上海成立“结核病研究中心”有望升级结核病诊疗模式
К??льця Юп??тера — система планетарних к?лець планети Юп?тер. Це третя система к?лець, в?дкрита в Сонячн?й систем?, п?сля систем к?лець Сатурна та Урана. Вперше к?льця Юп?тера були пом?чен? 1979 року при п?дльот? КА ?Вояджер? до Юп?тера[1], б?льш детальн? в?домост? про к?льця вдалося отримати в 1990-т? завдяки КА ?Гал?лео?[2]. К?льця також спостер?галися з допомогою телескопа ?Габбл? ? спостер?гаються з Земл? протягом багатьох рок?в[3]. Наземн? спостереження потребують найб?льших ?з доступних телескоп?в[4].
Система к?лець Юп?тера ? слабкою та склада?ться переважно з пилу[1][5]. В к?льцях можна вид?лити загалом чотири компоненти системи: товстий тор ?з частинок — в?домий як ?к?льце-гало? (англ. halo ring) чи просто гало[6]; в?дносно яскраве, дуже тонке ?головне к?льце?; ? два широких ? слабких зовн?шн?х к?льця — в?домих як ?павутинн? к?льця? (gossamer rings — к?льця тонк? та прозор?, як павутина), що називаються за матер?алом супутник?в, як? ?х формують: Амальте? та Теби[7].
Головне к?льце та гало складаються переважно з пилу з Мет?ди, Адрасте? та, можливо, ще деяких супутник?в, що ? насл?дком високошвидк?сних з?ткнень[2]. Зображення високо? розд?льност?, отриман? 2007 року КА ?Нов? горизонти? дозволили розр?знити насичену та тонку структуру головного к?льця[8].
У видим?й частин? спектра та близьк?й ?нфрачервон?й к?льця мають червоне забарвлення, за винятком ?к?льця-гало?, що ма? нейтральне або син? забарвлення[3]. Розм?р пилинок у к?льцях р?зний, але площа поперечного перетину найвища для несферо?дальних частинок ?з рад?усом близько 15 мкм у вс?х к?льцях, кр?м к?льця-гало[9]. Ймов?рно у к?льц?-гало переважа? пил з поперечником частинок менше м?крометра. Загальна маса системи к?лець нев?дома, але ?? оц?нки коливаються в межах в?д 1011 до 1016 кг[10]. В?к системи к?лець нев?домий, але вони могли ?снувати з моменту остаточного формування Юп?тера[10].
Можливо, що ще одне к?льце ?сну? на орб?т? Г?мал??, якщо вона, як вважа?ться, з?штовхувалася колись ?з Д??ю[11].
К?льця Юп?тера — третя в?дкрита у Сонячн?й систем? система к?лець, п?сля к?лець Сатурна й Урана. Вперше к?льця Юп?тера спостер?галися 1979 року косм?чним апаратом ?Вояджер-1?[1]. К?льцева система ма? 4 основних компоненти: товстий внутр?шн?й тор ?з частинок, в?домий як ?к?льце-гало?, в?дносно яскраве ? тонке ?головне к?льце? та два широких ? слабких зовн?шн?х к?льця, в?домих як ?павутинн? к?льця?, назван? за матер?алом супутник?в, що ?х формують: Амальте? та Теби[7]. Основн? характеристики к?лець Юп?тера наведено в таблиц? нижче[2][5][7][9].
| Назва | Рад?ус (км) | Ширина (км) | Товщина (км) | Оптична товщина[c] | Пилова фракц?я (в τ) | Маса, кг | Прим?тки |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| К?льце-гало | 92 000—122 500 | 30 500 | 12 500 | ~1× 10?6 | 100 % | — | |
| Головне к?льце | 122 500—129 000 | 6 500 | 30—300 | 5,9× 10?6 | ~25 % | 107—109 (пил) 1011—1016 (велик? фрагменти) |
Обмежу?ться Адрасте?ю |
| Павутинне к?льце Амальте? | 129 000—182 000 | 53 000 | 2 000 | ~1× 10?7 | 100 % | 107—109 | Пов'язане з Амальте?ю |
| Павутинне к?льце Теби | 129 000—226 000 | 97 000 | 8 400 | ~3× 10?8 | 100 % | 107—109 | Пов'язане з Тебою. Поширю?ться ? на прост?р поза орб?тою Теби. |
Вузьке та в?дносно тонке головне к?льце ? найяскрав?шим у систем? к?лець Юп?тера. Його зовн?шн?й край розташову?ться на в?дстан? 129 000 км в?д Юп?тера (або 1,806 RJ; RJ — екватор?альний рад?ус Юп?тера — 71 398 км) та зб?га?ться з орб?тою найменшого внутр?шнього супутника Юп?тера, Адрасте?[2][5]. Його внутр?шн?й край не зб?га?ться з орб?тою якого-небудь супутника та лежить на в?дстан? 122 500 км (1,72 RJ)[2].
