Ringen van Jupiter

Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie
Ga naar: navigatie, zoeken
De opmaak van dit artikel is nog niet in overeenstemming met de conventies van Wikipedia. Mogelijk is ook de spelling of het taalgebruik niet in orde. Men wordt uitgenodigd deze pagina aan te passen.
Opgegeven reden: Leeswaarschuwing: dit artikel is grotendeels vertaald uit het Engels door een automatisch vertaalprogramma. Als gevolg daarvan bevat het veel anglicismen. Sommige zinnen kunnen zelfs volstrekt onbegrijpelijk zijn.
Baanresonantie van Io, Europa en Ganymedes die harmonisch rond Jupiter draaien
Een schema van de ring van Jupiter met aanduiding van de vier belangrijkste componenten

De planeet Jupiter heeft een stelsel van ringen, bekend als de ringen van Jupiter of Jupiter ringstelsel. Het was het derde stelsel van ringen dat ontdekt is in het zonnestelsel, na die van Saturnus en Uranus. Het werd voor het eerst waargenomen in 1979 door de Voyager 1 ruimtesonde [1] en grondig onderzocht in de jaren 1990 door de Galileo Orbiter.[2] Het is ook waargenomen door de Hubble Space Telescope en vanaf de aarde de afgelopen 25 jaar.[3] Waarneming van de ringen vanaf de grond vereisen de grootst mogelijke telescopen.[4]

De joviaanse ring is dun en bestaat voornamelijk uit stof.[1][5] Hij heeft vier belangrijke componenten: een dikke binnenste torus van deeltjes bekend als de "halo ring", een relatief lichte, uitzonderlijk dunne "hoofdring" en twee brede, dikke en zwakke buitenste "gossamerringen",[6] genoemd naar de manen uit wier materiaal ze zijn samengesteld: Amalthea en Thebe.[7]

De hoofd- en haloringen bestaan uit stof uitgeworpen door de manen Metis, Adrastea en andere niet-waargenomen voorlopers als gevolg van hoge-snelheid botsingen.[2] Hoge resolutie beelden verkregen in februari en maart 2007 door het New Horizons ruimtevaartuig lieten een rijke fijne structuur in de grote ring zien.[8]

In het zichtbare en nabij-infrarood licht hebben de ringen een roodachtige kleur, met uitzondering van de halo ring, die neutraal of blauw van kleur is.[3] De grootte van de stofdeeltjes in de ringen varieert, maar de doorsnede is het grootst voor niet ronde deeltjes met een straal van ongeveer 15 μm in alle ringen met uitzondering van de halo.[9] De halo ring wordt waarschijnlijk gedomineerd door submicrometer stof. De totale massa van het ringsysteem (met inbegrip van onopgeloste voorlopers) is slecht bekend, maar ligt waarschijnlijk in de orde grootte van 1011 tot 1016 kg.[10] De leeftijd van het ringsysteem is niet bekend, maar het kan bestaan sinds de vorming van Jupiter.[10]

Inhoud

Ontdekking en structuur [bewerken]

De ringen van Jupiter was het derde ringsysteem dat ontdekt is in het zonnestelsel, na die van Saturnus en Uranus. Het werd voor het eerst waargenomen in 1979 door de Voyager 1 ruimtesonde.[1] Het bestaat uit vier hoofdcomponenten: een dikke binnenste torus van deeltjes bekend als de "halo ring", een relatief lichte, uitzonderlijk dunne "hoofdring" en twee brede, dikke en zwakke buitenste "Gossamerringen", genoemd naar de manen waar het materiaal afkomstig van is waaruit ze zijn samengesteld: Amalthea en Thebe.[7] De belangrijkste kenmerken van de bekende Joviaan ringen staan in de table.[2][5] [7][9]

Naam Straal (km) Breedte (km) Dikte (km) Optische diepte[11][9] Stof fractie Noten
Halo ring 92 000-122 500 30 500 12 500 ~ 1 × 10−6 100%
Hoofdring 122 500-129 000 6 500 30-300 5.9 × 10−6 ~ 25% Begrensd door Adrastea
Amalthea Gossamerring 129 000-182 000 53 000 2 000 ~ 1 × 10−7 100% Verbonden met Amalthea
Thebe Gossamerring 129 000-226 000 97 000 8 400 ~ 3 × 10−8 100% Verbonden met Thebe. Er is een uitbreiding voorbij de baan van Thebe.

