Prstence Jupitera jsou prstencovým systémem obklopujícím planetu Jupiter , také známým jako Jupiterova prstencová soustava . Je to třetí prstencový systém objevený ve Sluneční soustavě po saturnském a uranském prstencovém systému . Přítomnost prstenců předpokládal již v roce 1960 sovětský astronom Sergej Vsekhsvjatskij [1] [2] [3] : na základě studia vzdálených bodů oběžných drah některých komet Vsekhsvjatskij dospěl k závěru, že tyto komety mohou pocházet z prstence. Jupitera a navrhl, že prstenec vznikl v důsledku sopečné aktivity satelitů Jupiteru (sopky na Io byly objeveny o dvě desetiletí později) [4] :157 . Prstence Jupitera byly poprvé spatřeny při přiblížení sondy Voyager 1 v roce 1979 k Jupiteru, [5] podrobnější informace o prstencích byly získány v 90. letech díky sondě Galileo . [6] Prstence byly také pozorovány Hubbleovým dalekohledem a byly pozorovány ze Země po mnoho let. [7] Pozemní pozorování vyžadují největší dostupné dalekohledy. [osm]
Jupiterův prstencový systém je slabý a skládá se převážně z prachu. [5] [9] V prstencích lze rozlišit celkem čtyři složky systému: tlustý torus částic – známý jako „ halo ring “ nebo jednoduše halo [10] ; poměrně světlý, velmi tenký "Hlavní prsten"; a dva široké a slabé vnější prstence - známé jako "pavoučí prsteny" (Gossamerovy prsteny - prsteny tenké a průhledné jako síť), pojmenované podle materiálu satelitů - které je tvoří: Amalthea a Théby . [jedenáct]
Hlavní prstenec a halo se skládají především z prachu z Metis , Adrastea a možná i některých dalších měsíců v důsledku vysokorychlostních kolizí. [6] Snímky s vysokým rozlišením získané v roce 2007 sondou New Horizons odhalily bohatou a jemnou strukturu hlavního prstence. [12]
Ve viditelné části spektra a blízké infračervené oblasti jsou prstence červené, s výjimkou „halo ringu“, který má neutrální nebo modrou barvu. [7] Velikost prachu v prstencích se liší, ale plocha průřezu je nejvyšší u nekulovitých částic s poloměrem asi 15 mikrometrů ve všech prstencích kromě halo prstence. [13] Pravděpodobně v kruhu halo dominuje prach s průměrem částic menším než mikrometr. Celkovou hmotnost prstencového systému nelze přesně vypočítat, ale její odhady se pohybují od 10 11 do 10 16 kg. [14] Stáří prstencového systému není známo, ale mohly existovat od konečného zformování Jupitera. [čtrnáct]
Je možné, že na oběžné dráze Himálie existuje další prstenec, pokud se předpokládá, že se v určitém bodě srazil s Dia [15] .