Таким чином, ширина к?льця 6 500 км. Зовн?шн?й вигляд к?льця залежить в?д геометр?? огляду[10]. В прямо-розс?яному св?тл?[a] яскрав?сть головного к?льця почина? зменшуватися з 128 600 км (всередин? орб?ти Адрасте?) та досяга? фонового р?вня на в?дстан? 129 300 км поза орб?тою Адрасте?[2]. Таким чином, Адрастея ? супутником-пастухом для цього к?льця — аж до в?дстан? 129 000 км[2][5]. Яскрав?сть к?льця зб?льшу?ться в напрямку до Юп?тера та досяга? максимуму на в?дстан? 126 000 км, поблизу в?д центра к?льця, однак в ньому спостер?га?ться явний зазор, створений Мет?дою на в?дстан? 128 000 км[2]. Внутр?шня межа ?головного к?льця? поступово ?зника?? з 124 000 до 120 000 км, зливаючись ?з гало[2][5]. В прямо-розс?яному св?тл? вс? к?льця Юп?тера яскрав?.
В обернено-розс?яному св?тл? к?льце вигляда? ?накше. Зовн?шня межа головного к?льця, розташована на в?дстан? 129 100 км, за орб?тою Адрасте?, р?зко обрива?ться[10]. Орб?та супутника в?дм?ча?ться зазором у к?льц?, таким чином утворю?ться к?льце поза орб?тою Адрасте?. ? ще одне к?льце на орб?т? Адрасте?, що супроводжу?ться зазором нев?домого походження, на в?дстан? приблизно 128 500 км[10]. Трет? к?льце розташову?ться поза орб?тою Мет?ди, в центр? ще одного зазору. Яскрав?сть к?льця значно зменшу?ться одразу за орб?тою Мет?ди, утворюючи так званий ?паз Мет?ди?[10]. Всередин? орб?ти Мет?ди яскрав?сть к?льця зб?льшу?ться значно менше, н?ж при прямо-розс?яному св?тл?[4]. В обернено-розс?ян?й геометр?? зда?ться, що к?льце склада?ться з двох частин: вузько? зовн?шньо? частини, що простяга?ться в?д 128 000 до 129 000 км, яка безпосередньо включа? три к?льця, розд?лених зазорами, та слабшо? внутр?шньо? частини, що простяга?ться в?д 122 500 до 128 000 км, в як?й неможливо розр?знити яку-небудь структуру, на в?дм?ну в?д прямо-розс?яно? геометр??[10][12]. ?Паз Мет?ди? ? ?хньою границею. М?кроструктура к?льця вперше була досл?джена за фотограф?ями, отриманими КА ?Гал?лео?, а також добре простежу?ться на фото в обернено-розс?яному св?тл?, отриманому КА ?Нов? обр??? у лютому-березн? 2007 року[8][13]. Б?льш ранн? спостереження з допомогою телескопа ?Габбл? (HST)[3], Кека[4] та КА ?Касс?н?? виявились провальними через недостатню розд?льну здатн?сть[9]. Однак п?зн?ше м?кроструктуру вдалося розр?знити з допомогою телескопа обсерватор?? Кек ? використанн? адаптивно? оптики в 2002—2003 роках[14].
При спостереженн? в обернено-розс?яному св?тл? к?льце зда?ться надзвичайно тонким, ? товщиною не б?льше 30 км[5]. При боковому розс?юванн? св?тла товщина к?лець в?д 80 до 160 км, зб?льшуючись у напрямку до Юп?тера[2][9]. К?льце зда?ться особливо товстим при прямо-розс?яному св?тл?, приблизно 300 км[2]. Одним ?з в?дкритт?в КА ?Гал?лео? стало в?дкриття в?дносно товсто? (близько 600 км) хмари матер??, що оточу? внутр?шн?й край к?льця[2]. Хмара зб?льшу?ться в товщин? ближче до внутр?шнього краю, де переходить у гало[2].
Детальний анал?з зображень КА ?Гал?лео? виявив поздовжн? зм?ни яскравост? у головному к?льц?, не пов'язан? з геометр??ю огляду. Кр?м цього була виявлена деяка неоднор?дн?сть у к?льц? — в масштабах 500—1000 км[2][10].
У лютому-березн? 2007 року КА ?Нов? обр??? виконав детальний пошук нових невеликих супутник?в у ?головному к?льц??[15]. Незважаючи на те, що жоден супутник, б?льший 0,5 км виявлений не був, камери апарата заф?ксували с?м в?дносно невеликих брил ?з частинок к?льця. Вони рухаються у щ?льному к?льц? всередин? орб?ти Адрасте?[15]. Припущення про те, що це саме брили, а не невелик? супутники, п?дтверджу?ться азимутальними зам?рами. Вони простягаються на 0,1—0,3° вздовж к?льця, що в?дпов?да? 1000—3000 км[15]. Брили розд?лен? всередин? к?льця на 2 групи — ?з 5 та 2 елемент?в. Походження брил незрозум?ле, однак ?хн? орб?ти перебувають в резонансах 115:116 ? 114:115 з Мет?дою[15]. Можливо, вони ? уламками в?д з?ткнення Мет?ди з деяким об'?ктом.
Спектр к?льця був отриманий ?Габблом?[3], Кеком[16], КА ?Гал?лео?[17] та КА ?Касс?н??[9]. Це дозволило встановити, що кол?р частинок у к?льц? червонуватий, тобто ?хн? альбедо вище на б?льших довжинах хвил?[9]. Спектр к?льця не дозволя? вид?лити якихось х?м?чних речовин, однак п?д час спостережень ?Касс?н?? були виявлен? л?н?? поглинання на довжин? хвиль 0,8 мкм ? 2,2 мкм[9]. Спектр головного к?льця нагаду? спектр Адрасте?[3] та Амальте?[16].
