W Jupiter pierścieni (albo z jovien układu pierścieniowego ) stanowią zestaw pierścieni planetarnych orbitujących planety Jupiter . System został odkryty w 1979 roku przez sondę kosmiczną Voyager 1 . Jest to trzeci system pierścieni odkryty po Saturnie i Uranie .
System pierścieni Jowisza jest wątły i składa się głównie z kosmicznego pyłu . Dzieli się na kilka pierścieni: aureolę , pierścień główny i pierścień pajęczyny . Na orbicie Himalii może istnieć inny pierścień , choć pozostaje to do potwierdzenia.
Szacuje się, że dokładna całkowita masa układu pierścieni wynosi od 10 11 do 10 16 kilogramów , natomiast jego wiek nie jest znany.
Istnienie pierścieni wokół Jowisza po raz pierwszy postuluje się w 1974 roku, kiedy sonda Pioneer 11 wykryła nieprawidłowości na kilkudziesięciu tysiącach kilometrów wokół planety. Pięć lat później, w marcu 1979 roku, pierścienie Jowisza zostały po raz pierwszy zaobserwowane przez sondę kosmiczną Voyager 1 .
W latach 90. pojawienie się Kosmicznego Teleskopu Hubble'a umożliwiło po raz pierwszy obserwację pierścieni Jowisza z Ziemi . W tej samej dekadzie i na początku 2000 roku sonda Galileo umożliwiła lepszą charakterystykę pierścieni. W 2002 i 2003 roku sonda kosmiczna dwukrotnie przeszła przez pierścienie pajęczyny. Podczas swoich przejazdów detektor kurzu DDS ( Dust Detector Subsystem ) wyłapuje pył o rozmiarach od 0,2 do 5 μm. Ponadto sonda wykrywa małe, dyskretne ciała (<1 km) w pobliżu Amaltei.
Zdjęcia uzyskane na początku 2007 roku przez sondę New Horizons ujawniają delikatną, bogatą strukturę W głównym pierścieniu.
Nawet dzisiaj obserwowanie pierścieni Jowisza z ziemi wymaga największych dostępnych obecnie teleskopów.
System pierścieni Jowisza składa się głównie z pyłu. Dzieli się na trzy lub cztery pierścienie: aureolę , pierścień główny i pierścień pajęczyny , który czasami dzieli się na pierścień Amaltei i Teby , nazwany tak od księżyców znajdujących się w pobliżu. Na
orbicie Himalii może istnieć inny pierścień , choć pozostaje to do potwierdzenia.
Głównym pierścienia, a pierścień halo mówi się, że składa się z pyłu wyrzucanego z METiS i Adrastee księżyca , jak również w wyniku szybkiego oddziaływania inne niemożliwe do zaobserwowania ciał macierzystych .
Pierścienie emitują w niskich widzialnych częstotliwościach, a także w bliskiej podczerwieni, co nadaje im czerwone zabarwienie; ale pierścień aureoli jest neutralny lub lekko niebieskawy. Wielkość pyłu w pierścieniach jest różna, ale pole przekroju Ma niesferyczne cząstki o promieniu około 15 mikrometrów (μm) we wszystkich pierścieniach poza halo. Pierścień halo jest prawdopodobnie zdominowany przez pył submikrometrowy.
Szacuje się, że dokładna całkowita masa układu pierścieni wynosi od 10 11 do 10 16 kg, podczas gdy wiek układu pierścieni nie jest znany. Mogło istnieć od powstania Jowisza.
Główny pierścień Jowisza jest stosunkowo cienki i wąski, a ponadto jest najjaśniejszym elementem układu pierścieni Jowisza. Jej granica wewnętrzna znajduje się około 122 000 km od gwiazdy, a granica zewnętrzna wynosi około 129 000 km . Ten ostatni zgadza się z najmniejszym wewnętrznym satelitą na planecie, a mianowicie Adrastée .
Chociaż szerokość tego pierścienia wynosi prawie 6500 km , wygląd tego ostatniego różni się w zależności od linii wzroku . W kierunku przodu, jasność pierścienia gwałtownie spada około 128 600 km (w kierunku wnętrza orbity Adrastee) i osiąga najniższy poziom na 129 300 km (na zewnątrz orbity Adrastee). Wskazywałoby to na silny wpływ tego księżyca na pierścień.
