienia światła z pierścienia. Parametr q wynosi 2,0 ± 0,2 dla cząstek o r  < 15 ± 0,3 μm i q = 5 ± 1 dla cząstek o r  > 15 ± 0,3 μm. Rozmieszczenie dużych ciał w zakresie mm–km jest obecnie nieokreślone. Rozpraszanie światła w tym modelu jest zdominowane przez cząstki o r około 15 μm. ${\ Displaystyle A}$

Wspomniane wyżej prawo potęgowe pozwala oszacować głębokość optyczną pierścienia głównego: dla dużych obiektów i dla pyłu. Ta głębokość optyczna oznacza, że ​​całkowity przekrój wszystkich cząstek wewnątrz pierścienia wynosi około 5000 km². Oczekuje się, że cząstki w głównym pierścieniu będą miały kształty asferyczne. Całkowitą masę pyłu szacuje się na 10 ⁷ -10 ⁹  kg. Masa dużych ciał, z wyłączeniem Metis i Adrastei, wynosi 10 ¹¹ -10 ¹⁶  kg. Zależy to od ich maksymalnej wielkości – górna wartość odpowiada maksymalnej średnicy około 1 km. Masy te można porównać z masami Adrastei, która wynosi około 2 × 10 ¹⁵  kg, Amalthei około 2 × 10 ¹⁸  kg i Księżyca Ziemi 7,4 × 10 ²²  kg. ${\displaystyle \scriptstyle \tau}$${\ Displaystyle \ scriptstyle \ tau _ {l} \, = \, 4,7 \ razy 10 ^ {-6}}$${\ Displaystyle \ scriptstyle \ tau _ {s} = 1,3 \ razy 10 ^ {-6}}$

Obecność dwóch populacji cząstek w głównym pierścieniu wyjaśnia, dlaczego ich wygląd zależy od geometrii obserwacji. Pył rozprasza światło najlepiej w kierunku do przodu i tworzy stosunkowo gruby jednorodny pierścień ograniczony orbitą Adrastei. W przeciwieństwie do tego, duże cząstki, które rozpraszają się w tył, są zamknięte w licznych pierścieniach między orbitami Metydianu i Adrasteju.

Pochodzenie i wiek

Schemat ilustrujący powstawanie pierścieni Jowisza

Pył jest stale usuwany z głównego pierścienia przez połączenie oporu Poyntinga-Robertsona i sił elektromagnetycznych z magnetosfery Jowisza . Materiały lotne, na przykład lód, szybko odparowują. Żywotność cząstek kurzu w pierścieniu wynosi od 100 do1000 lat , więc pył musi być stale uzupełniany w zderzeniach między dużymi ciałami o rozmiarach od 1 cm do 0,5 km oraz między tymi samymi dużymi ciałami i cząsteczkami o dużej prędkości pochodzącymi spoza układu Jowisza. Ta populacja ciała rodzicielskiego jest ograniczona do wąskiego – około1000 km — i jasna zewnętrzna część pierścienia głównego, w tym Metis i Adrastea. Największe ciała rodzicielskie muszą mieć rozmiar mniejszy niż 0,5 km. Górną granicę ich wielkości uzyskała sonda New Horizons . Poprzednia górna granica, uzyskana z obserwacji HST i Cassini , wynosiła blisko 4 km. Pył powstały w zderzeniach zachowuje w przybliżeniu te same elementy orbitalne, co ciała macierzyste i powoli skręca się w kierunku Jowisza, tworząc słabą (w wstecznie rozproszonym świetle) najbardziej wewnętrzną część pierścienia głównego i pierścienia halo. Wiek pierścienia głównego jest obecnie nieznany, ale może to być ostatnia pozostałość po dawnej populacji małych ciał w pobliżu Jowisza .