Властивост? головного к?льця можуть пояснюватися г?потезою, зг?дно з якою воно м?стить сутт?ву к?льк?сть пилу розм?рами 0,1—10 мкм. Це поясню? б?льшу яскрав?сть к?льця при прямо-розс?яному св?тл?[10][12]. Однак наявн?сть б?льших частинок потр?бна для того, щоб пояснити вищу яскрав?сть ? м?кроструктуру яскраво? зовн?шньо? частини к?льця в обернено-розс?яному св?тл?[10][12].
Анал?з доступних фазових ? спектральних даних дозволя? зробити висновок про те, що розпод?л розм?р?в др?бних частинок у головному к?льц? п?дпорядкову?ться степеневому закону[9][18][19]
- ,
де n(r) — к?льк?сть частинок ?з рад?усами м?ж r ? r + dr, ? A — нормувальний параметр, що вибира?ться для того, щоб в?дпов?дати загальному св?тловому потоку в?д к?льця. Параметр q — 2,0 ± 0,2 ? застосову?ться для r < 15 ± 0,3 мкм ? q = 5 ± 1 для частинок ?з r > 15 ± 0,3 мкм[9]. Розпод?л великих частинок у мм-км зон? нараз? нев?домий[10]. Св?тлове розс?ювання в ц?й модел? переважно зд?йсню?ться частинками з r близько 15 мкм[9][17].
Степеневий закон, згаданий вище, дозволя? оц?нити оптичну товщину[c] головного к?льця: для великих т?л ? для пилу[9]. Така оптична товщина означа?, що загальний поперечний перер?з частинок у к?льц? — близько 5000 км2[d][10]. Частинки у головному к?льц?, ймов?рно, мають не сферичну форму[9]. Загальна маса пилу в головному к?льц? оц?ню?ться в 107—109 кг[10]. Маса великих т?л, за винятком Мет?ди й Адрасте?, становить 1011—1016 кг. Це залежить в?д ?хнього максимального розм?ру, граничне значення — 1 км в д?аметр?[10]. Для пор?вняння: маса Адрасте? — близько 2× 1015 кг[10], Амальте? — близько 2× 1018 кг[20], М?сяця — 7,4× 1022 кг.
Наявн?сть в одному к?льц? одразу двох популяц?й частинок, пилу та великих т?л, поясню? в?дм?нност? зовн?шнього вигляду к?льця при р?зн?й геометр?? огляду[19]. Пил добре видно при прямо-розс?яному св?тл? та обмежу?ться орб?тою Адрасте?[10]. Навпаки, велик? т?ла, добре розр?знюван? при обернено-розс?яному св?тл?, обмежуються областю м?ж орб?тами Адрасте? та Мет?ди, а також к?льцями[10][12].
Пил залиша? к?льце через ефект Пойнт?нга — Робертсона, а також електромагн?тн? сили магн?тосфери Юп?тера[19][21]. Летк? речовини, наприклад, льоди, швидко випаровуються. ?Час життя? частинок у к?льц? — в?д 100 до 1000 рок?в[10][21]. Таким чином, пил повинен пост?йно поповню?ться за рахунок з?ткнень м?ж т?лами розм?ром в?д 1 см до 0,5 км[15] ? тими ж т?лами та т?лами з-за меж системи Юп?тера[10][21]. Джерелами наповнення к?льця ? популяц?я з в?дносно великих т?л, обмежена 1000-к?лометровою областю на орб?т?, яскрава зовн?шня частина к?льця, а також Мет?да та Адрастея[10][12]. Найб?льш? т?ла, за винятком Мет?ди й Адрасте?, як? ? джерелами поповнення, не можуть бути б?льшими 0,5 км за розм?ром. Верхня межа була встановлена спостереженнями КА ?Нов? обр???[15]. Попередня верхня межа, отримана за рахунок спостережень ?Габбла?[3][12] та ?Касс?н??[9], була близька до 4 км[10]. Пил, що утворю?ться п?д час з?ткнень, збер?га? спочатку т? ж орб?тальн? елементи, що ? т?ла-джерела, але поступово пов?льно, по сп?рал?, почина? зм?щуватися в напрямку Юп?тера, формуючи слабку (в обернено-розс?яному св?тл?) внутр?шню частину головного к?льця та гало[10][21]. Нараз? в?к головного к?льця нев?домий, але, можливо, в?н ? останн?ми залишками популяц?? з маленьких т?л б?ля Юп?тера[7].
Фотограф?? з КА ?Гал?лео? та ?Нов? обр??? дозволили розр?знити дв? окрем? групи хвилястостей всередин? головного к?льця. Ц? групи хвилястостей сильн?ш? н?ж т?, що можуть бути викликан? диференц?альною вузловою регрес??ю грав?тац?йного поля Юп?тера. Ймов?рно, найпом?тн?ша хвиляст?сть ?з двох була викликана кометою Шумейкер?в — Лев? 9, що з?ткнулася з Юп?тером 1995 року, в той час як ?нша з'явилася, мабуть, у перш?й половин? 1990 року[22][23][24]. Спостереження ?Гал?лео? у листопад? 1996 року дозволили виконати вим?рювання цих двох ?хвилястостей?: довжина: 1920 ± 150 ? 630 ± 20 км, вертикальна ампл?туда 2,4 ± 0,7 ? 0,6 ± 0,2 км, для сильн?шо? та слабшо? хвилястост? в?дпов?дно[24]. Формування б?льшо? хвилястост? можна пояснити д??ю на к?льце частинок комети, повна маса яко? становила 2—5 x 1012 кг, як? в?дхилили д?лянку к?льця в?д екватор?ально? площини на 2 км[24]. Схожа хвиляст?сть спостер?галася[25] ?Касс?н?? в к?льцях Сатурна C ? D[26].