Jupiterovy prstence jsou třetím prstencovým systémem objeveným ve sluneční soustavě po prstencích Saturnu a Uranu . Jupiterovy prstence byly poprvé pozorovány v roce 1979 sondou Voyager 1 . [5] Kruhový systém má 4 hlavní součásti: tlustý vnitřní torus částic, známý jako „halo prstenec“; poměrně světlý a tenký "Hlavní prsten"; a dva široké a slabé vnější prstence, známé jako „pavoučí prsteny“, pojmenované podle materiálu satelitů, které je tvoří: Amalthea a Théby . [11] Hlavní rysy Jupiterových prstenců jsou uvedeny v tabulce níže. [6] [9] [11] [13]
název | Poloměr (km) | Šířka (km) | Tloušťka (km) | Optická tloušťka [c] | Frakce prachu (v τ) | Váha (kg | Poznámky |
---|---|---|---|---|---|---|---|
halo prsten | 92 000—122 500 | 30 500 | 12 500 | ~1⋅10 −6 | 100 % | — | |
hlavní kroužek | 122 500–129 000 | 6 500 | 30-300 | 5,9⋅10 −6 | ~25 % | 10 7 - 10 9 (prach) 10 11 - 10 16 (velké úlomky) |
Limitováno Adrastea |
Gossamer Ring of Amalthea | 129 000—182 000 | 53 000 | 2000 | ~1⋅10 −7 | 100 % | 10 7 - 10 9 | Ve spojení s Amalthea |
Gossamer Ring of Thebes | 129 000—226 000 | 97 000 | 8 400 | ~3⋅10 −8 | 100 % | 10 7 - 10 9 | Ve spojení s Thebe . Zasahuje také do vesmíru mimo oběžnou dráhu Théb. |
Úzký a relativně tenký Hlavní prstenec je nejjasnější v Jupiterově prstencovém systému. Jeho vnější okraj se nachází ve vzdálenosti 129 000 km od Jupiteru (neboli 1,806 R J ; R J = Jupiterův rovníkový poloměr - 71 398 km) a shoduje se s oběžnou dráhou nejmenšího vnitřního měsíce Jupitera, Adrastea . [6] [9] Jeho vnitřní okraj se neshoduje s dráhou žádné družice a leží ve vzdálenosti 122 500 km (1,72 R J ). [6]
Šířka prstence je tedy 6 500 km. Vzhled prstenu závisí na geometrii pohledu. [14] V dopředně rozptýleném světle [a] začíná jas hlavního prstence klesat od 128 600 km (uvnitř oběžné dráhy Adrastea) a dosáhne úrovně pozadí ve vzdálenosti 129 300 km mimo oběžnou dráhu Adrastea. [6] Adrastea tedy působí pro tento prstenec jako „pastýřský satelit“, a to až do vzdálenosti 129 000 km. [6] [9] Jasnost prstence se směrem k Jupiteru zvyšuje a vrcholí ve vzdálenosti 126 000 km, blízko středu prstence, ale ve vzdálenosti 128 000 km je zřetelná mezera vytvořená Metis . [6] Vnitřní hranice „Hlavního prstence“ postupně „mizí“ od 124 000 do 120 000 km, přičemž se spojuje s Halo. [6] [9] V dopředném rozptýleném světle jsou všechny Jupiterovy prstence jasné.
V odraženém světle [b] vypadá prsten jinak. Vnější hranice hlavního prstence, která se nachází ve vzdálenosti 129 100 km, mírně za oběžnou dráhou Adrastea , se náhle přeruší. [14] Dráha Měsíce je vyznačena mezerou v prstenci, tvoří tak prstenec mimo dráhu Adrastea. Okolo Adrastea obíhá další prstenec, doprovázený mezerou neznámého původu, asi 128 500 km daleko. [14] Třetí prstenec se nachází mimo oběžnou dráhu Metis, ve středu další mezery. Jas prstence těsně za oběžnou dráhou Metis výrazně klesá a vytváří tzv. „Metis Groove“. [14] Uvnitř oběžné dráhy Metis roste jas prstence mnohem méně než u dopředně rozptýleného světla . na 129 000 km, která přímo zahrnuje tři prstence oddělené mezerami, a slabší vnitřek sahající od 122 500 do 128 000 km, ve kterém nelze rozeznat žádnou strukturu, na rozdíl od dopředu rozptýlené geometrie. [14] [16] Jako jejich hranice slouží „Groove of Metis“. Mikrostruktura prstence byla poprvé studována na fotografiích pořízených sondou Galileo a je také jasně viditelná na fotografii zpětně rozptýleného světla pořízené sondou New Horizons v únoru až březnu 2007. [12] [17] Dřívější pozorování pomocí Hubbleova teleskopu (HST), [7] Kecka [8] a sondy Cassini selhala kvůli nedostatečnému rozlišení. [13] Mikrostruktura však byla později rozpoznána pomocí Keckova dalekohledu a adaptivní optiky v letech 2002-2003. [osmnáct]
