Inele lui Jupiter - Rings of Jupiter

O schemă a sistemului inelar al lui Jupiter care arată cele patru componente principale. Pentru simplitate, Metis și Adrastea sunt descrise ca împărtășind orbita lor. (În realitate, Metis este foarte puțin mai aproape de Jupiter.)

Planeta Jupiter are un sistem de inele planetare slabe . Inelele joviene au fost al treilea sistem de inele descoperit în sistemul solar, după cele ale lui Saturn și Uranus . Inelul principal a fost descoperit în 1979 de sonda spațială Voyager 1 , iar sistemul a fost investigat mai amănunțit în anii 1990 de către orbitatorul Galileo . Inelul principal a fost observat și de Telescopul Spațial Hubble și de pe Pământ de câțiva ani. Observarea la sol a inelelor necesită cele mai mari telescoape disponibile.

Sistemul inelar Jovian este slab și constă în principal din praf. Are patru componente principale: un tor interior gros de particule cunoscut sub numele de „inel de halo”; un "inel principal" relativ luminos, extrem de subțire; și două "inele de gossamer" exterioare largi, groase și slabe, denumite după lunile din al căror material sunt compuse: Amalthea și Thebe .

Inelele principale și halo sunt formate din praf expulzat de la lunile Metis , Adrastea și, probabil, corpuri mai mici, neobservate, ca urmare a impactului de mare viteză. Imaginile de înaltă rezoluție obținute în februarie și martie 2007 de nava spațială New Horizons au dezvăluit o structură fină bogată în inelul principal.

În lumina vizibilă și în infraroșu apropiat, inelele au o culoare roșiatică, cu excepția inelului halo, care este neutru sau albastru. Dimensiunea prafului din inele variază, dar aria secțiunii transversale este cea mai mare pentru particulele nesferice cu raza de aproximativ 15 μm în toate inelele, cu excepția haloului. Inelul de halo este probabil dominat de praf submicrometru. Masa totală a sistemului inelar (inclusiv corpurile părinte nerezolvate) este slab constrânsă, dar este probabil în intervalul de 10 ¹¹  până la 10 ¹⁶  kg. De asemenea, nu este cunoscută vârsta sistemului de inele, dar este posibil să fi existat de la formarea lui Jupiter.

Un inel sau arc inelar pare să existe aproape de orbita lunii Himalia . O explicație este că o lună mică s-a prăbușit recent în Himalia și forța impactului a aruncat materialul care formează inelul.

Descoperire și structură

Sistemul de inele al lui Jupiter a fost al treilea descoperit în sistemul solar , după cele ale lui Saturn și Uranus . A fost observat pentru prima dată în 1979 de sonda spațială Voyager 1 . Este compus din patru componente principale: un tor interior gros de particule cunoscut sub numele de „inel de halo”; un "inel principal" relativ luminos, extrem de subțire; și două "inele de gossamer" exterioare largi, groase și slabe, numite după lunile din al căror material sunt compuse: Amalthea și Thebe. Principalele atribute ale inelelor Jovian cunoscute sunt enumerate în tabel.

Inelul principal

Aspect și structură

Mozaic al imaginilor inelului Jovian cu o schemă care arată locațiile inelului și satelitului

Imaginea superioară arată inelul principal în lumină împrăștiată înapoi, așa cum este văzut de nava spațială New Horizons . Structura fină a părții sale exterioare este vizibilă. Imaginea inferioară arată inelul principal în lumină împrăștiată înainte, demonstrând lipsa oricărei structuri, cu excepția crestăturii Metis.

Metis care orbitează la marginea inelului principal al lui Jupiter, după cum a fost imaginat de nava spațială New Horizons în 2007

Inelul principal îngust și relativ subțire este cea mai strălucitoare parte a sistemului de inele al lui Jupiter . Marginea sa exterioară este situată la o rază de aproximativ129.000 km ( 1.806  R _J ; R _J = raza ecuatorială a lui Jupiter sau71,398 km ) și coincide cu orbita celui mai mic satelit interior al lui Jupiter, Adrastea . Marginea sa interioară nu este marcată de niciun satelit și este situată la aproximativ122.500 km ( 1,72  R _J ).

