Jupitrovi obroči

Obroči Jupitra

Jupitrove obroče sestavlja skupina koncentričnih obročev, ki v ekvatorialni ravnini obdajajo planet Jupiter v obliki tankega ploščatega diska. Jupitrovi obroči so tretji po vrsti, ki so jih odkrili v Osončju. Prej so opazili obroče okoli Saturna in Urana. Najprej so jih opazili s pomočjo sonde Voyager 1 v letu 1979 [1] Pozneje jih je raziskovala sonda Galileo, [2] opazili so jih tudi s pomočjo Vesoljskega teleskopa Hubble in v zadnjih 25 letih tudi s površine Zemlje [3][4].

Opis obročev

Jupitrovi obroči so slabo vidni, sestavljeni so v glavnem iz prahu [1][5]. Obroči so sestavljeni iz štirih delov: notranji obroč je znan kot Halo obroč (izraz «halo» pomeni sij, ki se uporablja v zvezi z luninim halojem (sijem) ali sončnim halojem, to je sij, ki nastane zaradi lomljenja žarkov na kristalih ledu)), naslednji je Glavni obroč, ki je precej svetel, vendar zelo tanek. Nato sledita še dva široka in svetla Gossamerjeva obroča. Eden izmed njih je povezan z luno Amaltejo, drugi pa z luno Tebo
Glavni in Halo obroč, sta sestavljena iz prahu, ki je bil izvržen z lun Metis in Adrasteja kot posledica padcev meteoridov [2] na luni. Sonda New Horizons je opazila tudi, da ima glavni obroč strukturo [6]. Obroči imajo rdečkasto barvo v vidnem delu spektra. Podobno izgledajo tudi v bližini infrardečega dela spektra. Samo Halo obroč je nevtralne ali modre barve [3]. Velikost prašnih delcev ni enaka v vseh obročih. V Halo obroču so delci verjetno manjši od 1 μm [7]. Celotna masa vseh obročev je okoli 1016 kg, kar je primerljivo z luno Adrastejo. Starost obročev ni znana, verjetno so se obroči naredili že ob nastajanju Jupitra.

Struktura obročev

Ime obroča Polmer (km) Širina(km) Debelina (km) Optična globina Delež prahu Opombe
Halo 92.000–122.000 30.500 12.500 ~1 · 10−6 100%
Glavni 122.500–129.000 6.500 30–300 5,9 · 10−6 ~25% Vezan na Adrastejo
Gossamer-Amaltejin 129.000–182.000 53.000 2.000 ~1 · 10−7 100% Povezava z Amaltejo
Gossamer-Tebin 129.000–226.000 97.000 8400 ~3 · 10−8 100% Povezava s Tebo. Sega preko tirnice lune Tebe.

Glavni obroč

Struktura obroča

Zgornja slika kaže Glavni obroč v nazaj razpršeni svetlobi (posnetek sonde New Horizons). Vidi se struktura zunanjega dela pasu. Spodnja slika kaže Glavni obroč v naprej razpršeni svetlobi. Ne vidi se nobene strukture razen motnje, ki jo povzroča Metis. (NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute)

