Prsteny Jupitera - Rings of Jupiter - Wikipedia

Schéma prstencového systému Jupitera zobrazující čtyři hlavní komponenty. Pro jednoduchost jsou Metis a Adrastea zobrazováni jako sdílení své oběžné dráhy. (Ve skutečnosti je Metis velmi blízko Jupiteru.)

Planeta Jupiter má systém prsteny známý jako prsteny Jupitera nebo Jovian ring systém. Jednalo se o třetí kruhový systém, který byl objeven v Sluneční Soustava, po těch z Saturn a Uran. Poprvé to bylo pozorováno v roce 1979 Voyager 1 vesmírná sonda[1] a v 90. letech důkladně prošetřeno Galileo orbiter.[2] Bylo to také pozorováno Hubbleův vesmírný dalekohled a od Země již několik let.[3] Pozemní pozorování prstenů vyžaduje největší dostupné dalekohledy.[4]

Jovianský prstencový systém je slabý a skládá se hlavně z prach.[1][5] Má čtyři hlavní součásti: tlustou vnitřní torus částic známých jako „halo kruh“; relativně jasný, výjimečně tenký „hlavní prsten“; a dva široké, silné a slabé vnější „gossamerové prsteny“, pojmenované pro měsíce, z jejichž materiálu jsou složeny: Amalthea a Thebe.[6]

Hlavní a halo prsteny sestávají z prachu vyhozeného z měsíce Metis, Adrastea a další nepozorovaná mateřská těla v důsledku nárazů vysokou rychlostí.[2] Obrázky ve vysokém rozlišení získané v únoru a březnu 2007 Nové obzory kosmická loď odhalila v hlavním prstenci bohatou jemnou strukturu.[7]

Ve viditelném a blízkém okolíinfračervený světlo, prsteny mají načervenalé barvy, kromě prstenu halo, který je neutrální nebo modré barvy.[3] Velikost prachu v prstencích se liší, ale plocha průřezu je největší pro nesférické částice o poloměru asi 15 μm ve všech kruzích kromě halo.[8] V prstenci halo pravděpodobně dominuje submikrometrový prach. Celková hmotnost kruhového systému (včetně nevyřešených mateřských těl) je málo známá, ale pravděpodobně se pohybuje v rozmezí 1011 do 1016 kg.[9] Věk prstencového systému není znám, ale může existovat od vzniku Jupitera.[9]

V by mohl existovat prsten Himalia oběžná dráha. Jedním možným vysvětlením je, že do Himalie narazil malý měsíc a síla nárazu způsobila výbuch materiálu z Himalie.[10]

Objev a struktura

Jupiterův prstencový systém byl třetím objeveným v Sluneční Soustava, po těch z Saturn a Uran. Poprvé to bylo pozorováno v roce 1979 Voyager 1 vesmírná sonda.[1] Skládá se ze čtyř hlavních složek: silná vnitřní torus částic známých jako „halo kruh“; relativně jasný, výjimečně tenký „hlavní prsten“; a dva široké, silné a slabé vnější „prstence gossamerů“, pojmenované podle měsíců, z jejichž materiálu jsou složeny: Amalthea a Thebe.[6] Hlavní atributy známých prstenů Jovian jsou uvedeny v tabulce.[2][5][6][8]

názevRádius (km)Šířka (km)Tloušťka (km)Optická hloubka[A] (v τ)Prachová frakceHmotnost, kgPoznámky
Halo prsten92,000–122,50030,50012,500~1 × 10−6100% —
Hlavní prsten122,500–129,0006,50030–3005.9 × 10−6~25%107– 109 (prach)
1011– 1016 (velké částice)		Ohraničen Adrastea
Amalthea gossamer prsten129,000–182,00053,0002,000~1 × 10−7100%107– 109Spojeno s Amalthea
Thebe gossamer prsten129,000–226,00097,0008,400~3 × 10−8100%107– 109Spojeno s Thebe. Tam je prodloužení za oběžnou dráhu Thebe.

Hlavní prsten

Vzhled a struktura

Mozaika prstenů Jovian se schématem zobrazujícím umístění prstenů a satelitů
Horní obrázek ukazuje hlavní prsten ve zpětně rozptýleném světle při pohledu na Nové obzory kosmická loď. Je vidět jemná struktura jeho vnější části. Dolní obrázek ukazuje hlavní prstenec v dopředu rozptýleném světle, což ukazuje jeho nedostatek jakékoli struktury kromě zářezu Metis.
Metis obíhající na okraji hlavního prstence Jupitera, jak je zobrazeno Nové obzory kosmická loď v roce 2007

Úzký a relativně tenký hlavní prsten je nejjasnější částí Jupiter systém zvonění. Jeho vnější okraj je umístěn v poloměru asi 129 000 km (1.806 RJ;RJ = rovníkový poloměr Jupitera nebo 71 398 km) a shoduje se s oběžnou dráhou nejmenšího vnitřního satelitu Jupitera, Adrastea.[2][5] Jeho vnitřní hrana není označena žádným satelitem a je umístěna přibližně 122 500 km (1.72 RJ).[2]