Гало? розташову?ться найближче до само? планети ? разом з тим ? найтовст?шим к?льцем планети. Його зовн?шн?й край зб?га?ться з внутр?шньою межею головного к?льця на в?дстан? близько 122 500 км (1,72 RJ)[2][5]. Починаючи з ц??? в?дстан?, к?льце ста? все товст?шим ? товст?шим у напрямку до Юп?тера. Справжня товщина к?льця нев?дома дос?, але речовина, що його склада?, була заф?ксована ? на в?дстан? 10 000 км в?д площини к?льця[2][4]. Внутр?шня межа к?льця в?дносно р?зко обрива?ться на в?дстан? 100 000 км (1,4 RJ)[4], але деяка к?льк?сть речовини ф?ксу?ться ? на в?дстан? 92 000 км в?д Юп?тера[2]. Таким чином, ширина гало — близько 30 000 км. Сво?ю формою воно нагаду? тор без ч?тко? внутр?шньо? структури[10]. На в?дм?ну в?д головного к?льця, зовн?шн?й вигляд гало лише трохи залежить в?д геометр?? огляду.
Найяскрав?шим гало зда?ться у прямо-розс?яному св?тл?. Саме в так?й геометр?? воно було сфотографовано ?Гал?лео?[2]. В той час як його поверхнева яскрав?сть набагато менша, н?ж у головного к?льця, його вертикальний (перпендикулярний до площини к?льця) пот?к фотон?в пор?внянний через набагато б?льшу товщину к?льця. Незважаючи на товщину близько 20 000 км, яскрав?сть к?льця-гало строго сконцентрована у площин? к?льця, та сл?ду? степеневому закону форми: z?0,6 до z?1,5[10], де z — в?дстань в?д площини к?льця. Зовн?шн?й вигляд гало в обернено-розс?яному св?тл?, що спостер?галося Кеком[4] ? Габблом[3], майже однаковий. Однак його загальний фотонний пот?к у к?лька раз?в нижчий н?ж у головного к?льця, ? сильн?ше сконцентрований поблизу площини к?льця н?ж при прямо-розс?яному св?тл?[10].
Спектр гало сильно в?др?зня?ться в?д спектра головного к?льця. Розпод?л потоку фотон?в на довжинах хвиль 0,5—2,5 мкм б?льш ?плоский? н?ж у головного к?льця[3]; к?льце-гало ма? не червонувате забарвлення, як головне, а синювате[16].
Оптичн? властивост? гало можуть пояснюватися г?потезою, зг?дно з якою в нього входять частинки з розм?рами менше 15 мкм[3][10][18]. Частина к?льця, розташована далеко в?д його площини може складатися з пилу розм?ром менше м?крометра[3][4][10]. Такий пиловий склад поясню? набагато сильн?ше пряме розс?ювання св?тла, синювате забарвлення та нерозр?знювану структуру к?льця. Пил, ймов?рно, походить ?з головного к?льця, ? це п?дтверджу?ться фактом того, що оптична товщина к?льця-гало сум?рна з пилом ?з головного к?льця[5][10]. Велика товщина гало може пояснюватися збуреннями орб?тального нахилу та ексцентриситету частинок к?льця електромагн?тними силами магн?тосфери Юп?тера. Зовн?шня межа гало зб?га?ться з розташуванням так званого ?резонансу Лоренца? (3:2 з Юп?тером)[e][19][27][28]. Оск?льки ефект Пойнт?нга — Робертсона[19][21] змушу? частинки к?льця дрейфувати в напрямку до Юп?тера, ?хн?й орб?тальний нахил зм?ню?ться коли вони проходять через цю область. Згадана вище пилова хмара, що огорта? внутр?шн? меж? головного к?льця, може бути початком к?льця-гало[10]. Внутр?шня межа гало достатньо близько проходить в?д сильного 2:1 резонансу Лоренца[19][27][28]. Ймов?рно, в такому резонанс? дуже сильн? збурення, що змушу? частинки к?льця вирушити в напрямку атмосфери Юп?тера, визначаючи таким чином р?зку внутр?шню межу[10]. Якщо к?льце-гало пох?дне в?д головного к?льця, то воно ма? приблизно такий самий в?к[10].
Павутинне к?льце Амальте? ма? дуже слабку структуру з прямокутним поперечним перер?зом, простягаючись в?д орб?ти Амальте? з 182 000 км (2,54 RJ) до приблизно 129 000 км (1,80 RJ)[2][10]. Його внутр?шня межа не визначена ч?тко через наявн?сть поблизу набагато яскрав?шого головного к?льця та к?льця-гало[2]. Товщина к?льця становить близько 2300 км в район? орб?ти Амальте? та дещо зменшу?ться у напрямку до Юп?тера[f][4]. Найяскрав?шим к?льце ста? поблизу верхнього та нижнього кра?в а також у напрямку до Юп?тера. Одна з меж к?льця часто бува? яскрав?шою за ?нш?[29]. Зовн?шня межа к?льця довол? круто обрива?ться[2]; яскрав?сть к?льця пом?тна лише всередин? орб?ти Амальте?[2], однак к?льце ма? невелике розширення за меж? орб?ти Амальте? — там де супутник вступа? в 4:3 резонанс ?з Тебою[14]. В прямо-розс?яному св?тл? к?льце приблизно у 30 раз?в тьмян?ше в?д головного к?льця[2]. В обернено-розс?яному св?тл? к?льце можна розр?знити лише Кеком[4] та ACS на ?Габбл??[12]. Зображення в обернено-розс?яному св?тл? дозволяють розр?знити деяк? детал? к?льця, наприклад: п?ково? яскравост? к?льце досяга? всередин? орб?ти Амальте?, обмежуючись верхньою та нижньою межею к?льця[4][14].