Pofałdowania pionowe

Obrazy z sond kosmicznych Galileo i New Horizons pokazują obecność dwóch zestawów spiralnych pionowych pofałdowań w głównym pierścieniu. Fale te z czasem stawały się coraz ciaśniejsze w tempie oczekiwanym dla różnicowej regresji węzłów w polu grawitacyjnym Jowisza. Ekstrapolując wstecz, wydaje się, że bardziej widoczny z dwóch zestawów fal został wzbudzony w 1995 r., mniej więcej w czasie zderzenia komety Shoemaker-Levy 9 z Jowiszem, podczas gdy mniejszy zestaw wydaje się pochodzić z pierwszej połowy 1990 r. Galileusz ' s listopada 1996 obserwacje są zgodne z długościami fali 1920 ± 150 i 630 ± 20 km , a pionowe amplitud 2,4 ± 0,7 i 0,6 ± 0,2 km dla większych i mniejszych zestawów fal odpowiednio. Powstawanie większego zbioru fal można wyjaśnić, gdyby w pierścień uderzył chmura cząstek uwolnionych przez kometę o łącznej masie rzędu 2–5 × 10 ¹²  kg, która przechyliłaby pierścień poza obszar równikowy o 2 km. Podobny spiralny wzór fal, który zacieśnia się z czasem, został zaobserwowany przez Cassini w pierścieniach C i D Saturna.

Pierścień aureoli

Wygląd i struktura

Fałszywy kolorowy obraz pierścienia halo uzyskany przez Galileusza w świetle rozproszonym do przodu

Pierścień aureoli jest najbardziej wewnętrznym i pionowo najgrubszym pierścieniem Jowisza. Jego zewnętrzna krawędź pokrywa się z wewnętrzną granicą pierścienia głównego w przybliżeniu na promieniu122 500  kilometr ( 1,72  R _J ). Od tego promienia pierścień staje się gwałtownie grubszy w kierunku Jowisza. Prawdziwy pionowy zasięg halo nie jest znany, ale obecność jego materiału wykryto aż do10 000  km nad samolotem pierścieniowym. Wewnętrzna granica halo jest stosunkowo ostra i znajduje się w promieniu100 000  km ( 1,4  R _J ), ale część materiału jest obecna dalej do wewnątrz do około92 000  km . Tak więc szerokość pierścienia halo wynosi około30 000  km . Swoim kształtem przypomina gruby torus bez wyraźnej struktury wewnętrznej. W przeciwieństwie do pierścienia głównego, wygląd halo zależy tylko w niewielkim stopniu od geometrii widoku.

Pierścień halo wydaje się najjaśniejszy w świetle rozproszonym do przodu, w którym został obszernie sfotografowany przez Galileusza . Chociaż jego jasność powierzchniowa jest znacznie mniejsza niż w przypadku pierścienia głównego, jego zintegrowany strumień fotonów w pionie (prostopadle do płaszczyzny pierścienia) jest porównywalny ze względu na znacznie większą grubość. Pomimo deklarowanego pionowego zasięgu ponad20 000  km , jasność halo jest silnie skoncentrowana w kierunku płaszczyzny pierścienia i jest zgodna z prawem potęgowym postaci z ^-0,6 do z ^-1,5 , gdzie z jest wysokością nad płaszczyzną pierścienia. Wygląd halo w świetle rozproszonym wstecz, obserwowany przez Kecka i HST , jest taki sam. Jednak jej całkowity strumień fotonów jest kilkakrotnie mniejszy niż w pierścieniu głównym i jest silniej skoncentrowany w pobliżu płaszczyzny pierścienia niż w świetle rozproszonym do przodu.

Właściwości spektralne pierścienia halo różnią się od pierścienia głównego. Rozkład strumienia w zakresie 0,5–2,5 μm jest bardziej płaski niż w pierścieniu głównym; aureola nie jest czerwona i może być nawet niebieska.

