Јупитерови прстени

Од Википедија — слободната енциклопедија
Шема на Јупитеровиот прстенест систем што ги прикажува четирите главни компоненти. За едноставност, Метида и Адрастеја се прикажани како ја делат својата орбита. (Во реалноста, Метида е многу поблиску до Јупитер.)

Планетата Јупитер има систем на слаби планетарни прстени. Јовијанските прстени биле третиот систем на прстени што бил откриен во Сончевиот Систем, по оние на Сатурн и Уран. Главниот прстен бил откриен во 1979 година од вселенската сонда Војаџер 1[1] и системот бил потемелно истражен во 1990-тите од орбитерот Галилео.[2] Главниот прстен е набљудуван и од вселенскиот телескоп Хабл и од Земјата неколку години.[3] За набљудување на прстените на земја се потребни најголеми достапни телескопи.[4]

Јовијанскиот систем на прстени е слаб и се состои главно од прашина.[1][5] Има четири главни компоненти: густ внатрешен тор од честички; релативно светол (ореол), исклучително тенок „главен прстен“; и два широки, дебели и слаби надворешни „прстени“ наречени по месечините од чиј материјал се составени: Амалтеја и Теба.[6]

Главниот и ореол прстените се состојат од прашина исфрлена од месечините Метида, Адрастеја и можеби помали, ненабљудувани тела како резултат на удари со голема брзина. Сликите со висока резолуција добиени во февруари и март 2007 година од вселенското летало Нови Хоризонти откриле богата структура во главниот прстен.[7]

При видлива и блиска инфрацрвена светлина, прстените имаат црвеникава боја, освен прстенот на ореол, кој е неутрален или сина во боја. Големината на прашината во прстените варира, но површината на напречниот пресек е најголема за несферични честички со полупречник околу 15 μm во сите прстени освен ореолот.[8] На прстенот на ореол веројатно доминира субмикрометарска прашина. Вкупната маса на прстенестиот систем (вклучувајќи ги и нерешените матични тела) е слабо ограничена, но веројатно е во опсег од 1011 до 10 16 килограми. Староста на системот на прстените исто така не е позната, но можно е да постои уште од формирањето на Јупитер.[9]

Се смета дека постои прстен или прстенест лак блиску до орбитата на месечината Хималија. Едно објаснување е дека мала месечина неодамна удрила во Хималија и силата на ударот го исфрлила материјалот што го формира прстенот.

Откривање и структура[уреди | уреди извор]

Системот на прстените на Јупитер бил третиот откриен во Сончевиот Систем, по оние на Сатурн и Уран. За прв пат бил забележан во 1979 година од вселенската сонда Војаџер 1.[1] Составен е од четири главни компоненти: густ внатрешен тор од честички и е познат како „прстен ореол“; релативно светол, исклучително тенок „главен прстен“; и два широки, дебели и слаби надворешни „прстени“ наречени по месечините од чиј материјал се составени: Амалтеја и Теба.[6] Главните атрибути на познатите Јовијански прстени се наведени во табелата.

Име Полупречник (км) Ширина (км) Дебелина (км) Оптичка длабочина (во τ) Фракција на прашина Маса, кг Белешки
Ореол прстен 92.000 – 122.500 30.500 12.500 ~ 1 × 10−6 100%  -
Главен прстен 122.500 – 129.000 6.500 30–300 5.9 × 10−6 ~25% 10 7 - 10 9 (прашина)



</br> 10 11 - 10 16 (големи честички) 		Ограничен со Адрастеја
Амалтеја прстен 129.000 – 182.000 53.000 2.000 ~ 1 × 10−7 100% 10 7 – 10 9 Поврзан со Амалтеја
Теба

прстен

129.000 – 226.000 97.000 8.400 ~ 3 × 10−8 100% 10 7 – 10 9 Поврзан со Теба. Постои продолжување надвор од орбитата на Теба.

Главен прстен[уреди | уреди извор]

Изглед и структура[уреди | уреди извор]

Мозаик од слики од Јовијанските прстени со шема што ја прикажува местоположбата на прстените и сателитите
Горната слика го прикажува главниот прстен во задно расеана светлина како што е видена од вселенското летало Нови Хоризонти. Видлива е фината структура на нејзиниот надворешен дел. Долната слика го прикажува главниот прстен во напред расеаната светлина што го демонстрира неговиот недостаток на каква било структура кај Метида.
Метида орбитира на работ на главниот прстен на Јупитер, како што е снимено од вселенското летало Нови Хоризонти во 2007 година

Тесниот и релативно тенок главен прстен е најсветлиот дел од системот на прстени на Јупитер. Неговиот надворешен раб се наоѓа на полупречник од околу 129.000 (&100000000000018060000001,806 RJ  ; RJ = екваторијален полупречник на Јупитер или 71.398) и се совпаѓа со орбитата на најмалиот внатрешен сателит на Јупитер, Адрастеја. Неговиот внатрешен раб не е означен со ниту еден сателит и се наоѓа на околу 122.500 (&100000000000001720000001,72 RJ).