Šířka hlavního prstence je tedy kolem 6 500 km. Vzhled hlavního prstence závisí na geometrii pohledu.[9] V dopředu rozptýleném světle[b] jas hlavního prstence začíná prudce klesat na 128 600 km (jen dovnitř oběžné dráhy Adrasteanu) a dosáhne úrovně pozadí na 129 300 km—Jen ven z adrasteanské oběžné dráhy.[2] Proto Adrastea v 129 000 km jasně pasou prsten.[2][5] Jas se dále zvyšuje ve směru Jupitera a má maximum blízko středu prstence v 126 000 km, ačkoli v blízkosti je výrazná mezera (zářez) Metidian obíhat na 128 000 km.[2] Na rozdíl od toho se zdá, že vnitřní hranice hlavního prstence pomalu mizí 124,000 na 120 000 km, sloučení do halo kruhu.[2][5] V dopředu rozptýleném světle jsou všechny Jovianovy prstence obzvláště jasné.

V rozptylovém světle[C] situace je jiná. Vnější hranice hlavního prstence, umístěná na 129 100 km, nebo mírně za oběžnou dráhou Adrastea, je velmi strmý.[9] Oběžná dráha měsíce je vyznačena mezerou v prstenci, takže těsně mimo jeho oběžnou dráhu je tenký prsten. Přímo uvnitř oběžné dráhy Adrasteanu je další prsten, po kterém následuje mezera neznámého původu, která se nachází přibližně v 128 500 km.[9] Třetí prsten se nachází směrem dovnitř centrální mezery, mimo oběžnou dráhu Metis. Jas prstence prudce klesá těsně mimo oběžnou dráhu Metidian a vytváří zářez Metis.[9] Směrem k oběžné dráze Metis stoupá jas prstence mnohem méně než v dopředu rozptýleném světle.[4] V zpětně rozptýlené geometrii se tedy zdá, že hlavní prstenec sestává ze dvou různých částí: úzké vnější části, která sahá od 128,000 na 129 000 km, který sám obsahuje tři úzké prstýnky oddělené zářezy a slabší vnitřní část od 122,500 na 128 000 km, který postrádá jakoukoli viditelnou strukturu jako v geometrii dopředu rozptylující.[9][11] Jako jejich hranice slouží zářez Metis. Jemná struktura hlavního prstence byla objevena v datech z Galileo orbiter a je jasně viditelný na zpětně rozptýlených obrazech získaných z Nové obzory v únoru – březnu 2007.[7][12] Časná pozorování od Hubbleův vesmírný dalekohled (HST),[3] Dávit se[4] a Cassini kosmická loď to nedokázala detekovat, pravděpodobně kvůli nedostatečnému prostorovému rozlišení.[8] Jemnou strukturu však pozoroval dalekohled Keck pomocí adaptivní optika v letech 2002–2003.[13]

Při pozorování ve zpětně rozptýleném světle se zdá, že hlavní prstenec je tenký jako břitva, který se táhne ve vertikálním směru ne více než 30 km.[5] V geometrii bočního rozptylu je tloušťka prstence 80–160 km, mírně se zvyšuje ve směru Jupiter.[2][8] Prsten se zdá být mnohem silnější v dopředu rozptýleném světle - asi 300 km.[2] Jeden z objevů Galileo orbiter byl květ hlavního prstenu - slabý, relativně hustý (asi 600 km) oblak materiálu, který obklopuje jeho vnitřní část.[2] Květ roste do tloušťky směrem k vnitřní hranici hlavního prstence, kde přechází do svatozáře.[2]

Podrobná analýza Galileo obrázky odhalily podélné variace jasu hlavního prstence bez souvislosti s geometrií zobrazení. Snímky systému Galileo také ukázaly určitou patchiness v prstenci na vahách 500–1 000 km.[2][9]

V únoru – březnu 2007 Nové obzory kosmická loď provedla hluboké hledání nových malých měsíců uvnitř hlavního prstence.[14] I když nebyly nalezeny žádné satelity větší než 0,5 km, kamery kosmické lodi detekovaly sedm malých shluků prstencových částic. Obíhají těsně uvnitř oběžné dráhy Adrastea uvnitř hustého prstence.[14] Závěr, že jsou to shluky a ne malé měsíce, je založen na jejich azimutálně prodloužený vzhled. Podél kruhu krouží o 0,1–0,3 °, což odpovídá 1,000–3 000 km.[14] Shluky jsou rozděleny do dvou skupin po pěti a dvou členů. Povaha shluků není jasná, ale jejich oběžné dráhy se blíží 115: 116 a 114: 115 rezonance s Metisem.[14] Mohou to být vlnové struktury vzrušené touto interakcí.

Spektra a distribuce velikosti částic

Obrázek hlavního prstence získaného Galileem v dopředu rozptýleném světle. Zářez Metis je jasně viditelný.