Astfel, lățimea inelului principal este în jur 6.500 km . Aspectul inelului principal depinde de geometria vizualizării. În lumina împrăștiată înainte, strălucirea inelului principal începe să scadă abrupt la128.600 km (chiar în interiorul orbitei Adrastean) și atinge nivelul de fundal la129.300 km - chiar în afară de orbita Adrasteană. Prin urmare, Adrastea la129.000 km păstoresc clar inelul. Luminozitatea continuă să crească în direcția lui Jupiter și are un maxim aproape de centrul inelului la126.000 km , deși există un decalaj pronunțat (crestătură) în apropierea orbitei metidiene la128.000 km . În schimb, granița interioară a inelului principal pare să se estompeze lent124.000 la120.000 km , fuzionând în inelul de halo. În lumina împrăștiată înainte, toate inelele joviene sunt deosebit de strălucitoare.

În lumina împrăștiată înapoi situația este diferită. Limita exterioară a inelului principal, situată la129.100 km , sau puțin peste orbita Adrastea, sunt foarte abrupte. Orbita lunii este marcată de un spațiu în inel, astfel încât există un inel subțire chiar în afara orbitei sale. Există un alt inel chiar în interiorul orbitei Adrastean, urmat de un decalaj de origine necunoscută situat la aproximativ128.500 km . Al treilea inel se găsește în interiorul decalajului central, în afara orbitei Metis. Luminozitatea inelului scade brusc chiar în afara orbitei Metidian, formând crestătura Metis. În interiorul orbitei Metis, strălucirea inelului crește mult mai puțin decât în ​​lumina împrăștiată înainte. Deci, în geometria împrăștiată înapoi, inelul principal pare să fie format din două părți diferite: o parte exterioară îngustă care se extinde de la128.000 la129.000 km , care în sine include trei inele înguste separate prin crestături și o parte interioară mai slabă de122.500 până la128.000 km , căruia îi lipsește orice structură vizibilă ca în geometria de împrăștiere înainte. Crestătura Metis le servește drept graniță. Structura fină a inelului principal a fost descoperită în datele de pe orbitatorul Galileo și este clar vizibilă în imaginile dispersate înapoi obținute de la New Horizons în februarie-martie 2007. Observațiile timpurii de către Telescopul spațial Hubble (HST), Keck și nava spațială Cassini nu a reușit să o detecteze, probabil din cauza rezoluției spațiale insuficiente. Cu toate acestea, structura fină a fost observată de telescopul Keck folosind optică adaptativă în 2002-2003.

Observat în lumină împrăștiată în spate, inelul principal pare să fie subțire și se extinde în direcția verticală nu mai mult de 30 km. În geometria dispersiei laterale, grosimea inelului este de 80-160 km, crescând oarecum în direcția lui Jupiter . Inelul pare a fi mult mai gros în lumina împrăștiată înainte - aproximativ 300 km. Una dintre descoperirile orbitorului Galileo a fost înflorirea inelului principal - un nor slab, relativ gros (aproximativ 600 km) de material care îi înconjoară partea interioară. Înflorirea crește în grosime spre limita interioară a inelului principal, unde trece în halou.

Analiza detaliată a imaginilor Galileo a relevat variații longitudinale ale luminozității inelului principal care nu au legătură cu geometria vizualizării. Imaginile Galileo au arătat, de asemenea, o oarecare repeziciune în inel pe scările de la 500 la 1000 km.

