Jupiters ringer

Jupiters ringer, også kalt det jovianske ringsystemet, er et system av planetariske ringer omkring planeten Jupiter. Det var det tredje planetariske ringsystemet som ble oppdaget i solsystemet etter ringene til Saturn og Uranus. Ringene ble oppdaget av romsonden Voyager 1 i 1979 og ble grundigere undersøkt av banesonden Galileo på 1990-tallet. Siden 1990 har ringsystemet blitt observert av Hubble-teleskopet og James Webb-teleskopet. Bakkebaserte observasjoner krever enormt store teleskoper.

Ringene er svake og består hovedsakelig av støv. Det er fire bekreftede ringer: (1) en tykk indre torus av partikler («halo-ringen»); (2) en relativt lys og eksepsjonelt tynn «hovedring»; (3 og 4) to vide, tykke og svake ytre «slørete ringer» oppkalt etter månene som deres materiale stammer fra: Amalthea og Thebe. Det eksisterer muligens også en femte ring i nærheten av banen til månen Himalia.

Hoved- og halo-ringen består av støv fra månene Metis, Adrastea og andre ukjente legemer som et resultat av høyhastighetsnedslag. Høyoppløselige bilder tatt av romfartøyet New Horizons i februar og mars 2007 avslørte en rik finstruktur i hovedringen.

I synlig og nær infrarødt lys er ringene rødaktige, unntatt halo-ringen som er nøytral eller blå i fargen. Størrelsen på støvet i ringene varierer, men tverrsnittsarealet er størst for ikke-sfæriske partikler med radier på ca. 15 μm i alle ringene unntatt halo-ringen. Halo-ringen er sannsynligvis dominert av submikrometerstøv. Den totale massen av ringsystemet (inkluderte uavklarte foreldrelegemer) er lite kjent, men er sannsynligvis i størrelsesorden 1011–1016 kg. Alderen til ringsystemet er ikke kjent, men det kan ha eksistert siden Jupiter ble til.

Oppdagelse og struktur 
Jupiters ringer var det tredje planetariske ringsystemet som ble oppdaget i solsystemet etter ringene til Saturn og Uranus. Ringene ble oppdaget av romsonden Voyager 1 i 1979. Systemet består av fire hovedkomponenter: en tykk indre torus av partikler kjent som «halo-ringen»; en relativt lys og eksepsjonelt tynn «hovedring»; og to vide, tykke og svake ytre «slørete ringer» oppkalt etter månene hvor materialene de er sammensatt av kommer fra: Amalthea og Thebe. De viktigste egenskapene til ringene er oppført i tabellen nedenfor.

Hovedring

Utseende og struktur 

Den smale og relativt tynne hovedringen er den lyseste delen av Jupiters ringsystem. Den ytre grensen ligger ved en radius på ca.  km (1,806 Rj, Rj = Jupiter ekvatorradius eller  km) og sammenfaller med banen til Jupiters minste indre måne, Adrastea. Den indre grensen er ikke markert med noen satellitter og ligger ca.  km (1,72 Rj), noe som gir en bredde på hovedringen på ca.  km.

Utseende av hovedringen avhenger av visningsgeometrien. I det foroverspredte lyset begynner lysstyrken til hovedringen å avta kraftig ved  km (like innenfor Adrasteas bane) og når bakgrunnsnivåer ved  km – like utenfor Adrasteas bane. Derfor ser det tilsynelatende ut som at Adrastea forfølger ringen ved  km. Lysstyrken fortsetter å øke i retning av Jupiter og har et maksimum nær ringens sentrum ved  km, selv om der er et uttalt gap (hakk) nær banen til Metis ved  km. Den indre grensen av hovedringen derimot, synes å falme langsomt fra  km hvor den flettes inn i halo-ringen. I fremoverspredt lys er alle jovianske ringer spesielt lyse.

