Jüpiter'in Halkaları - Rings of Jupiter

Dört ana bileşeni gösteren Jüpiter'in halka sisteminin bir şeması. Basit olması için Metis ve Adrastea yörüngelerini paylaşıyor olarak tasvir edilmiştir. (Gerçekte Metis, Jüpiter'e çok az daha yakındır.)

Jüpiter gezegeni , soluk gezegen halkalarından oluşan bir sisteme sahiptir . Jovian halkaları, Güneş Sistemi'nde Satürn ve Uranüs'ünkilerden sonra keşfedilen üçüncü halka sistemiydi . Ana halka 1979'da Voyager 1 uzay sondası tarafından keşfedildi ve sistem 1990'larda Galileo yörünge aracı tarafından daha kapsamlı bir şekilde araştırıldı . Ana halka, Hubble Uzay Teleskobu tarafından ve Dünya'dan da birkaç yıldır gözlemlenmiştir . Halkaların yer temelli gözlemi, mevcut en büyük teleskopları gerektirir.

Jovian halka sistemi soluktur ve esas olarak tozdan oluşur. Dört ana bileşeni vardır: "halo halkası" olarak bilinen parçacıklardan oluşan kalın bir iç torus; nispeten parlak, son derece ince bir "ana halka"; ve adını malzemesini oluşturdukları aylardan alan iki geniş, kalın ve soluk dış "dokuma halka": Amalthea ve Thebe .

Ana halkalar ve hale halkaları, Metis , Adrastea uydularından ve belki de daha küçük, gözlemlenmemiş cisimlerden yüksek hızlı çarpmalar sonucu fırlatılan tozlardan oluşur . New Horizons uzay aracı tarafından Şubat ve Mart 2007'de elde edilen yüksek çözünürlüklü görüntüler , ana halkada zengin bir ince yapı ortaya çıkardı.

Görünür ve yakın kızılötesi ışıkta, halkalar, nötr veya mavi renkli halo halkası dışında kırmızımsı bir renge sahiptir. Halkalardaki tozun boyutu değişir, ancak enine kesit alanı, halo hariç tüm halkalarda yaklaşık 15 μm yarıçaplı küresel olmayan parçacıklar için en büyüktür . Halo halkasına muhtemelen mikrometre altı toz hakimdir. Halka sisteminin toplam kütlesi (çözülmemiş ana gövdeler dahil) zayıf bir şekilde sınırlandırılmıştır, ancak muhtemelen 10 ¹¹ ila 10 ¹⁶ kg aralığındadır. Halka sisteminin yaşı da bilinmiyor ancak Jüpiter'in oluşumundan beri var olması mümkün.

Himalia'nın yörüngesine yakın bir yerde bir halka veya halka yayı var gibi görünüyor . Bir açıklama, kısa süre önce küçük bir ayın Himalia'ya çarpması ve çarpmanın kuvvetinin halkayı oluşturan malzemeyi fırlatmasıdır.

Keşif ve yapı

Jüpiter'in halka sistemi, Güneş Sistemi'nde Satürn ve Uranüs'ünkilerden sonra keşfedilen üçüncü halka sistemiydi . İlk olarak 1979'da Voyager 1 uzay sondası tarafından gözlemlendi . Dört ana bileşenden oluşur: "halo halkası" olarak bilinen parçacıklardan oluşan kalın bir iç torus ; nispeten parlak, son derece ince bir "ana halka"; ve adını malzemesini oluşturdukları aylardan alan iki geniş, kalın ve soluk dış "dokuma halka": Amalthea ve Thebe. Bilinen Jovian Yüzüklerinin başlıca özellikleri tabloda listelenmiştir.