Spectra hlavního kruhu získaného HST,[3] Dávit se,[15] Galileo[16] a Cassini[8] ukázaly, že částice, které ji tvoří, jsou červené, tj. jejich albedo je vyšší při delších vlnových délkách. Stávající spektra pokrývají rozsah 0,5–2,5 μm.[8] Dosud nebyly nalezeny žádné spektrální rysy, které lze připsat konkrétním chemickým sloučeninám, ačkoli pozorování Cassini přinesla důkazy o absorpčních pásmech blízko 0,8 μm a 2,2 μm.[8] Spektra hlavního prstence jsou velmi podobná Adrastea[3] a Amalthea.[15]

Vlastnosti hlavního prstenu lze vysvětlit hypotézou, že obsahuje významné množství prach s velikostí částic 0,1–10 μm. To vysvětluje silnější rozptyl světla dopředu ve srovnání se zpětným rozptylem.[9][11] K vysvětlení silného zpětného rozptylu a jemné struktury ve světlé vnější části hlavního prstence jsou však zapotřebí větší těla.[9][11]

Analýza dostupných fázových a spektrálních dat vede k závěru, že distribuce velikosti malých částic v hlavním prstenci se řídí a mocenský zákon[8][17][18]

kde n(r) dr je řada částic s poloměry mezi r a r + dr a je normalizační parametr zvolený tak, aby odpovídal známému celkovému světlu tok z kruhu. Parametr q je 2,0 ± 0,2 pro částice s r <15 ± 0,3 μm a q = 5 ± 1 pro osoby s r > 15 ± 0,3 μm.[8] Distribuce velkých těles v rozmezí velikostí mm – km není v současnosti stanovena.[9] V rozptylu světla v tomto modelu dominují částice s r kolem 15 μm.[8][16]

Výše uvedený mocenský zákon umožňuje odhadnout optická hloubka[A] hlavního kruhu: pro velká těla a pro prach.[8] Tento optická hloubka znamená, že celkový průřez všech částic uvnitř prstence je asi 5 000 km².[d][9] Předpokládá se, že částice v hlavním prstenci budou mít asférické tvary.[8] Celková hmotnost prachu se odhaduje na 107−109 kg.[9] Hmotnost velkých těl, s výjimkou Metis a Adrastea, je 1011−1016 kg. Závisí to na jejich maximální velikosti - horní hodnota odpovídá asi 1 km maximálního průměru.[9] Tyto hmoty lze srovnávat s hmotami Adrastea, což je asi 2 × 1015 kg,[9] Amalthea, asi 2 × 1018 kg,[19] a Země Měsíc, 7.4 × 1022 kg.

Přítomnost dvou populací částic v hlavním prstenci vysvětluje, proč jeho vzhled závisí na geometrii pohledu.[18] Prach rozptyluje světlo nejlépe dopředu a tvoří relativně silný homogenní prstenec ohraničený oběžnou dráhou Adrastea.[9] Naproti tomu velké částice, které se rozptylují v zadním směru, jsou uzavřeny v řadě prstenců mezi oběžnými dráhami Metidian a Adrastean.[9][11]

Původ a věk

Schéma ilustrující vznik Jupiterových prstenů

Prach je z hlavního prstence neustále odstraňován kombinací Poynting – Robertson táhnout a elektromagnetické síly z Jovianská magnetosféra.[18][20] Těkavé materiály, například led, se rychle odpařují. Životnost prachových částic v prstenci je od 100 do 1000 let,[9][20] při srážkách mezi velkými těly o velikosti od 1 cm do 0,5 km musí být prach neustále doplňován[14] a mezi stejnými velkými tělesy a částicemi o vysoké rychlosti přicházejícími z vnějšku Jovianského systému.[9][20] Tato populace mateřského těla je omezena na úzkou oblast 1 000 km—A jasná vnější část hlavního prstenu a zahrnuje Metise a Adrastea.[9][11] Největší mateřské orgány musí mít velikost menší než 0,5 km. Horní mez jejich velikosti byla získána Nové obzory kosmická loď.[14] Předchozí horní limit získaný z HST[3][11] a Cassini[8] pozorování, byl blízko 4 km.[9] Prach produkovaný při srážkách si zachovává přibližně stejné orbitální prvky jako mateřská těla a pomalu se spirálovitě pohybuje směrem k Jupiter tvořící slabou (ve zpětně rozptýleném světle) nejvnitřnější část hlavního prstence a prstence halo.[9][20] Věk hlavního prstence není v současné době znám, ale může to být poslední pozůstatek minulé populace malých těl poblíž Jupiter.[6]

Svislé zvlnění

Obrázky z Galileo a Nové obzory kosmické sondy ukazují přítomnost dvou sad spirálních svislých zvlnění v hlavním prstenci. Tyto vlny se časem pevněji stočily rychlostí očekávanou pro diferenciální nodální regrese v gravitačním poli Jupitera. Při extrapolaci dozadu se zdá, že nejvýznamnější ze dvou sad vln byla vzrušena v roce 1995, přibližně v době dopadu Kometa Shoemaker-Levy 9 s Jupiterem, zatímco menší sada se zdá být k první polovině roku 1990.[21][22][23] Galileo 'Pozorování z listopadu 1996 jsou v souladu s vlnovými délkami 1920 ± 150 a 630 ± 20 kma vertikální amplitudy 2.4 ± 0.7 a 0,6 ± 0,2 km, pro větší a menší sady vln.[23] Tvoření většího souboru vln lze vysvětlit, pokud byl prsten zasažen mrakem částic uvolněných kometou s celkovou hmotností řádově 2–5 × 1012 kg, což by vyklonilo prsten z rovníkové roviny o 2 km.[23] Podobný spirálovitý vlnový vzor, ​​který se časem napíná[24] byl pozorován uživatelem Cassini u Saturnů C a D prsteny.[25]

