Jupiterovy prsteny

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.

Objev a pozorování

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.

Fyzikální vlastnosti

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.

Hlavní prsten

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

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.

Gossamerův prsten

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 Ring

Vnitřní 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 Thebe

Vnější 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.

Hypotetický prsten Himálie

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.

Poznámky a odkazy

Poznámky

  1. Menší než mikron (10 -6 m)
  2. Dopředu rozptýlené světlo je světlo rozptýlené v malém úhlu k slunečnímu světlu.
  3. Zpětně rozptýlené světlo je světlo rozptýlené v úhlu blížícímu se 180 stupňům slunečního světla.
  4. Syntéza šesti obrázků. Himalia se nachází v kruhu. Jeho obraz je dvojnásobný kvůli zpoždění mezi prvními třemi a posledními třemi výstřely. Kruh je rovnoběžný s oběžnou dráhou satelitu, ale neshoduje se s ním. Šipka označuje směr Jupitera.

Reference

  1. (en) „  Kruhy Jupitera  “ , na le-systeme-solaire.net (přístup 20. května 2020 )
  2. (in) BA Smith , Soderblom, LA a Johnson TV, „  Systém Jupiter očima Voyageru 1  “ , Science , sv.  204, n O  4396,1979, str.  951–957, 960–972 ( PMID  17800430 , DOI  10.1126 / science.204.4396.951 , Bibcode  1979Sci ... 204..951S )
  3. (en) R. Meier , Smith, BA a Owen, TC, „  Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea  “ , Icarus , sv.  141, n O  21999, str.  253–262 ( DOI  10.1006 / icar.1999.6172 , Bibcode  1999Icar..141..253M )
  4. (en) ME Ockert-Bell , Burns, JA a Daubar, IJ, „  Struktura prstenového systému Jupitera, jak ji odhalil Galileo Imaging Experiment  “ , Icarus , sv.  138, n O  21999, str.  188–213 ( DOI  10.1006 / icar.1998.6072 , Bibcode  1999Icar..138..188O )
  5. (in) Harald Krüger (18. – 25. Července 2004). „Měření prachu na místě Galileo v Gupamerových prstenech Jupitera“ 35. vědecké shromáždění COSPAR : 1582 s. 
  6. (en) Harald Krueger , Douglas P. Hamilton , Richard Moissl a Eberhard Gruen , „  Měření prachu na místě Galileo v Gupamerových prstenech Jupitera  “ , Icarus , sv.  2003 N O  12009, str.  198–213 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2009.03.040 , Bibcode  2009Icar..203..198K , arXiv  0803,2849 )
  7. (in) PD Fieseler , „  The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea  “ , Icarus , sv.  169, n O  22004, str.  390–401 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2004.01.012 , Bibcode  2004Icar..169..390F )
  8. (in) F. Morring , „  Ring Leader  “ , Letecký týden a vesmírné technologie ,7. května 2007, str.  80–83
  9. (en) I. de Pater , Showalter, MR a Burns, JA, „  Keck Infrared Observations of Jupiter's Ring System near Earth's 1997 Ring Plane Crossing  “ , Icarus , sv.  138, n O  21999, str.  214–223 ( DOI  10.1006 / icar.1998.6068 , Bibcode  1999Icar..138..214D , číst online )
  10. (en) MR Showalter , JA Burns a JN Cuzzi , „  Jupiterův prstencový systém: Nové výsledky struktury a vlastností částic  “ , Icarus , sv.  69, n o  3,1987, str.  458–498 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (87) 90018-2 , Bibcode  1987Icar ... 69..458S )
  11. (in) LW Esposito , „  Planetary rings  “ , Reports on Progress in Physics , sv.  65, N O  122002, str.  1741–1783 ( DOI  10.1088 / 0034-4885 / 65/12/201 , Bibcode  2002RPPh ... 65.1741E , číst online )
