The Jupiter prstence (nebo z jovien kruhového systému ) je sada planetových kroužků obíhajících planety Jupiteru . Systém byl objeven v roce 1979 vesmírnou sondou Voyager 1 . Je to třetí prstencový systém, který byl objeven po systémech Saturn a Uran .
Jovianský prstencový systém je jemný a většinou se skládá z kosmického prachu . Je rozdělena do několika prstenů: halo , hlavní prsten a gossamerův prsten . Na oběžné dráze Himalie by mohl existovat další prsten , i když to se ještě musí potvrdit.
Přesná celková hmotnost prstencového systému se odhaduje na 10 11 až 10 16 kilogramů , zatímco jeho věk není znám.
Existence prstenců kolem Jupiteru se poprvé předpokládá v roce 1974, kdy sonda Pioneer 11 detekovala nesrovnalosti několik desítek tisíc kilometrů po celé planetě. O pět let později, v březnu 1979, byly Jupiterovy prsteny poprvé pozorovány vesmírnou sondou Voyager 1 .
V 90. letech umožnil příchod Hubbleova kosmického dalekohledu poprvé pozorovat prstence Jupitera ze Země . Během téhož desetiletí a na začátku dvacátých let umožnila sonda Galileo lépe charakterizovat prsteny. V letech 2002 a 2003 tak vesmírná sonda prošla dvakrát skrz gossamerové prstence. Během průchodů zachycuje jeho detektor prachu DDS ( Dust Detector Subsystem ) prach o velikostech od 0,2 do 5 μm. Kromě toho sonda detekuje malá diskrétní tělesa (<1 km) poblíž Amalthea.
Snímky získané počátkem roku 2007 kosmickou lodí New Horizons odhalují jemnou a bohatou strukturu V hlavním prstenci.
I dnes vyžaduje pozorování Jupiterových prstenů ze země největší dalekohledy, jaké jsou v současné době k dispozici.
Jovianský prstencový systém se skládá hlavně z prachu. Je rozdělena do tří nebo čtyř prstenů: halo , hlavní prsten a gossamerův prsten , který se někdy dělí na prsten Amalthea a Thebe , pojmenovaný podle měsíců, které se nacházejí poblíž.
Na oběžné dráze Himalie by mohl existovat další prsten , i když to se ještě musí potvrdit.
Hlavní prstenec a prsten halo se říká, že jsou složeny z prachu vyvrženého z měsíců Métis a Adrastee , stejně jako z výsledku vysokorychlostního nárazu jiných nepozorovatelných mateřských těles .
Kroužky vyzařují na nízkých viditelných frekvencích i v blízké infračervené oblasti, což jim dodává červené zbarvení; ale kruh halo je neutrální nebo mírně namodralý. Velikost prachu v prstencích se liší, ale plocha průřezu Má sférické částice o poloměru přibližně 15 mikrometrů (μm) ve všech prstencích kromě halo. V prstenci halo pravděpodobně dominuje submikrometrový prach.
Přesná celková hmotnost prstencového systému se odhaduje na 10 11 až 10 16 kg, zatímco věk prstencového systému není znám. Mohlo existovat od vzniku Jupitera.
Jupiterův hlavní prsten je relativně tenký a úzký, navíc je nejjasnějším prvkem v prstencovém systému Jupitera. Jeho vnitřní hranice se nachází přibližně 122 000 km od hvězdy, zatímco její vnější hranice je přibližně 129 000 km . Ten souhlasí s nejmenším vnitřním satelitem na planetě, konkrétně s Adrastée .
Přestože je šířka tohoto prstence téměř 6500 km , jeho vzhled se liší v závislosti na zorném poli . Směrem dopředu svítivost prstence prudce klesá kolem 128 600 km (směrem dovnitř oběžné dráhy Adrastee) a dosahuje nejnižší úrovně na 129 300 km (směrem ven z oběžné dráhy Adrastee). To by naznačovalo silný vliv tohoto měsíce na prsten.