Halo prsten

Vzhled a struktura

Falešný barevný obraz prstence halo získaný Galileem v dopředu rozptýleném světle

Halo prsten je nejvnitřnější a svisle nejsilnější prsten Jovian. Jeho vnější okraj se shoduje s vnitřní hranicí hlavního prstence přibližně v poloměru 122500 km (1.72 RJ).[2][5] Z tohoto poloměru se prsten směrem k Jupiteru rychle zesiluje. Skutečný vertikální rozsah halo není znám, ale přítomnost jeho materiálu byla detekována až na 10000 km přes rovinu prstenu.[2][4] Vnitřní hranice svatozáře je relativně ostrá a nachází se v poloměru 100000 km (1.4 RJ),[4] ale nějaký materiál je přítomen dále dovnitř až přibližně 92000 km.[2] Šířka halo prstenu je tedy asi 30000 km. Jeho tvar připomíná silný torus bez jasné vnitřní struktury.[9] Na rozdíl od hlavního prstence závisí vzhled halo jen mírně na geometrii pohledu.

Halo prsten vypadá nejjasněji v dopředu rozptýleném světle, ve kterém byl značně zobrazen Galileo.[2] Zatímco jeho povrchový jas je mnohem menší než jas hlavního prstence, jeho vertikálně (kolmo k rovině prstence) integrovaný foton tok je srovnatelný díky své mnohem větší tloušťce. Přes deklarovaný vertikální rozsah více než 20000 km, jas halo je silně koncentrován směrem k rovině prstence a řídí se výkonovým zákonem formy z−0.6 na z−1.5,[9] kde z je nadmořská výška nad rovinou prstence. Jak pozoroval halo ve zpětně rozptýleném světle Dávit se[4] a HST,[3] je stejný. Jeho celkový tok fotonů je však několikrát nižší než tok hlavního prstence a je silněji koncentrován v blízkosti roviny prstence než v dopředu rozptýleném světle.[9]

The spektrální vlastnosti halo kruhu se liší od hlavního kruhu. The tok distribuce v rozsahu 0,5–2,5 μm je plošší než v hlavním prstenci;[3] halo není červená a může být dokonce modrá.[15]

Původ halo kruhu

Optické vlastnosti halogenového kruhu lze vysvětlit hypotézou, že obsahuje pouze prach s velikostí částic menší než 15 μm.[3][9][17] Části halo umístěné daleko od roviny prstence mohou sestávat z submikrometrického prachu.[3][4][9] Toto prašné složení vysvětluje mnohem silnější rozptyl dopředu, modřejší barvy a nedostatek viditelné struktury v halo. Prach pravděpodobně pochází z hlavního prstence, což je tvrzení podporováno skutečností, že halo optická hloubka je srovnatelný s prachem v hlavním prstenci.[5][9] Velká tloušťka halo může být přičítána buzení orbitální sklony a výstřednosti prachových částic elektromagnetickými silami v joviánské magnetosféře. Vnější hranice prstence halo se shoduje s umístěním silné Lorentzovy rezonance 3: 2.[E][18][26][27] Tak jako Poynting – Robertson táhnout[18][20] způsobí, že se částice pomalu posouvají směrem k Jupiteru orbitální sklony jsou při procházení nadšeni. Rozkvět hlavního prstenu může být začátkem svatozáře.[9] Vnitřní hranice prstence halo není daleko od nejsilnější Lorentzovy rezonance 2: 1.[18][26][27] V této rezonanci je excitace pravděpodobně velmi významná, což nutí částice, aby se ponořily do atmosféry Jovian, čímž definuje ostrou vnitřní hranici.[9] Svatozář, který je odvozen z hlavního kruhu, má stejný věk.[9]

Gossamerovy prsteny

Amalthea gossamer prsten

Obrázek gossamerových prstenů získaných Galileem v dopředu rozptýleném světle

Amalthea gossamer prsten je velmi slabá struktura s obdélníkovým průřezem, táhnoucí se od oběžné dráhy Amalthea v 182000 km (2.54 RJ) asi 129000 km (1.80 RJ).[2][9] Jeho vnitřní hranice není jasně definována kvůli přítomnosti mnohem jasnějšího hlavního kruhu a svatozáře.[2] Tloušťka prstence je přibližně 2300 km blízko oběžné dráhy Amalthea a mírně klesá ve směru Jupiter.[F][4] Amalthea gossamer prsten je ve skutečnosti nejjasnější blízko jeho horního a spodního okraje a směrem k Jupiteru se postupně zesvětluje; jeden z okrajů je často jasnější než druhý.[28] Vnější hranice prstence je poměrně strmá;[2] jas prstence prudce klesá těsně dovnitř oběžné dráhy Amalthea,[2] ačkoli to může mít malé prodloužení za oběžnou dráhu satelitu končící blízko rezonance 4: 3 s Thebe.[13] Při dopředu rozptýleném světle se zdá, že prsten je asi 30krát slabší než hlavní prsten.[2] Ve zpětně rozptýleném světle byl detekován pouze Dávit se dalekohled[4] a ACS (Pokročilá kamera pro průzkumy ) zapnuto HST.[11] Obrázky zpětného rozptylu ukazují další strukturu prstence: vrchol jasu těsně uvnitř oběžné dráhy Amalthean a omezený na horní nebo spodní okraj prstence.[4][13]