  12. (en) HB Throop , CC Porco a RA West , „  The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based Observations  “ , Icarus , sv.  172, n o  1,2004, str.  59–77 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2003.12.020 , Bibcode  2004Icar..172 ... 59T , číst online )
  13. (en) JA Burns , Dowling, TE, MR Showalter , Hamilton , Porco , Throop a Esposito , „Jupiterův prstencový systém“ , v McKinnon, WB, Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere , Bagenal, F.,2004, 241  s. ( Bibcode  2004jpsm.book..241B , číst online )
  14. Tony Phillips (překladatel Didier Jamet), „  Jak staré jsou Jupiterovy prsteny?“  » , Na www.cidehom.com , Ciel des Hommes,13. listopadu 2002(zpřístupněno 20. května 2020 )
  15. (en) MR Showalter , JA Burns a I. de Pater (26. – 28. Září 2005). „Aktualizace prachových prstenů Jupitera, Uranu a Neptunu“ Sborník z konference konané ve dnech 26. – 28. Září 2005 : 130 s. 
  16. (en) MH Wong , I. de Pater a MR Showalter , „  Pozemní blízká infračervená spektroskopie Jupiterova prstenu a měsíců  “ , Icarus , sv.  185, n O  22006, str.  403–415 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2006.07.007 , Bibcode  2006Icar..185..403W )
  17. (in) S. McMuldroch , Pilortz, SH a Danielson, JE, „  Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter's Ring System  “ , Icarus , sv.  146, n o  1,2000, str.  1–11 ( DOI  10.1006 / icar.2000.6343 , Bibcode  2000Icar..146 .... 1M , číst online )
  18. (in) SM Brooks , Esposito, LW a Showalter, MR, „  Distribuce velikosti hlavního prstence Jupitera z Galileo Imaging and Spectroscopy  “ , Icarus , sv.  170, n o  1,2004, str.  35–57 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2004.03.003 , Bibcode  2004Icar..170 ... 35B )
  19. (in) JA Burns , Hamilton, DP a Showalter, MR, „Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics“ in, Gustafson, DOWN, Dermott, ST, Interplanetary Dust , Berlin, Grun, E.,2001, 641–725  s. ( číst online )
  20. (en) JA Burns , Showalter, MR a Hamilton, DP, „  Formace slabých prstenů Jupitera  “ , Science , sv.  284, n O  5417,1999, str.  1146–1150 ( PMID  10325220 , DOI  10.1126 / science.284.5417.1146 , Bibcode  1999Sci ... 284.1146B , číst online )
  21. (in) Mark R. Showalter , Cheng a Andrew F. Weaver, Harold A., „  Clump Detection and Limits is Moons in Jupiter's Ring System  “ , Science , sv.  318, n O  5848,2007, str.  232-234 ( PMID  17932287 , DOI  10,1126 / science.1147647 , bibcode  2007Sci ... 318..232S , číst on-line )
  22. (in) Mark R. Showalter , Imke de Pater a Guili Verbanac , „  Vlastnosti a dynamika Jupiterových gossamerových prstenů z obrazu Galileo, Voyager, Hubble a Keck  “ , Icarus , sv.  195, n o  1,2008, str.  361–377 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2007.12.012 , Bibcode  2008Icar..195..361S , číst online )
  23. (in) I. De Pater , R. Showalter a B. MacIntosh , „  Keckova pozorování přechodu roviny jovianského prstence 2002-2003  “ , Icarus , sv.  195, n o  1,2008, str.  348–360 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2007.11.029 , Bibcode  2008Icar..195..348D , číst online )
  24. (in) Andrew F. Cheng a kol. , „  41. Lunar and Planetary Science Conference (2010): nový kruh nebo kruhový oblouk Jupiter?  „ [“ 41 th vědecká konference pro měsíců a planet; Nový prsten nebo prsten pro Luka? "] [PDF] ,2010(zpřístupněno 30. července 2020 ) .
  25. (cs) „  Lunární manželství mohlo dát Jupiterovi prsten  “ , Nový vědec ,20. března 2010, str.  16
  26. (in) CUAI 7555, leden 2001, „  FAQ: Proč nemáte ve svém systému satelit Jovian S / 2000 J11?  » , JPL Solar System Dynamics (přístup 13. února 2011 )
  27. (in) Gareth V. Williams, „  2012-R22 MPEC: S / 2000 J 11  “ , Minor Planet Center,11. září 2012(zpřístupněno 11. září 2012 )