Následně se svítivost zvyšuje a dosahuje maxima přibližně 126 000 km od planety. Všimněte si však odchylky poblíž oběžné dráhy Métis , přibližně 128 000 km .
Situace je jiná na straně zpětně rozptýleného světla. Vnější hranice prstence se nachází 129 100 km , mírně za oběžnou dráhou Adrastee, i když za oběžnou dráhu Métis svítivost prudce klesá.
Při zpětně rozptýleném světle je možné rozdělit hlavní prstenec na dva: část mezi 128 000 a 129 000 km a část mezi 122 500 a 128 000 km .
Při pozorování zpětně rozptýleného světla není tloušťka prstence příliš důležitá, nepřesahuje 30 km. V laterální difúzní geometrii Jdeme na tloušťku 80 až 160 km, zatímco s dopřednou difúzní geometrií Dává 300 km tloušťky.
Podrobné analýzy systému Galileo ukazují podélné variace jasu hlavního prstence, nezávisle na geometrii pozorování .
Ze spekter v rozsahu od 0,5 do 2,5 um získaných z měření Hubbleem , Keckem , Galileem a Cassinim ukazují, že částice barevných složek jsou hlavní prsten načervenalý, což znamená vyšší albedo pro delší vlnové délky. Tato spektra jsou velmi podobná spektrům Adrastee a Amalthea .
Vlastnosti hlavního prstence lze vysvětlit předpokladem, že obsahuje velké množství prachu sestávajícího z částic v rozmezí od 0,1 do 10 μm. To by vysvětlovalo rozdíl mezi rozptylem vpřed a zpětným rozptylem. Na druhou stranu by byla zapotřebí větší těla, aby vysvětlila silný zpětný rozptyl a jemnou strukturu lesklé vnější části prstenu.
Analýzy a data spektra vedou k závěru, že distribuce malých částic se řídí výkonovým zákonem :
kde je počet částic majících definovaný poloměr v určitém intervalu a je normalizační parametr zvolený tak, aby odpovídal celkovému známému světelnému toku prstence. Parametr = 2,0 ± 0,2 pro částice <15 ± 0,3 μm a = 5 ± 1 pro částice > 15 ± 0,3 μm. Distribuce velikosti částic od milimetru do kilometru zůstává neurčena. V rozptylu světla v tomto modelu dominují částice o poloměru asi 15 μm.
Zákon výkonu uvedený výše umožňuje odhad optické tloušťky ( ) hlavního prstence: pro prach a pro větší tělesa (tvar částic je prohlášen za kulatý).
Celková hmotnost prachu se odhaduje na 10 7 až 10 9 kg, zatímco u větších těl, s výjimkou Adrastée a Métis, se pohybuje kolem 10 11 až 10 16 kg, v závislosti na jejich maximální velikosti. Horní hodnota odpovídá průměru částic jednoho kilometru.
Prach se z hlavního prstence odstraňuje kombinací Poynting-Robertsonova jevu a elektromagnetických sil z Jupiterovy magnetosféry . Očekávaná délka života prachových částic na hlavním prstenci by byla 100 až 1000 let. Prach by se proto obnovoval během srážek mezi většími tělesy v rozmezí od 1 cm do 0,5 km nebo mezi srážkou mezi stejnými velkými tělesy a vysokorychlostními částicemi přicházejícími ze zdrojů mimo systém Jovian .
Konečně, vnitřní strana prstence je mezi 124 000 a 120 000 km a splývá s prstencem halo .
Svatozář je nejbližší a nejsilnější prstenec k Jupiteru. Jeho vnější konec se shoduje s vnitřním koncem hlavního prstence, ve vzdálenosti 122 500 km od plynného obra. Jak se blížíme k planetě, tloušťka se zvyšuje. Přítomnost materiálu tak byla detekována až 10 000 km nad svislým středem prstence.