V letech 2002–2003 měla sonda Galileo dva průlety skrz prstence gossamerů. Během nich jeho počitadlo detekovalo prachové částice v rozsahu velikostí 0,2–5 μm.[29][30] Hvězdný skener sondy Galileo navíc detekoval malá diskrétní tělesa (<1 km) poblíž Amalthea.[31] Mohou představovat kolizní úlomky generované při nárazech s tímto satelitem.

Detekce prstence Amalthea gossamer ze země, v Galileo obrázky a přímá měření prachu umožnily určení distribuce velikosti částic, která se podle všeho řídí stejným zákonem síly jako prach v hlavním prstenci s q=2 ± 0.5.[11][30] The optická hloubka tohoto kruhu je asi 10−7, což je řádově nižší hodnota než u hlavního prstence, ale celková hmotnost prachu (107–109 kg) je srovnatelná.[6][20][30]

Thebe gossamer prsten

Thebeův gossamerský prsten je nejslabší jovianský prsten. Vypadá to jako velmi slabá struktura s obdélníkovým průřezem, táhnoucí se od oběžné dráhy Thebeanu v 226000 km (3.11 RJ) asi 129000 km (1.80 RJ;).[2][9] Jeho vnitřní hranice není jasně definována kvůli přítomnosti mnohem jasnějšího hlavního kruhu a svatozáře.[2] Tloušťka prstence je přibližně 8400 km blízko oběžné dráhy Téby a mírně klesá ve směru planety.[F][4] Thebeův gossamerův prsten je nejjasnější blízko horního a spodního okraje a směrem k němu se postupně zesvětluje Jupiter - podobně jako prsten Amalthea.[28] Vnější hranice prstence není nijak zvlášť strmá a táhne se 15000 km.[2] Za oběžnou dráhou Thebe je sotva viditelné pokračování prstence, které sahá až k 280000 km (3.75 RJ) a nazval Thebe Extension.[2][30] Při dopředu rozptýleném světle se zdá, že prsten je asi třikrát slabší než prsten Amalthea gossamer.[2] Ve zpětně rozptýleném světle byl detekován pouze Dávit se dalekohled.[4] Snímky zpětného rozptylu ukazují vrchol jasu přímo na oběžné dráze Thebe.[4] V letech 2002–2003 detekoval prachový počitář kosmické lodi Galileo prachové částice v rozmezí velikostí 0,2–5 μm - obdobně jako v prstenci Amalthea - a potvrdil výsledky získané zobrazováním.[29][30]

The optická hloubka prstenu Thebeho gossamera je asi 3 × 10−8, který je třikrát nižší než prstenec amalthea gossamer, ale celková hmotnost prachu je stejná - asi 107–109 kg.[6][20][30] Distribuce velikosti částic prachu je však o něco mělčí než v prstenci Amalthea. Řídí se silovým zákonem s q <2. V Thebeově rozšíření může být parametr q ještě menší.[30]

Původ gossamerových prstenů

Prach v gossamerových prstencích pochází v podstatě stejným způsobem jako v hlavním prstenci a halo.[20] Jeho zdroji jsou vnitřní joviánské měsíce Amalthea a Thebe. Nárazy vysoké rychlosti projektily přicházejícími z vnějšku systému Jovian vylučují prachové částice z jejich povrchů.[20] Tyto částice si zpočátku zachovávají stejné oběžné dráhy jako jejich měsíce, ale poté postupně spirálovitě směřují dovnitř Poynting – Robertson táhnout.[20] Tloušťka gossamerových prstenů je určena svislými výchylkami měsíců v důsledku jejich nenulové hodnoty orbitální sklony.[9] Tato hypotéza přirozeně vysvětluje téměř všechny pozorovatelné vlastnosti prstenů: obdélníkový průřez, zmenšení tloušťky ve směru Jupiter a zesvětlení horního a spodního okraje prstenů.[28]

Některé vlastnosti však zatím zůstaly nevysvětlené, například rozšíření Thebe, které může být způsobeno neviditelnými tělesy mimo oběžnou dráhu Thebe a strukturami viditelnými v zpětně rozptýleném světle.[9] Jedním z možných vysvětlení Thebeho rozšíření je vliv elektromagnetických sil z joviánské magnetosféry. Když prach vstupuje do stínu za Jupiterem, ztrácí svůj elektrický náboj poměrně rychle. Vzhledem k tomu, že malé částice prachu částečně korotují s planetou, budou se během průchodu stínu pohybovat směrem ven a vytvoří vnější prodloužení prstence Thebeho gossamera.[32] Stejné síly mohou vysvětlit pokles distribuce částic a jasu prstence, ke kterému dochází mezi oběžnými drahami Amalthea a Thebe.[30][32]