Algemene ring [bewerken]

Vormgeving en structuur [bewerken]

Mozaïek van beelden van de joviaanse ring met een schema waarin ring en satellietlocaties te zien zijn

De smalle en relatief dunne hoofdring is het helderste deel van Jupiters ringsysteem. De buitenste rand is gelegen op een straal van ongeveer 129.000 km (1,806 RJ; RJ = equatoriale straal van Jupiter van 71.398 km) en valt samen met de baan van Jupiter binnenste kleinste satelliet, Adrastea.[2][5] De binnenkant van de rand is niet gemarkeerd door een satelliet en is gelegen op ongeveer 122.500 km (1.72 RJ).[2]

Dus de breedte van de belangrijkste ring is ongeveer 6.500 km. Het uiterlijk van de hoofdring is afhankelijk van het bekijken van geometrie.[10] in voorwaartse-verstrooid licht[12] de helderheid van de hoofdring begint op steile daling van 128.600 km (net binnen de baan van Adrastea's) en bereikt het achtergrond niveau op 129.300 km - net buiten de Adrasteabaan.[2] dus Adrastea op 129.000 ; km herders duidelijk de ring. [2][5] De helderheid blijft stijgen in de richting van Jupiter en heeft een maximum in de buurt van het centrum van de ring op 126.000 km, maar er is een uitgesproken kloof (inkeping) bij de baan van Metis op 128.000 km.[2] De binnenste grens van de grote ring daarentegen, lijkt te vervagen vanaf 124.000 tot 120.000 km, overgaande in de halo ring.[2][5] in voorwaartse-verstrooid licht alle joviaanse ringen zijn vooral helder.

De bovenste afbeelding toont de belangrijkste ring in back-verstrooid licht, zoals gezien door deNew Horizons ruimtesonde. De fijne structuur van de buitenste gedeelte zichtbaar is. De onderste afbeelding toont de belangrijkste ring in de toekomst verstrooid licht tonen het ontbreken van een structuur met uitzondering van de Metis inkeping.

Gezien met achterwaarts-verstrooid licht[13] is de situatie anders. De buitenste rand van de grote ring, gelegen op 129.100 km, of iets voorbij de baan van Adrastea, is eigenlijk heel steil.[10] De baan van de maan wordt gekenmerkt door een gat in de ring, dus er is een dun ringetje net buiten zijn baan. Er is nog een ringetje net binnen de Adrasteabaan, gevolgd door een kloof van onbekende oorsprong op ongeveer 128.500 km.[10] Het derde ringetje is binnen van de centrale gat buiten de baan van Metis gevonden. Helderheid De ring daalt scherp net buiten van de baan van Metis die het Metis notch.[10] Actieve van de baan van Metis is de helderheid van de ring stijgt veel minder dan in de forward-verstrooid licht.[4] Dus in de back-verstrooide geometrie van de belangrijkste ring lijkt te bestaan uit twee verschillende delen: een smalle buitenste deel te breiden van 128.000 tot 129.000 km, die zelf ook drie smalle ringetjes gescheiden door inkepingen, en een zwakkere binnenste gedeelte van 122.500 tot 128.000 km, die als enige zichtbare structuur ontbreekt in de voorwaarts-verstrooiing geometrie.[10][14]

De Metis inkeping fungeert als hun grens. De fijne structuur van de hoofdring werd ontdekt in de gegevens van de Galileo Orbiter en is duidelijk zichtbaar in achterwaarts-verstrooid lichtbeelden verkregen uit New Horizons in februari-maart 2007.[8][15] echter opmerkingen van Hubble Space Telescope (HST),[3] Keck[4] en de Cassini ruimtevaartuig nagelaten om het te ontdekken, waarschijnlijk als gevolg van onvoldoende ruimtelijke resolutie.[9]

Waargenomen in achterwaarts-verstrooid licht lijkt de hoofdring flinterdun te zijn, de uitbreiding in de verticale richting is niet meer dan 30 km.[5] Aan de zijkant is ring dikte 80-160 km, toenemend enigszins in de richting van Jupiter.[2][9] De ring lijkt veel dikker in de voorwaarts-verstrooid licht-ongeveer 300 km.[2] Een van de ontdekkingen van de Galileo Orbiter was de bloei van de grote ring - een zwakke, relatief dikke (ongeveer 600 km) wolk van materiaal dat het binnenste gedeelte omringt.[2] De bloei groeit in de dikte richting van de binnenste grens van de hoofdring, waar het overgaat in de halo.[2]

Gedetailleerde analyse van de Galileo beelden bleken longitudinale variaties van de helderheid van de hoofdring die niets met het bekijken geometrie. Het Galileo-beelden toonden ook enkele vlekken in de ring van 500-1000 km.[2][10]