İsim	Yarıçap (km)	Genişlik (km)	Kalınlık (km)	Optik derinlik (τ cinsinden)	Toz oranı	Kütle, kg	Notlar
Halo yüzük	92.000 –122.500	30.500	12.500	~1 × 10 ⁻⁶	100%	-
Ana halka	122.500 –129.000	6.500	30–300	5,9 × 10 ⁻⁶	~%25	10 ⁷ – 10 ⁹ (toz) 10 ¹¹ – 10 ¹⁶ (büyük partiküller)	Adrastea tarafından sınırlandırılmıştır
Amalthea tüylü yüzük	129.000 –182.000	53.000	2.000	~1 × 10 ⁻⁷	100%	10 ⁷ – 10 ⁹	Amalthea ile bağlantılı
Thebe tüylü yüzük	129.000 –226.000	97.000	8.400	~3 × 10 ^-8	100%	10 ⁷ – 10 ⁹	Thebe ile bağlantılı . Thebe yörüngesinin ötesinde bir uzantı var.

Ana halka

Görünüm ve yapı

Halka ve uydu konumlarını gösteren bir şema ile Jovian halka görüntülerinin mozaiği

Üstteki görüntü, New Horizons uzay aracı tarafından görüldüğü gibi, arkadan saçılan ışıkta ana halkayı göstermektedir . Dış kısmının ince yapısı görülebilir. Alttaki görüntü, Metis çentiği dışında herhangi bir yapının olmadığını gösteren ileri saçılan ışıkta ana halkayı göstermektedir.

2007 yılında New Horizons uzay aracı tarafından görüntülenen Metis , Jüpiter'in ana halkasının kenarında yörüngede

Dar ve nispeten ince ana halka, Jüpiter'in halka sisteminin en parlak kısmıdır . Dış kenarı yaklaşık bir yarıçapta bulunur129.000 km ( 1.806 R _J ; R _J = Jüpiter'in ekvator yarıçapı veya71.398 km ) ve Jüpiter'in en küçük iç uydusu Adrastea'nın yörüngesiyle çakışıyor . İç kenarı herhangi bir uydu tarafından işaretlenmemiştir ve yaklaşık olarak122.500 bölgesinin ( 1.72 R _J ).

Böylece ana halkanın genişliği yaklaşık 6.500 km . Ana halkanın görünümü, görüntüleme geometrisine bağlıdır. İleri saçılan ışıkta, ana halkanın parlaklığı,128.600 km (Adrastean yörüngesinin hemen iç kısmında) ve arka plan seviyesine ulaşır.129.300 km — Adrastean yörüngesinin hemen dışında. Bu nedenle, Adrastea'da129.000 km açıkça yüzüğü koruyor . Parlaklık Jüpiter yönünde artmaya devam ediyor ve halkanın merkezine yakın bir noktada maksimuma sahip.126.000 km , Metidian yörüngesinin yakınında belirgin bir boşluk (çentik) olmasına rağmen128.000 km . Ana halkanın iç sınırı, aksine, yavaş yavaş kayboluyor gibi görünüyor.124.000 ila120.000 km , hale halkasıyla birleşiyor. İleri saçılan ışıkta tüm Jovian halkaları özellikle parlaktır.

Geri saçılan ışıkta durum farklıdır. Ana halkanın dış sınırı,129.100 km veya Adrastea yörüngesinin biraz ötesinde çok diktir. Ayın yörüngesi halkadaki bir boşlukla işaretlenmiştir, bu nedenle yörüngesinin hemen dışında ince bir halka vardır. Adrastean yörüngesinin hemen içinde başka bir halka daha var ve onu takip eden yaklaşık128.500 km . Üçüncü halka, Metis'in yörüngesinin dışında, merkezi boşluğun içinde bulunur. Yüzüğün parlaklığı, Metidian yörüngesinin hemen dışına doğru keskin bir şekilde düşerek Metis çentiğini oluşturur. Metis'in yörüngesinin içine doğru, halkanın parlaklığı, ileriye doğru saçılan ışıktan çok daha az yükselir. Dolayısıyla, geriye saçılan geometride ana halka iki farklı parçadan oluşuyor gibi görünmektedir:128.000 ila129.000 km , kendisi çentiklerle ayrılmış üç dar bukle ve daha soluk bir iç kısım içerir.122.500 ila128.000 km , ileriye saçılan geometride olduğu gibi herhangi bir görünür yapıdan yoksundur. Metis çentiği sınır görevi görür. Ana halkanın ince yapısı Galileo yörüngesinden alınan verilerde keşfedildi ve Şubat-Mart 2007'de Yeni Ufuklar'dan elde edilen geriye saçılmış görüntülerde açıkça görülüyor. Hubble Uzay Teleskobu (HST), Keck ve Cassini uzay aracı tarafından yapılan ilk gözlemler muhtemelen yetersiz uzamsal çözünürlük nedeniyle onu tespit edemedi. Ancak ince yapı, 2002-2003 yıllarında Keck teleskopu tarafından uyarlamalı optik kullanılarak gözlemlendi .