În februarie-martie 2007, nava spațială New Horizons a efectuat o căutare profundă a noilor luni mici în interiorul inelului principal. În timp ce nu s-au găsit sateliți mai mari de 0,5 km, camerele navei au detectat șapte mici aglomerări de particule inelare. Ei orbitează chiar în interiorul orbitei Adrastea în interiorul unui inel dens. Concluzia, că sunt aglomerări și nu luni mici, se bazează pe aspectul lor extins azimutal . Acestea se înclină între 0,1 și 0,3 ° de-a lungul inelului, care corespund1.000 -3.000 km . Clumpurile sunt împărțite în două grupuri de câte cinci și, respectiv, doi membri. Natura aglomerărilor nu este clară, dar orbitele lor sunt apropiate de rezonanțele 115: 116 și 114: 115 cu Metis. Ele pot fi structuri asemănătoare undelor excitate de această interacțiune.

Distribuția spectrelor și a dimensiunii particulelor

Imagine a inelului principal obținut de Galileo în lumină împrăștiată înainte. Crestătura Metis este clar vizibilă.

Spectrele inelului principal obținute de HST , Keck , Galileo și Cassini au arătat că particulele care îl formează sunt roșii, adică albedo - ul lor este mai mare la lungimi de undă mai mari. Spectrele existente acoperă intervalul 0,5-2,5 μm. Nu s-au găsit până acum caracteristici spectrale care să poată fi atribuite anumitor compuși chimici, deși observațiile Cassini au dat dovezi pentru benzi de absorbție de aproape 0,8 μm și 2,2 μm. Spectrele inelului principal sunt foarte asemănătoare cu Adrastea și Amalthea.

Proprietățile inelului principal pot fi explicate prin ipoteza că acesta conține cantități semnificative de praf cu dimensiuni ale particulelor de 0,1-10 μm. Acest lucru explică împrăștierea mai puternică a luminii în comparație cu împrăștierea înapoi. Cu toate acestea, corpurile mai mari sunt necesare pentru a explica împrăștierea puternică și structura fină din partea exterioară strălucitoare a inelului principal.

Analiza fazelor disponibile și a datelor spectrale conduce la concluzia că distribuția mărimii particulelor mici în inelul principal respectă o lege a puterii

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

unde n ( r )  dr este un număr de particule cu raze cuprinse între r și r  +  dr și este un parametru normalizator ales pentru a se potrivi fluxului de lumină total cunoscut din inel. Parametrul q este 2,0 ± 0,2 pentru particulele cu r  <15 ± 0,3 μm și q = 5 ± 1 pentru cele cu r  > 15 ± 0,3 μm. Distribuția corpurilor mari în intervalul de dimensiuni mm-km este nedeterminată în prezent. Difuzarea luminii în acest model este dominată de particule cu r în jur de 15 μm. ${\ displaystyle A}$

Legea puterii menționată mai sus permite estimarea adâncimii optice a inelului principal: pentru corpurile mari și pentru praf. Această adâncime optică înseamnă că secțiunea transversală totală a tuturor particulelor din interiorul inelului este de aproximativ 5000 km². Se așteaptă ca particulele din inelul principal să aibă forme asferice. Se estimează că masa totală a prafului este de 10 ⁷ −10 ⁹  kg. Masa corpurilor mari, cu excepția Metis și Adrastea, este de 10 ¹¹ −10 ¹⁶  kg. Depinde de mărimea lor maximă - valoarea superioară corespunde cu aproximativ 1 km diametru maxim. Aceste mase pot fi comparate cu masele Adrastea, care este de aproximativ 2 × 10 ¹⁵  kg, Amalthea, aproximativ 2 × 10 ¹⁸  kg și Luna Pământului , 7,4 × 10 ²²  kg. ${\ displaystyle \ scriptstyle \ tau}$${\ displaystyle \ scriptstyle \ tau _ {l} \, = \, 4,7 \ ori 10 ^ {- 6}}$${\ displaystyle \ scriptstyle \ tau _ {s} = 1,3 \ times 10 ^ {- 6}}$

Prezența a două populații de particule în inelul principal explică de ce aspectul său depinde de geometria vizualizării. Praful împrăștie lumina de preferință în direcția înainte și formează un inel omogen relativ gros delimitat de orbita Adrastea. În schimb, particulele mari, care se împrăștie în direcția din spate, sunt limitate într-un număr de inele între orbitele Metidian și Adrastean.