In februari-maart 2007 heeft het New Horizons ruimtevaartuig naar nieuwe kleine manen in de belangrijkste ring gezocht.[16] Hoewel geen satellieten van meer dan 0.5 km werden gevonden, ontdekten de camera's van het ruimteschip zeven kleine bosjes ringdeeltjes. Ze cirkelen net binnen de baan van Adrastea in een dich ringetje.[16] De conclusie, dat zij klontjes zijn en geen kleine manen, is gebaseerd op hun azimutale uitgebreide verschijning. Ze is tegengesteld 0,1-0,3° langs de ring, die overeenkomen met 1000-3000 km.[16] De klontjes zijn verdeeld in twee groepen van vijf en twee leden, respectievelijk. De aard van de bosjes is niet duidelijk, maar de banen liggen dicht bij 115:116 en 114:115 resonanties met Metis.[16] Dus ze kunnen golf-achtige structuren zijn veroorzaakt door deze interactie.

Spectra en deeltjesgrootte distributie [bewerken]

Afbeelding van de belangrijkste ring door Galileo verkregen in de toekomst verstrooid licht. De Metis inkeping is duidelijk zichtbaar.

Spectra van de belangrijkste ring verkregen door de HST, [3] Keck,[17] Galileo [18] enCassini[9] hebben aangetoond dat deeltjes die het zijn rood, dat wil zeggen hun albedo hoger is bij langere golflengten. De bestaande spectra span de range 0.5-2.5 micrometer.[9] geen spectrale kenmerken Tot nu toe zijn die kunnen worden toegeschreven aan bepaalde chemische stoffen gevonden, hoewel de waarnemingen van Cassini leverde bewijs voor absorptie banden in de buurt van 0,8 micrometer en 2,2 micrometer.[9] De spectra van de belangrijkste ring zijn eigenlijk zeer vergelijkbaar met Adrastea[3] en Amalthea.[17]

De eigenschappen van de belangrijkste ring kan worden verklaard door de hypothese dat het bevat grote hoeveelheden van stof met 0,1-10 micrometer deeltjesgrootte. Dit verklaart de sterkere forward-verstrooiing van licht in vergelijking met de achterwaarts-verstrooiing.[10][14] echter grotere instanties zijn verplicht om de sterke achterwaarts-verstrooiing en fijne structuur in heldere uitleg over de buitenste deel van de grote ring.[10][14]

Analyse van de beschikbare fase en spectrale gegevens leidt tot een conclusie dat de omvang verdeling van kleine deeltjes in de grote ring gehoorzaamt aan een machtswet[9][19][20]

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

waarin n(r) dr het aantal deeltjes is met straal tussen R en R + dr. en A is een normalisatie parameter zo gekozen dat er overeenkomst is met de bekende totale licht flux uit de ring. De parameter q is 2,0 ± 0,2 voor deeltjes met een R < 15 ± 0,3 micrometer en q = 5 ± 1 voor lichamen met een R > 15 ± 0,3 micrometer.[9] De verdeling van grote lichamen in de mm-km grootte is momenteel nog onbepaald.[10] De verstrooiing van licht in dit model wordt gedomineerd door deeltjes met een R van ongeveer 15 μm.[9][18]

De bovengenoemde machtswet maakt raming van de optische diepte[11] τ van de belangrijkste ring mogelijk: \scriptstyle\tau_l\,=\,4.7\times 10^{-6} voor de grote instellingen en \scriptstyle \tau_s = 1.3\times 10^{-6} voor het stof.[9] Deze optische diepte betekent dat de totale doorsnede van alle deeltjes binnen de ring is ongeveer 5000 km².[21][10] De deeltjes in de belangrijkste ring wordt verwacht dat ze asferische vormen.[9] De totale massa van de stof wordt geschat op 10 7 - 109 kg.[10] De massa van de grote organisaties, met uitzondering van Metis en Adrastea, is 1011 - 10 16 kg. Het hangt af van de maximale grootte van de bovenste waarde komt overeen met ongeveer 1 km maximale diameter. [10] Deze massa's kunnen worden vergeleken met massa's van Adrastea, dat is ongeveer 2 × 1015 kg,[10] Amalthea— ongeveer 2 × 1018 kg [22] en maan bij de Aarde— 7,4 × 1022 kg.