Pochodzenie pierścienia halo

Właściwości optyczne pierścienia halo można wyjaśnić hipotezą, że zawiera on tylko pył o wielkości cząstek poniżej 15 μm. Części halo znajdujące się daleko od płaszczyzny pierścienia mogą składać się z submikrometrowego pyłu. Ta zakurzona kompozycja wyjaśnia znacznie silniejsze rozpraszanie do przodu, bardziej niebieskie kolory i brak widocznej struktury w halo. Pył prawdopodobnie pochodzi z pierścienia głównego, co potwierdza fakt, że głębia optyczna halo jest porównywalna z głębokością pyłu w pierścieniu głównym. Dużą grubość halo można przypisać wzbudzeniu nachyleń orbity i mimośrodów cząstek pyłu przez siły elektromagnetyczne w magnetosferze Jowisza. Zewnętrzna granica pierścienia halo pokrywa się z lokalizacją silnego rezonansu Lorentza 3:2. Ponieważ opór Poyntinga-Robertsona powoduje, że cząstki powoli dryfują w kierunku Jowisza, ich nachylenie orbitalne jest wzbudzane podczas przechodzenia przez niego. Rozkwit pierścienia głównego może być początkiem halo. Wewnętrzna granica pierścienia halo nie jest daleka od najsilniejszego rezonansu Lorentza 2:1. W tym rezonansie wzbudzenie jest prawdopodobnie bardzo znaczące, zmuszając cząstki do zanurzenia się w atmosferze Jowisza, określając w ten sposób ostrą wewnętrzną granicę. Pochodzący z głównego pierścienia halo ma ten sam wiek. ${\ Displaystyle \ scriptstyle \ tau _ {s} \ \ sim \, 10 ^ {-6}}$

pierścionki pajęczynowe

Pierścień pajęczyny Amalthea

Obraz pierścieni pajęczych otrzymany przez Galileusza w świetle rozproszonym do przodu

Pajęczy pierścień Amalthei to bardzo słaba struktura o prostokątnym przekroju, rozciągająca się od orbity Amalthei w 182 000  km (2,54 R J ) do około129 000  kilometr ( 1,80  R _J ). Jego wewnętrzna granica nie jest wyraźnie określona ze względu na obecność znacznie jaśniejszego pierścienia głównego i halo. Grubość pierścienia wynosi około 2300 km w pobliżu orbity Amaltei i nieznacznie maleje w kierunku Jowisza . Pierścień pajęczyny Amalthei jest w rzeczywistości najjaśniejszy w pobliżu jego górnej i dolnej krawędzi i stopniowo staje się jaśniejszy w kierunku Jowisza; jedna z krawędzi jest często jaśniejsza od drugiej. Zewnętrzna granica pierścienia jest stosunkowo stroma; jasność pierścienia gwałtownie spada tuż do środka orbity Amaltei, chociaż może mieć niewielkie rozszerzenie poza orbitę satelity, kończąc się rezonansem w pobliżu Teby 4:3. W świetle rozproszonym do przodu pierścień wydaje się być około 30 razy słabszy niż pierścień główny. W świetle rozproszonym wstecznie został wykryty jedynie przez teleskop Kecka i ACS ( Advanced Camera for Surveys ) na HST . Obrazy rozproszenia wstecznego pokazują dodatkową strukturę pierścienia: szczyt jasności tuż wewnątrz orbity amaltejskiej i ograniczony do górnej lub dolnej krawędzi pierścienia.

W latach 2002–2003 sonda Galileo przeszła dwa przeloty przez pierścienie pajęczyny. W ich trakcie licznik pyłu wykrył cząstki pyłu w zakresie wielkości 0,2–5 μm. Ponadto skaner gwiazd sondy Galileo wykrył małe, dyskretne ciała (< 1 km) w pobliżu Amalthei. Mogą to być szczątki kolizyjne powstałe w wyniku zderzeń z tym satelitą.

Wykrycie pierścienia pajęczyny Amalthea z ziemi na zdjęciach Galileo i bezpośrednie pomiary pyłu pozwoliły na określenie rozkładu wielkości cząstek, który wydaje się być zgodny z tym samym prawem potęgowym, co pył w pierścieniu głównym o q = 2 ± 0,5 . Głębokość optyczna tego pierścienia o około 10 ^-7 , który jest o rząd wielkości mniejsze niż głównego pierścienia, a całkowita masa pyłu (10 ⁷ -10 ⁹  kg) są porównywalne.