В 2002—2003 роках ?Гал?лео? дв?ч? пройшов кр?зь ?павутинн? к?льця?. П?д час проходу пилов? датчики заф?ксували частинки пилу з розм?рами 0,2—5 мкм[30][31]. Кр?м цього, сканери ?Гал?лео? заф?ксували наявн?сть в?дносно невеликих, (< 1 км) т?л поблизу Амальте?[32]. Можливо, це насл?дки з?ткнень деяких т?л ?з поверхнею супутника.
Спостереження павутинних к?лець ?з Земл?, з борту КА ?Гал?лео? та прям? вим?рювання пилу, дозволили визначити гранулометричний склад к?льця, який, мабуть, п?дпорядкову?ться все тому ж степеневому закону, що ? головне к?льце, з q = 2 ± 0,5[12][31]. Оптична товщина к?льця, близько 10?7, що на дек?лька порядк?в нижче, н?ж у головного к?льця, однак сумарна маса пилу в к?льц? (107—109 кг) ? сум?рною[7][21][31].
Павутинне к?льце Теби ? найтьмян?шим ? найв?ддален?шим ?з в?домих. Воно ма? дуже неясну структуру та прямокутний поперечний перер?з. К?льце почина?ться поблизу орб?ти Теби на в?дстан? 226 000 км (3,11 RJ) та поширю?ться аж до 129 000 км (1,80 RJ)[2][10]. Внутр?шня межа к?льця не визнача?ться через набагато яскрав?ш? головне к?льце та гало[2]. Товщина к?льця — близько 8400 км поблизу орб?ти Теби та поступово зменшу?ться в напрямку до планети[f][4]. Павутинне к?льце Теби, як ? павутинне к?льце Амальте?, яскраве поблизу нижньо? та верхньо? меж?, а також ста? яскрав?шим при наближенн? до Юп?тера[29]. Зовн?шня межа к?льця не обрива?ться р?зко, простягаючись ще на 15 000 км[2]. ? ледь пом?тне продовження к?льця за меж? орб?ти Теби, приблизно до 280 000 км (3,75 RJ) ? назива?ться розширенням Теби[2][31]. У прямо-розс?яному св?тл? к?льце втрич? менш яскраве, н?ж к?льце Амальте?[2]. В обернено-розс?яному св?тл? к?льце змогли розр?знити лише телескопи обсерватор?? Кека[4]. На фото в обернено-розс?яному св?тл? видно, що п?кова яскрав?сть к?льця почина?ться одразу за орб?тою Теби[4]. В 2002—2003 детектори пилу на ?Гал?лео? заф?ксували наявн?сть частинок розм?рами 0,2—5 мкм як ? в к?льц? Амальте?, а також п?дтвердили результати досл?дження зображень[30][31].
Оптична товщина к?льця Теби приблизно 3× 10?8, що втрич? нижче, н?ж у к?льця Амальте?, однак загальна маса пилу в к?льц? приблизно така ж: 107—109 кг[7][21][31]. Гранулометричний склад пилу в к?льц? трохи др?бн?ший н?ж у к?льц? Амальте?. Пил у к?льц? також п?дпорядкову?ться степеневому закону з q < 2. У розширенн? Теби — параметр q може бути нав?ть меншим[31].
Пил у павутинних к?льцях поповню?ться тим самим механ?змом, що ? в головному к?льц? та в гало[21]. Джерелами ? внутр?шн? супутники Юп?тера — Амальтея та Теба в?дпов?дно, а також менш? т?ла. Високоенергетичн? з?ткнення м?ж цими т?лами й т?лами ззовн? системи Юп?тера продукують пилов? маси[21]. Спочатку частинки збер?гають т? ж орб?тальн? елементи, що ? ?х т?ла-джерела, але поступово по сп?рал? перем?щуються, через ефект Пойнт?нга — Робертсона[21]. Товщина павутинних к?лець визнача?ться вертикальними в?дхиленнями орб?т супутник?в через ?хн? ненульов? нахили[10]. Ця г?потеза поясню? майже вс? пом?тн? властивост? павутинних к?лець: прямокутний поперечний перер?з, зменшення товщини в напрямку до Юп?тера та яскрав?сть верхн?х ? нижн?х меж к?лець[29].
Однак деяк? властивост? не пояснен? дос?, наприклад, розширення Теби, яке може створюватися поки що невидимим т?лом з-за орб?ти Теби, а також структури пом?тн? при обернено-розс?яному св?тл?[10]. Одним ?з можливих пояснень розширення Теби може бути д?я електромагн?тних сил атмосфери Юп?тера. Коли пил входить у т?нь позаду Юп?тера, в?н швидко втрача? св?й електричний заряд. Починаючи з невеликих частинок, пил з'?дну?ться з планетою, в?н руха?ться назовн? вийшовши з т?н?, створюючи таким чином розширення Теби[33]. Тими ж самими силами можна пояснити зменшення к?лькост? частинок ? яскравост? м?ж орб?тами Амальте? та Теби[31][33].