De aanwezigheid van twee populaties van deeltjes in de hoofdring verklaart waarom haar verschijning is afhankelijk van het bekijken van de geometrie.[20] Het stof dat het licht verstrooit komt bij voorkeur in voorwaartse richting en vormt een relatief homogene dikke ring die wordt begrensd door de baan van Adrastea.[10] De grote deeltjes daarentegen strooien licht in de achterwaartse richting, en die aangewezen op het gebied tussen de banen van Metis en Adrastea in een aantal ringetjes.[10][14]

Herkomst en leeftijd [bewerken]

Vorming van ringen van Jupiter

Het stof wordt voortdurend verwijderd van de grote ring door een combinatie van het Poynting-Robertson effect en elektromagnetische krachten uit de joviaanse magnetosfeer.[20][23] Vluchtige materialen, bijvoorbeeld ijs, verdampen snel. De levensduur van stofdeeltjes in de ring is 100 tot 1000 jaar,[10] [23] zodat het stof voortdurend moet worden bijgevuld in de botsingen tussen grote lichamen met afmetingen van 1 cm tot 0.5 km[16] en tussen dezelfde grote lichamen en de hoge snelheid van de deeltjes afkomstig van buiten het Jupiter-systeem.[10][23] Deze populatie is beperkt tot de smalle ongeveer 1000 km - en lichte buitenste deel van de grote ring, en bevat Metis en Adrastea.[10][14] De grootste voorlopers moeten minder dan 0,5 km in grootte zijn geweest. De bovengrens van de omvang daarvan is verkregen door New Horizons ruimtevaartuigen.[16] De vorige bovengrens, verkregen van HST[3][14] en Cassini[9] opmerkingen, was in de buurt van 4 km.[10] Het stof geproduceerd door botsingen drijft langzaam in de richting van Jupiter flauw zichtbaar (in achterwaarts-verstrooid licht) binnenste deel van de grote ring en halo ring.[10][23] Hoewel de leeftijd van de hoofdring momenteel onbekend is, kan het laatste overblijfsel zijn van een voorbije populatie van kleine lichamen in de buurt van Jupiter.[7]

Halo ring [bewerken]

Vormgeving en structuur [bewerken]

Valse kleurenafbeelding van de halo ring verkregen door Galileo in de forward-strooilicht

De halo ring is de binnenste en dikste joviaanse ring. De buitenste rand valt samen met de binnenste grens van de belangrijkste ring op de straal van ongeveer 122 500 km (1.72RJ).[2][5] Vanaf deze straal van de ring wordt snel dikker richting Jupiter. De werkelijke verticale omvang van de halo is niet bekend, maar de aanwezigheid van haar materiaal werd ontdekt zo hoog als 10 000 km over de ring vlak.[2][4] de binnenste grens van de halo is relatief scherp en gelegen aan de straal van 100 000 km (1.4 RJ), maar sommige[4] materiaal aanwezig is verder naar binnen om ongeveer 92.000 km. [2] Dus de breedte van de halo ring is ongeveer 30 000 km. Zijn vorm lijkt op een dikke torus zonder duidelijke interne structuur. [10] In tegenstelling tot de grote ring, het uiterlijk van de halo's hangt alleen iets over het bekijken van geometrie.

De halo-ring verschijnt het helderste in de voorwaats-verstrooid licht, waarin deze uitvoerig werd afgebeeld door Galileo.[2] Hoewel de oppervlakte helderheid veel minder is dan dat van de belangrijkste ring, zijn verticaal (loodrecht op de ring vlak) geïntegreerde foton-flux is vergelijkbaar vanwege de veel grotere dikte. Ondanks een beweerde verticale omvang van meer dan 20.000 km, is de helderheid van het halo's sterk geconcentreerd naar het ringvlak en volgt een machtswet van de vorm z-0,6 naar z-1,5,[10] waar z de hoogte is boven het ringvlak. De halo's verschijnen in achterwaarts-verstrooid licht, zoals waargenomen door Keck[4] en HST,[3] is in principe hetzelfde. Maar de totale fotonflux wordt meerdere malen lager dan die van de grote ring en is sterk geconcentreerd in de buurt van het ringvlak dan in voorwaarts-verstrooid licht.[10]

De spectrale eigenschappen van de halo-ring zijn verschillend van de grote ring. De flux-distributie in het bereik van 0.5-2.5 micrometer is vlakker dan in de grote ring;[3] de halo is niet rood en kan zelfs blauw zijn.[17]

Oorsprong van de halo ring [bewerken]