I bakoverspredt lys er situasjonen annerledes. Den ytre grensen av hovedringen, beliggende ved  km eller like utenfor Adrasteas bane er svært bratt. Banen til månen er markert med et gap av ukjent opprinnelse beliggende ca. ved  km. Den tredje ringen ligger innenfor det sentrale gapet utenfor Metis' bane. Ringens lysstyrke faller markant like utenfor Metis' bane og danner dermed Metis-hakket. Innenfor Metis' bane stiger lysstyrken til banen mye mindre enn i foroverspredt lys, så i bakoverspredt lys synes hovedringen å bestå av to ulike deler: en smal ytre del som strekker seg fra  km som i seg selv inkluderer tre smale ringer delt av gap, og en svakere indre del fra  km som mangler en synlig struktur som i den foroverspredte geometrien. Metis-gapet fungerer som deres grense.

Den fine strukturen i hovedringen ble oppdaget av banesonden Galileo og er synlig i bakoverspredte bilder tatt av New Horizons i februar–mars 2007. De tidlige observasjonene av Hubble-teleskopet (HST), Keck-observatoriet og Cassini-sonden fanget den ikke opp, sannsynligvis på grunn av utilstrekkelig romlig oppløsning. Den fine strukturen ble imidlertid observert av Keck-teleskopet ved å bruke adaptiv optikk i 2002–2003.

I bakoverspredt lys fremstår hovedringen som tynn som et barberblad og strekker seg bare 30 km i vertikal retning. På sidespredningsgeometrien er ringtykkelsen 80–160 km og er noe økende i retning av Jupiter. Ringen fremstår som mye tykkere i det foroverspredte lyset – ca. 300 km. Banesonden Galileo oppdaget «utblomstringen» (blooming) av hovedringen – en svak ~600 km tykk sky av materialer som omgir den indre delen. Utblomstringen vokser i tykkelse mot den indre grensen av hovedringen hvor den går over til halo-ringen.

Galileo avslørte også langsgående variasjoner i hovedringens lysstryke uavhengig av visningsgeometrien. Galileo-bildene viste også noen flekker i ringene på størrelser fra 500– km.

I februar-mars 2007 gjennomførte romfartøyet New Horizons et dypt søk etter nye små måner i hovedringen. Ingen nye satellitter større enn 0,5 km ble funnet, men kameraene oppdaget syv små klumper med ringpartikler. Disse gikk i bane rett innenfor banen til Adrastea inni en tett ring. Konklusjonen om at de er klumper og ikke små måner er basert på deres asimutale tilsynelatende utvidelse. De er motstående 0,1–0,3° langs ringen, noe som tilsvarer  km. Klumpene er delt inn i to grupper på henholdsvis fem og to grupper. Klumpenes natur er ikke klar, men banene er nær 115:116 og 114:115-resonanser med Metis. De kan være bølgelignende strukturer fremkalt av denne vekselvirkningen.

Spektrum og fordeling av partikkelstørrelser 

Hovedringens spektrum er fotografert av HST, Keck, Galileo og Cassini. Bildene viser at partikler som dannes her er røde, og at albedoen er høyere ved lengre bølgelengder. Det eksisterende spektrumet gikk over området 0,5–2,5 μm. Så langt har det ikke blitt funnet noen spektraltrekk som kan tilskrives spesielle kjemiske forbindelser, selv om observasjoner av Cassini viste bevis for absorpsjonsstriper nær 0,8 μm og 2,2 μm. Hovedringen har et spektrum som er svært likt Adrastea og Amalthea.

Egenskapene til hovedringen kan forklares med hypotersen av at den inneholder betydelige mengder støv med partikkelstørrelser på 0,1–10 μm Dette forklarer den sterkere foroverspredningen av lys i forhold til bakoverspedning. De større legemene er imidlertid nødvendige for å forklare den sterke bakoverspredningen og finstrukturen i den lyse ytre delen av hovedringen.

Analyser av tilgjengelige fase- og spektraldata fører til en konklusjon om at størrelsesfordelingen av små partikler i hovedringen styres av en potenslov

hvor n(r) dr er et antall partikler med radier mellom r og r + dr og  er en normaliseringsparameter valgt for å matche den kjente totale lysfluksen fra ringen. Parameteren q er 2,0 ± 0,2 for partikler med r < 15 ± 0,3 μm og q = 5 ± 1 for de med r > 15 ± 0,3 μm. Fordelingen av store legemer i mm-km-størrelser er enda ikke fastsatt. Spredningen av lys i denne modellen domineres av partikler med r rundt 15 μm.