П?к яскравост? одразу за орб?тою Амальте?, а також вертикальна асиметр?я павутинного к?льця Амальте? можуть пояснюватися захопленими частинками ?з точок Лагранжа (L4) та (L5) супутника[29]. Частинки к?льця можуть рухатися по п?дковопод?бних орб?тах м?ж точками Лагранжа[14]. Неподал?к в?д Теби в?дбува?ться такий самий процес. Це в?дкриття означа?, що у павутинних к?льцях ? два типи частинок: одн? пов?льно по сп?рал? дрейфують в напрямку Юп?тера, а ?нш? залишаються поблизу сво?х джерел, захоплен? в 1:1 резонанс ?з ними[29].
Супутник S/2000 J 11 д?аметром 4 км зник п?сля його в?дкриття 2000 року[34]. За одн??ю з верс?й, в?н з?ткнувся з б?льшим супутником Г?мал??ю д?аметром 170 км, створивши тим самим невелике та тонке к?льце. Г?потетичне к?льце вигляда? як бл?да смуга поблизу Г?мал??. Це припущення вказу? також на те, що Юп?тер ?нод? втрача? мал? супутники в результат? з?ткнень[11].
?снування к?лець Юп?тера було доведено п?сля спостережень планетарного поясу КА ?П?онер-11? 1975 року[35]. 1979 року КА ?Вояджер-1? зробив зображення переекспоновано? к?льцево? системи[1]. Детальн?ш? зображення були зроблен? того ж року КА ?Вояджер-2?, що допомогло визначити наближену структуру к?лець[5]. Зображення чудово? якост?, отриман? КА ?Гал?лео? з 1995 по 2003 року, значно розширили наявн? знання про к?льця Юп?тера[2]. Наземн? спостереження к?лець обсерватор??ю Кека 1997 ? 2002 рок?в[4] ? телескопом ?Габбл? 1999 року[3] показали багату структуру, видиму в боковому розс?яному св?тл?. Зображення, передан? КА ?Нов? обр??? у лютому-березн? 2007 року[13], дозволили вперше вивчити структуру головного к?льця. 2000 року КА ?Касс?н?? на шляху до Сатурна виконав р?зноман?тн? спостереження системи к?лець Юп?тера.[36] В майбутньому плануються нов? м?с?? для вивчення к?лець Юп?тера.
- ^ Прямо (вперед) розс?яне св?тло — св?тло, розс?яне п?д малим кутом в?дносно св?тла Сонця (кут фази близький до 180°).
- ^ Обернено-розс?яне св?тло — св?тло, розс?яне п?д кутом близьким до 180° в?дносно сонячного св?тла (кут фази близький до 0°).
- ^ Нормальна оптична товщина — сп?вв?дношення м?ж повним поперечним перер?зом частинок к?льця та квадратною площею к?льця[9].
- ^ Це повинно в?дпов?дати ймов?рному, загальному 1700 км2 поперечному перер?зу Мет?ди й Адрасте?[10].
- ^ Резонанс Лоренца — резонанс м?ж орб?тальним рухом частинок к?лець ? обертанням планетарно? магн?тосфери, коли в?дношення ?хн?х пер?од?в — рац?ональне число[27].
- ^ Товщина павутинних к?лець визнача?ться як в?дстань м?ж ?хн?ми найяскрав?шими верхн?ми та нижн?ми межами[29].
- ↑ а б в г Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Johnson, T. V.; et al. (1979). The Jupiter System through the Eyes of Voyager 1. Science. 204 (4396): 951—957, 960—972. Bibcode:1979Sci...204..951S. doi:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430. (англ.)
- ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с т у ф х ц ш щ ю я аа аб ав аг ад Ockert-Bell, M. E.; Burns, J. A.; Daubar, I. J.; et al. (1999). The Structure of Jupiter’s Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment. Icarus. 138 (2): 188—213. Bibcode:1999Icar..138..188O. doi:10.1006/icar.1998.6072. (англ.)
- ↑ а б в г д е ж и к л м Meier, R.; Smith, B. A.; Owen, T. C.; et al. (1999). Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea. Icarus. 141 (2): 253—262. Bibcode:1999Icar..141..253M. doi:10.1006/icar.1999.6172. (англ.)
- ↑ а б в г д е ж и к л м н п р de Pater, I.; Showalter, M. R.; Burns, J. A.; et al. (1999). Keck Infrared Observations of Jupiter’s Ring System near Earth’s 1997 Ring Plane Crossing (PDF). Icarus. 138 (2): 214—223. Bibcode:1999Icar..138..214D. doi:10.1006/icar.1998.6068. Арх?в ориг?налу (pdf) за 14 лютого 2017. Процитовано 1 кв?тня 2017. (англ.)
- ↑ а б в г д е ж и к Showalter, M. R.; Burns, J. A.; Cuzzi, J. N.; Pollack, J. B. (1987). Jupiter's Ring System: New Results on Structure and Particle Properties. Icarus. 69 (3): 458—498. Bibcode:1987Icar...69..458S. doi:10.1016/0019-1035(87)90018-2. (англ.)
- ↑ Н. Горькавый. Гигант Юпитер // Энциклопедия для детей. Астрономия / глав. ред. М. Аксёнова — М: Аванта+, 1997. — С. 549. (рос.)