Następnie jasność wzrasta i osiąga maksimum około 126 000 km od planety. Należy jednak zwrócić uwagę na odchylenie w pobliżu orbity Metisa , około 128 000 km .
Sytuacja jest inna po stronie światła rozproszonego wstecz. Zewnętrzna granica pierścienia znajduje się 129 100 km , nieco poza orbitą Adrastee, chociaż poza orbitą Metysa jasność gwałtownie spada.
Przy świetle wstecznym można podzielić główny pierścień na dwie części: część pomiędzy 128 000 a 129 000 km oraz część pomiędzy 122 500 a 128 000 km .
Obserwowana przez światło rozproszone wstecznie, grubość pierścienia nie ma większego znaczenia, nie przekracza 30 km. W geometrii dyfuzyjnej bocznej idziemy do grubości od 80 do 160 km, natomiast przy geometrii dyfuzyjnej do przodu daje 300 km grubości.
Szczegółowe analizy Galileo pokazują podłużne zmiany jasności głównego pierścienia, niezależnie od geometrii obserwacji .
Z widm obejmującym zakres od 0,5 do 2,5 | im otrzymano w pomiarach Hubble'a , Keck , Galileo Cassini pokazują, że barwne cząstki składnika głównego pierścienia są czerwonawy, wskazujący albedo bardziej wysokie dłuższych fal. Widma te są bardzo podobne do widm Adrastee i Amalthei .
Właściwości pierścienia głównego można wytłumaczyć założeniem, że zawiera on dużą ilość pyłu składającego się z cząstek o wielkości od 0,1 do 10 μm. To wyjaśniałoby różnicę między rozpraszaniem do przodu a rozpraszaniem wstecznym. Z drugiej strony, potrzebne byłyby większe ciała, aby wyjaśnić silne rozproszenie wsteczne i delikatną strukturę błyszczącej zewnętrznej części pierścienia.
Analizy i dane widmowe prowadzą do wniosku, że rozkład małych cząstek jest zgodny z prawem potęgowym :
gdzie jest liczbą cząstek o określonym promieniu w pewnym przedziale i jest parametrem normalizacyjnym wybranym tak, aby odpowiadał całkowitemu znanemu strumieniowi świetlnemu pierścienia. Parametr = 2,0 ± 0,2 dla cząstek <15 ± 0,3 μm i = 5 ± 1 dla cząstek > 15 ± 0,3 μm. Rozkład cząstek o wielkości od milimetra do kilometra pozostaje nieokreślony. W tym modelu rozpraszanie światła jest zdominowane przez cząstki o promieniu około 15 μm.
Wspomniane powyżej prawo potęgowe pozwala oszacować grubość optyczną ( ) pierścienia głównego: dla pyłu i dla większych ciał (kształt cząstek jest uważany za okrągły).
Całkowita masa pyłu szacuje się na 10 7 i 10 9 kg, a dla większych jednostek, z wyjątkiem Adrastée i METiS, to jest około 10 11 do 10 16 kg, w zależności od wielkości maksymalnej. Górna wartość odpowiada średnicy cząstek jednego kilometra.
Pył jest usuwany z głównego pierścienia przez połączenie efektu Poyntinga-Robertsona i sił elektromagnetycznych z magnetosfery Jowisza . Oczekiwana długość życia cząstek pyłu na pierścieniu głównym wynosiłaby od 100 do 1000 lat. Pył byłby zatem odnawiany podczas zderzeń między większymi ciałami, o długości od 1 cm do 0,5 km, lub między zderzeniami między tymi samymi dużymi ciałami a cząsteczkami o dużej prędkości pochodzącymi ze źródeł spoza układu Jowisza .
Wreszcie wewnętrzna strona pierścienia ma od 124 000 do 120 000 km , łącząc się z pierścieniem halo .
Halo jest zarówno najbliższym, jak i najgrubszym pierścieniem Jowisza. Jej zewnętrzny koniec pokrywa się z wewnętrznym końcem pierścienia głównego, w odległości 122 500 km od gazowego giganta. Grubość wzrasta, gdy zbliżamy się do planety. W ten sposób wykryto obecność materiału do 10 000 km powyżej pionowego środka pierścienia.