Při pozorování v odraženém světle se prstenec zdá být tenký jako břitva a ne více než 30 km tlustý. [9] Při bočním rozptylu světla je tloušťka prstenců od 80 do 160 km, směrem k Jupiteru narůstá. [6] [13] Prstenec se zdá být zvláště tlustý v dopředném rozptýleném světle, přibližně 300 km daleko. [6] Jedním z Galileových objevů byl relativně hustý (asi 600 km) oblak hmoty obklopující vnitřní okraj prstence. [6] Mrak narůstá v tloušťce blíže k vnitřnímu okraji, kde se stává halo. [6]
Podrobná analýza snímků sondy Galileo odhalila podélné změny jasnosti v hlavním prstenci, které nesouvisejí s geometrií průzkumu. Navíc byla v prstenci zjištěna určitá nehomogenita - v měřítku 500-1000 km. [6] [14]
V únoru až březnu 2007 provedla společnost New Horizons hloubkové hledání nových malých satelitů v hlavním prstenci. [19] Navzdory skutečnosti, že nebyla detekována žádná družice větší než 0,5 km, zaznamenaly kamery sondy sedm relativně malých shluků prstencových částic. Pohybují se v hustém prstenci uvnitř oběžné dráhy Adrastea. [19] Názor, že se jedná o bloky, a nikoli o malé satelity, podporují měření azimutu. Rozkládají se 0,1-0,3° podél prstence, což odpovídá 1000-3000 km. [19] Bloky jsou uvnitř prstence rozmístěny do 2 skupin - od 5 a 2 prvků. Původ bloků je nejasný, ale jejich oběžné dráhy jsou v rezonanci 115:116 a 114:115 s Metis . [19] Možná jsou to fragmenty ze srážky Metis a nějakého předmětu.
Spektrum prstence získali Hubble , [7] Keck , [20] Galileo [ 21] a Cassini . [13] To umožnilo zjistit, že barva částic v prstenci je načervenalá, to znamená, že jejich albedo je vyšší na delších vlnových délkách. [13] Spektrum prstence neumožňuje rozlišit žádné chemické látky, nicméně při pozorování sondou Cassini byly nalezeny absorpční čáry o vlnových délkách 0,8 μm a 2,2 μm. [13] Spektrum hlavního prstence se podobá spektru Adrastea [7] a Amalthea . [dvacet]
Vlastnosti, které jsou hlavnímu prstenci vlastní, lze vysvětlit hypotézou, že obsahuje značné množství prachu o velikosti 0,1-10 μm. To vysvětluje silnější jas prstence pod dopředně rozptýleným světlem. [14] [16] K vysvětlení silnějšího jasu a mikrostruktury jasné vnější části prstence ve zpětně rozptýleném světle je však nutná přítomnost větších částic. [14] [16]
Analýza dostupných fázových a spektrálních dat vede k závěru, že rozložení velikosti jemných částic v hlavním prstenci se řídí mocninným zákonem [13] [22] [23]
kde n ( r ) je počet částic s poloměry mezi r a r + dr , a je normalizační parametr vybraný tak, aby odpovídal celkovému světelnému výstupu z prstence. Parametr q je 2,0 ± 0,2 a platí pro r < 15 ± 0,3 μm a q = 5 ± 1 pro částice s r > 15 ± 0,3 μm. [13] Rozložení velkých částic v zóně mm-km je v současnosti neznámé. [14] Rozptyl světla v tomto modelu provádějí hlavně částice s r asi 15 μm. [13] [21]
Výše zmíněný mocninný zákon umožňuje odhadnout optickou hloubku [c] hlavního prstence: pro velká tělesa a pro prach. [13] Tato optická hloubka znamená, že celkový průřez částic v prstenci je přibližně 5000 km². [d] [14] Předpokládá se, že částice v hlavním prstenci mají nekulový tvar. [13] Celková hmotnost prachu v hlavním prstenci se odhaduje na 10 7 −10 9 kg. [14] Hmotnost velkých těles, vyjma Metis a Adrastea , je 10 11 −10 16 kg. Záleží na jejich maximální velikosti, limit je 1 km v průměru. [14] Pro srovnání: hmotnost Adrastea je asi 2⋅10 15 kg, [14] Amalthea je asi 2⋅10 18 kg [24] , Měsíc Země je 7,4⋅10 22 kg.