Geri saçılan ışıkta gözlemlenen ana halka, dikey yönde 30 km'den fazla olmayan, jilet gibi ince görünüyor. Yan saçılım geometrisinde halka kalınlığı 80-160 km olup, Jüpiter yönünde bir miktar artmaktadır . Halka ileri saçılan ışıkta çok daha kalın görünüyor - yaklaşık 300 km. Galileo yörünge aracının keşiflerinden biri, iç kısmını çevreleyen soluk, nispeten kalın (yaklaşık 600 km) bir malzeme bulutu olan ana halkanın patlamasıydı. Çiçek, haleye geçtiği ana halkanın iç sınırına doğru kalınlıkta büyür.

Galileo görüntülerinin detaylı analizi , ana halkanın parlaklığının görüntüleme geometrisi ile bağlantılı olmayan boylamasına varyasyonlarını ortaya çıkardı. Galileo görüntüleri ayrıca 500-1000 km ölçeğinde halkada bir miktar yama olduğunu gösterdi.

Şubat-Mart 2007'de Yeni Ufuklar uzay aracı, ana halkanın içinde yeni küçük uydular için derin bir arama yaptı. 0,5 km'den daha büyük uydular bulunmazken, uzay aracının kameraları yedi küçük halka parçacığı kümesi tespit etti. Yoğun bir lüle içinde Adrastea'nın yörüngesinin hemen içinde yörüngede dönerler. Küçük uydular değil, kümeler oldukları sonucu, azimut olarak genişletilmiş görünümlerine dayanmaktadır . Halka boyunca 0,1-0,3° arasında değişirler, bu da şuna karşılık gelir:1.000 –3.000 km . Kümeler sırasıyla beş ve iki üyeden oluşan iki gruba ayrılır. Kümelerin doğası net değildir, ancak yörüngeleri Metis ile 115:116 ve 114:115 rezonansa yakındır . Bu etkileşim tarafından uyarılan dalga benzeri yapılar olabilirler.

Spektrum ve parçacık boyutu dağılımı

Galileo tarafından ileri saçılmış ışıkta elde edilen ana halkanın görüntüsü. Metis çentiği açıkça görülebilir.

HST , Keck , Galileo ve Cassini tarafından elde edilen ana halkanın spektrumları , onu oluşturan parçacıkların kırmızı olduğunu, yani albedolarının daha uzun dalga boylarında daha yüksek olduğunu göstermiştir. Mevcut spektrumlar 0,5–2,5 μm aralığını kapsar. Cassini gözlemleri 0,8 μm ve 2,2 μm'ye yakın absorpsiyon bantları için kanıt sağlamasına rağmen, şu ana kadar belirli kimyasal bileşiklere atfedilebilecek hiçbir spektral özellik bulunmamıştır. Ana halkanın spektrumları Adrastea ve Amalthea'ya çok benzer.

Ana halkanın özellikleri, önemli miktarda 0,1-10 µm partikül boyutunda toz içerdiği hipotezi ile açıklanabilir . Bu, ışığın geri saçılmaya kıyasla daha güçlü ileri saçılmasını açıklar. Bununla birlikte, ana halkanın parlak dış kısmındaki güçlü geri saçılma ve ince yapıyı açıklamak için daha büyük gövdeler gereklidir.