Vrchol jasu těsně uvnitř oběžné dráhy Amalthea, a proto vertikální asymetrie amaltheaského gossamerového prstence může být způsobena prachovými částicemi zachycenými na přední části (L4) a koncové (L5) Lagrangeovy body tohoto měsíce.[28] Částice mohou také následovat oběžné dráhy podkovy mezi Lagrangeovými body.[13] Prach může být také přítomen na předních a zadních Lagrangeových bodech Thebe. Tento objev naznačuje, že v prstencích gossamerů jsou dvě populace částic: jedna se pomalu posouvá směrem k Jupiteru, jak je popsáno výše, zatímco druhá zůstává poblíž zdrojového měsíce uvězněného v rezonanci 1: 1.[28]

Prsten Himalia

Nové obzory obrázek možného prstenu Himalia

Malý měsíc Dia Od svého objevu v roce 2000 zmizela v průměru 4 kilometry.[33] Jedna teorie byla, že narazil do mnohem většího měsíce Himalia, 170 kilometrů v průměru, vytváří slabý prsten. Tento možný prsten se na obrázcích z NASA jeví jako slabý pruh poblíž Himálie Nové obzory mise do Pluto. To naznačuje, že Jupiter někdy srážkami získává a ztrácí malé měsíce.[10] Znovuobjevení Dia v letech 2010 a 2011[34] vyvrací spojení mezi Dia a himalájským prstenem, i když je stále možné, že se mohl jednat o jiný měsíc.[35]

Průzkum

Existence joviánských prstenů byla odvozena z pozorování planet radiační pásy podle Pioneer 11 kosmická loď v roce 1975.[36] V roce 1979 Voyager 1 kosmická loď získala jediný přeexponovaný obraz prstencového systému.[1] Podrobnější zobrazování provedla společnost Voyager 2 ve stejném roce, což umožnilo hrubé určení struktury prstenu.[5] Špičková kvalita obrázků získaných pomocí Galileo orbiter v letech 1995 až 2003 značně rozšířil stávající znalosti o Jovianských prstenech.[2] Pozemní pozorování prstenů pomocí Dávit se[4] dalekohled v letech 1997 a 2002 a HST v roce 1999[3] odhalila bohatou strukturu viditelnou ve zpětně rozptýleném světle. Obrázky přenášené Nové obzory kosmická loď v únoru – březnu 2007[12] umožnilo poprvé pozorovat jemnou strukturu v hlavním prstenci. V roce 2000 Cassini kosmická loď na cestě do Saturn provedla rozsáhlá pozorování systému Jupitera.[37] Budoucí mise do systému Jovian poskytnou další informace o prstencích.[38]

Galerie

Kruhový systém podle obrázku Galileo
Prsteny pozorované zevnitř Juno dne 27. srpna 2016

Viz také

Poznámky

  1. ^ A b Normální optická hloubka je poměr mezi celkovou průřez částic prstence na čtvercovou plochu prstence.[8]
  2. ^ Dopředu rozptýlené světlo je světlo rozptýlené v malém úhlu vzhledem ke slunečnímu světlu.
  3. ^ Zpětně rozptýlené světlo je světlo rozptýlené v úhlu blízkém 180 ° vzhledem ke slunečnímu světlu.
  4. ^ ^ Mělo by to být srovnáno s celkovým průřezem Metis a Adrastea přibližně 1700 km².[9]
  5. ^ Lorentzova rezonance je rezonance mezi orbitálním pohybem částice a rotací planetární magnetosféry, když poměr jejich period je racionální číslo.[26]
  6. ^ A b Tloušťka prstenů gossamerů je zde definována jako vzdálenost mezi vrcholy jasu na jejich horním a dolním okraji.[28]