Přítomnost dvou populací částic, prachu a velkých těles v jednom prstenci najednou vysvětluje rozdíl ve vzhledu prstence při různých pozorovacích geometriích. [23] Prach je jasně viditelný v dopředném rozptýleném světle a je omezen na oběžnou dráhu Adrastea. [14] Naproti tomu velká tělesa, jasně viditelná ve zpětně odraženém světle, jsou omezena na oblast mezi drahami Adrastea a Metis, stejně jako prstence. [14] [16]
Prach opouští prstenec v důsledku Poynting-Robertsonova jevu , stejně jako elektromagnetických sil Jovianské magnetosféry . [23] [25] Těkavé látky, jako je led, se rychle odpařují. "Životnost" částic v prstenci je od 100 do 1000 let. [14] [25] Prach se tedy musí neustále doplňovat kvůli srážkám mezi tělesy o velikosti od 1 cm do 0,5 km [19] a stejnými tělesy a tělesy z vnějšku Jovian systému. [14] [25] Zdroje vyplnění prstence jsou populace relativně velkých těles, omezených 1000kilometrovou oblastí na oběžné dráze, jasnou vnější částí prstence a také Metis a Adrastea . [14] [16] Největší tělesa, kromě Metis a Adrastea, které slouží jako zdroje, nemohou být větší než 0,5 km. Horní limit byl stanoven pozorováním New Horizons . [19] Předchozí horní hranice, odvozená z pozorování HST [7] [16] a Cassini [13] , se blížila 4 km. [14] Prach produkovaný srážkami si zpočátku zachovává stejné orbitální prvky jako zdrojová tělesa, ale postupně se začíná pomalu spirálovat směrem k Jupiteru a vytváří slabý (ve zpětně odraženém světle) vnitřní hlavní prstenec a halo. [14] [25] Stáří Hlavního prstence je v současnosti neznámé, ale může představovat poslední zbytky populace malých těles poblíž Jupiteru. [jedenáct]
Fotografie z kosmických lodí Galileo a New Horizons umožnily rozlišit 2 samostatné skupiny poruch uvnitř hlavního prstence. Tyto skupiny poruch jsou silnější než ty, které mohou být způsobeny diferenciální uzlovou regresí gravitačního pole Jupiteru. Pravděpodobně nejpozoruhodnější z nich byla kometa Shoemaker-Levy , která se srazila s Jupiterem v roce 1995, zatímco druhá se podle všeho objevila v první polovině roku 1990. [26] [27] [28] Pozorování Galilea v listopadu 1996 umožnilo provést měření těchto dvou "vln": délka: 1920 ± 150 a 630 ± 20 km , vertikální amplituda 2,4 ± 0,7 a 0,6 ± 0,2 km , pro silnější a slabší vzrušení, resp. [28] Vznik větší vlny lze vysvětlit dopadem na prstenec částic komety, jejichž celková hmotnost byla 2-5 x 10 12 kg, které odchýlily část prstence od rovníkové roviny o 2 km. . [28] Podobná porucha byla pozorována [29] sondou Cassini v prstencích C a D Saturnu [30] .
Halo je nejblíže samotné planetě a zároveň je nejtlustším prstencem planety. Jeho vnější okraj se shoduje s vnitřní hranicí hlavního prstence ve vzdálenosti přibližně 122 500 km (1,72 R J ). [6] [9] Z této vzdálenosti prsten směrem k Jupiteru sílí a sílí. Skutečná tloušťka prstence stále není známa, ale jeho složka byla také zaznamenána ve vzdálenosti 10 000 km od roviny prstence. [6] [8] Vnitřní hranice prstence se poměrně ostře odlomí ve vzdálenosti 100 000 km (1,4 R J ), [8] ale nějaká hmota je zaznamenána ve vzdálenosti 92 000 km od Jupiteru. [6] Šířka halo je tedy přibližně 30 000 km. Svým tvarem připomíná torus bez jasné vnitřní struktury. [14] Na rozdíl od hlavního prstence závisí vzhled halo jen mírně na geometrii pohledu.