Mevcut faz ve spektral verilerin analizi, ana halkadaki küçük parçacıkların boyut dağılımının bir güç yasasına uyduğu sonucuna götürür.

n(r)=A\times r^{-q}

burada n, ( r ) dr partikül bir dizi olan yarıçapları arasındaki r ve R + dr ve bilinen toplam ışık eşleşecek şekilde seçilen bir parametredir normalleştirme akı halkasından. Parametre q partiküller için 2.0 ± 0.2 r <15 ± 0.3 um ve q olanlar için = 5 ± 1 r > 15 ± 0.3 um. Büyük cisimlerin mm-km boyut aralığındaki dağılımı şu anda belirsizdir. Bu modeldeki ışık saçılımı, r'si yaklaşık 15 μm olan parçacıklar tarafından yönetilir . ${\görüntüleme stili A}$

Yukarıda bahsedilen güç yasası , ana halkanın optik derinliğinin tahmin edilmesini sağlar : büyük cisimler ve toz için. Bu optik derinlik , halka içindeki tüm parçacıkların toplam kesitinin yaklaşık 5000 km² olduğu anlamına gelir. Ana halkadaki parçacıkların asferik şekillere sahip olması beklenir. Tozun toplam kütlesinin 10 ⁷ −10 ⁹ kg olduğu tahmin edilmektedir . Metis ve Adrastea hariç büyük cisimlerin kütlesi 10 ¹¹ −10 ¹⁶ kg'dır. Maksimum boyutlarına bağlıdır—üst değer yaklaşık 1 km maksimum çapa karşılık gelir. Bu kütleler x 10 yaklaşık 2 Adrasteya, kütleleri ile karşılaştırılabilir ¹⁵ kg, Amelteya 2 x 10 ila yaklaşık ¹⁸ kg ve Dünya Ay , 7.4 x 10 ²² kg. $\scriptstyle \tau$ $\scriptstyle \tau _{l}\,=\,4.7\times 10^{-6}$ $\scriptstyle \tau _{s}=1.3\times 10^{-6}$

Ana halkada iki parçacık popülasyonunun varlığı, görünümünün neden görüntüleme geometrisine bağlı olduğunu açıklar. Toz ışığı tercihen ileri yönde saçar ve Adrastea'nın yörüngesi ile sınırlanan nispeten kalın homojen bir halka oluşturur. Tersine, arka yönde saçılan büyük parçacıklar, Metidian ve Adrastean yörüngeleri arasında bir dizi bukle içinde hapsedilir.

Köken ve yaş

Jüpiter'in halkalarının oluşumunu gösteren şema

Toz, Poynting-Robertson sürüklemesi ve Jovian manyetosferinden elektromanyetik kuvvetlerin bir kombinasyonu ile ana halkadan sürekli olarak uzaklaştırılmaktadır . Uçucu maddeler, örneğin buzlar hızla buharlaşır. Halkadaki toz parçacıklarının ömrü 100 ila1000 yıl , bu nedenle, boyutları 1 cm'den 0,5 km'ye kadar olan büyük cisimler ve aynı büyük cisimler ile Jovian sisteminin dışından gelen yüksek hızlı parçacıklar arasındaki çarpışmalarda tozun sürekli olarak yenilenmesi gerekir. Bu ebeveyn vücut popülasyonu, dar-yaklaşık1.000 km - ve ana halkanın parlak dış kısmı, Metis ve Adrastea'yı içerir. En büyük ana gövdelerin boyutu 0,5 km'den küçük olmalıdır. Boyutlarındaki üst sınır, New Horizons uzay aracı tarafından elde edildi . HST ve Cassini gözlemlerinden elde edilen önceki üst sınır 4 km'ye yakındı . Çarpışmalarda üretilen toz, ana gövdelerle yaklaşık olarak aynı yörünge öğelerini korur ve Jüpiter yönünde yavaşça spiral oluşturarak ana halkanın ve hale halkasının en içteki soluk kısmını (geri saçılan ışıkta) oluşturur. Ana halkanın yaşı şu anda bilinmiyor, ancak Jüpiter yakınlarındaki geçmiş küçük cisim popülasyonunun son kalıntısı olabilir .