Originea și vârsta

Schemă care ilustrează formarea inelelor lui Jupiter

Praful este în mod constant îndepărtat din inelul principal printr-o combinație de rezistență Poynting – Robertson și forțe electromagnetice din magnetosfera joviană . Materialele volatile, de exemplu gheața, se evaporă rapid. Durata de viață a particulelor de praf din inel este de la 100 la1.000 de ani , deci praful trebuie completat continuu în coliziuni între corpuri mari cu dimensiuni de la 1 cm la 0,5 km și între aceleași corpuri mari și particule de mare viteză provenind din afara sistemului Jovian. Această populație de corp părinte este limitată la restrâns - aproximativ1.000 km - și partea exterioară strălucitoare a inelului principal și include Metis și Adrastea. Cele mai mari corpuri părinți trebuie să aibă o dimensiune mai mică de 0,5 km. Limita superioară a dimensiunii lor a fost obținută de nava spațială New Horizons . Limita superioară anterioară, obținută din observațiile HST și Cassini , a fost de aproape 4 km. Praful produs în coliziuni reține aproximativ aceleași elemente orbitale ca și corpurile părinte și spirale încet în direcția lui Jupiter formând partea cea mai internă slabă (în lumină dispersată înapoi) a inelului principal și a inelului halo. Vârsta inelului principal este în prezent necunoscută, dar poate fi ultima rămășiță a unei populații anterioare de corpuri mici lângă Jupiter .

Ondulații verticale

Imaginile din sondele spațiale Galileo și New Horizons arată prezența a două seturi de ondulații verticale în spirală în inelul principal. Aceste unde s-au înfășurat mai strâns în timp, la rata așteptată pentru regresia nodală diferențială în câmpul gravitațional al lui Jupiter. Extrapolându-se înapoi, cel mai proeminent dintre cele două seturi de valuri pare să fi fost entuziasmat în 1995, în perioada impactului cometei Shoemaker-Levy 9 cu Jupiter, în timp ce setul mai mic pare până în prezent în prima jumătate a anului 1990. Galileo " din noiembrie 1996 observații concordă cu lungimi de undă de 1920 ± 150 și 630 ± 20 km , și amplitudini verticale de 2,4 ± 0,7 și 0,6 ± 0.2 km , pentru seturile mai mari și mai mici de valuri, respectiv. Formarea setului mai mare de unde poate fi explicată dacă inelul a fost afectat de un nor de particule eliberate de cometă cu o masă totală de ordinul a 2-5 × 10 ¹²  kg, care ar fi înclinat inelul în afara plan ecuatorial cu 2 km. Un model similar de undă spiralată care se strânge în timp a fost observat de Cassini în inelele C și D ale lui Saturn .

Inel Halo

Aspect și structură

Imagine color falsă a inelului de halo obținut de Galileo în lumina împrăștiată înainte

Inelul halo este cel mai interior și cel mai gros inel Jovian. Marginea sa exterioară coincide cu limita interioară a inelului principal aproximativ la rază122 500  km ( 1,72  R _J ). Din această rază, inelul devine rapid mai gros spre Jupiter. Nu se cunoaște adevărata întindere verticală a halo-ului, dar prezența materialului său a fost detectată la fel de mare10 000  km peste planul inelar. Limita interioară a halo-ului este relativ ascuțită și situată la rază100 000  km ( 1,4  R _J ), dar unele materiale sunt prezente în interior până la aproximativ92 000  km . Astfel, lățimea inelului halo este de aproximativ30 000  km . Forma sa seamănă cu un tor gros, fără o structură internă clară. Spre deosebire de inelul principal, aspectul haloului depinde doar puțin de geometria vizualizării.