Pokud jde o to, vnitřní limit prstence se nachází na přibližně 100 000 km , i když je zde materiál až 92 000 km . Prsten je tedy široký asi 30 000 km . Vypadá to jako tlustý torus bez definované vnitřní struktury. Na rozdíl od hlavního prstence tento prsten velmi málo závisí na pozorovací geometrii .
Vlastnosti spojené se spektrem nejsou stejné jako u hlavního kruhu, zejména na úrovni albeda.
Optické zvláštnosti halo lze vysvětlit exkluzivním složením částic menších než 15 μm. Části dále od střední roviny prstence mohly dokonce sestávat z submikronových částic. Tato prašná kompozice by vysvětlovala mnohem silnější difúzi směrem dopředu, modřejší barvy a nedostatek struktur viditelných v halo. Prach pravděpodobně pochází z hlavního prstence, což je tvrzení podporováno skutečností, že optická tloušťka částic halo je srovnatelná s tloušťkou prachu druhého.
Původ prachu v gossamerových prstenech by byl podobný jako u hlavního prstence a svatozáře. Těmito zdroji by tedy byly vnitřní jupianské měsíce Amalthée a Theébé, jejichž dopady vysokorychlostních projektilů přicházejících z vnějšku systému Jojian by vyčnívaly částice prachu z jejich povrchů. Tyto částice jsou zpočátku zadržovány na stejné oběžné dráze jako jejich měsíc, poté se spirálovitě pohybují dovnitř pomocí Poynting-Robertsonova jevu .
Amalthea RingVnitřní prstenec gossamerů, nazývaný také prsten Amalthea, je složen z velmi jemné struktury s obdélníkovým průřezem, který sahá od oběžné dráhy Amalthea (182 000 km) až po přibližně 129 000 km . Jeho vnitřní hranice není jasně definována kvůli přítomnosti hlavního prstence a halo, které jsou mnohem jasnější. Tloušťka prstence je přibližně 2300 km blízko oběžné dráhy Amalthea a směrem k Jupiteru mírně klesá.
Vnější hranice prstence je relativně nakloněná, což způsobilo, že jeho jas prudce poklesl těsně před oběžnou dráhou Amalthea. Se světlem rozptýleným dopředu se zdá, že jas prstence je třicetkrát nižší než jas hlavního prstence. Díky zpětně rozptýlenému světlu jej dokázal detekovat pouze dalekohled Keck a Hubbleův ACS . Zpětný rozptyl umožňuje zobrazit více kruhových struktur.
Ring of ThebeVnější gossamerův prsten, známý také jako Thebův prsten, je nejtenčí jovianský prsten. Rozkládá se od oběžné dráhy Thebe, 226 000 km , až přibližně 129 000 km . Prsten ve sotva viditelném pokračování prošel oběžnou dráhou Thebe, která se rozprostírá až na 280 000 km , což se nazývá prodloužení Thebe. Se světlem rozptýleným dopředu je jas prstence asi třikrát nižší než jas prstence Amalthea. Ve zpětně rozptýleném světle to mohl detekovat pouze dalekohled Keck.
Optická hloubka tohoto kruhu je asi 3 x 10 -8 , nebo třikrát menší, než je Amalthea prstenem a celková hmotnost prachu zůstává stejný, asi 10 7 -10 9 kg.
Nový prsten se mohl kolem Jupiteru objevit počátkem roku 2000. Sonda New Horizons skutečně vyfotografovala strukturu, která vypadá, jako by vypadala při svém průchodu poblíž plynového obra v září 2006, zatímco předchozí sondy nic neviděly.
Jedním z možných vysvětlení je, že malý měsíc by se zřítil na povrch Himálie a síla nárazu by vytlačila materiály na jeho oběžnou dráhu. Vědci si mysleli, že příčinou tohoto dopadu může být malý měsíc Dia , objevený v roce 2000 a následně ztracený. Znovuobjevení Dia v letech 2010 a 2011 však toto vylučuje, i když není vyloučena hypotéza, že se jedná o další měsíc.