- ↑ а б в г д е Esposito, L. W. (2002). Planetary rings. Reports on Progress in Physics. 65 (12): 1741—1783. Bibcode:2002RPPh...65.1741E. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201. Арх?в ориг?налу за 16 червня 2020. Процитовано 1 кв?тня 2017. (англ.)
- ↑ а б Morring, F. (7 травня 2007). Ring Leader. Aviation Week & Space Technology: 80—83. (англ.)
- ↑ а б в г д е ж и к л м н п р Throop, H. B.; Porco, C. C.; West, R. A.; et al. (2004). The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based Observations (PDF). Icarus. 172 (1): 59—77. Bibcode:2004Icar..172...59T. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.020. Арх?в ориг?налу (pdf) за 20 травня 2011. Процитовано 1 кв?тня 2017. (англ.)
- ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с т у ф х ц ш щ ю я аа аб ав аг ад ае аж аи ак ал ам ан Burns, J.A.; Simonelli, D. P.;Showalter, M.R. et al. (2004). Jupiter’s Ring-Moon System (PDF). У Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (ред.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. Арх?в ориг?налу (pdf) за 12 травня 2006. Процитовано 1 кв?тня 2017. (англ.)
- ↑ а б ?Lunar marriage may have given Jupiter a ring? [Арх?вовано 22 лютого 2014 у Wayback Machine.], New Scientist, March 20, 2010, p. 16. (англ.)
- ↑ а б в г д е ж и Showalter, M. R.; Burns, J. A.; de Pater, I.; et al. (26–28 September 2005). Updates On The Dusty Rings Of Jupiter, Uranus And Neptune. Proceedings of the Conference held September 26–28, 2005 in Kaua'i, Hawaii. LPI Contribution No. 1280. с. 130. Арх?в ориг?налу за 12 листопада 2007. Процитовано 1 кв?тня 2017. (англ.)
- ↑ а б Jupiter's Rings: Sharpest View. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute. 1 травня 2007. Процитовано 31 травня 2007.[недоступне посилання з кв?тня 2019] (англ.)
- ↑ а б в г Imke de Patera, Mark R. Showalterb и Bruce Macintosh. Keck observations of the 2002–2003 jovian ring plane crossing // Icarus. — 2008. — Vol. 195, iss. 1. — P. 348-360. — DOI:. (англ.)
- ↑ а б в г д е Showalter, Mark R.; Cheng, Andrew F.; Weaver, Harold A.; et al. (2007). Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter’s Ring System. Science. 318 (5848): 232—234. Bibcode:2007Sci...318..232S. doi:10.1126/science.1147647. PMID 17932287. (англ.)
- ↑ а б в Wong, M. H.; de Pater, I.; Showalter, M. R.; et al. (2006). Ground-based Near Infrared Spectroscopy of Jupiter’s Ring and Moons. Icarus. 185 (2): 403—415. Bibcode:2006Icar..185..403W. doi:10.1016/j.icarus.2006.07.007. (англ.)
- ↑ а б McMuldroch, S.; Pilortz, S. H.; Danielson, J. E.; et al. (2000). Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter’s Ring System. Icarus. 146 (1): 1—11. Bibcode:2000Icar..146....1M. doi:10.1006/icar.2000.6343. (англ.)
- ↑ а б Brooks, S. M.; Esposito, L. W.; Showalter, M. R.; et al. (2004). The Size Distribution of Jupiter’s Main Ring from Galileo Imaging and Spectroscopy. Icarus. 170 (1): 35—57. Bibcode:2004Icar..170...35B. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.003. (англ.)
- ↑ а б в г д е Burns, J.A.; Hamilton, D.P.; Showalter, M.R. (2001). Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics (PDF). У Grun, E.; Gustafson, B. A. S.; Dermott, S. T.; Fechtig H. (ред.). Interplanetary Dust. Berlin: Springer. с. 641—725. Арх?в ориг?налу (pdf) за 3 червня 2016. Процитовано 1 кв?тня 2017. (англ.)
- ↑ Anderson, J. D.; Johnson, T. V.; Shubert, G.; et al. (2005). Amalthea’s Density Is Less Than That of Water. Science. 308 (5726): 1291—1293. Bibcode:2005Sci...308.1291A. doi:10.1126/science.1110422. PMID 15919987. (англ.)
- ↑ а б в г д е ж и к л Burns, J. A.; Showalter, M. R.; Hamilton, D. P.; et al. (1999). The Formation of Jupiter's Faint Rings (PDF). Science. 284 (5417): 1146—1150. Bibcode:1999Sci...284.1146B. doi:10.1126/science.284.5417.1146. PMID 10325220. Арх?в ориг?налу (pdf) за 3 червня 2016. Процитовано 1 кв?тня 2017. (англ.)
- ↑ Mason, J.; Cook, J.-R. C. (31 березня 2011). Forensic sleuthing ties ring ripples to impacts. CICLOPS press release. Cassini Imaging Central Laboratory for Operations. Арх?в ориг?налу за 30 травня 2011. Процитовано 4 кв?тня 2011. (англ.)
- ↑ Subtle Ripples in Jupiter's Ring. PIA 13893 caption. The Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS). 31 березня 2011. Арх?в ориг?налу за 19 кв?тня 2014. Процитовано 19 кв?тня 2014. (англ.)