Jeśli chodzi o to, to wewnętrzna granica pierścienia znajduje się na około 100 000 km , choć jest tam materiał do 92 000 km . Pierścień ma więc około 30 000 km szerokości. Wygląda jak gruby torus bez określonej struktury wewnętrznej. W przeciwieństwie do pierścienia głównego, ten pierścień w bardzo niewielkim stopniu zależy od geometrii obserwacji .
Właściwości związane z widmem nie są takie same jak w przypadku pierścienia głównego, zwłaszcza na poziomie albedo.
Optyczne osobliwości halo można wytłumaczyć wyjątkowym składem cząstek mniejszych niż 15 μm. Części dalej od centralnej płaszczyzny pierścienia mogą nawet składać się z cząstek submikronowych. Ta zakurzona kompozycja tłumaczyłaby znacznie silniejszą dyfuzję ku przodowi, bardziej niebieskie kolory i brak widocznych w halo struktur. Pył prawdopodobnie pochodzi z głównego pierścienia, co potwierdza fakt, że optyczna grubość cząstek halo jest porównywalna do grubości pyłu tego ostatniego.
Pochodzenie pyłu w pierścieniach pajęczych jest podobne do pochodzenia pierścienia głównego i aureoli. Źródłami tymi byłyby zatem wewnętrzne księżyce Jowisza, Amalthée i Theébé, których uderzenia pocisków o dużej prędkości pochodzących spoza układu Jowisza spowodowały wyrzucenie cząstek pyłu z ich powierzchni. Cząstki te są początkowo utrzymywane na tej samej orbicie co ich księżyc, a następnie poruszają się spiralnie do wewnątrz dzięki efektowi Poyntinga-Robertsona .
Pierścień AmalteiWewnętrzny pierścień pajęczyny, zwany także pierścieniem Amaltei, składa się z bardzo drobnej struktury o prostokątnym przekroju, która rozciąga się od orbity Amaltei, 182 000 km , do około 129 000 km . Jej wewnętrzna granica nie jest jasno określona ze względu na obecność pierścienia głównego i halo, które są znacznie jaśniejsze. Grubość pierścienia wynosi około 2300 km w pobliżu orbity Amaltei i nieznacznie maleje w kierunku Jowisza.
Zewnętrzna granica pierścienia jest stosunkowo nachylona, co powoduje gwałtowny spadek jasności tuż przed orbitą Amalthei. Gdy światło jest rozproszone do przodu, jasność pierścienia wydaje się być 30 razy mniejsza niż jasność pierścienia głównego. Przy wstecznie rozproszonym świetle tylko teleskop Kecka i ACS Hubble'a były w stanie je wykryć. Rozpraszanie wsteczne umożliwia pokazanie większej liczby struktur pierścieniowych.
Pierścień TebZewnętrzny pierścień pajęczyny, znany również jako pierścień Teby, jest najcieńszym pierścieniem Jowisza. Rozciąga się od orbity Teby 226 000 km do około 129 000 km . Pierścień w ledwo widocznej kontynuacji minął orbitę Teby, która rozciąga się na 280 000 km , nazywana przedłużeniem Teby. Przy świetle rozproszonym do przodu jasność pierścienia jest około 3 razy mniejsza niż jasność pierścienia Amalthei. W rozproszonym wstecznie świetle tylko teleskop Kecka mógł go wykryć.
Głębokość optyczna tym pierścieniu około 3 x 10 -8 , lub trzy razy mniejsza niż w pierścieniu Amalthea, a całkowita masa pyłu pozostaje taka sama, około 10 7 -10 9 kg.
Nowy pierścień mógł pojawić się wokół Jowisza na początku lat 2000. Rzeczywiście, sonda New Horizons sfotografowała podobną do niej strukturę podczas jej przejścia w pobliżu gazowego olbrzyma we wrześniu 2006 roku, podczas gdy poprzednie sondy nic nie widziały.
Jednym z możliwych wyjaśnień jest to, że mały księżyc rozbiłby się o powierzchnię Himalii, a siła uderzenia wyrzuciłaby materiały na jego orbitę. Naukowcy sądzili, że mały księżyc Dia , odkryty w 2000 roku, a następnie utracony, może być przyczyną tego uderzenia. Jednak ponowne odkrycie Dia w 2010 i 2011 wyklucza to, chociaż nie wyklucza się hipotezy, że w grę wchodzi inny księżyc.