Reference

  1. ^ A b C d Smith, B. A .; Soderblom, L. A .; Johnson, T. V .; et al. (1979). „Systém Jupiter očima Voyageru 1“. Věda. 204 (4396): 951–957, 960–972. Bibcode:1979Sci ... 204..951S. doi:10.1126 / science.204.4396.951. PMID  17800430.
  2. ^ A b C d E F G h i j k l m n Ó p q r s t u proti w X y z aa ab ac Ockert-Bell, M. E .; Burns, J. A .; Daubar, I.J .; et al. (1999). „Struktura prstencového systému Jupitera odhalená experimentem se zobrazováním Galileo“. Icarus. 138 (2): 188–213. Bibcode:1999Icar..138..188O. doi:10.1006 / icar.1998.6072.
  3. ^ A b C d E F G h i j k Meier, R .; Smith, B. A .; Owen, T. C .; et al. (1999). „Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea“. Icarus. 141 (2): 253–262. Bibcode:1999Icar..141..253M. doi:10.1006 / icar.1999.6172.
  4. ^ A b C d E F G h i j k l m n de Pater, I .; Showalter, M. R.; Burns, J. A .; et al. (1999). „Keckova infračervená pozorování prstenového systému Jupitera poblíž překročení letové roviny Země v roce 1997“ (PDF). Icarus. 138 (2): 214–223. Bibcode:1999Icar..138..214D. doi:10.1006 / icar.1998.6068.
  5. ^ A b C d E F G h i Showalter, M. R.; Burns, J. A .; Cuzzi, J. N. (1987). „Jupiterův prstencový systém: Nové výsledky ve struktuře a vlastnostech částic“. Icarus. 69 (3): 458–498. Bibcode:1987Icar ... 69..458S. doi:10.1016/0019-1035(87)90018-2.
  6. ^ A b C d E F Esposito, L. W. (2002). "Planetární prstence". Zprávy o pokroku ve fyzice. 65 (12): 1741–1783. Bibcode:2002RPPh ... 65.1741E. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201.
  7. ^ A b Morring, F. (7. května 2007). „Ring Leader“. Týden letectví a vesmírné technologie: 80–83.
  8. ^ A b C d E F G h i j k l m n Throop, H. B .; Porco, C. C.; West, R. A .; et al. (2004). „The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based Observations“ (PDF). Icarus. 172 (1): 59–77. Bibcode:2004Icar..172 ... 59T. doi:10.1016 / j.icarus.2003.12.020.
  9. ^ A b C d E F G h i j k l m n Ó p q r s t u proti w X y z aa ab ac inzerát ae af ag ah ai aj Burns, J. A .; Simonelli, D. P .; Showalter, M. R.; Hamilton; Porco; Throop; Esposito (2004). „Jupiterův prstenový systém“ (PDF). In Bagenal, F .; Dowling, T.E .; McKinnon, W.B. (eds.). Jupiter: Planeta, satelity a magnetosféra. Cambridge University Press. p. 241. Bibcode:2004jpsm.book..241B.
  10. ^ A b „Lunární manželství mohlo dát Jupiteru prsten“, Nový vědec, 20. března 2010, s. 16.
  11. ^ A b C d E F G h Showalter, M. R.; Burns, J. A .; de Pater, I .; et al. (26. – 28. Září 2005). „Aktualizace o zaprášených prstenech Jupitera, Uranu a Neptunu“. Sborník příspěvků z konference konané ve dnech 26. – 28. Září 2005. Kaua'i, Havaj. p. 130. Bibcode:2005LPICo1280..130S. Příspěvek LPI č. 1280.
  12. ^ A b „Jupiterovy prsteny: nejostřejší pohled“. NASA / Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory / Southwest Research Institute. 1. května 2007. Archivovány od originál 13. listopadu 2014. Citováno 2011-09-29.
  13. ^ A b C d De Pater, I .; Showalter, M. R.; MacIntosh, B. (2008). „Keckova pozorování přechodu roviny jovianského prstence v letech 2002–2003“. Icarus. 195 (1): 348–360. Bibcode:2008Icar..195..348D. doi:10.1016 / j.icarus.2007.11.029.
  14. ^ A b C d E F Showalter, Mark R .; Cheng, Andrew F .; Weaver, Harold A .; et al. (2007). "Hromadné detekce a meze měsíců v prstencovém systému Jupitera" (PDF). Věda. 318 (5848): 232–234. Bibcode:2007Sci ... 318..232S. doi:10.1126 / science.1147647. PMID  17932287.
  15. ^ A b C Wong, M. H .; de Pater, I .; Showalter, M. R.; et al. (2006). „Pozemní blízká infračervená spektroskopie Jupiterova prstenu a měsíců“. Icarus. 185 (2): 403–415. Bibcode:2006Icar..185..403W. doi:10.1016 / j.icarus.2006.07.007.
  16. ^ A b McMuldroch, S .; Pilortz, S. H .; Danielson, J. E .; et al. (2000). „Galileo NIMS blízká infračervená pozorování prstenového systému Jupitera“ (PDF). Icarus. 146 (1): 1–11. Bibcode:2000Icar..146 .... 1M. doi:10.1006 / icar.2000.6343.
  17. ^ A b Brooks, S. M .; Esposito, L. W .; Showalter, M. R.; et al. (2004). „Distribuce velikosti hlavního prstence Jupitera ze zobrazování a spektroskopie Galileo“. Icarus. 170 (1): 35–57. Bibcode:2004Icar..170 ... 35B. doi:10.1016 / j.icarus.2004.03.003.
  18. ^ A b C d E F Burns, J. A.; Hamilton, D.P .; Showalter, M.R. (2001). „Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics“ (PDF). In Grun, E .; Gustafson, B. A. S .; Dermott, S. T .; Fechtig H. (eds.). Meziplanetární prach. Berlín: Springer. 641–725.