To je ozek in relativno tanek obroč, ki je tudi najsvetlejši med vsemi Jupitrovimi obroči. Njegov zunanji rob je na razdalji 1,806 RJ, kar je okoli 129.000 km (RJ je ekvatorialni polmer Jupitra ali 71.398 km). Po zunanjem robu tega obroča se giblje najmanjša notranja Jupitrova luna Adrasteja. Notranjega roba Glavnega obroča ne določa nobena luna. Ta rob se nahaja na razdalji 1,72 RJ (122.500 km). Širina Glavnega obroča je okoli 6.500 km. Izgled je odvisen od smeri iz katare ga gledamo. V svetlobi, ki je razpršena pod majhim kotom v smeri svetlobnih žarkov (razprševanje naprej), svetlost počasi pada do približno 128.600 km. To je še znotraj tirnice lune Adrasteje. Na razdalji 129.300 pa obroča ni več opaziti. To je že zunaj Adrastejine tirnice. Adrasteja je torej pastirski satelit [5][2], ki se giblje po tirnici na razdalji 129.000 km. Svetlost obroča se veča proti Jupitru in doseže največjo vrednost na razdalji 126.000 km, čeprav je na razdalji 128.000 km opazna vrzel, ki jo povzroča luna Metis. Notranji rob obroča proti planetu počasi izginja na razdaljah od 124.000 do 120.000 km. Počasi preide v Halo obroč. V svetlobi, ki je razpršena pod majhnim kotom na smer svetlobnih žarkov, so vsi Jupitrovi obroči precej svetli.
V svetlobi, ki je razpršena pod velikim kotom (blizu 180°) na smer svetlobnih žarkov (razprševanje nazaj), je pogled na obroče popolnoma drugačen. Zunanji rob Glavnega obroča, ki je na razdalji 129.100 km oziroma takoj za tirnico lune Adrasteje, ima obroč precej oster konec. Tirnica Adrasteje je vidna kot vrzel v obroču. Na zunanji strani je viden manjši obroč. Na notranji strani Adrastejine tirnice je viden drugi manjši obroč, ki mu sledi vrzel neznanega izvora na razdalji okoli 128.500 km. Tretji manjši obroč se vidi znotraj centralne vrzeli, vendar zunaj tirnice lune Metis. Svetlost obroča močno pade navzven od tirnice lune Metis. V razpršeni svetlobi v obratni smeri izgleda kot, da je Glavni obroč sestavljen iz dveh ožjih obročev: prvi (ožji) se razteza na razdaljah od 128.000 do 129.000 km (vsebuje tri ozke majhne obroče) in šibkega notranjega obroča na razdaljah od 122.500 do 128.000 km (ki nima vidne strukture v razpršeni svetlobi v smeri svetlobe).
Struktura Glavnega obroča je bila odkrita s pomočjo plovila Galileo, lepo pa je vidna na posnetkih v povratno razpršeni svetlobi sonde New Horizons narejenih v februarju in marcu leta 2007. Na posnetkih, ki so jih naredili s pomočjo Vesoljskega Teleskopa Hubble, s sondo Cassini in na Observatoriju Keck niso opazili strukture obročev, ker so naprave imele premajhno ločljivost.
Opazovanja v povratno razpršeni svetlobi kažejo, da je Glavni obroč izredno tanek. Njegova debelina ni večja od 30 km. Debelina obroča se veča proti Jupitru na 80 do 160 km. V naprej razpršeni svetlobi izgleda kot, da je obroč debel okoli 300 km. Ena izmed pomembnih odkritij sonde [Galileo (sonda)|Galileo]] je bila razširitve v Glavnem obroču, ki je debela okoli 600 km. Te razširitve rastejo proti notranjemu robu, kjer preidejo v Halo obroč. Podroben pregled slik, ki jih je posnela sonda Galileo je pokazal, da ima Glavni obroč tudi vzdolžne spremembe v svetlosti, ki niso povezane s merjo iz katere gledamo. Te spremembe imajo velikost od 500 do 1000 km.
V februarju in marcu 2007 je sonda New Horizons iskala nove manjše lune v Glavnem obroču. Ni našla lun, ki bi bile večje od 0,5 km, našla pa je sedem gruč delcev v obroču. Gruče krožijo znotraj tirnice Adrasteje. Da to niso majne lune ampak gruče delcev, kaže njihova oblika, ki je razpotegnjena. Obsegajo 0,1 do 0,3°, kar odgovarja 1000 do 3000 km. Gruče so razdeljene v dve skupini, ki vključujejo po pet in dve gruči. Izvor teh gruč delcev ni znan. Krožijo blizu orbitalni resonanci 115 : 116 in 114 : 115 z luno Metis. Lahko bi to bila samo oblika valov, ki so nastali zaradi težnostnega vpliva lune Metis.

Nastanek obročev Jupitra. Delci, ki so nastali ob trku meteorida v luno, se po spirali približujejo planetu.