Potensloven nevnt ovenfor tillater estimater av den optiske dybden  for hovedringen:  for de store legemene og  for støvet. Denne optiske dybden betyr at det totale tverrsnitte av alle partiklene i ringen er ca.  km². Partiklene i hovedringen antas å ha asfæriske former, og den totale massen av støvet er estimert til 107–109 kg. /Massen til de store legemene, utenom Metis og Adrastea, er 1011–1016 kg avhengig av den maksimale størrelsen – den øvre veriden tilsvarer omtrent 1 km i makismal diameter. Disse massene kan sammenlignes med massen til Adrastea som er ca. 2 kg, Amalthea som er ca. 2 og månen som er ca. 7,4 kg.

Tilstedeværelsen av to populasjoner av partikler i hovedringen forklarer hvorfor dens utseende avhenger av visningsgeometrien. Støvet sprer lyset fortrinnsvis i retning forover og danner en relativt tykk homogen ring avgrenset av Adrasteas bane. I motsetning er store partikler, som sprer lyset bakover, begrenset til innsiden av regionen mellom banene til Metis og Adrastea i en rekke spiraler.

Opprinnelse og alder 

Støvet blir kontinuerlig fjernet fra hovedringen av en kombinasjon av Poynting-Robertson-effekten og elektromagnetiske krefter fra den Jupiters magnetosfære#jovianske magnetosfæren. Volatile materialer, for eksempel is, fordamper raskt. Livstiden for støvpartikler i ringen er fra 100– år, så støve må kontinuerlig fornyes i kollisjoner mellom store legemer med størrelser fra 1 cm til 0,5 km og mellom de samme store legemene og partikler med høy fart som kommer fra utsiden av det jovianske systemet.

Denne overordnede populasjonen av legemer er begrenset til den smale – ca. 100 km – og lyse ytterdelene av hovedringen og inkluderer Metis og Adrastea. De største overordnede legemene må være mindre enn 0,5 km i størrelse. Den øvre grensen på størrelsen ble innhentet av romfartøyet New Horizons. Den tidligere øvre grensen, innhentet etter observasjoner av HST og Cassini, var nesten 4 km.

Støvet som produseres i kollisjoner opprettholder omtrent de samme baneelementene som de overordnede legemene og går sakte i spiral i retning mot Jupiter og danner den svake (i bakoverspredt lys) innerste delen av  hovedringen og halo-ringen. Alderen på hovedringen er ikke kjent, men den kan være den siste rest av en tidligere populasjon av mindre legemer nær Jupiter.

Vertikale korrugeringer
Bilder fra romsondene Galileo og New Horizons viste tilstedeværelsen av to sett av vertikale spiralformede  korrugeringer i hovedringen. Disse bølgene ble tettere viklet over tid med den hastigheten som forventes for differensial nodal regresjon i Jupiters tyngdefelt. Ekstrapolerer vi bakover, ser det ut til at den mest fremtredende av de to bølgesettene har vært sterkest i 1995, omkring tiden for nedslaget av kometen Shoemaker-Levy 9, mens det mindre settet ser ut til å dateres til første halvdel av 1990.

Galileo'''s observasjoner i november 1996 er konsistente med bølgelengder på  og , og vertikale amplituder på  og , for henholdsvis de større og mindre sett av bølger. Dannelsen av det større sett med bølger kan forklares hvis ringen fikk nedslag av støvpartikler av en partikkelsky fra kometen med en total masse i størrelsen 2–5 × 1012 kg, som kunne ha tiltet ringen ut av ekvatorplanet med 2 km. Et lignende spiraliserende bølgemønster som tightens over time ble observert av Cassini'' i Saturns ringer (C- og D-ringen).

Haloringen

Utseende og struktur

Se også 
 Planetarisk ring
 Saturns ringer

Noter

Referanser

Nettsteder

Litteratur

Eksterne lenker 
 
 Jupiter Rings Fact Sheet 

Ringer
Artikler i astronomiprosjektet
Planetariske ringer

de:Jupiter (Planet)#Ringsystem
ja:木星の衛星と環#環