Tebe pajęczy pierścień

Pajęczy pierścień z Teb jest najsłabszym pierścieniem Jowisza. Pojawia się jako bardzo słaba struktura o prostokątnym przekroju, rozciągająca się od orbity tebskiej w226 000  km ( 3,11  R _J ) do około129 000  km ( 1,80  R _J ;). Jego wewnętrzna granica nie jest wyraźnie określona ze względu na obecność znacznie jaśniejszego pierścienia głównego i halo. Grubość pierścienia wynosi około 8400 km w pobliżu orbity Teby i nieznacznie maleje w kierunku planety. Pierścień pajęczyny w Tebe jest najjaśniejszy w pobliżu górnej i dolnej krawędzi i stopniowo staje się jaśniejszy w kierunku Jowisza – podobnie jak pierścień Amaltei. Zewnętrzna granica pierścienia nie jest specjalnie stroma, ciągnie się ponad15 000  km . Istnieje ledwie widoczna kontynuacja pierścienia poza orbitą Teb, rozciągająca się do280 000  km ( 3,75  R _J ) i nazwane Thebe Extension. W świetle rozproszonym do przodu pierścień wydaje się być około 3 razy słabszy niż pierścień pajęczyny z Amalthei. W świetle wstecznie rozproszonym został wykryty tylko przez teleskop Kecka . Rozproszone wstecznie obrazy pokazują szczyt jasności tuż wewnątrz orbity Teby. W latach 2002–2003 licznik pyłu sondy Galileo wykrył cząstki pyłu w zakresie wielkości 0,2–5 μm — podobnie jak w pierścieniu Amalthea — i potwierdził wyniki uzyskane z obrazowania.

Głębokość optyczna pierścienia pajęczyna Thebe około 3 x 10 ^-8 , która jest trzy razy mniejsza niż w pierścieniu pajęczyna Amalthea, a całkowita masa pyłu jest taka sama, 10 ⁷ -10 ⁹  . KG Jednak rozkład wielkości cząstek pyłu jest nieco płytszy niż w pierścieniu Amalthea. Jest to zgodne z prawem potęgowym z q < 2. W rozszerzeniu Thebe parametr q może być jeszcze mniejszy.

Pochodzenie pierścieni pajęczych

Pył w pierścieniach pajęczych powstaje zasadniczo w taki sam sposób, jak w pierścieniu głównym i halo. Jego źródłami są odpowiednio wewnętrzne księżyce Jowisza Amaltea i Teba. Uderzenia z dużą prędkością pocisków pochodzących spoza systemu Jowisza wyrzucają cząsteczki kurzu z ich powierzchni. Cząstki te początkowo zachowują te same orbity, co ich księżyce, ale następnie stopniowo skręcają się do wewnątrz dzięki przeciąganiu Poyntinga-Robertsona . Grubość pierścieni pajęczyny jest określana przez pionowe ruchy księżyców z powodu ich niezerowych nachyleń orbitalnych . Hipoteza ta w naturalny sposób wyjaśnia prawie wszystkie obserwowalne właściwości pierścieni: prostokątny przekrój, zmniejszenie grubości w kierunku Jowisza oraz rozjaśnienie górnej i dolnej krawędzi pierścieni.

Jednak niektóre właściwości jak dotąd pozostawały niewyjaśnione, takie jak rozszerzenie Teby, które może być spowodowane niewidocznymi ciałami poza orbitą Teby i strukturami widocznymi w rozproszonym wstecznie świetle. Jednym z możliwych wyjaśnień Rozszerzenia Teby jest wpływ sił elektromagnetycznych z magnetosfery Jowisza. Kiedy pył wchodzi w cień za Jowiszem, dość szybko traci swój ładunek elektryczny. Ponieważ małe cząsteczki pyłu częściowo korelują z planetą, będą przemieszczać się na zewnątrz podczas przejścia cienia, tworząc zewnętrzne przedłużenie tebańskiego pierścienia pajęczynowego. Te same siły mogą wyjaśniać spadek w rozkładzie cząstek i jasności pierścienia, który występuje między orbitami Amaltei i Teby.