Inelul halo apare cel mai strălucitor în lumina împrăștiată înainte, în care a fost imaginat pe larg de Galileo . În timp ce luminozitatea suprafeței sale este mult mai mică decât cea a inelului principal, fluxul de fotoni integrat vertical (perpendicular pe planul inelului) este comparabil datorită grosimii sale mult mai mari. În ciuda unei întinderi verticale revendicate de peste20 000  km , strălucirea halo-ului este puternic concentrată spre planul inelar și urmează o lege a puterii de forma z ^−0,6 până la z ^−1,5 , unde z este altitudinea peste planul inelar. Aspectul haloului în lumina împrăștiată înapoi, după cum observă Keck și HST , este același. Cu toate acestea, fluxul său total de fotoni este de câteva ori mai mic decât cel al inelului principal și este mai puternic concentrat în apropierea planului inelului decât în ​​lumina împrăștiată înainte.

Cele Proprietățile spectrale ale inelului halo sunt diferite de inelul principal. Distribuția fluxului în intervalul 0,5-2,5 μm este mai plată decât în ​​inelul principal; halou nu este roșu și poate fi chiar albastru.

Originea inelului halo

Proprietățile optice ale inelului halo pot fi explicate prin ipoteza că acesta cuprinde doar praf cu dimensiuni ale particulelor mai mici de 15 μm. Părți ale halo-ului situat departe de planul inelar pot consta din praf submicrometru. Această compoziție prăfuită explică împrăștierea mult mai puternică, culorile mai albastre și lipsa structurii vizibile din halou. Praful provine probabil din inelul principal, o afirmație susținută de faptul că adâncimea optică a halo-ului este comparabilă cu cea a prafului din inelul principal. Grosimea mare a halo-ului poate fi atribuită excitației înclinațiilor orbitale și excentricităților particulelor de praf de către forțele electromagnetice din magnetosfera joviană. Limita exterioară a inelului halo coincide cu localizarea unei rezonanțe puternice 3: 2 Lorentz. Pe măsură ce tragerea Poynting – Robertson face ca particulele să derive încet spre Jupiter, înclinațiile lor orbitale sunt excitate în timp ce trec prin el. Înflorirea inelului principal poate fi un început al haloului. Limita interioară a inelului halo nu este departe de cea mai puternică rezonanță Lorentz 2: 1. În această rezonanță, excitația este probabil foarte semnificativă, forțând particulele să se arunce în atmosfera joviană definind astfel o graniță interioară ascuțită. Fiind derivat din inelul principal, haloul are aceeași vârstă. ${\ displaystyle \ scriptstyle \ tau _ {s} \, \ sim \, 10 ^ {- 6}}$

Gossamer sună

Amalthea gossamer ring

Imagine a inelelor de gossamer obținute de Galileo în lumină împrăștiată înainte

Inelul Amalthea gossamer este o structură foarte slabă, cu o secțiune transversală dreptunghiulară, care se întinde de pe orbita Amalthea la 182 000  km (2,54 R J ) până la aproximativ129 000  km ( 1,80  R _J ). Limita sa interioară nu este clar definită datorită prezenței inelului și a halo-ului mult mai strălucitor. Grosimea inelului este de aproximativ 2300 km lângă orbita Amaltea și scade ușor în direcția lui Jupiter . Inelul de gossamer Amalthea este de fapt cel mai strălucitor lângă marginile sale superioare și inferioare și devine treptat mai luminos spre Jupiter; una dintre margini este adesea mai strălucitoare decât alta. Limita exterioară a inelului este relativ abruptă; strălucirea inelului scade brusc chiar în interiorul orbitei Amalthea, deși poate avea o mică extensie dincolo de orbita satelitului care se termină aproape de rezonanță 4: 3 cu Thebe. În lumina împrăștiată înainte, inelul pare a fi de aproximativ 30 de ori mai slab decât inelul principal. În lumina împrăștiată înapoi, a fost detectată doar de telescopul Keck și de ACS ( Advanced Camera for Surveys ) de pe HST . Imaginile de împrăștiere înapoi arată o structură suplimentară în inel: un vârf al luminozității chiar în interiorul orbitei Amalthean și limitat la marginea superioară sau inferioară a inelului.

