Jupiters ringer

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Hopp til navigering Hopp til søk
En skisse av Jupiters ringsystem som viser de fire hoveddelene.

Planeten Jupiter har et system av ringer kjent som Jupiters ringer eller det jovianske ringsystem. Det var det tredje ringsystemet som ble oppdaget i solsystemet etter Saturns og Uranus' ringer. Ringene ble først observert i 1979 av romsonden Voyager 1[1] og grundig undersøkt av banesonden Galileo på 1990-tallet.[2] Ringsystemet har også blitt observert av Hubble-teleskopet og fra jorden i løpet av de siste 23 årene.[3] Bakkebaserte observasjoner av ringene krever de største tilgjengelige teleskopene.[4]

Det jovianske ringsystemet er svakt og består hovedsakelig av støv.[1][5] Systemet har fire hovedkomponenter: en tykk indre torus av partikler kjent som «halo-ringen»; en relativt lys og eksepsjonelt tynn «hovedring»; og to vide, tykke og svake ytre «slørete ringer» oppkalt etter månene hvor materialene de er sammensatt av kommer fra: Amalthea og Thebe.[6]

Hoved- og halo-ringen består av støv fra månene Metis, Adrastea og andre ukjente legemer som et resultat av høyhastighetsnedslag.[2] Høyoppløselige bilder tatt av romfartøyet New Horizons i februar og mars 2007 avslørte en rik finstruktur i hovedringen.[7]

I synlig og nær infrarødt lys har ringene en rødaktig farge, unntatt halo-ringen som er nøytral eller blå i fargen.[3] Størrelsen på støvet i ringene varierer, men tverrsnittsarealet er størst for ikke-sfæriske partikler med radier på ca. 15 μm i alle ringene unntatt halo-ringen.[8] Halo-ringen er sannsynligvis dominert av submikrometerstøv. Den totale massen av ringsystemet (inkluderte uavklarte foreldrelegemer) er lite kjent, men er sannsynligvis i størrelsesorden 1011–1016 kg.[9] Alderen til ringsystemet er ikke kjent, men det kan ha eksistert siden Jupiter ble til.[9]

En ring kan muligens eksistere rundt månen Himalias bane, som ville ha oppstått hvis S/2000 J 11 faktisk hadde krasjet med Himalia.[10]

Oppdagelse og struktur[rediger | rediger kilde]

Jupiters ringer var det tredje ringsystemet som ble oppdaget i solsystemet etter Saturns og Uranus' ringer. De ble først observert av romsonden Voyager 1 i 1979.[1] Systemet består av fire hovedkomponenter: en tykk indre torus av partikler kjent som «halo-ringen»; en relativt lys og eksepsjonelt tynn «hovedring»; og to vide, tykke og svake ytre «slørete ringer» oppkalt etter månene hvor materialene de er sammensatt av kommer fra: Amalthea og Thebe.[6] De viktigste egenskapene til de kjente jovianske ringene er oppført i tabellen.[2][5][6][8]

Navn Radius (km) Bredde (km) Tykkelse (km) Optisk dybde[N 1] Støvfraksjon (i τ) Masse, kg Merknader
Halo-ringen 92 000–122 500 30 500 12 500 ~1×10−6 100%  —
Hovedringen 122 500–129 000 6 500 30–300 5,9×10−6 ~25% 107–109 (støv)
1011–1016 (store partikler)		 Avgrenset av Adrastea
Amalthea-ringen 129 000–182 000 53 000 2 000 ~1×10−7 100% 107–109 Koblet til Amalthea
Thebe-ringen 129 000–226 000 97 000 8 400 ~3×10−8 100% 107–109 Koblet til Thebe. Der er en utvidelse utenfor Thebes bane.

Hovedring[rediger | rediger kilde]

Utseende og struktur[rediger | rediger kilde]

Mosaikk av bilder av de jovianske ringene som viser ringene og månenes plasseringer

Den smale og relativt tynne hovedringen er den lyseste delen av Jupiters ringsystem. Den ytre grensen ligger ved en radius på ca. 129 000 km (1,806 Rj, Rj = Jupiter ekvatorradius eller 71 398 km) og sammenfaller med banen til Jupiters minste indre måne, Adrastea.[2][5] Den indre grensen er ikke markert med noen satellitter og ligger ca. 122 500 km (1,72 Rj),[2] noe som gir en bredde på hovedringen på ca. 6 500 km.