Spekter in velikost delcev

Spektri, ki so jih posnele sonde Vesoljski teleskop Hubble, Galileo in Cassini ter na Observatoriju Keck, so pokazali, da so delci, ki sestavljajo Jupitrov Glavni obroč, rdeče barve (to pomeni, da je albedo večji pri večjih valovnih dolžinah). Območje spektra je med 0,5 in 2,5 μ m. [7] V spektru se ni opazilo nekih posebnih spektralnih črt, ki bi kazale na določeno kemijsko sestavo delcev v obroču. Spekter je zelo podoben spektrom lun Adrasteja [3] in Amalteja ]], [8] Predpostavlja se, da je večina delcev prahu v obroču velika od 0,1 do 10 μm. To tudi pojasnjuje močnejšo razpršitev vpadajoče svetlobe v smeri naprej. Večji delci bi večji del vpadajoče svetlobe razpršili nazaj.
Optična globina (oznaka ) za večja telesa je in za prašne delce [7] Takšna optična globina pomeni, da je skupni presek vseh delcev v obroču približno 5000 km2. Delci v Glavnem obroču verjetno niso okrogli. Skupna masa je od 107 do 109 kg. Masa največjih teles (razen lun Metis in Adrasteja) je od 1011 do 1016 kg za telesa do velikosti približno 1 km. Ta masa se lahko primerja z maso Adrasteje (okoli 2.1015 kg) ali Amalteje (okoli 2.1018 kg) ali celo Lune (okoli 7,4.1022 kg). S prisotnostjo dveh vrst delcev v obroču lahko razložimo tudi to, da se obroči vidijo drugače v smeri vpadajoče svetlobe in v nasprotni smeri. Drobni delci sipljejo svetlobo v glavnem v smeri vpadajoče svetlobe (naprej). Večji delci pa sipljejo svetlobo v obratni smeri (nazaj).

Izvor

Prah, ki sestavlja obroč, se redno odnaša zaradi Poyting-Robertsonovega pojava in elektromagnetnih sil, ki nastajajo v Jupitrovi magnetosferi. [9] Lahko hlapljive snovi relativno hitro izparijo. Življenjska doba prašnih delcev v obroču je okoli 100 let. [9] Zaradi tega morajo prašni delci nenehno nastajati z medsebojnimi trki (velikost teh delcev je od 1 cm do 0,5 km) [10] in trki z večjimi telesi, ki prihajajo iz zunanjih predelov [9]. Izvor manjših delcev je omejen na ozek pas (okoli 1000 km) v zunanjem svetlem delu Glavnega obroča, ki vključuje luni Metis in Adrasteja. Največja telesa, ki so vir za prašne delce , so lahko velika do 0,5 km. Takšno zgornjo mejo so določili s pomočjo sonde New Horizons, Vesoljski teleskop Hubble in sonda Cassini sta pa dala večjo vrednost (do 4 km). Prašni delci, ki nastajajo s trki, imajo iste parametre tirnice kot izvorno telo. Počasi se po spirali spuščajo proti Jupitru in tvorijo slaboten notranji del Glavnega obroča in Halo obroča. Ti predeli se vidijo v povratno sipani svetlobi.Starost obroča ni znana, verjetno pa je ostanek množice majhnih teles v okolici Jupitra ob njegovem nastanku.

Posnetek Halo obroča v naprej razpršeni svetlobi, kot ga je naredila sonda Galileo. Barve niso pravilne. (NASA/JPL-Caltech)

Halo obroč

Halo obroč je notranji in najbolj debel obroč Jupitra. Njegov zunanji rob sovpada z Glavnim obročem na približni razdalji 122.500 km (to je 1,72 RJ) [5][2] Od te razdalje postaja obroč vse debelejši. Prava debelina obroča ni znana, ker so našli delce tudi na razdalji 10.000 km od osnovne ravnine obroča [4][2]. Notranji rob obroča je precej oster, nahaja se na razdalji 100.000 km (1,4 RJ). Delci se najdejo tudi bliže, tudi na razdalji 92.000 km [2]. Širina obroča je okoli 30.000 km.Njegova oblika je zelo podobna torusu brez kakšne vidne notranje strukture. Izgled obroča ni odvisen osd smeri opazovanja tako, kot pri Glavnem obroču. Halo obroč izgleda svetlejši v svetlobi, ki je sipana naprej. Svetlost je manjša kot pri Glavnem obroču. Čeprav se vertikalno razteza na več kot 20.000 km, je njegova koncentracija v ravnini obroča precej močna. V svetlobi, ki se siplje nazaj, je svetlost skoraj enaka kot pri sipanju naprej.
Spekter tega obroča se močno razlikuje od spektra Glavnega obroča. Porazdelitev pretoka v območju 0,5 do 2.5 μm je bolj sploščena kot pri Glavnem obroču. Halo obroč ni tako rdeč, možno je celo, da je modre barve.