  19. ^ Anderson, J. D.; Johnson, T. V .; Shubert, G .; et al. (2005). „Hustota Amalthea je menší než hustota vody“. Věda. 308 (5726): 1291–1293. Bibcode:2005Sci ... 308.1291A. doi:10.1126 / science.1110422. PMID  15919987.
  20. ^ A b C d E F G h i j Burns, J. A .; Showalter, M. R.; Hamilton, D. P .; et al. (1999). „Formace slabých prstenů Jupitera“ (PDF). Věda. 284 (5417): 1146–1150. Bibcode:1999Sci ... 284.1146B. doi:10.1126 / science.284.5417.1146. PMID  10325220.
  21. ^ Mason, J .; Cook, J.-R. C. (2011-03-31). „Forenzní sleuthing kravaty zvlní nárazy“. CICLOPS tisková zpráva. Cassini Imaging Central Laboratory for Operations. Citováno 2011-04-04.
  22. ^ „Subtle Ripples in Jupiter's Ring“. Titulek PIA 13893. NASA / Jet Propulsion Laboratory-Caltech / SETI. 31.03.2011. Citováno 2011-04-04.
  23. ^ A b C Showalter, M. R.; Hedman, M. M .; Burns, J. A. (2011). „Dopad komety Shoemaker-Levy 9 vysílá vlnky skrz prstence Jupitera“ (PDF). Věda. 332 (6030): 711–3. Bibcode:2011Sci ... 332..711S. doi:10.1126 / science.1202241. PMID  21454755.
  24. ^ „Naklonění Saturnových prstenů“. Titulek PIA 12820. NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute. 31.03.2011. Citováno 2011-04-04.
  25. ^ Hedman, M. M .; Burns, J. A .; Evans, M. W .; Tiscareno, M. S .; Porco, C. C. (2011). „Saturnův zvědavě zvlněný C prsten“. Věda. 332 (6030): 708–11. Bibcode:2011Sci ... 332..708H. CiteSeerX  10.1.1.651.5611. doi:10.1126 / science.1202238. PMID  21454753.
  26. ^ A b C Hamilton, D. P. (1994). „Srovnání Lorentzových, planetárních gravitačních a satelitních gravitačních rezonancí“ (PDF). Icarus. 109 (2): 221–240. Bibcode:1994Icar..109..221H. doi:10.1006 / icar.1994.1089.
  27. ^ A b Burns, J. A.; Schaffer, L. E.; Greenberg, R. J. = autor4 =; et al. (1985). „Lorentzovy rezonance a struktura jovianského prstenu“. Příroda. 316 (6024): 115–119. Bibcode:1985 Natur.316..115B. doi:10.1038 / 316115a0.
  28. ^ A b C d E F Showalter, Mark R .; de Pater, Imke; Verbanac, Guili; et al. (2008). „Vlastnosti a dynamika Jupiterových gossamerových prstenů ze snímků Galileo, Voyager, Hubble a Keck“ (PDF). Icarus. 195 (1): 361–377. Bibcode:2008Icar..195..361S. doi:10.1016 / j.icarus.2007.12.012.
  29. ^ A b Krüger, H .; Grün, E .; Hamilton, D. P. (18. – 25. Července 2004). „Měření prachu na místě Galileo v Gupamerových prstenech Jupitera“. 35. vědecké shromáždění COSPAR. p. 1582. Bibcode:2004cosp ... 35.1582K.
  30. ^ A b C d E F G h Krueger, Harald; Hamilton, Douglas P .; Moissl, Richard; Gruen, Eberhard (2009). „Měření prachu na místě Galileo v Gupamerových prstenech Jupitera“. Icarus. 2003 (1): 198–213. arXiv:0803.2849. Bibcode:2009Icar..203..198K. doi:10.1016 / j.icarus.2009.03.040.
  31. ^ Fieseler, P.D .; et al. (2004). „Pozorování skeneru hvězd Galileo v Amalthea“. Icarus. 169 (2): 390–401. Bibcode:2004Icar..169..390F. doi:10.1016 / j.icarus.2004.01.012.
  32. ^ A b Hamilton, Douglas P .; Kruger, Harold (2008). „Vyřezávání Jupiterových gossamerových prstenů jeho stínem“ (PDF). Příroda. 453 (7191): 72–75. Bibcode:2008Natur.453 ... 72H. doi:10.1038 / nature06886. PMID  18451856.
  33. ^ IAUC 7555, leden 2001. „Časté dotazy: Proč nemáte ve svém systému satelit Jovian S / 2000 J11?“. Dynamika sluneční soustavy JPL. Citováno 2011-02-13.
  34. ^ Gareth V. Williams (11.09.2012). „MPEC 2012-R22: S / 2000 J 11“. Centrum menších planet. Citováno 2012-09-11.
  35. ^ Cheng, A. F .; Weaver, H. A .; Nguyen, L .; Hamilton, D. P .; Stern, S. A .; Throop, H. B. (březen 2010). Nový prsten nebo prsten oblouku Jupitera? (PDF). 41. konference o lunární a planetární vědě. Lunární a planetární institut. p. 2549. Bibcode:2010LPI ... 41.2549C.
  36. ^ Fillius, R. W .; McIlwain, C. E .; Mogro-Campero, A. (1975). „Radiační pásy Jupitera - druhý pohled“. Věda. 188 (4187): 465–467. Bibcode:1975Sci ... 188..465F. doi:10.1126 / science.188.4187.465. PMID  17734363.
  37. ^ Brown, R. H .; Baines, K. H .; Bellucci, G .; et al. (2003). "Pozorování pomocí vizuálního a infračerveného mapovacího spektrometru (VIMS) během Cassiniho průletu Jupitera". Icarus. 164 (2): 461–470. Bibcode:2003Icar..164..461B. doi:10.1016 / S0019-1035 (03) 00134-9.
  38. ^ „Juno - nová mise NASA na hranici s Jupiterem“. Citováno 2007-06-06.

externí odkazy