În 2002-2003, nava spațială Galileo a avut două treceri prin inelele de gossamer. În timpul lor, contorul de praf a detectat particule de praf în intervalul de dimensiuni 0,2-5 μm. În plus, scanerul stelar al navei spațiale Galileo a detectat corpuri mici, discrete (<1 km) în apropiere de Amalthea. Acestea pot reprezenta resturi colizionale generate de impacturile cu acest satelit.

Detectarea inelului gossamer Amalthea de la sol, în imaginile Galileo și măsurătorile directe de praf au permis determinarea distribuției mărimii particulelor, care pare să urmeze aceeași lege a puterii ca praful din inelul principal cu q = 2 ± 0,5 . Adâncimea optică a acestui inel este de aproximativ 10 ^-7 , care este un ordin de mărime mai mică decât cea a inelului principal, dar masa totală a prafului (10 ⁷ -10 ⁹  kg) este comparabil.

Thebe gossamer ring

Inelul gossamer Thebe este cel mai slab inel jovian. Apare ca o structură foarte slabă, cu o secțiune transversală dreptunghiulară, care se întinde de la orbita Thebean la226 000  km ( 3,11  R _J ) până la aproximativ129 000  km ( 1,80  R _J ;). Limita sa interioară nu este clar definită datorită prezenței inelului și a halo-ului mult mai strălucitor. Grosimea inelului este de aproximativ 8400 km în apropierea orbitei Thebe și scade ușor în direcția planetei. Inelul gossamer Thebe este cel mai strălucitor lângă marginile sale superioare și inferioare și devine treptat mai luminos spre Jupiter - la fel ca inelul Amalthea. Limita exterioară a inelului nu este deosebit de abruptă, întinzându-se peste15 000  km . Există o continuare abia vizibilă a inelului dincolo de orbita Thebe, care se extinde până la280 000  km ( 3,75  R _J ) și denumită extensia Thebe. În lumina împrăștiată înainte, inelul pare a fi de aproximativ 3 ori mai slab decât inelul de gossamer Amalthea. În lumina împrăștiată înapoi a fost detectată doar de telescopul Keck . Imaginile împrăștiate înapoi arată un vârf de luminozitate chiar în interiorul orbitei Thebe. În 2002-2003, contorul de praf al navei spațiale Galileo a detectat particule de praf în intervalul de dimensiuni 0,2-5 μm - similar cu cele din inelul Amalthea - și a confirmat rezultatele obținute din imagistică.

Adâncimea optică a inelului diafan Thebe este de aproximativ 3 x 10 ^-8 , care este de trei ori mai mică decât inelul diafan Amalthea, dar masa totală a prafului este același aproximativ 10 ⁷ -10 ⁹  kg. Cu toate acestea, distribuția mărimii particulelor de praf este oarecum mai mică decât în ​​inelul Amalthea. Urmează o lege a puterii cu q <2. În extensia Thebe parametrul q poate fi chiar mai mic.

Originea inelelor gossamer

Praful din inelele de gossamer provine în esență în același mod ca și cel din inelul principal și din halou. Sursele sale sunt lunile interioare joviene Amalthea și, respectiv, Thebe. Impacturile de mare viteză ale proiectilelor provenite din afara sistemului Jovian evacuează particulele de praf de pe suprafețele lor. Aceste particule păstrează inițial aceleași orbite ca lunile lor, dar apoi spiralează treptat spre interior prin tragerea Poynting-Robertson . Grosimea inelelor de gossamer este determinată de excursiile verticale ale lunilor datorită înclinațiilor lor orbitale diferite de zero . Această ipoteză explică în mod natural aproape toate proprietățile observabile ale inelelor: secțiunea dreptunghiulară, scăderea grosimii în direcția lui Jupiter și luminarea marginilor superioare și inferioare ale inelelor.