Dikey oluklar

Den Görüntüler Galileo ve Yeni Ufuklar uzay sondaları ana halkada dikey kırışıklıklar giderek iki takım varlığını göstermektedir. Bu dalgalar, Jüpiter'in yerçekimi alanındaki diferansiyel düğüm regresyonu için beklenen oranda zamanla daha sıkı sarıldı. Geriye doğru tahmin yapıldığında, iki dalga kümesinden daha belirgin olanı 1995'te, Shoemaker-Levy 9 Kuyruklu Yıldızı'nın Jüpiter ile çarpışması sırasında, daha küçük olan küme ise 1990'ın ilk yarısına kadar uzanıyor gibi görünüyor. Galileo ' s Kasım 1996 gözlem dalga boyları ile tutarlıdır 1920 ± 150 ve 630 ± 20 km , ve dikey genlikleri 2.4 ± 0.7 ve 0.6 ± 0.2 km , sırasıyla dalgaların daha büyük ve daha küçük kümeler için. Halka 2-5 x 10 düzeyinde bir toplam kütle ile kuyruklu tarafından yayımlanan bir parçacık bulutu etkilendi halinde dalganın büyük grubu oluşumu açıklanabilir ¹² arasında halka üzerinden eğik olurdu kg, ekvator düzlemi 2 km. Cassini , Satürn'ün C ve D halkalarında zamanla sıkılaşan benzer bir spiral dalga modeli gözlemledi .

Halo yüzük

Görünüm ve yapı

Galileo tarafından ileri saçılan ışıkta elde edilen hale halkasının yanlış renkli görüntüsü

Halo halkası en içteki ve dikey olarak en kalın Jovian halkasıdır. Dış kenarı, yaklaşık olarak yarıçapta ana halkanın iç sınırı ile çakışmaktadır.122 500 km ( 1.72 R _J ). Bu yarıçaptan itibaren halka Jüpiter'e doğru hızla kalınlaşır. Halonun gerçek dikey boyutu bilinmemekle birlikte malzemesinin varlığı,10 000 km halka düzlem üzerinde. Halonun iç sınırı nispeten keskindir ve yarıçapta bulunur.100 000 km ( 1.4 R _J ), ancak bir miktar malzeme yaklaşık olarak içeri doğru daha fazla mevcut olduğu92 000 km . Böylece halo halkasının genişliği yaklaşık30 000 km . Şekli, net bir iç yapısı olmayan kalın bir simidi andırır. Ana halkanın aksine, halenin görünümü, görüntüleme geometrisine çok az bağlıdır.

Halo halkası, Galileo tarafından kapsamlı bir şekilde görüntülendiği ileri saçılan ışıkta en parlak görünür . Yüzey parlaklığı ana halkanınkinden çok daha az olsa da, dikey olarak (halka düzlemine dik) entegre foton akısı , çok daha büyük kalınlığı nedeniyle karşılaştırılabilir. fazla olduğu iddia edilen bir dikey boyuta rağmen20 000 km , halo parlaklığı güçlü halka düzlemine doğru konsantre edilir ve form bir güç kanunu aşağıda sunulmuştur z ^-0.6 için z ^-1.5 , Z halka düzlem üzerinde yüksekliğidir. Keck ve HST tarafından gözlemlendiği gibi, geri saçılan ışıkta halenin görünümü aynıdır. Bununla birlikte, toplam foton akısı, ana halkanınkinden birkaç kat daha düşüktür ve halka düzleminin yakınında, ileriye doğru saçılan ışığa göre daha güçlü bir şekilde yoğunlaşır.

Spektral özellikler , halo halkasının ana halka farklıdır. Akış aralığı 0.5-2.5 um dağıtım ana halkada daha düz olduğu; hale kırmızı değildir ve hatta mavi olabilir.