Nejjasnější se halo jeví v dopředném rozptýleném světle, což je geometrie, ve které byla vyfotografována Galileem . [6] Zatímco jeho povrchová jasnost je mnohem menší než jasnost hlavního prstence, jeho vertikální (kolmý k rovině prstence) fotonový tok je srovnatelný díky mnohem větší tloušťce prstence. Navzdory tloušťce asi 20 000 km je jas kruhového prstence přísně koncentrován v rovině prstence a sleduje mocninný tvar: z −0,6 až z −1,5 , [14] kde z je vzdálenost od prstence letadlo. Vzhled halo v odraženém světle pozorovaný Keckem [8] a Hubbleem [7] je téměř nerozeznatelný. Jeho celkový tok fotonů je však několikrát nižší než u hlavního prstence a je silněji koncentrován v blízkosti roviny prstence než u dopředně rozptýleného světla. [čtrnáct]
Spektrum halo se velmi liší od spektra hlavního kruhu. Distribuce toku fotonů při vlnových délkách 0,5-2,5 μm je „plochější“ než u hlavního prstence; [7] Halo prsten nemá načervenalé zbarvení jako ten Hlavní, má namodralé zbarvení. [dvacet]
Optické vlastnosti halo lze vysvětlit hypotézou, že zahrnuje částice menší než 15 μm. [7] [14] [22] Část prstence umístěná daleko od jeho roviny může klidně sestávat z prachu o velikosti menší než mikrometr. [7] [8] [14] Toto prašné složení vysvětluje mnohem silnější dopředný rozptyl, namodralé zbarvení a nerozeznatelnou prstencovou strukturu. Prach pravděpodobně pochází z hlavního prstence, což podporuje i fakt, že optická tloušťka halo prstence je srovnatelná s prachem z hlavního prstence. [9] [14] Velkou tloušťku halo lze vysvětlit poruchami sklonu a excentricity orbity částic prstence elektromagnetickými silami Joviánské magnetosféry. Vnější hranice halo se shoduje s místem tzv. "Lorentzovy rezonance" (3:2 s Jupiterem). [e] [23] [31] [32] Protože Poynting-Robertsonův jev [23] [25] způsobuje posun částic prstenců směrem k Jupiteru, mění se jejich orbitální sklon, když procházejí touto oblastí. Výše zmíněný oblak prachu, obklopující vnitřní hranice hlavního prstence, může sloužit jako začátek prstence halo. [14] Vnitřní hranice svatozáře je poměrně blízko silné Lorentzově rezonanci 2:1. [23] [31] [32] Je pravděpodobné, že při takové rezonanci dochází k velmi silným poruchám, které nutí částice prstence cestovat směrem k atmosféře Joviana, čímž se vymezuje ostrá vnitřní hranice. [14] Pokud je prstenec s halo prstencem odvozen od hlavního prstence, pak je přibližně stejně starý. [čtrnáct]
Amalthea gossamer ring má velmi slabou strukturu s pravoúhlým průřezem, vyčnívající z oběžné dráhy Amalthea od 182 000 km (2,54 RJ ) do asi 129 000 km (1,80 RJ ) . [6] [14] Jeho vnitřní hranice není jasně definována kvůli přítomnosti mnohem jasnějšího hlavního prstence a halo prstence v blízkosti. [6] Tloušťka prstence je přibližně 2 300 km kolem oběžné dráhy Amalthea a směrem k Jupiteru mírně klesá [f] [8] . Nejjasnější prstenec se stává blízko horního a spodního okraje a také ve směru k Jupiteru. Jedna z prstencových hranic je často jasnější než ostatní [33] . Vnější hranice prstence končí poměrně strmě; [6] Jas prstence je viditelný pouze uvnitř oběžné dráhy Amalthea, [6] nicméně prstenec má mírnou expanzi mimo oběžnou dráhu Amalthea, kde Měsíc vstupuje do rezonance 4:3 s Thebe. [18] V dopředném rozptýleném světle je prstenec asi 30krát slabší než hlavní prstenec. [6] V odraženém světle je prsten viditelný pouze Keckem [8] a ACS (Advanced Survey Camera) na HST . [16] Snímky se zpětným rozptylem umožňují rozeznat některé detaily prstence, například: prsten dosáhne svého nejvyššího jasu uvnitř oběžné dráhy Amalthea , omezený na horní a spodní hranice prstence. [8] [18]
V letech 2002-2003 Galileo dvakrát prošel „pavoučími prstenci“. Při průchodu prachové senzory detekovaly prachové částice o velikosti 0,2-5 μm. [34] [35] Skenery Galileo navíc detekovaly přítomnost relativně malých (< 1 km) těl poblíž Amalthea. [36] Možná jde o důsledky srážek určitých těles s povrchem družice.