Cu toate acestea, unele proprietăți au rămas până acum inexplicabile, cum ar fi extensia Thebe, care se poate datora corpurilor nevăzute din afara orbitei Thebe și structurilor vizibile în lumina împrăștiată înapoi. O posibilă explicație a extensiei Thebe este influența forțelor electromagnetice din magnetosfera joviană. Când praful pătrunde în umbra din spatele lui Jupiter, își pierde destul de repede sarcina electrică. Deoarece particulele mici de praf se corotează parțial cu planeta, ele se vor deplasa spre exterior în timpul trecerii umbrei creând o extensie spre exterior a inelului de gossamer Thebe. Aceleași forțe pot explica o scădere în distribuția particulelor și luminozitatea inelului, care are loc între orbitele Amalthea și Thebe.

Vârful strălucirii chiar în interiorul orbitei Amalthea și, prin urmare, asimetria verticală a inelului de gossamer Amalthea se poate datora particulelor de praf prinse în punctele Lagrange dinaintea (L ₄ ) și din spatele (L ₅ ) ale acestei luni. De asemenea, particulele pot urma orbite de potcoavă între punctele lagrangiene. Praful poate fi prezent și în punctele Lagrange de conducere și de urmărire ale Tebei. Această descoperire implică faptul că există două populații de particule în inelele de gossamer: una se îndreaptă încet în direcția lui Jupiter așa cum s-a descris mai sus, în timp ce alta rămâne lângă o sursă lună prinsă în rezonanță 1: 1 cu ea.

Inel Himalia

Compus din șase imagini New Horizons ale posibilului inel Himalia. Dubla expunere a Himaliei este încercuită. Săgeata arată spre Jupiter.

În septembrie 2006, pe măsură ce misiunea NASA New Horizons la Pluto s-a apropiat de Jupiter pentru asistență gravitațională , a fotografiat ceea ce părea a fi un inel planetar slab, necunoscut anterior sau un arc inelar, paralel cu și ușor în interiorul orbitei satelitului neregulat Himalia . Cantitatea de material din partea inelului sau arcului realizată de New Horizons a fost de cel puțin 0,04 km ³ , presupunând că are același albedo ca Himalia. Dacă inelul (arcul) este resturi din Himalia, acesta trebuie să se fi format destul de recent, având în vedere precesiunea la scară secolară a orbitei himaliene. Este posibil ca inelul să poată fi resturi din impactul unei luni foarte mici nedescoperite în Himalia, sugerând că Jupiter ar putea continua să câștige și să piardă lunile mici prin coliziuni.

Explorare

Existența inelelor Jovian a fost dedusă din observațiile centurilor de radiații planetare de către nava spațială Pioneer 11 în 1975. În 1979 nava spațială Voyager 1 a obținut o singură imagine supraexpusă a sistemului inelar. Imagistica mai extinsă a fost efectuată de Voyager 2 în același an, ceea ce a permis determinarea aproximativă a structurii inelului. Calitatea superioară a imaginilor obținute de orbitatorul Galileo între 1995 și 2003 a extins foarte mult cunoștințele existente despre inelele joviene. Observarea la sol a inelelor de către telescopul Keck în 1997 și 2002 și HST în 1999 a dezvăluit structura bogată vizibilă în lumina împrăștiată înapoi. Imaginile transmise de nava spațială New Horizons în februarie-martie 2007 au permis pentru prima dată observarea structurii fine din inelul principal. În 2000, nava spațială Cassini, în drum spre Saturn, a efectuat observații ample ale sistemului inelar Jovian. Viitoarele misiuni în sistemul Jovian vor oferi informații suplimentare despre inele.

Galerie

Sistemul de inele așa cum este imaginat de Galileo

Inelele observate din interior de Juno la 27 august 2016

Vezi si

• Lunile lui Jupiter

Note

Referințe

linkuri externe

• Fișa informativă despre inele Jupiter
• Inelele lui Jupiter de explorarea sistemului solar al NASA
• Pagina proiectului NASA Pioneer
• Pagina proiectului NASA Voyager
• Pagina proiectului NASA Galileo
• Spațiul proiectului NASA Cassini
• Pagina proiectului New Horizons
• Nod inelar planetar: sistemul inelului lui Jupiter
• Inele din nomenclatura Jupiter din pagina nomenclaturii planetare USGS