Halo halkasının kökeni

Halo halkasının optik özellikleri, yalnızca partikül boyutu 15 um'den küçük olan tozu içerdiği hipotezi ile açıklanabilir. Halka düzleminden uzakta bulunan halenin parçaları mikrometre altı tozdan oluşabilir. Bu tozlu kompozisyon, haledeki çok daha güçlü ileriye saçılma, daha mavi renkler ve görünür yapı eksikliğini açıklıyor. Toz muhtemelen ana halkadan kaynaklanmaktadır, bu iddia halenin optik derinliğinin ana halkadaki tozunkiyle karşılaştırılabilir olduğu gerçeğiyle desteklenmektedir . Halo'nun büyük kalınlığı , Jovian manyetosferindeki elektromanyetik kuvvetler tarafından toz parçacıklarının yörünge eğimlerinin ve eksantrikliklerinin uyarılmasına bağlanabilir . Halo halkasının dış sınırı, güçlü bir 3:2 Lorentz rezonansının konumu ile çakışmaktadır. As Poynting-Robertson sürükleme parçacıkları yavaş yavaş Jüpiter doğru sürüklenmeye neden olur onların yörünge eğilimleri içinden geçerken hareketlenir. Ana halkanın çiçeklenmesi, halenin başlangıcı olabilir. Halo halkasının iç sınırı, en güçlü 2:1 Lorentz rezonansından uzak değildir. Bu rezonansta uyarım muhtemelen çok önemlidir, parçacıkları Jovian atmosferine dalmaya zorlayarak keskin bir iç sınır tanımlar. Ana halkadan türetilen hale aynı yaştadır. $\scriptstyle \tau _{s}\,\sim \,10^{-6}$

Gossamer yüzükler

Amalthea tüylü yüzük

İleri saçılmış ışıkta Galileo tarafından elde edilen incecik halkaların görüntüsü

Amalthea gossamer halkası, Amalthea'nın yörüngesinden uzanan dikdörtgen kesitli çok soluk bir yapıdır. 182 000 km (2.54 R, J yaklaşık)129 000 km ( 1.80 R _J ). Çok daha parlak ana halka ve halenin varlığı nedeniyle iç sınırı net olarak tanımlanmamıştır. Halkanın kalınlığı Amalthea'nın yörüngesine yakın yaklaşık 2300 km'dir ve Jüpiter yönünde hafifçe azalmaktadır . Amalthea incecik halka, aslında üst ve alt kenarlarına yakın en parlak olanıdır ve Jüpiter'e doğru giderek daha parlak hale gelir; kenarlardan biri genellikle diğerinden daha parlaktır. Halkanın dış sınırı nispeten diktir; Halkanın parlaklığı, Thebe ile 4:3 rezonansa yakın biten uydunun yörüngesinin ötesinde küçük bir uzantıya sahip olsa da, Amalthea'nın yörüngesinin hemen içine doğru aniden düşer. İleri saçılan ışıkta halka, ana halkadan yaklaşık 30 kat daha sönük görünür. Geri saçılan ışığı altında sadece tarafından tespit edildi Keck teleskobu ve ACS ( Gelişmiş Tarama Kamera üzerine) HST . Geri saçılma görüntüleri halkada ek bir yapı gösterir: Amalthean yörüngesinin hemen içinde ve halkanın üst veya alt kenarıyla sınırlı parlaklıkta bir tepe noktası.

2002-2003'te Galileo uzay aracı, ince halkalardan iki geçiş yaptı. Bunlar sırasında, toz sayacı 0,2–5 μm boyut aralığında toz parçacıkları tespit etti. Ayrıca Galileo uzay aracının yıldız tarayıcısı, Amalthea yakınlarında küçük, ayrık cisimler (< 1 km) tespit etti. Bunlar, bu uydu ile çarpışmalardan kaynaklanan çarpışma kalıntılarını temsil edebilir.

Galileo görüntülerinde yerden Amalthea gossamer halkasının tespiti ve doğrudan toz ölçümleri, q =2 ± 0,5 ile ana halkadaki tozla aynı güç yasasını takip ediyor gibi görünen parçacık boyutu dağılımının belirlenmesine izin verdi. . Optik derinliği bu halka 10 ile ilgili olan ^-7 alt ana halkanın daha büyüklük düzeni olup, ancak tozu (10 toplam kütlesi ⁷ -10 ⁹ kg) ile karşılaştırılabilir.