Izvor

Optične lastnosti obroča potrjujejo hipotezo, da ga sestavljajo delci manjši od 15 μm [3] Vsebnost prahu potrjuje tudi malo močnejše sipanje svetlobe v smeri naprej, modro barvo in pomanjkanje strukture. Prah ima verjetno izvor v Glavnem obroču. Optična globina je enaka . To je primerljivo z Glavnim obročem. Velika debelina obroča je lahko posledica vzbujanja povečanja naklonov tirnice in izsrednosti zaradi elektromagnetnih sil v jupitrovi magnetosferi. Zunanji del obroča sovpada z močno Lorentsovo resonanco 2 : 3. Lorentsova resonanca je resonanca med gibanjem delca po tirnici in vrtenjem planetarne magnetosfere tako, da so obhodne dobe v razmerju celih števil. Poynting-Robertsonov pojav povroča, da se delci počasi pomikajo proti Jupitru. Odebelitve Glavnega obroča so morda na meji med obema obročema [11] Obročev notranji rob je zelo blizu 2 : 1 Lorentzovi resonanci.

Obroči Gossamer

Izraz «gossamer» pomeni nekaj kar je izredno tanko, skoraj brezsnovno. V prenesenem pomenu se uporablja tudi za tanko tkanino. Gossamer obroč je sestavljen iz dveh manjših obročev. Prvi je povezan z luno Amaltejo, drugi pa z luno Tebo.

Amaltejin obroč

Amaltejin obroč je zelo slabo viden, razteza se od okoli 129.000 km (1,80 RJ) do tirnice lune Amalteje (182.000 km ali 2,54 RJ). Njegovega notranjega roba ni možno natančno določiti, ker je Glavni obroč precej bolj svetel. Debelina obroča je približno 2.300 km pri tirnici Amalteje, debelina pada proti Jupitru. Obroč je najbolj svetel na vrhu in na dnu, postaja pa vedno bolj svetel proti Jupitru.zunanja meja je precej ostro zaključen, posebno še na zgornjem robu. V naprej sipani svetlobi je ta obroč za okoli 30-krat šibkejši kot Glavni obroč. Nazaj sipano svetlobo je zaznal samo teleskop na Observatoriju Keck in kamera na vesoljskem teleskopu Hubble. Nazaj sipana svetloba kaže tudi posebno strukturo kot večanje svetlosti znotraj tirnice Amalteje. Optična globina obroča je okoli 10-7. Skupna masa obroča je med 107 in 109 kg.

Tebin obroč

Ta obroč je med vsemi Jupitrovimi obroči najšbkejši. Kaže rahlo strukturo s pravokotnim presekom. Sega od tirnice lune Tebe (226.000 km ali 3,11RJ) do 129.000 km (1,8 RJ). Notranji rob ni jasno viden zaradi mnaogo bolj svetlega Glavnega obroča. Debelina obroča je okoli 8.400 km pri tirnici lune Teba in pada v smeri proti Jupitru. Obroč je najbolj svetel na vrhu in na dnu, svetlost pa raste proti planetu. Zunanji rob ni posebno ostro odrezan, saj se razprostira v področju čez 1.500 km. Obstoja pa komaj vidno nadaljevanje obroča čez tirnico Lune Teba. Ta del se razteza do razdalje 260.000 km (3,5RJ). V svetlobi sipani naprej je 3-krat šibkejši kot Amaltejin obroč. V nazaj sipani svetlobi se opaža povečanje svetlosti v notranjosti lune Teba.
Optična globina je okoli 3.10sup>-8, kar je trikrat manj kot Amaltejin obroč. Skupna masa pa je enaka kot pri Amaltejinem obroču.
V letih 2002 in 2003 je sonda Galileo letela skozi Tebin obroč. Meritve so potrdila, da vsebuje delce z velikostjo od 0,2 do 3 μm. To potrjuje, da je obroč v glavnem sestavljen iz prahu.