Така, ширината на главниот прстен е околу 6.500 километри. Изгледот на главниот прстен зависи од геометријата на гледање. При расфрлана светлина напред[lower-alpha 1] осветленоста на главниот прстен почнува нагло да се намалува на 128.600 (само навнатре од орбитата на Адрастеја) и го достигнува нивото на позадина на 129.300 — надвор од орбитата на Адрастеја. Затоа, Адрастеја на 129.000 километри јасно го пастира прстенот.[2][5] Светлината продолжува да се зголемува во правец на Јупитер и има максимум во близина на центарот на прстенот на 126.000 километри, иако има изразен јаз (засек) во близина на орбитата на Метида 128.000 километри.[2] Внатрешната граница на главниот прстен се смета дека полека исчезнува од 124.000 на 120.000 километри, спојувајќи се во прстенот ореол.[5] При расфрлана светлина нанапред, сите Јовијански прстени се особено светли.

Во задно расеаното светло[lower-alpha 2] ситуацијата е поинаква. Надворешната граница на главниот прстен, сместена на 129.100 километри, или малку подалеку од орбитата на Адрастеја, е многу стрмна.[9] Орбитата на Месечината е означена со празнина во прстенот, така што има тенок прстен веднаш надвор од нејзината орбита. Постои уште еден прстен веднаш во орбитата на Адрастеја, проследена со празнина од непознато потекло сместена на околу 128.500 километри.[9] Третиот прстен се наоѓа навнатре од централната празнина, надвор од орбитата на Метида. Осветленоста на прстенот нагло опаѓа веднаш надвор од орбитата на Метида, формирајќи го засекот на Метида. Навнатре во орбитата на Метида, осветленоста на прстенот се зголемува многу помалку отколку во светлината што се расфрла напред.[4] Така, во геометријата со задно расеаното светло, главниот прстен се смета дека се состои од два различни дела: тесен надворешен дел кој се протега од 128.000 до 129.000 километри, кој сам по себе вклучува три тесни прстени разделени со засеци и послаб внатрешен дел од 122.500 до 128.000 километри, на кој му недостасува каква било видлива структура.[9] Засекот на Метида служи како нивна граница. Фината структура на главниот прстен била откриена во податоците од орбитерот Галилео и е јасно видлива на снимките кои се расфрлани назад, добиени од Нови Хоризонти во февруари-март 2007 година.[7][10] Раните набљудувања од вселенскиот телескоп Хабл (HST), Кек[4] и вселенското летало Касини—Хајгенс, не успеале да го детектираат, веројатно поради недоволната просторна резолуција. Сепак, фината структура била забележана од телескопот Кек користејќи адаптивна оптика во 2002-2003 година.[11]

Гледано во задно расфрланата светлина, главниот прстен се смета дека е тенок, кој се протега во вертикална насока не повеќе од 30километри.[5] Во геометријата на странично расејување, дебелината на прстенот е 80–160 километри, малку зголемувајќи се во правец на Јупитер. Се смета дека прстенот е многу подебел во светлината што се расфрла напред - околу 300 километри.[2] Едно од откритијата на орбитерот Галилео бил расцутот на главниот прстен - слаб, релативно дебел (околу 600 км) облак од материјал кој го опкружува неговиот внатрешен дел,[2] кој расте во дебелина кон внатрешната граница на главниот прстен, каде што преминува во ореол.[2]

Деталната анализа на сликите на Галилео откриле надолжни варијации на осветленоста на главниот прстен кои не се поврзани со геометријата на гледање. Сликите на Галилео, исто така, покажале одредена крпеница во прстенот на 500-1000 километри.

Во февруари-март 2007 година, леталото Нови Хоризонти спровело длабока потрага по нови мали месечини во главниот прстен.[12] Камерите на леталото откриле седум мали купчиња прстенести честички. Тие орбитираат само внатре во орбитата на Адрастеја во густ прстен.[12] Заклучокот дека тие се купчиња, а не мали месечини, се заснова на нивниот азимутално продолжен изглед. Тие продираат 0.1-0.3 ° низ прстенот, кои одговараат на 1.000 - 3.000 километри.[12] Купчињата се поделени во две групи од пет и два члена, соодветно. Природата на купчињата не е јасна, но нивните орбити се блиску до 115:116 и 114:115 резонанции со Метда.[12]

Спекар и големината на честичките[уреди | уреди извор]

Сликата на главниот прстен добиена од Галилео во напред-расфрлана светлина. Засекот Метида е јасно видлив.