- ↑ а б в Showalter, M. R.; Hedman, M. M.; Burns, J. A. (31 березня 2011). The impact of comet Shoemaker-Levy 9 sends ripples through the rings of Jupiter. Science. AAAS. 332. doi:10.1126/science.1202241. Арх?в ориг?налу за 5 серпня 2011. Процитовано 5 кв?тня 2011. (англ.)
- ↑ Tilting Saturn's rings. PIA 12820 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute. 31 березня 2011. Арх?в ориг?налу за 13 кв?тня 2011. Процитовано 4 кв?тня 2011. (англ.)
- ↑ Hedman, M. M.; Burns, J. A.; Evans, M. W.; Tiscareno, M. S.; Porco, C. C. (31 березня 2011). Saturn's curiously corrugated C Ring. Science. AAAS. 332. doi:10.1126/science.1202238. Арх?в ориг?налу за 3 травня 2011. Процитовано 5 кв?тня 2011. (англ.)
- ↑ а б в Hamilton, D. P. (1994). A Comparison of Lorentz, Planetary Gravitational, and Satellite Gravitational Resonances (PDF). Icarus. 109 (2): 221—240. Bibcode:1994Icar..109..221H. doi:10.1006/icar.1994.1089. Арх?в ориг?налу (pdf) за 3 червня 2016. Процитовано 1 кв?тня 2017. (англ.)
- ↑ а б Burns, J.A.; Schaffer, L. E.; Greenberg, R. J. et al. (1985). Lorentz Resonances and the Structure of the Jovian Ring. Nature. 316 (6024): 115—119. Bibcode:1985Natur.316..115B. doi:10.1038/316115a0. (англ.)
- ↑ а б в г д е Showalter, Mark R.; de Pater, Imke; Verbanac, Guili et al. (2008). Properties and dynamics of Jupiter’s gossamer rings from Galileo, Voyager, Hubble and Keck images (PDF). Icarus. 195 (1): 361—377. Bibcode:2008Icar..195..361S. doi:10.1016/j.icarus.2007.12.012. Арх?в ориг?налу (pdf) за 3 червня 2016. Процитовано 1 кв?тня 2017. (англ.)
- ↑ а б Krüger, H.; Grün, E.; Hamilton, D. P. (18–25 July 2004). Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings. 35th COSPAR Scientific Assembly. с. 1582. Арх?в ориг?налу за 12 листопада 2007. Процитовано 1 кв?тня 2017. (англ.)
- ↑ а б в г д е ж и Kruger, Harald; Hamilton, Duglas P.Moissl, Richard; and Grun, Eberhard (2009). Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter’s Gossamer Rings. Icarus. 2003 (1): 198—213. arXiv:0803.2849. Bibcode:2009Icar..203..198K. doi:10.1016/j.icarus.2009.03.040. (англ.)
- ↑ Fieseler, P.D.; et al. (2004). The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea. Icarus. 169 (2): 390—401. Bibcode:2004Icar..169..390F. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.012. (англ.)
- ↑ а б Hamilton, Douglas P.; Kruger, Harold (2008). The sculpting of Jupiter’s gossamer rings by its shadow (PDF). Nature. 453 (7191): 72—75. Bibcode:2008Natur.453...72H. doi:10.1038/nature06886. PMID 18451856. Арх?в ориг?налу (pdf) за 3 червня 2016. Процитовано 1 кв?тня 2017. (англ.)
- ↑ IAUC 7555, January 2001. FAQ: Why don't you have Jovian satellite S/2000 J11 in your system?. JPL Solar System Dynamics. Арх?в ориг?налу за 21 липня 2011. Процитовано 13 лютого 2011. (англ.)
- ↑ Fillius, R. W.; McIlwain, C. E.; Mogro-Campero, A. (1975). Radiation Belts of Jupiter—A Second Look. Science. 188 (4187): 465—467. Bibcode:1975Sci...188..465F. doi:10.1126/science.188.4187.465. PMID 17734363. (англ.)
- ↑ Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; et al. (2003). Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini’s Flyby of Jupiter. Icarus. 164 (2): 461—470. Bibcode:2003Icar..164..461B. doi:10.1016/S0019-1035(03)00134-9. (англ.)
- Зб?рка факт?в про к?льця Юп?тера [Арх?вовано 22 серпня 2006 у Wayback Machine.]
- К?льця Юп?тера [Арх?вовано 16 травня 2007 у Wayback Machine.] на NASA's Solar System Exploration [Арх?вовано 19 лютого 2011 у Wayback Machine.]
- Стор?нка про?кту NASA Pioneer
- Стор?нка про?кту NASA Voyager [Арх?вовано 1 березня 2017 у Wayback Machine.]
- Стор?нка про?кту NASA Galileo [Арх?вовано 20 грудня 2004 у Wayback Machine.]
- Стор?нка про?кту NASA Cassini
- Стор?нка про?кту New Horizont [Арх?вовано 24 с?чня 2002 у Wayback Machine.]
- Вузли планетарних к?лець: система к?лець Юп?тера [Арх?вовано 30 червня 2007 у Wayback Machine.]
| Характеристика |  | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Супутники | |||||||
| Троянц? | |||||||
| Досл?дження | |||||||
| ?нше | |||||||
.svg){kind=small}
 | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Сонце Гел?осфера Гел?опауза |
| ||||||||||||||||||||||||||||||
| Хмара Оорта | |||||||||||||||||||||||||||||||