Pozorování pavučinových prstenců ze Země, ze sondy Galileo a přímá měření prachu umožnila určit granulometrické složení prstence, který se podle všeho řídí stejným mocninným zákonem jako hlavní prstenec, s q = 2 ± 0,5. [16] [35] Optická tloušťka prstence je asi 10 −7 , což je o několik řádů méně než tloušťka hlavního prstence, ale celková hmotnost prachu v prstenci (10 7 −10 9 kg) je docela srovnatelné. [11] [25] [35]
Gossamer prsten z Théb je nejslabší a nejdále známý. Prsten má velmi nejasnou strukturu a obdélníkový průřez. Prstenec začíná poblíž oběžné dráhy Théb ve vzdálenosti 226 000 km (3,11 R J ) a rozšiřuje se až na 129 000 km (1,80 R J ;). [6] [14] Vnitřní hranice prstence není definována kvůli mnohem jasnějšímu Hlavnímu prstenci a Halo. [6] Tloušťka prstence je přibližně 8 400 km poblíž oběžné dráhy Théb a směrem k planetě se postupně zmenšuje. [f] [8] Thebes's gossamer ring, stejně jako Amalthea's gossamer ring, je jasný v blízkosti spodní a horní hranice a také se zjasňuje, když se přibližuje k Jupiteru. [33] Vnější hranice prstence nekončí náhle a rozšiřuje se o dalších 15 000 km. [6] Je zde sotva patrné prodloužení prstence za oběžnou dráhu Théb, a to až do vzdálenosti asi 280 000 km (3,75 R J ) a je označováno jako Thébské prodloužení. [6] [35] V dopředném rozptýleném světle je prstenec třikrát méně jasný než prstenec Amalthea [6] Ve světle rozptýleném zpětně mohly prstenec rozlišit pouze dalekohledy na observatoři Keck . [8] Zpětně rozptýlená fotografie ukazuje, že nejvyšší jas prstence začíná těsně za oběžnou dráhou Théb. [8] V letech 2002–2003 prachové detektory na Galileu zaznamenaly přítomnost částic o velikosti 0,2-5 μm jako v prstenci Amalthea a potvrdily i výsledky obrazových studií. [34] [35]
Optická tloušťka Thebského prstence je přibližně 3⋅10 −8 , což je třikrát méně než u prstenu Amalthea, ale celková hmotnost prachu v prstenci je přibližně stejná: 10 7 −10 9 kg. [11] [25] [35] Distribuce velikosti částic prachu v prstenci je poněkud jemnější než v prstenci Amalthea. Prach v prstenci také podléhá mocninnému zákonu s q < 2. V thébské expanzi může být parametr q ještě menší. [35]
Prach v prstencích pásu je doplňován stejným mechanismem jako v hlavním prstenci a v Halo. [25] Zdrojem jsou vnitřní měsíce Jupitera – Amalthea , respektive Théba , a také menší tělesa. Vysokoenergetické srážky mezi těmito tělesy a tělesy zvenčí Jovianského systému produkují masy prachu. [25] Částice si zpočátku zachovávají stejné orbitální prvky jako jejich zdrojová tělesa, ale postupně se pohybují po spirále díky Poynting-Robertsonovu jevu. [25] Tloušťka Gossamerových prstenců je určena vertikálními odchylkami měsíčních drah v důsledku jejich nenulových sklonů. [14] Tato hypotéza vysvětluje téměř všechny pozoruhodné vlastnosti pavučinových prstenců: pravoúhlý průřez, ztenčování směrem k Jupiteru a jasnost horního a spodního okraje prstenců. [33]