Спектрите на главниот прстен добиени од Хабл, Кек,[13] Галилео[14] и Касини покажале дека честичките што го формираат се црвени, односно нивното албедо е повисоко на подолги бранови должини. Постојните спектри го опфаќаат опсегот 0,5-2,5 μm.[8] Досега не се пронајдени спектрални одлики што може да се припишат на одредени хемиски соединенија, иако набљудувањата на Касини дале докази за апсорпциони појаси близу 0,8 μm и 2.2 μm.[8] Спектрите на главниот прстен се многу слични на Адрастеја и Амалтеја.[13]

Одликите на главниот прстен може да се објаснат со хипотезата дека содржи значителни количини прашина со 0,1-10 μm големини на честички. Ова го објаснува посилното напредно расејување на светлината во споредба со расејувањето назад. Сепак, потребни се поголеми тела за да се објасни силното расејување наназад и фината структура во светлиот надворешен дел од главниот прстен.[9]

Анализата на достапните фазни и спектрални податоци доведува до заклучок дека дистрибуцијата на големината на малите честички во главниот прстен го почитува законот.

каде n (r) dr е број на честички со полупречници помеѓу r и r + д-р и е нормализирачки параметар избран да одговара на познатиот вкупен светлосен флукс од прстенот. Параметарот q е 2,0 ± 0,2 за честички со r < 15 ± 0.3 μm и q = 5 ± 1 за оние со р > 15 ± 0.3 μm. Распределбата на големите тела во опсегот на големина mm–km во моментов е неодредена. Во расејувањето на светлината во овој модел доминираат честички со r околу 15 μm.[14]

Законот за моќност споменат погоре дозволува проценка на оптичката длабочина од главниот прстен: за големите тела и за прашината. Оваа оптичка длабочина значи дека вкупниот пресек на сите честички внатре во прстенот е околу 5000  км². Се очекува честичките во главниот прстен да имаат асферични форми.[8] Се проценува дека вкупната маса на прашината е 10 7 −10 9 килогриам.[9] Масата на големите тела, без Метдаис и Адрасјтеа, е 10 11 −10 16 килогриам. Тоа зависи од нивната максимална големина - горната вредност одговара на околу 1 km максималепречникар.[9] Овие маси може да се споредат со масите на Адрасјтеа, што е околу 2 × 1015 кг,[9] Амалтеја, околу 2 × 1018,[15] и Земјината месечина, 7,4 × 1022  килогриам.

Присуството на две популации на честички во главниот прстен објаснува зошто нејзиниот изглед зависи од геометријата на гледање. Прашината ја расфрла светлината по можност во насока нанапред и формира релативно дебел хомоген прстен ограничен со орбитата на Адрастеја. Спротивно на тоа, големите честички, кои се распрснуваат во задниот правец, се ограничени во голем број прстени помеѓу орбитите Метида и Адрастеја.[9]

Потекло и возраст[уреди | уреди извор]

Шема што го илустрира формирањето на Јупитеровите прстени

Прашината постојано се отстранува од главниот прстен со комбинација на Појнтинг-Робертсоновиот ефект и електромагнетни сили од магнетосферата на Јовијанските прстени.[16] Испарливите материјали брзо испаруваат. Животниот век на честичките прашина во прстенот е од 100 до 1.000 години,[16] така што прашината мора постојано да се надополнува при судирите меѓу големите тела со големини од 1см до 0,5 км[12] и помеѓу истите големи тела и честичките со голема брзина кои доаѓаат надвор од системот на Јовијански прстени.[9][16] Оваа популација на родителското тело е ограничена на тесниот - околу 1.000 км — и светлиот надворешен дел од главниот прстен, а ги вклучува Метида и Адрастеја.[9] Најголемите матични тела мора да бидат помали од 0,5 км во големина. Горната граница на нивната големина ја добило вселенското летало „ Нови Хоризонти“.[12] Претходната горна граница, добиена од набљудувањата на Хабл[17] и Касини, била близу 4 км.[9] Прашината произведена во судирите ги задржува приближно истите орбитални елементи како и матичните тела и полека се спирала во правец на Јупитер формирајќи го слабиот (во задно расеана светлина) највнатрешен дел од главниот прстен и прстенот ореол.[9][16] Возраста на главниот прстен моментално е непозната, но можеби е последниот остаток од минатото население на мали тела во близина на Јупитер.[6]

Вертикални брановидни бранови[уреди | уреди извор]