Utseende av hovedringen avhenger av visningsgeometrien.[9] I det foroverspredte lyset[N 2] begynner lysstyrken til hovedringen å avta kraftig ved 128 600 km (like innenfor Adrasteas bane) og når bakgrunnsnivåer ved 129 300 km – like utenfor Adrasteas bane.[2] Derfor ser det tilsynelatende ut som at Adrastea forfølger ringen ved 129 000 km.[2][5] Lysstyrken fortsetter å øke i retning av Jupiter og har et maksimum nær ringens sentrum ved 126 000 km, selv om der er et uttalt gap (hakk) nær banen til Metis ved 128 000 km.[2] Den indre grensen av hovedringen derimot, synes å falme langsomt fra 124 000–120 000 km hvor den flettes inn i halo-ringen.[2][5] I fremoverspredt lys er alle jovianske ringer spesielt lyse.

Det øvre bildet viser hovedringen i bakoverspredt lys som sett av romsonden New Horizons. Finstrukturen av den ytre delen er synlig. Det nedre bildet viser hovedringen i foroverspredt lys og viser mangelen på en struktur, med unntak av Metis-hakket.

I bakoverspredt lys[N 3] er situasjonen annerledes. Den ytre grensen av hovedringen, beliggende ved 129 100 km eller like utenfor Adrasteas bane er svært bratt.[9] Banen til månen er markert med et gap av ukjent opprinnelse beliggende ca. ved 128 500 km.[9] Den tredje ringen ligger innenfor det sentrale gapet utenfor Metis' bane. Ringens lysstyrke faller markant like utenfor Metis' bane og danner dermed Metis-hakket.[9] Innenfor Metis' bane stiger lysstyrken til banen mye mindre enn i foroverspredt lys,[4] så i bakoverspredt lys synes hovedringen å bestå av to ulike deler: en smal ytre del som strekker seg fra 128 000–129 000 km som i seg selv inkluderer tre smale ringer delt av gap, og en svakere indre del fra 122 500–128 000 km som mangler en synlig struktur som i den foroverspredte geometrien.[9][11] Metis-gapet fungerer som deres grense.

Den fine strukturen i hovedringen ble oppdaget i data fra banesonden Galileo og er tydelig synlig i bakoverspredte bilder tatt av New Horizons i februar–mars 2007.[7][12] De tidlige observasjonene av Hubble-teleskopet (HST),[3] Keck-observatoriet[4] og Cassini-sonden klarte ikke å fange de opp, sannsynligvis på grunn av utilstrekkelig romlig oppløsning.[8] Den fine strukturen ble imidlertid observert av Keck-teleskopet ved å bruke adaptiv optikk i 2002–2003.[13]

Når hovedringen observeres i bakoverspredt lys fremstår den som tynn som et barberblad og strekker seg ikke stort lengre enn 30 km i vertikal retning.[5] På sidespredningsgeometrien er ringtykkelsen 80–160 km og er noe økende i retning av Jupiter.[2][8] Ringen fremstår som mye tykkere i det foroverspredte lyset – ca. 300 km.[2] En av oppdagelsene til banesonden Galileo var utblomstringen til hovedringen – en svak, relativt tykk (ca. 600 km) sky av materialer som omgir den indre delen.[2] Utblomstringen vokser i tykkelse mot den indre grensen av hovedringen hvor den går over til halo-ringen.[2]

Detaljerte analyser av bildene fra Galileo avslørte langsgående variasjoner i hovedringens lysstryke uavhengig av visningsgeometrien. Galileo-bildene viste også noen flekker i ringene på størrelser fra 500–1 000 km.[2][9]

I februar-mars 2007 gjennomførte romfartøyet New Horizons et dypt søk etter nye små måner i hovedringen.[14] Ingen nye satellitter større enn 0,5 km ble funnet, men kameraene oppdaget syv små klumper med ringpartikler. Disse gikk i bane rett innenfor banen til Adrastea inni en tett ring.[14] Konklusjonen om at de er klumper og ikke små måner er basert på deres asimutale tilsynelatende utvidelse. De er motstående 0,1–0,3° langs ringen, noe som tilsvarer 1 000–3 000 km.[14] Klumpene er delt inn i to grupper på henholdsvis fem og to grupper. Klumpenes natur er ikke klar, men bænene er nær 115:116 og 114:115-resonanser med Metis.[14] De kan være bølgelignende strukturer fremkalt av denne vekselvirkningen.

Spektrum og fordeling av partikkelstørrelser[rediger | rediger kilde]

Bilde av hovedringen tatt av Galileo i foroverspredt lys. Metis-hakket er klart synlig.