Izvor

Prah v Amaltejinem in Tebinem obroču ima verjetno isti izvor kot prah v Glavnem obroču in Halo obroču [9]. Izvor sta luni Amalteja in Teba. Meteoriti, ki z veliko hitrostjo priletijo na površino lun, dvigujejo delce, ki se potem po spiralnem tiru zaradi Poynting-Robertsonovega pojava gibljejo vedno bliže Jupitru. Debelina je odvisna od naklonov tirnic lun.

Raziskovanja

Obstoj Jupitrovih obročev je potrdilo že plovilo Pioneer 11 v letu 1975 [12] . V letu 1979 je Voyager 1 posnel obroče. Istega leta je Voyager 2 opravil natančnejše meritve in našel strukturo obročev. Posebno dobre posnetke je naredila sonda Galileo v letih med 1994 in 2003. S površine Zemlje so raziskovali Jupitrove obroče na Observatoriju Keck. S plovilom New Horizons so opazovali drobno strukturo v Glavnem obroču. Leta 2002 je sonda Cassini na poti proti Saturnu opazovala tudi Jupitrove obroče.

Glej tudi

Opombe in sklici

  1. 1,0 1,1 Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Johnson, T. V.; et al. (1979). "The Jupiter System through the Eyes of Voyager 1". Science 204: 951–957, 960–972.  Navedi uporablja nezaželen parameter |coauthors= (pomoč)
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Ockert-Bell, M. E.; Burns, J. A.; Daubar, I. J.; et al. (1999). "The Structure of Jupiter’s Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment". Icarus 138: 188–213. doi:10.1006/icar.1998.6072.  Navedi uporablja nezaželen parameter |coauthors= (pomoč)
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 Meier, R.; Smith, B. A.; Owen, T. C.; et al. (1999). "Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea". Icarus 141: 253–262. doi:10.1006/icar.1999.6172.  Navedi uporablja nezaželen parameter |coauthors= (pomoč)
  4. 4,0 4,1 de Pater, I.; Showalter, M. R.; Burns, J. A.; et al. (1999). "Keck Infrared Observations of Jupiter’s Ring System near Earth’s 1997 Ring Plane Crossing". Icarus 138: 214–223. doi:10.1006/icar.1998.6068.  Navedi uporablja nezaželen parameter |coauthors= (pomoč)
  5. 5,0 5,1 5,2 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.  Navedi uporablja nezaželen parameter |coauthors= (pomoč)
  6. Morring, F. (May 7, 2007). "Ring Leader". Aviation Week&Space Technology: 80–83. 
  7. 7,0 7,1 7,2 Throop, H. B.; Porco, C. C.; West, R. A.; et al. (2004). "The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based Observations". Icarus 172: 59–77. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.020.  Navedi uporablja nezaželen parameter |coauthors= (pomoč)
  8. Wong, M. H.; de Pater, I.; Showalter, M. R.; et al. (2006). "Ground-based Near Infrared Spectroscopy of Jupiter’s Ring and Moons". Icarus 185: 403–415. doi:10.1016/j.icarus.2006.07.007.  Navedi uporablja nezaželen parameter |coauthors= (pomoč)
  9. 9,0 9,1 9,2 9,3 Burns, J. A.; Showalter, M. R.; Hamilton, D. P.; et al. (1999). "The Formation of Jupiter's Faint Rings". Science 284: 1146–1150. doi:10.1126/science.284.5417.1146.  Navedi uporablja nezaželen parameter |coauthors= (pomoč)
  10. Showalter, Mark R.; Cheng, Andrew F.; Weaver, Harold A.; et.al. (2007). "Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter’s Ring System". Science 318: 232–234. doi:10.1126/science.1147647.  Navedi uporablja nezaželen parameter |coauthors= (pomoč)
  11. Sistem Jupitrovih obročev
  12. Fillius, R. W.; McIlwain, C. E.; Mogro-Campero, A. (1975). "Radiation Belts of Jupiter - A Second Look". Science 188: 465–467.  Navedi uporablja nezaželen parameter |coauthors= (pomoč)

Zunanje povezave