Сликите од вселенските сонди на Галилео и Нови Хоризонти покажуваат присуство на две групи на спирални вертикални бранови во главниот прстен. Овие бранови станале поцврсто намотани со текот на времето со брзината што се очекувала за диференцијална јазолна регресија во гравитациското поле на Јупитер. Екстраполација наназад, повеќе познат на две групи на бранови се смета дека е возбуден во 1995 година, во времето на влијанието на кометата Шумејкер-Леви 9 со Јупитер, додека помала група се појавила во текот на првата половина на 1990 година[18][19][20] Набљудувањата на Галилео од ноември 1996 година се конзистентни со бранови должини од 1920 ± 150 и 630 ± 20 km, и вертикални амплитуди од 2.4 ± 0.7 и 0.6 ± 0.2 km, за поголемите и помалите групи бранови, соодветно.[20] Формирањето на поголем сет на бранови може да се објасни ако прстенот бил погоден од облак од честички ослободени од кометата со вкупна маса од 2–5 × 10 12кг, што би го навалил прстенот надвор од екваторската рамнина за 2 км.[20] Сличен модел на спирален бран кој се затегнува со текот на времето[21] е забележан од Касини во прстените C и D на Сатурн.[22]

Ореолски прстен[уреди | уреди извор]

Изглед и структура[уреди | уреди извор]

Слика со лажна боја на прстенот на ореолот добиен од Галилео во напред-расфрлана светлина

Ореол-прстенот е највнатрешниот и вертикално најдебелиот од Јовијанските прстени. Неговиот надворешен раб се совпаѓа со внатрешната граница на главниот прстен приближно на полупречникот 122.500 километри (&100000000000001720000001,72 RJ).[5] Од овој полупречник прстенот станува брзо подебел кон Јупитер. Вистинскиот вертикален опсег не е познат, но присуството на неговиот материјал е откриено дури до 10.000 километри над неговиот кружен опсег.[2][4] Внатрешната граница на ореолот е релативно остра и се наоѓа на полупречник 100.000 километри (&100000000000000140000001,4 RJ),[4] но некој материјал е присутен понатаму навнатре до приближно 92.000 километри.[2] Така, ширината на прстенот-ореол е околу 30.000 километри. Неговата форма наликува на дебел тор без јасна внатрешна структура. За разлика од главниот прстен, изгледот на ореолот зависи само малку од геометријата на гледање.

Ореол-прстенот се појавува најсветло на напред расеаната светлина, во која е опширно снимен од Галилео. Додека неговата површинска осветленост е многу помала од онаа на главниот прстен, нејзиниот вертикално (нормален на рамнината на прстенот) интегриран фотонски флукс е споредлив поради неговата многу поголема дебелина. И покрај вертикалниот опсег од повеќе од 20.000 километри, осветленоста е силно концентрирана кон рамнината на прстенот и го следи законот за моќ од формата z −0,6 до z −1,5, каде што z е висина над рамнината на прстенот. Појавата на ореолот во задно расеаното светло, како што е забележано од Кек[4] и Хабл, е ист. Сепак, неговиот вкупен фотонски флукс е неколку пати помал од оној на главниот прстен и е посилно концентриран во близина на рамнината на прстенот отколку во светлината што се расфрла напред.[9]

Спектралните својства на овој прстен се различни од главниот прстен. Распределбата на флуксот во опсегот 0,5-2,5 μm е порамно отколку во главниот прстен; ореолот не е црвен и можеби е дури и сино.[13]

Потекло[уреди | уреди извор]

Оптичките својства на ореол-прстенот може да се објаснат со хипотезата дека тој содржи само прашина со големини на честички помали од 15 μm. Делови од ореолот сместени далеку од прстенестата рамнина може да се состојат од субмикрометарска прашина.[3][4][9] Оваа правлива композиција го објаснува многу посилното расејување нанапред, посините бои и недостатокот на видлива структура во ореолот. Прашината веројатно потекнува од главниот прстен, тврдење поткрепено со фактот дека оптичката длабочина е споредлива со прашината во главниот прстен.[5][9] Големата дебелина на ореолот може да се припише на возбудувањето на орбиталните склоности и ексцентричностите на прашинските честички од електромагнетните сили во магнетосферата на Јовијански прстени. Надворешната граница на прстенот се совпаѓа со местоположбата на силната Лоренцова резонанца 3:2.[23][24] Додека Појнтинг-Робертсовиот[16][25] предизвикува честичките полека да се движат кон Јупитер, нивните орбитални склоности се возбудуваат додека минуваат низ него. Цветањето на главниот прстен може да биде почеток на ореолот.[9] Внатрешната граница на прстенот не е далеку од најсилната резонанција на Лоренц 2:1.[23][24][25] Во оваа резонанца, возбудата е веројатно многу значајна, принудувајќи ги честичките да се фрлат во атмосферата на Јовијан, со што се дефинира остра внатрешна граница.[9] Бидејќи е изведен од главниот прстен, ореолот има иста старост.[9]