Spektrum av hovedringen som er innhentet av HST,[3] Keck,[15] Galileo[16] og Cassini[8] har vist at partikler som dannes her er røde, med andre ord er albedoen høyere ved lengre bølgelengder. Det eksisterende spektrumet gikk over området 0,5–2,5 μm.[8] Så langt har det ikke blitt funnet noen spektraltrekk som kan tilskrives spesielle kjemiske forbindelser, selv om observasjoner av Cassini viste bevis for absorpsjonsstriper nær 0,8 μm og 2,2 μm.[8] Spektrumet av hovedringen er svært likt Adrastea[3] og Amalthea.[15]

Egenskapene til hovedringen kan forklares med hypotersen av at den inneholder betydelige mengder støv med partikkelstørrelser på 0,1–10 μm Dette forklarer den sterkere foroverspredningen av lys i forhold til bakoverspedning.[9][11] De større legemene er imidlertid nødvendige for å forklare den sterke bakoverspredningen og finstrukturen i den lyse ytre delen av hovedringen.[9][11]

Analyser av tilgjengelige fase- og spektraldata fører til en konklusjon om at størrelsesfordelingen av små partikler i hovedringen styres av en potenslov[8][17][18]

hvor n(r) dr er et antall partikler med radier mellom r og r + dr og er en normaliseringsparameter valgt for å matche den kjente totale lysfluksen fra ringen. Parameteren q er 2,0 ± 0,2 for partikler med r < 15 ± 0,3 μm og q = 5 ± 1 for de med r > 15 ± 0,3 μm.[8] Fordelingen av store legemer i mm-km-størrelser er enda ikke fastsatt.[9] Spredningen av lys i denne modellen domineres av partikler med r rundt 15 μm.[8][16]

Potensloven nevnt ovenfor tillater estimater av den optiske dybden[N 1] for hovedringen: for de store legemene og for støvet.[8] Denne optiske dybden betyr at det totale tverrsnitte av alle partiklene i ringen er ca. 5 000 km².[N 4][9] Partiklene i hovedringen antas å ha asfæriske former,[8] og den totale massen av støvet er estimert til 107–109 kg.[9] Massen til de store legemene, utenom Metis og Adrastea, er 1011–1016 kg avhengig av den maksimale størrelsen – den øvre veriden tilsvarer omtrent 1 km i makismal diameter.[9] Disse massene kan sammenlignes med massen til Adrastea som er ca. 2×1015 kg,[9] Amalthea som er ca. 2×1018[19] og månen som er ca. 7,4×1022 kg.

Tilstedeværelsen av to populasjoner av partikler i hovedringen forklarer hvorfor dens utseende avhenger av visningsgeometrien.[18] Støvet sprer lyset fortrinnsvis i retning forover og danner en relativt tykk homogen ring avgrenset av Adrasteas bane.[9] I motsetning er store partikler, som sprer lyset bakover, begrenset til innsiden av regionen mellom banene til Metis og Adrastea i en rekke spiraler.[9][11]

Opprinnelse og alder[rediger | rediger kilde]

Dannelse av Jupiters ringer

Støvet blir kontinuerlig fjernet fra hovedringen av en kombinasjon av Poynting-Robertson-effekten og elektromagnetiske krefter fra den Jupiters magnetosfære#jovianske magnetosfæren.[18][20] Volatile materialer, for eksempel is, fordamper raskt. Livstiden for støvpartikler i ringen er fra 100–1 000 år,[9][20] så støve må kontinuerlig fornyes i kollisjoner mellom store legemer med størrelser fra 1 cm til 0,5 km[14] og mellom de samme store legemene og partikler med høy fart som kommer fra utsiden av det jovianske systemet.[9][20]

Denne overordnede populasjonen av legemer er begrenset til den smale – ca. 100 km – og lyse ytterdelene av hovedringen og inkluderer Metis og Adrastea.[9][11] De største overordnede legemene må være mindre enn 0,5 km i størrelse. Den øvre grensen på størrelsen ble innhentet av romfartøyet New Horizons.[14] Den tidligere øvre grensen, innhentet etter observasjoner av HST[3][11] og Cassini[8], var nesten 4 km.[9]

Støvet som produseres i kollisjoner opprettholder omtrent de samme baneelementene som de overordnede legemene og går sakte i spiral i retning mot Jupiter og danner den svake (i bakoverspredt lys) innerste delen av hovedringen og halo-ringen.[9][20] Alderen på hovedringen er ikke kjent, men den kan være den siste rest av en tidligere populasjon av mindre legemer nær Jupiter.[6]