De optische eigenschappen van de halo ring kan worden verklaard door de hypothese dat het slechts uit stof met een deeltjesgrootte kleiner dan 15 micrometer.[3][10][19] Delen van de halo zich ver van de ring vlak kan bestaan uit submicrometer stof.[3][4][10] Dit stoffig samenstelling verklaart de veel sterkere forward-verstrooiing, blauwer kleuren en gebrek van zichtbare structuur in de halo. Het stof komt waarschijnlijk in de grote ring, een stelling ondersteund door het feit dat de halo's optische diepte \scriptstyle\tau_s\,\sim\,10^{-6} is vergelijkbaar met die van de stof in de grote ring.[5][10] De grote dikte van de halo kan worden toegeschreven aan de excitatie van glooiingshoeken en excentriciteiten van stofdeeltjes door de elektromagnetische krachten in de magnetosfeer van Jupiter. De buitenste grens van de halo-ring valt samen met de locatie van een sterke 3:2 Lorentz-resonantie.[24][20][25][26] Zoals door het Poynting-Robertson-effect[20][23] er de oorzaak van is dat deeltjes langzaam afglijden naar Jupiter, worden glooiingshoeken aangeslagen bij de passage. De bloei van de belangrijkste ring kan een begin van de halo.[10] innerlijke grens. De halo-ring is niet ver van de sterkste 2:1 Lorentz-resonantie.[20][25][26] In deze resonantie is de excitatie waarschijnlijk zeer belangrijk, waardoor deeltjes in de atmosfeer van Jupiter duiken en aldus een sterke innerlijke grens markeren.[10] Afgeleid zijnde van de hoofdring, heeft de haloring dezelfde leeftijd.[10]

Gossamerringen [bewerken]

Amalthea Gossamerring [bewerken]

Afbeelding van de ragfijne ringen verkregen door Galileo in de forward-strooilicht

De Amalthea Gossamerring is een zeer zwakke structuur met een rechthoekige doorsnede, die zich uitstrekt van de baan van Amalthea op 182 000 km (2.54 RJ) tot ongeveer 129 000 km (1.80 RJ).[2][10] zijn innerlijke grens is niet duidelijk omschreven, omdat van de aanwezigheid van de veel helderder belangrijkste ring en halo.[2] De dikte van de ring is ongeveer 2300 km in de buurt van de baan van Amalthea en iets afneemt in de richting van Jupiter.[27][28][4] De Amalthea Gossamerring is eigenlijk de helderste in de buurt van de boven-en onderkant en wordt geleidelijk helderder de richting van Jupiter, de bovenrand is helderder dan de onderste rand.[28] De buitenste rand van de ring is vrij steil, vooral aan de bovenkant.[2] Er is een sterke daling van de helderheid slechts innerlijk van de baan van Amalthea met een extra plank-achtige structuur.[2] in voorwaartse-verstrooid licht de ring lijkt te zijn ongeveer 30 keer zwakker dan de belangrijkste ring.[2] in back-verstrooid licht het is ontdekt alleen door de Keck telescoop[4] en de ACS (Advanced Camera for Surveys) op HST.[14] Back-verstrooiing beelden tonen extra structuur in de ring: een piek in de helderheid net binnen de baan van Amalthea.[4][28] In 2002-2003 ruimtevaartuig Galileo had twee loopt door het Gossamerringen. De stof teller ontdekt stofdeeltjes in de orde van grootte 0,2-5 micrometer en bevestigde de resultaten van beeldvorming.[29][30]

De detectie van de Amalthea Gossamerring van het terrein, in Galileo beelden en de directe stof metingen konden de bepaling van de deeltjesgrootte distributie, die lijkt hetzelfde vermogen wet te volgen als het stof in de grote ring met q= 2 ± 0.5.[14][30] De optische diepte van deze ring is ongeveer 10 -7, dat is een orde van grootte lager dan die van de grote ring, maar de totale massa van de stof - 107-10 9 kg - is vergelijkbaar.[7][23][30]

Thebe Gossamerring [bewerken]

De Thebe Gossamerring is de zwakste joviaanse ring. Het lijkt als een zeer zwakke structuur met een rechthoekige doorsnede, die zich uitstrekt van de baan van Thebe op 226 000 km (3.11 RJ) tot ongeveer 129 000 km (1.80 RJ;).[2] [10] zijn innerlijke grens niet duidelijk is omschreven vanwege de aanwezigheid van de veel helderder belangrijkste ring en halo. [2] De dikte van de ring is ongeveer 8400 km in de buurt van de baan van Thebe en iets afneemt in de richting van de planeet.[4] De Thebe Gossamerring is helderste in de buurt van haar boven-en onderkant en geleidelijk helderder naar Jupiter-net als de Amalthea ring. [28] De buitenste rand van de ring is niet bijzonder steil, dat zich uitstrekt over 15 000 km. [2] Er is een nauwelijks zichtbare voortzetting van de ring voorbij de baan van Thebe, die zich uitstrekt tot 280 000 km (3.75 RJ) en riep Thebe Extension.[2][30] in voorwaartse-verstrooid licht de ring lijkt te zijn ongeveer 3 keer zwakker dan de Amalthea Gossamerring. [2] in back-verstrooid licht het is ontdekt alleen door de Keck telescoop.[4] Back-verstrooiing beelden tonen een piek van helderheid net binnen de baan van Thebe. [4] In 2002-2003 het stof teller van het Galileo - ruimtevaartuig ontdekt stofdeeltjes in de orde van grootte 0,2-5 micrometer-vergelijkbaar met die in de Amalthea ring-en bevestigde de resultaten van beeldvorming. [29][30]