Прстен-Амалтеја[уреди | уреди извор]

Сликата на прстените добиена од Галилео во напред-расфрлана светлина

Прстенот Алтамеја претставува многу слаба структура со правоаголен пресек, кој се протега од орбитата на Амалтеја на 182.000 километри (2,54 R J ) до околу 129.000 километри (&100000000000001800000001,80 RJ). Неговата внатрешна граница не е јасно дефинирана поради присуството на многу посветлиот главен прстен и ореол прстен.[2] Дебелината на прстенот е приближно 2300километри во близина на орбитата на Амалтеја и благо се намалува во правец на Јупитер.[4] Прстенот Амалјтеа е најсветлиот во близина на неговите горни и долни рабови и постепено станува посветлен кон Јупитер; еден од рабовите е често посветол од друг.[26] Надворешната граница на прстенот е релативно стрмна;[2] осветленоста на прстенот нагло паѓа веднаш навнатре од орбитата на Амалтеја,[2] иако може да има мало проширување надвор од орбитата на сателитот што завршува во резонанца 4:3 со Теба.[11] При расфрлана светлина нанапред прстенот ссмета и дека е околу 30 пати послаб од главниот прстен.[2] При распрскана светлина, тој е откриен само од телескопот <i>Кек</i>[4] и ACS( Advanced Camera for Surveys) нХаблST. Сликите кои се расејуваат назад покажуваат дополнителна структура во прстенот: врв на осветленоста веднаш во Амалтејската орбита и ограничена на горниот или долниот раб на прстенот.[4][11]

Во 2002-2003 година, вселенското летало Галилео имало два премина низ прстените. За време на нив, неговиот бројач за прашина открил честички од прав во опсег од 0,2-5 μm.[27] Покрај тоа, скенерот за ѕвезди на вселенското летало Галилео открило мали, дискретни тела (< 1 км) во близина на Амалтеја.[28] Овие може да претставуваат остатоци од судир генерирани од удари со овој сателит.

Откривањето на прстенот на Амалтеја од земја, на сликите на Галилео и директните мерења на прашината овозможиле да се определи дистрибуцијата на големината на честичките, што се смета дека го следи истиот закон за моќност како и прашината во главниот прстен со q =2 ± 0,5.[27] Оптичката длабочина на овој прстен е околу 10 −7, што е ред на големина помала од онаа на главниот прстен, но вкупната маса на прашината (10 7 -10 9кг) е споредлива.[6][16][27]

Прстен-Теба[уреди | уреди извор]

Прстенот теба е најслабиот Јовијански прстен. Се појавува како многу слаба структура со правоаголен пресек, која се протега од орбитата на Теба на 226.000 километри (&100000000000003110000003,11 RJ ) до околу 129.000 километри (&100000000000001800000001,80 RJ). Неговата внатрешна граница не е јасно дефинирана поради присуството на многу посветлиот главен прстен и ореол.[2] Дебелината на прстенот е приближно 8400 километри во близина на орбитата на Теба и благо се намалува во правец на планетата.[4] Прстенот Теба е најсветол во близина на горните и долните рабови и постепено станува посветлен кон Јупитер - слично како прстенот Амалтеја.[26] Надворешната граница на прстенот не е особено стрмна, се протега над 15.000 километри.[2] Има едвај видливо продолжение на прстенот надвор од орбитата на Теба, кое се протега до 280.000 километри (&100000000000003750000003,75 RJ ) наречено Тебанска Екстензија.[2][27] При расфрлана светлина нанапред прстенот се смета дека е околу 3 пати послаб од прстенот Амалтеја.[2] Во задно расеаното светло е откриен само со телескопот Кек.[4] Сликите кои се расејуваат назад покажуваат врв на осветленост веднаш во орбитата на Теба.[4] Во 2002-2003 година бројачот на прашина на вселенското летало Галилео открило честички прашина во опсег од 0,2-5 μm - слични на оние во прстенот Амалтеја - и ги потврдил резултатите добиени од снимањето.[27]

Оптичката длабочина на обрачот на Теба е околу 3 × 10−8 , што е трипати пониско од прстенот Амалтеја, но вкупната маса на прашината е иста - околу 10 7 -10 9 килограми.[6][16][27] Сепак, распределбата на големината на честичките на прашината е нешто поплитка отколку во прстенот Амалтеја. Следи закон за моќ со q < 2. Во наставката параметарот q може да биде уште помал.[27]

Потекло на прстените[уреди | уреди извор]