Szczyt jasności tuż wewnątrz orbity Amalthei, a zatem pionowa asymetria pierścienia pajęczyny Amalthei, może być spowodowany cząsteczkami pyłu uwięzionymi w czołowym (L ₄ ) i tylnym (L ₅ ) punkcie Lagrange'a tego księżyca. Cząstki mogą również podążać orbitami podkowiastymi między punktami Lagrange'a. Pył może być również obecny w czołowych i tylnych punktach Lagrange'a w Tebie. To odkrycie sugeruje, że w pierścieniach pajęczynowych istnieją dwie populacje cząstek: jedna powoli dryfuje w kierunku Jowisza, jak opisano powyżej, a druga pozostaje w pobliżu księżyca źródłowego uwięzionego z nim w rezonansie 1:1.

Pierścień Himalii

Złożony z sześciu obrazów New Horizons możliwego pierścienia Himalii. Podwójna ekspozycja Himalii jest zakreślona. Strzałka wskazuje na Jowisza.

We wrześniu 2006 roku, kiedy misja NASA New Horizons do Plutona zbliżyła się do Jowisza w celu uzyskania asysty grawitacyjnej , sfotografowała coś, co wyglądało na słaby, wcześniej nieznany pierścień planetarny lub łuk pierścieniowy, równoległy do ​​i nieco wewnątrz orbity nieregularnego satelity Himalia . Ilość materiału w części pierścienia lub łuku zobrazowanego przez New Horizons wynosiła co najmniej 0,04 km ³ , zakładając, że ma ona takie samo albedo jak Himalia. Jeśli pierścień (łuk) jest gruzem z Himalii, to musiał powstać całkiem niedawno, biorąc pod uwagę precesję orbity himalajskiej na stulecia. Możliwe, że pierścień może być szczątkami po uderzeniu bardzo małego, nieodkrytego księżyca w Himalia, co sugeruje, że Jowisz może nadal zyskiwać i tracić małe księżyce w wyniku zderzeń.

Badanie

Istnienie pierścieni Jowisza zostało wywnioskowane z obserwacji planetarnych pasów promieniowania przez sondę Pioneer 11 w 1975 roku. W 1979 roku sonda Voyager 1 uzyskała pojedynczy prześwietlony obraz układu pierścieni. W tym samym roku Voyager 2 wykonał obszerniejsze obrazowanie , co pozwoliło na zgrubne określenie struktury pierścienia. Doskonała jakość zdjęć uzyskanych przez sondę Galileo w latach 1995-2003 znacznie poszerzyła istniejącą wiedzę na temat pierścieni Jowisza. Naziemne obserwacje pierścieni za pomocą teleskopu Kecka w 1997 i 2002 roku oraz HST w 1999 roku ujawniły bogatą strukturę widoczną w świetle wstecznie rozproszonym. Zdjęcia przesłane przez sondę New Horizons w lutym-marcu 2007 roku po raz pierwszy umożliwiły obserwację drobnej struktury pierścienia głównego. W 2000 roku sonda Cassini w drodze na Saturna przeprowadziła rozległe obserwacje systemu pierścieni Jowisza. Przyszłe misje w systemie Jowisza dostarczą dodatkowych informacji o pierścieniach.

Galeria

System pierścieni na zdjęciu Galileo

Pierścienie obserwowane od wewnątrz przez Juno 27 sierpnia 2016 r.

Zobacz też

• Księżyce Jowisza

Uwagi

Bibliografia

Zewnętrzne linki

• Arkusz informacyjny o pierścieniach Jowisza
• Pierścienie Jowisza przez NASA eksplorację Układu Słonecznego
• Strona projektu NASA Pioneer
• Strona projektu NASA Voyager
• Strona projektu NASA Galileo
• Przestrzeń projektu NASA Cassini
• Strona projektu Nowe Horyzonty
• Węzeł pierścienia planetarnego: system pierścieni Jowisza
• Pierścienie nomenklatury Jowisza ze strony nomenklatury planetarnej USGS