De optische diepte van de Thebe Gossamerring is ongeveer 3  × 10-8, dat is drie keer lager dan de Amalthea Gossamerring, maar de totale massa van de stof is hetzelfde ongeveer 10-7-9 kg.[7] [23][30] echter de deeltjesgrootte verdeling van de stof is iets ondieper dan in de Amalthea ring. Hieruit volgt een vermogen wet met q<2. In de verlenging Thebe de parameter q kan zelfs kleiner.[30]

Oorsprong van de ragfijne ringen [bewerken]

De stof in de ragfijne ringen oorsprong in wezen op dezelfde wijze als dat in de grote ring en halo.[23] De bronnen zijn de binnenste manen Amalthea en Thebe respectievelijk. Hoge snelheid van de effecten van projectielen afkomstig van buiten de Jupiter-systeem verwijderen stofdeeltjes uit de oppervlakken.[23] Deze deeltjes aanvankelijk behouden dezelfde banen als hun manen, maar vervolgens geleidelijk spiraal naar binnen door Poynting-Robertson slepen.[23] De dikte van de ragfijne ringen wordt bepaald door de verticale excursies van de manen als gevolg van hun nul glooiingshoeken. [10] Deze hypothese verklaart natuurlijk bijna alle waarneembare eigenschappen van de ringen: rechthoekige doorsnede, afname van de dikte in de richting van Jupiter en verheldering van de boven- en onderkant van de ringen.

Sommige huizen hebben tot nu toe onverklaarbare gegaan, net als de Thebe Extension, dat kan te wijten zijn aan onzichtbare instanties buiten de baan van Thebe, en de structuren zichtbaar in de back-verstrooid licht. [10] Een mogelijke verklaring van de uitbreiding is Thebe invloed van de elektromagnetische krachten uit de magnetosfeer van Jupiter. Toen het stof de schaduw achter Jupiter komt, verliest hij zijn elektrische lading vrij snel. Aangezien de kleine stofdeeltjes gedeeltelijk corotate met de planeet, zullen ze naar buiten bewegen tijdens de schaduw gaan maken van een passieve verlenging van de Thebe Gossamerring. [31] Dezelfde krachten kunnen uitleggen van een duik in het deeltje distributie en de helderheid ring, die plaatsvindt tussen de banen van Amalthea en Thebe.[30][31]

Bij analyse van beelden van de Gossamerring is gebleken dat een piek in de helderheid net binnen de baan van de Amalthea te wijten kan zijn aan de stofdeeltjes gevangen op de toonaangevende (L4) en achterrand (L5) Lagrangepunten van Amalthea. Hoe hoger de helderheid van de waargenomen bovenrand van de Amalthea Gossamerring kan ook worden veroorzaakt door de val van deze stof. De deeltjes kunnen aanwezig zijn bij de toonaangevende en achterrand Lagrange punten van Thebe ook. Deze ontdekking betekent dat er twee deeltjes de bevolking in de ragfijne ringen: een langzaam drijft in de richting van Jupiter, zoals hierboven beschreven, terwijl een andere nog steeds in de buurt van een bron maan gevangen in een 1:1 resonantie met het. [28]

Exploratie [bewerken]

Het bestaan van de Jupiterringen werd afgeleid uit waarnemingen van de planetaire stralinggordels door hetPioneer 11 ruimtevaartuig in 1975.[32] In 1979 verkreeg het Voyager 1 ruimtevaartuig een overbelicht beeld van het ringsysteem.[1] Meer beelden werden verkregen door Voyager 2 in hetzelfde jaar, waarna de ruwe bepaling van de structuur van de ring mogelijk was.[5] De superieure kwaliteit van de beelden verkregen door de Galileo Orbiter tussen 1995 en 2003 breide de bestaande kennis over de Jupiterringen sterk uit.[2] Bij waarnemingen van de ringen door de Keck[4] telescoop vanaf de grond in 1997 en 2002 en de HST in 1999[3] bleek de rijke structuur zichtbaar in achterwaarts-strooilicht. Beelden die door de New Horizons-ruimtesonde in februari-maart 2007[15] stonden voor het eerst observatie toe van de fijne structuur in de grote ring. In 2000 heeft de Cassini-ruimtevaartuig op weg naar Saturnus uitgebreide waarnemingen uitgevoerd van het Jupiterringsysteem.[33] Toekomstige missies naar het Jupiter-systeem zal aanvullende informatie over de ringen opleveren.[34]