Některé vlastnosti jsou však dodnes nevysvětlitelné, jako například thébská expanze, kterou může díky oběžné dráze Théby vytvořit dosud neviditelné těleso, stejně jako struktury viditelné ve zpětně rozptýleném světle. [14] Jedním z možných vysvětlení thébské expanze může být vliv elektromagnetických sil atmosféry Jovian. Když se prach dostane do stínu za Jupiterem, rychle ztrácí svůj elektrický náboj. Počínaje malými částicemi je prach spojen s planetou, pohybuje se směrem ven ze stínů, čímž vytváří thébskou expanzi. [37] Stejné síly mohou vysvětlit pokles počtu částic a jasnosti mezi drahami Amalthea a Thebe. [35] [37]
Vrchol jasu těsně za oběžnou dráhou Amalthey, stejně jako vertikální asymetrie Amalthea's Gossamer Ring, lze vysvětlit zachycenými částicemi z Lagrangeových bodů satelitu (L 4 ) a (L 5 ). [33] Prstencové částice se mohou pohybovat po drahách Horseshoe mezi Lagrangeovými body. [18] Nedaleko Théb probíhá úplně stejný proces. Tento objev naznačuje, že v Gossamerových prstencích jsou dva typy částic: některé se pomalu unášejí ve spirále ve směru k Jupiteru, zatímco jiné zůstávají blízko svých zdrojových měsíců a jsou s nimi uvězněny v rezonanci 1:1. [33]
Družice S/2000 J 11 o průměru 4 km zmizela po svém objevení v roce 2000. [38] Podle jedné verze narazil do většího měsíce Himalia o průměru 170 km a vytvořil tak malý a tenký prstenec. Tento hypotetický prsten vypadá jako světlý pruh poblíž Himálaje. Tento předpoklad také naznačuje, že Jupiter někdy ztrácí malé satelity v důsledku kolizí. [patnáct]
Existence Jupiterových prstenců byla prokázána po pozorování planetárního pásu sondou Pioneer 11 v roce 1975. [39] V roce 1979 Voyager 1 zobrazil přeexponovaný prstencový systém. [5] Podrobnější snímky pořídil ve stejném roce Voyager 2 , který pomohl určit přibližnou strukturu prstenců. [9] Snímky vynikající kvality pořízené sondou Galileo v letech 1995 až 2003 značně rozšířily dosavadní znalosti o Jupiterových prstencích. [6] Pozemní pozorování prstenců observatoří Keck v letech 1997 a 2002 [8] a Hubbleovým dalekohledem v roce 1999 [7] ukázala bohatý obraz viditelného bočního rozptylu. Snímky přenášené společností Novye Horizons v únoru až březnu 2007 [17] umožnily poprvé studovat strukturu hlavního prstence. V roce 2000 provedla sonda Cassini různá pozorování Jupiterova prstencového systému na cestě k Saturnu. [40] V budoucnu jsou plánovány další mise ke studiu Jupiterových prstenců.
Jupiterův prstenec je popsán v příběhu " Cesta do Amalthea " vydaném v roce 1960 bratry Strugackými . Srážka fotonového kamionu Tahmasb s pevnými úlomky prstence způsobila nehodu a následný pád kosmické lodi do atmosféry obří planety. [41]
planetární prstence | ||||
---|---|---|---|---|
planetární prstence |
| |||
Prstence trpasličích planet | haumei
| |||
Prstence satelitů a asteroidů |
| |||
související témata | ||||
|
Jupiter | |||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|
Charakteristika | |||||||
satelity |
| ||||||
Výzkum | |||||||
jiný | |||||||
viz také Kategorie:Jupiter Sluneční Soustava |
Sluneční Soustava | |
---|---|
![]() | |
Centrální hvězda a planety | |
trpasličí planety | Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidáti Sedna Orc Quaoar Pistole 2002 MS 4 |
Velké satelity | |
Satelity / prsteny | Země / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uran / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidáti Orca quawara |
První objevené asteroidy | |
Malá těla | |
umělé předměty | |
Hypotetické objekty |
|