Noter og referanser[rediger | rediger kilde]

Noter;
  1. ^ a b Den normale optiske dybden er forholdet mellom det totale tverrsnittet av ringenes partikler til kvadratarealet av ringen.[8]
  2. ^ Det foroverspredte lyset er lyset spredt i en smal vinkel relativt til sollyset.
  3. ^ Det bakoverspredte lyset er lyset spredt i en vinkel nær 180° relativt til sollyset.
  4. ^ Til sammenligning er det totale tverrsnittet av Metis og Adrastea ca. 1 700 km²
Referanser
  1. ^ a b c Smith, B.A. (1979). «The Jupiter System through the Eyes of Voyager 1». Science. 204 (4396): 951–957, 960–972. Bibcode:1979Sci...204..951S. PMID 17800430. doi:10.1126/science.204.4396.951. 
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m n Ockert-Bell, M.E. (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. ^ a b c d e f Meier, R. (1999). «Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea». Icarus. 141 (2): 253–262. Bibcode:1999Icar..141..253M. doi:10.1006/icar.1999.6172. 
  4. ^ a b c de Pater, I. (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. ^ a b c d e f Showalter, M. R. (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. ^ a b c d 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. Arkivert fra originalen 16. juni 2020. Besøkt 16. januar 2012. 
  7. ^ a b Morring, F. (7. mai 2007). «Ring Leader». Aviation Week & Space Technology: 80–83. 
  8. ^ a b c d e f g h i j k l m n Throop, H.B. (2004). «The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based Observations» (pdf). Icarus. 172 (1): 59–77. Bibcode:2004Icar..172...59T. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.020. 
  9. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v Burns, J.A. (2004). «Jupiter’s Ring-Moon System» (pdf). I Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (engelsk). Cambridge University Press. 
  10. ^ «Lunar marriage may have given Jupiter a ring» (engelsk). New Scientist. 20. mars 2010. s. 16. 
  11. ^ a b c d e f Showalter, M.R. (26.–28. september 2005). «Updates On The Dusty Rings Of Jupiter, Uranus And Neptune». Proceedings of the Conference held September 26–28, 2005 in Kaua'i, Hawaii. LPI Contribution No. 1280 (engelsk). 
  12. ^ «Jupiter's Rings: Sharpest View» (engelsk). NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute. 1. mai 2007. Arkivert fra originalen 13. november 2014. Besøkt 16. januar 2012. 
  13. ^ De Pater, I.; Showalter, M.R.; MacIntosh, B. (2008). «Keck observations of the 2002–2003 jovian ring plane crossing». Icarus. 195: 348–360. Bibcode:2008Icar..195..348D. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.029. 
  14. ^ a b c d e f Showalter, Mark R. (2007). «Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter’s Ring System». Science. 318 (5848): 232–234. Bibcode:2007Sci...318..232S. PMID 17932287. doi:10.1126/science.1147647. 
  15. ^ a b Wong, M. H. (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. 
  16. ^ a b McMuldroch, S. (2000). «Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter’s Ring System». Icarus. 146 (1): 1–11. Bibcode:2000Icar..146....1M. doi:10.1006/icar.2000.6343. 
  17. ^ Brooks, S. M. (2004). «The Size Distribution of Jupiter’s Main Ring from Galileo Imaging and Spectroscopy». Icarus. 170 (1): 35–57. Bibcode:2004Icar..170...35B. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.003. 
  18. ^ a b c Burns, J.A. (2001). «Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics» (pdf). I Grun, E.; Gustafson, B. A. S.; Dermott, S. T.; Fechtig H. Interplanetary Dust (engelsk). Springer. s. 641–725. 
  19. ^ Anderson, J. D. (2005). «Amalthea’s Density Is Less Than That of Water». Science. 308 (5726): 1291–1293. Bibcode:2005Sci...308.1291A. PMID 15919987. doi:10.1126/science.1110422. 
  20. ^ a b c d Burns, J. A. (1999). «The Formation of Jupiter's Faint Rings» (pdf). Science. 284 (5417): 1146–1150. Bibcode:1999Sci...284.1146B. PMID 10325220. doi:10.1126/science.284.5417.1146. 

Eksterne lenker[rediger | rediger kilde]

Hentet fra «https://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Jupiters_ringer&oldid=23339061»