Zie ook [bewerken]

Externe links [bewerken]

Bronnen, noten en/of referenties
  1. ↑ a b c d (en) Smith, B.A., Söderblom, L.A.; Johnson, T.V.; et al... Het Jupiter-systeem door de ogen van de Voyager 1 204: 951-957 , 960-972. DOI:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430.
  2. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z aa ab ac Ockert-Bell, M. E., Burns, JA; Daubar, IJ; et al... De structuur van Jupiter's Ring System zoals blijkt uit het Galileo-Imaging Experiment 138. DOI:10.1006/icar.1998.6072.
  3. ↑ a b c d e f g h i j k (en) Meier, R., Smith, B.A.; Owen, T.C.; et al... Near Infrared Fotometrie van de Jupiter Ring en Adrastea 141: 253-262.
  4. ↑ a b c d e f g h i j k l m n (en) de Pater, I., Showalter, MR; Burns, JA; et al... ~ hamilton/research/reprints/DePater99.pdf Keck Infrarood Opmerkingen van Jupiter's Ring System 1997 in de buurt van de Aarde Ring Plane Crossing (pdf) 138. DOI:10.1006/icar.1998.6068.
  5. ↑ a b c d e f g h i (en) Showalter, M. A., Burns, J. A.; Cuzzi, J. N.; Pollack, J. B. (1987). Jupiter's Ring System: New Results on Structure and Particle Properties. Icarus 69 (3): 458–498. DOI:10.1016/0019-1035(87)90018-2.
  6. ↑ Gossamer is een heel dun, gaasachtig zijde, onder andere gebruikt bij het maken van trouwjurken.
  7. ↑ a b c d e f (en) Esposito, L. W. (2002). Planetary rings. Reports On Progress In Physics 65: 1741–1783. DOI:10.1088/0034-4885/65/12/201.
  8. ↑ a b (en) Morring, F. (7 mei 2007). Ring Leader. Aviation Week & Space Technology: 80-83.
  9. ↑ a b c d e f g h i j k l m n (en) Throop, H. B., Porco, CC; West, RA;et al.. (2004). De joviaanse Rings: Nieuwe resultaten Afgeleid van Cassini, Galileo, Voyager, en de Aarde gebaseerde Opmerkingen (pdf). Icarus 172: 59-77. DOI:10.1016/j.icarus.2003.12.020.
  10. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z aa ab ac ad ae af ag ah ai Burns, J.A.; Simonelli, Ring D.P.; Showalter, M.R. et al.. (2004). "Jupiter-Maan-systeem". Jupiter: The Planet, satellieten en Magnetosfeer. (2004). Red. Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon , W.B.. Cambridge University Press.
  11. ↑ a b De normale optische diepte is de verhouding tussen de totale dwarsdoorsnede van deeltjes van de ring in het vlakke gebied van de ring.
  12. ↑ Het voorwaarts-verstrooide licht is het licht met een kleine hoek ten opzichte van zonne-licht.
  13. ↑ Het achterwaarts-verstrooide licht is het licht met een hoek in de buurt van 180° ten opzichte van zonne-licht.
  14. ↑ a b c d e f g h (en) Showalter, M.R., Burns, J.A.; de Pater, I.;et al... updates op de stoffige ringen van Jupiter, Uranus en Neptunus.
  15. ↑ a b (en) Jupiter's Rings : Scherpste View. NASA / Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory / Southwest Research Institute (1 mei 2007). Geraadpleegd op 2007-05-31.
  16. ↑ a b c d e f (en) Showalter, Mark R., Cheng, Andrew F.; Weaver, Harold A., et al.. (2007). Clump Detections en beperkingen op Moons in Jupiter's Ring System. Science 318: 232-234. DOI:10.1126/science.1147647. PMID 17932287.
  17. ↑ a b c (en) Wong, M. H., de Pater, I.; Showalter, MR; et al.. (2006). de grond Near Infrared Spectroscopy van Jupiter's Ring en Manen. Icarus 185. DOI:10.1016/j.icarus.2006.07.007.