Thebe tüylü yüzük

Thebe gossamer yüzüğü en soluk Jovian yüzüğüdür. Thebean yörüngesinden enine doğru uzanan dikdörtgen kesitli çok soluk bir yapı olarak görünmektedir.226 000 km ( 3.11 R, _J yaklaşık)129 000 km ( 1.80 R _J ). Çok daha parlak ana halka ve halenin varlığı nedeniyle iç sınırı net olarak tanımlanmamıştır. Halkanın kalınlığı Thebe yörüngesine yakın yaklaşık 8400 km'dir ve gezegen yönünde hafifçe azalır. Thebe gossamer halkası, üst ve alt kenarlarına yakın yerlerde en parlaktır ve yavaş yavaş Jüpiter'e doğru daha parlak hale gelir -tıpkı Amalthea halkası gibi. Halkanın dış sınırı özellikle dik değildir,15 000 km . Halkanın Thebe yörüngesinin ötesinde zar zor görülebilen bir devamı vardır.280 000 km ( 3.75 R _J ) ve Thebe uzantısı olarak adlandırılan. İleriye saçılan ışıkta, halka Amalthea incecik halkasından yaklaşık 3 kat daha sönük görünüyor. Geri saçılan ışıkta sadece Keck teleskopu tarafından tespit edilmiştir . Geri saçılan görüntüler, Thebe'nin yörüngesinin hemen içinde bir parlaklık zirvesi gösteriyor. 2002-2003'te Galileo uzay aracının toz sayacı, Amalthea halkasındakilere benzer şekilde 0,2-5 μm boyut aralığında toz parçacıkları tespit etti ve görüntülemeden elde edilen sonuçları doğruladı.

Optik derinlik Thebe bürümcük halkasının x 3 ile 10 arasındaki bir ^-8 üç kez Amelteya bürümcük halka daha düşük olan, ancak toz toplam kütlesi aynı yaklaşık 10 ⁷ -10 ⁹ kg. Ancak tozun parçacık boyutu dağılımı, Amalthea halkasındakinden biraz daha sığdır. q < 2 olan bir güç kanununu takip eder. Thebe uzantısında q parametresi daha da küçük olabilir.

Gossamer halkalarının kökeni

İnce halkalardaki toz, esasen ana halka ve haledekiyle aynı şekilde kaynaklanır. Kaynakları sırasıyla Jovian'ın iç uyduları Amalthea ve Thebe'dir. Jovian sisteminin dışından gelen mermilerin yüksek hızlı darbeleri, toz parçacıklarını yüzeylerinden fırlatır. Bu parçacıklar başlangıçta uydularıyla aynı yörüngeleri korurlar, ancak daha sonra Poynting-Robertson sürüklemesiyle yavaş yavaş içe doğru spirallenirler . İnce halkaların kalınlığı, sıfır olmayan yörünge eğimlerinden dolayı uyduların dikey gezileri ile belirlenir . Bu hipotez, halkaların neredeyse tüm gözlemlenebilir özelliklerini doğal olarak açıklar: dikdörtgen enine kesit, Jüpiter yönünde kalınlığın azalması ve halkaların üst ve alt kenarlarının parlaması.

Bununla birlikte, Thebe'nin yörüngesinin dışındaki görünmeyen cisimlerden ve arkadan saçılan ışıkta görünen yapılardan kaynaklanabilecek Thebe Uzantısı gibi bazı özellikler şimdiye kadar açıklanamadı. Thebe Uzantısının olası bir açıklaması, Jovian manyetosferinden gelen elektromanyetik kuvvetlerin etkisidir. Toz, Jüpiter'in arkasındaki gölgeye girdiğinde, elektrik yükünü oldukça hızlı bir şekilde kaybeder. Küçük toz parçacıkları kısmen gezegenle birlikte hareket ettiğinden, gölge geçişi sırasında dışa doğru hareket edecek ve Thebe ince halkanın dışa doğru bir uzantısını oluşturacaktır. Aynı kuvvetler, Amalthea ve Thebe yörüngeleri arasında meydana gelen parçacık dağılımındaki ve halkanın parlaklığındaki bir düşüşü açıklayabilir.