Прашината во обрачите на прстените потекнува на ист начин како и во главниот прстен и ореолот.[16] Неговите извори се внатрешните месечини на Јовијанските Амалтеја и Теба, соодветно. Ударите со голема брзина од проектили кои доаѓаат надвор од системот на Јовијански прстени исфрлаат честички од прашина од нивните површини.[16] Овие честички првично ги задржуваат истите орбити како нивните месечини, но потоа постепено се спирала навнатре со Појнтинг-Робертсоновиот ефект[16] Дебелината на обрачите се определува со вертикални екскурзии на месечините поради нивните ненулти орбитални склоности. Оваа хипотеза природно ги објаснува речиси сите забележливи својства на прстените: правоаголен пресек, намалување на дебелината во правец на Јупитер и осветлување на горните и долните рабови на прстените.[26]

Сепак, некои својства досега останале необјаснети, како што е проширувањето на Теба, што може да се должи на невидени тела надвор од орбитата на Теба, и структури видливи во светлината што се расфрла назад. Едно можно објаснување за проширувањето на Теба е влијанието на електромагнетните сили од Јовијанската магнетосфера. Кога прашината ќе влезе во сенката зад Јупитер, таа прилично брзо го губи електричното полнење. Бидејќи малите честички прашина делумно се коротираат со планетата, тие ќе се движат нанадвор за време на поминувањето на сенката, создавајќи надворешно продолжување на прстенот на теба.[29] Истите сили можат да го објаснат падот во распределбата на честичките и осветленоста на прстенот, што се случува помеѓу орбитите на Амалтеја и Теба.[27][29]

Врвот на осветленоста во внатрешноста на орбитата на Амалтеја и, според тоа, вертикалната асиметрија на прстенот на Амалтеја може да се должи на честичките прашина заробени во предните (L 4 ) и заостанатите (L 5 ) Лагранжови точки на оваа месечина.[26] Честичките може да следат и по потковични орбити помеѓу Лагранжовите точки.[11] Прашината може да биде присутна и на водечките и задоцнетите точки. Ова откритие имплицира дека има две популации на честички во прстените: едната полека се движи во насока на Јупитер како што е опишано погоре, додека другата останува во близина на изворната месечина заробена во резонанца 1:1 со неа.[26]

Прстен-Хималија[уреди | уреди извор]

Составен од шест слики на Нови Хоризонти од можниот прстен на Хималија. Заокружена е двојната изложеност на Хималија. Стрелката покажува на Јупитер.

Во септември 2006 година, додека мисијата на НАСА Нови Хоризонти до Плутон се приближувала до Јупитер за помош од гравитација, фотографирала нешто што изгледало како слаб, претходно непознат планетарен прстен или прстенест лак, паралелен и малку внатре во орбитата на неправилниот сателит Хималија. Количината на материјалот во делот од прстенот или лакот снимен од Нови Хоризонти бил најмалку 0,04 км3, под претпоставка дека има исто албедо како Хималија. Ако прстенот (лак) е отпад од Хималија, тој мора да се формирал неодамна, со оглед на вековната прецесија на хималиската орбита. Можно е прстенот да биде остаток од ударот на многу мала неоткриена месечина во Хималија, што сугерира дека Јупитер би можел да продолжи да добива и губи мали месечини преку судири.

Истражување[уреди | уреди извор]

Постоењето на Јовијански прстени било заклучено од набљудувањата на планетарните радијациони појаси од страна на вселенското летало Пионер 11 во 1975 година.[30] Во 1979 година, вселенското летало Војаџер 1 добило единечна преекспонирана слика од системот на прстените.[1] Посеопфатна слика била спроведена од Војаџер 2 во истата година, што овозможило грубо определување на структурата на прстенот.[5] Супериорниот квалитет на сликите добиени од орбитерот Галилео помеѓу 1995 и 2003 година во голема мера го проширило постојното знаење за Јовијанските прстени. Набљудувањето на прстените од земја со помош на телескопот Кек[4] во 1997 и 2002 година и Хабл во 1999 година открило богатата структура видлива во задно расеаната светлина. Сликите пренесени од вселенското летало Нови Хоризонти во февруари-март 2007 година[10] овозможиле набљудување на фината структура во главниот прстен за прв пат. Во 2000 година, вселенското летало Касини на пат кон Сатурн спровело опсежни набљудувања на системот на Јовијанские прстени.[31] Идните мисии во системот на Јовијанските прстени ќе дадат дополнителни информации за прстените.[32]

Галерија[уреди | уреди извор]

Системот на прстени како што е снимен од Галилео
Прстените гледани однатре од Јуно на 27 август 2016 година

Белешки[уреди | уреди извор]

  1. ↑ The forward-scattered light is the light scattered at a small angle relative to solar light.
  2. ↑ The back-scattered light is the light scattered at an angle close to 180° relative to solar light.