  18. ↑ a b (en) McMuldroch, S., Pilortz, S.H.; Danielson, J.E.;et al... Galileo NIMS Near-Infrared Opmerkingen van Jupiter's Ring System 146: 1-11. DOI:10.1006/icar.2000.6343.
  19. ↑ a b (en) Brooks, S. M., Esposito, LW; Showalter, MR; et al... De grootte Verdeling van Jupiter Algemene Ring van Galileo Imaging and Spectroscopy 170: 35-57. DOI:10.1016/j.icarus.2004.03.003.
  20. ↑ a b c d e f (en) Burns, JA; Hamilton, D.P.; Showalter, M.R. (2001). "Dusty Rings and Circumplanetary Stof: Opmerkingen en Eenvoudige Natuurkunde".. (2001). Red. Grun, E.; Gustafson, B.A.S.; Dermott, S.T.; Fechtig H.. 641-725.
  21. ↑ Er dient te worden vergeleken met ongeveer 1700 km² totale doorsnede van Metis en Adrastea.
  22. ↑ (en) Anderson, J.D., Johnson, T.V.; Shubert, G., et al. (2005). Amalthea dichtheid is kleiner dan dat van water 308: 1291-1293. DOI:10.1126/science.1110422. PMID 15919987.
  23. ↑ a b c d e f g h i j (en) Burns, J. A., Showalter, MR; Hamilton, DP; et al.. (1999). De vorming van Jupiter Faint Ringen (pdf) 284: 1146-1150. DOI:10.1126/science.284.5417.1146. PMID 10325220.
  24. ↑ Lorentz-resonantie is een resonantie tussen de baanbeweging van een deeltje en de rotatie van de planetaire magnetosfeer, wanneer de verhouding van de periode een rationeel getal is.
  25. ↑ a b (en) Hamilton, D. P. (1994). Een vergelijking van Lorentz, Planetaire Gravitationele, en Satellite Gravitationele Resonanties (pdf) 109: 221-240. DOI:10.1006/icar.1994.1089.
  26. ↑ a b (en) Burns, J.A., Schaffer, L.E.; Greenberg, R.J. et al.. (1985). [http:// adsabs.harvard.edu/abs/1985Natur.316..115B Lorentz Resonanties en de structuur van de Jupiter Ring]. Nature 316: 115-119. DOI:10.1038/316115a0.
  27. ↑ De dikte van de ragfijne ringen wordt hier gedefinieerd als de afstand tussen de pieken van de helderheid op hun boven- en onderkant.
  28. ↑ a b c d e (en) Showalter, Mark R., de Pater, Imke; Verbanac, Guili et al.. (2008). Eigenschappen en dynamiek van ragfijne ringen van Jupiter Galileo, Voyager, Hubble en Keck afbeeldingen (pdf). Icarus 195: 361-377. DOI:10.1016/j.icarus.2007.12.012.
  29. ↑ a b (en) Krüger, H., Grün, E.; Hamilton, DP. Galileo In-Situ Dust Metingen in Jupiter's Gossamerringen: 1582.
  30. ↑ a b c d e f g h (en) Galileo In-Situ Stof Metingen in Jupiter's GossamerRingen. Icarus, ingediend.
  31. ↑ a b (en) Hamilton, Douglas P., Kruger, Harold (2008). Het beeldhouwen van ragfijne ringen van Jupiter door haar schaduw (pdf). Natuur 453: 72-75. DOI:10.1038/nature06886.
  32. ↑ (en) (1975). stralingsgordels van Jupiter-A Second Look. Science 188: 465-467. DOI:10.1126/science.188.4187.465. PMID 17734363.
  33. ↑ (en) Bruin, R. H., Baines, KH; Bellucci, G., et al.. (2003). Waarnemingen met de visuele en infrarode Mapping Spectrometer (fut) tijdens Cassini Flyby's van Jupiter. Icarus 164: 461-470. DOI:10.1016/S0019-1035(03)00134-9.
  34. ↑ (en) Juno-NASA New Frontiers-missie naar Jupiter. Geraadpleegd op 2007-06-06.
Manen van Jupiter
Groep 1: Metis · Adrastea · Amalthea · Thebe
Groep 2 (Galileïsche manen): Io · Europa · Ganymedes · Callisto
Groep 3: Leda · Himalia · Lysithea · Elara
Groep 4: Ananke · Carme · Pasiphae · Sinope

Volledige lijst inclusief (nog) niet erkende manen
Wikimedia Commons

Overgenomen van "http://nl.wikipedia.org/w/index.php?title=Ringen_van_Jupiter&oldid=36796028"