Amalthea'nın yörüngesinin hemen içindeki parlaklıktaki tepe noktası ve dolayısıyla Amalthea gossamer halkasının dikey asimetrisi, bu ayın önde gelen (L ₄ ) ve takip eden (L ₅ ) Lagrange noktalarında tutulan toz parçacıklarından kaynaklanıyor olabilir . Parçacıklar ayrıca Lagrange noktaları arasındaki at nalı yörüngelerini de takip edebilir . Toz, Thebe'nin önde gelen ve sondaki Lagrange noktalarında da mevcut olabilir. Bu keşif, gossamer halkalarında iki parçacık popülasyonu olduğunu ima eder: biri yukarıda açıklandığı gibi Jüpiter yönünde yavaşça sürüklenirken, diğeri onunla 1:1 rezonansta hapsolmuş bir kaynak uydunun yakınında kalır.

Himalia yüzüğü

Olası Himalia halkasının altı Yeni Ufuklar görüntüsünün birleşimi. Himalia'nın çifte pozlaması daire içine alınmış. Ok Jüpiter'i gösteriyor.

Eylül 2006'da, NASA'nın Pluto'ya yaptığı Yeni Ufuklar misyonu, yerçekimi yardımı için Jüpiter'e yaklaşırken , düzensiz uydu Himalia'nın yörüngesine paralel ve biraz içinde, daha önce bilinmeyen, belirsiz bir gezegen halka veya halka yayı gibi görünen şeyi fotoğrafladı . Tarafından görüntülenen halka ya da yay parçası, malzemenin miktarı, yeni ufuklar en az 0.04 km olan ³ bu Himalia aynı albedo vardı varsayarak. Halka (yay) Himalia'dan gelen enkaz ise, Himal yörüngesinin yüzyıl ölçeğindeki devinimi göz önüne alındığında, oldukça yakın zamanda oluşmuş olmalıdır. Halkanın, keşfedilmemiş çok küçük bir ayın Himalia'ya çarpmasından kaynaklanan enkaz olması mümkündür, bu da Jüpiter'in çarpışmalar yoluyla küçük aylar kazanmaya ve kaybetmeye devam edebileceğini düşündürür.

keşif

Jovian halkalarının varlığı, 1975 yılında Pioneer 11 uzay aracı tarafından gezegen radyasyon kuşaklarının gözlemlerinden çıkarılmıştır . 1979'da Voyager 1 uzay aracı, halka sisteminin aşırı pozlanmış tek bir görüntüsünü elde etmiştir. Aynı yıl Voyager 2 tarafından daha kapsamlı görüntüleme yapıldı ve bu da halkanın yapısının kabaca belirlenmesine izin verdi. 1995 ve 2003 yılları arasında Galileo yörünge aracı tarafından elde edilen görüntülerin üstün kalitesi , Jovian halkaları hakkında mevcut bilgileri büyük ölçüde genişletti. Halkaların 1997 ve 2002'de Keck teleskopu ve 1999'da HST tarafından yer tabanlı gözlemi, geri saçılan ışıkta görülebilen zengin yapıyı ortaya çıkardı. Yeni Ufuklar uzay aracı tarafından Şubat-Mart 2007'de iletilen görüntüler , ana halkadaki ince yapının ilk kez gözlemlenmesine izin verdi. 2000 yılında, Satürn'e giden Cassini uzay aracı , Jovian halka sisteminin kapsamlı gözlemlerini gerçekleştirdi. Jovian sistemine yapılacak gelecekteki görevler, halkalar hakkında ek bilgi sağlayacaktır.

Galeri

Galileo tarafından görüntülenen halka sistemi

Languages

In other projects

Jüpiter'in Halkaları - Rings of Jupiter

İçindekiler

Keşif ve yapı

Ana halka

Görünüm ve yapı

Spektrum ve parçacık boyutu dağılımı

Köken ve yaş

Dikey oluklar

Halo yüzük

Görünüm ve yapı

Halo halkasının kökeni

Gossamer yüzükler

Amalthea tüylü yüzük

Thebe tüylü yüzük

Gossamer halkalarının kökeni

Himalia yüzüğü

keşif

Galeri

Ayrıca bakınız

Notlar

Referanslar

Dış bağlantılar