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Johnson, T. V.; и др. (1979). „The Jupiter System through the Eyes of Voyager 1“. Science. 204 (4396): 951–957, 960–972. Bibcode:1979Sci...204..951S. doi:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430.
  2. ↑ 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 2,11 2,12 2,13 2,14 2,15 Ockert-Bell, M. E.; Burns, J. A.; Daubar, I. J.; и др. (1999). „The Structure of Jupiter's Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment“. Icarus. 138 (2): 188–213. Bibcode:1999Icar..138..188O. doi:10.1006/icar.1998.6072.
  3. ↑ 3,0 3,1 Meier, R.; Smith, B. A.; Owen, T. C.; и др. (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. ↑ 4,00 4,01 4,02 4,03 4,04 4,05 4,06 4,07 4,08 4,09 4,10 4,11 4,12 4,13 de Pater, I.; Showalter, M. R.; Burns, J. A.; и др. (1999). „Keck Infrared Observations of Jupiter's Ring System near Earth's 1997 Ring Plane Crossing“ (PDF). Icarus. 138 (2): 214–223. Bibcode:1999Icar..138..214D. doi:10.1006/icar.1998.6068.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 5,6 Showalter, M. R.; Burns, J. A.; Cuzzi, J. N. (1987). „Jupiter's Ring System: New Results on Structure and Particle Properties“. Icarus. 69 (3): 458–498. Bibcode:1987Icar...69..458S. doi:10.1016/0019-1035(87)90018-2.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 Esposito, L. W. (2002). „Planetary rings“. Reports on Progress in Physics. 65 (12): 1741–1783. Bibcode:2002RPPh...65.1741E. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201. Архивирано од изворникот на 2020-06-16. Посетено на 2021-11-20.
  7. ↑ 7,0 7,1 Morring, F. (May 7, 2007). „Ring Leader“. Aviation Week & Space Technology: 80–83.
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 Throop, H. B.; Porco, C. C.; West, R. A.; и др. (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. ↑ 9,00 9,01 9,02 9,03 9,04 9,05 9,06 9,07 9,08 9,09 9,10 9,11 9,12 9,13 9,14 9,15 9,16 9,17 9,18 Burns, J. A.; Simonelli, D. P.; Showalter, M. R.; Hamilton; Porco, Carolyn C.; Throop; Esposito (2004). „Jupiter's ring-moon system“ (PDF). Во Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (уред.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. стр. 241. Bibcode:2004jpsm.book..241B.
  10. ↑ 10,0 10,1 „Jupiter's Rings: Sharpest View“. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute. May 1, 2007. Архивирано од изворникот на November 13, 2014. Посетено на 2011-09-29.
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 De Pater, I.; Showalter, M. R.; MacIntosh, B. (2008). „Keck observations of the 2002–2003 jovian ring plane crossing“. Icarus. 195 (1): 348–360. Bibcode:2008Icar..195..348D. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.029.
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 12,3 12,4 12,5 Showalter, Mark R.; Cheng, Andrew F.; Weaver, Harold A.; и др. (2007). „Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter's Ring System“ (PDF). Science. 318 (5848): 232–234. Bibcode:2007Sci...318..232S. doi:10.1126/science.1147647. PMID 17932287. Архивирано од изворникот (PDF) на 2019-03-03.
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 Wong, M. H.; de Pater, I.; Showalter, M. R.; и др. (2006). „Ground-based Near Infrared Spectroscopy of Jupiter's Ring and Moons“. Icarus. 185 (2): 403–415. Bibcode:2006Icar..185..403W. doi:10.1016/j.icarus.2006.07.007.
  14. ↑ 14,0 14,1 McMuldroch, S.; Pilortz, S. H.; Danielson, J. E.; и др. (2000). „Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter's Ring System“ (PDF). Icarus. 146 (1): 1–11. Bibcode:2000Icar..146....1M. doi:10.1006/icar.2000.6343. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-04-12.
  15. ↑ Anderson, J. D.; Johnson, T. V.; Shubert, G.; и др. (2005). „Amalthea's Density Is Less Than That of Water“. Science. 308 (5726): 1291–1293. Bibcode:2005Sci...308.1291A. doi:10.1126/science.1110422. PMID 15919987.
  16. ↑ 16,00 16,01 16,02 16,03 16,04 16,05 16,06 16,07 16,08 16,09 Burns, J. A.; Showalter, M. R.; Hamilton, D. P.; и др. (1999). „The Formation of Jupiter's Faint Rings“ (PDF). Science. 284 (5417): 1146–1150. Bibcode:1999Sci...284.1146B. doi:10.1126/science.284.5417.1146. PMID 10325220.
  17. ↑ Showalter, M. R.; Burns, J. A.; de Pater, I.; и др. (26–28 September 2005). „Updates On The Dusty Rings Of Jupiter, Uranus And Neptune“. Proceedings of the Conference held September 26–28, 2005. Kaua'i, Hawaii. стр. 130. Bibcode:2005LPICo1280..130S. LPI Contribution No. 1280.
  18. ↑ Mason, J.; Cook, J.-R. C. (2011-03-31). „Forensic sleuthing ties ring ripples to impacts“. CICLOPS press release. Cassini Imaging Central Laboratory for Operations. Архивирано од изворникот на 2011-05-30. Посетено на 2011-04-04.
  19. ↑ „Subtle Ripples in Jupiter's Ring“. PIA 13893 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory-Caltech / SETI. 2011-03-31. Архивирано од изворникот на 2014-04-19. Посетено на 2011-04-04.
  20. ↑ 20,0 20,1 20,2 Showalter, M. R.; Hedman, M. M.; Burns, J. A. (2011). „The impact of comet Shoemaker-Levy 9 sends ripples through the rings of Jupiter“ (PDF). Science. 332 (6030): 711–3. Bibcode:2011Sci...332..711S. doi:10.1126/science.1202241. PMID 21454755. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-02-12.
  21. ↑ „Tilting Saturn's rings“. PIA 12820 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute. 2011-03-31. Архивирано од изворникот на 2011-04-13. Посетено на 2011-04-04.
  22. ↑ Hedman, M. M.; Burns, J. A.; Evans, M. W.; Tiscareno, M. S.; Porco, C. C. (2011). „Saturn's curiously corrugated C Ring“. Science. 332 (6030): 708–11. Bibcode:2011Sci...332..708H. CiteSeerX 10.1.1.651.5611. doi:10.1126/science.1202238. PMID 21454753.
  23. ↑ 23,0 23,1 Hamilton, D. P. (1994). „A Comparison of Lorentz, Planetary Gravitational, and Satellite Gravitational Resonances“ (PDF). Icarus. 109 (2): 221–240. Bibcode:1994Icar..109..221H. doi:10.1006/icar.1994.1089.
  24. ↑ 24,0 24,1 Burns, J.A.; Schaffer, L. E.; Greenberg, R. J. =author4=; и др. (1985). „Lorentz Resonances and the Structure of the Jovian Ring“. Nature. 316 (6024): 115–119. Bibcode:1985Natur.316..115B. doi:10.1038/316115a0.
  25. ↑ 25,0 25,1 Burns, J.A.; Hamilton, D.P.; Showalter, M.R. (2001). „Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics“ (PDF). Во Grun, E.; Gustafson, B. A. S.; Dermott, S. T.; Fechtig H. (уред.). Interplanetary Dust. Berlin: Springer. стр. 641–725.
  26. ↑ 26,0 26,1 26,2 26,3 26,4 Showalter, Mark R.; de Pater, Imke; Verbanac, Guili; и др. (2008). „Properties and dynamics of Jupiter's gossamer rings from Galileo, Voyager, Hubble and Keck images“ (PDF). Icarus. 195 (1): 361–377. Bibcode:2008Icar..195..361S. doi:10.1016/j.icarus.2007.12.012.
  27. ↑ 27,0 27,1 27,2 27,3 27,4 27,5 27,6 27,7 Krueger, Harald; Hamilton, Douglas P.; Moissl, Richard; Gruen, Eberhard (2009). „Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings“. Icarus. 2003 (1): 198–213. arXiv:0803.2849. Bibcode:2009Icar..203..198K. doi:10.1016/j.icarus.2009.03.040.
  28. ↑ Fieseler, P.D.; и др. (2004). „The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea“. Icarus. 169 (2): 390–401. Bibcode:2004Icar..169..390F. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.012.
  29. ↑ 29,0 29,1 Hamilton, Douglas P.; Kruger, Harold (2008). „The sculpting of Jupiter's gossamer rings by its shadow“ (PDF). Nature. 453 (7191): 72–75. Bibcode:2008Natur.453...72H. doi:10.1038/nature06886. PMID 18451856.
  30. ↑ Fillius, R. W.; McIlwain, C. E.; Mogro-Campero, A. (1975). „Radiation Belts of Jupiter—A Second Look“. Science. 188 (4187): 465–467. Bibcode:1975Sci...188..465F. doi:10.1126/science.188.4187.465. PMID 17734363.
  31. ↑ Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; и др. (2003). „Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter“. Icarus. 164 (2): 461–470. Bibcode:2003Icar..164..461B. doi:10.1016/S0019-1035(03)00134-9.
  32. ↑ „Juno—NASA New Frontiers Mission to Jupiter“. Посетено на 2007-06-06.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]

Планети
Прстени
Месечини
Истражување
(преглед)
Претпоставени
тела
Списоци
Мали
тела во
Сончевиот
Систем
Настанок
и
развој
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Јупитерови_прстени&oldid=5124184“