Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Кі льця Юпі тера система планетарних кілець планети Юпітер Це третя система кілець відкрита в Сонячній системі після сис

Кільця Юпітера

Кільця Юпітера

Кі́льця Юпі́тера — система планетарних кілець планети Юпітер. Це третя система кілець, відкрита в Сонячній системі, після систем кілець Сатурна та Урана. Вперше кільця Юпітера були помічені 1979 року при підльоті КА «Вояджер» до Юпітера, більш детальні відомості про кільця вдалося отримати в 1990-ті завдяки КА «Галілео». Кільця також спостерігалися з допомогою телескопа «Габбл» і спостерігаються з Землі протягом багатьох років. Наземні спостереження потребують найбільших із доступних телескопів.

image(Кільця Юпітера#Павутинні кільцяКільця Юпітера#Кільце-галоАмальтея (супутник)Адрастея (супутник)Метида (супутник)Теба (супутник)
Кільця та внутрішні супутники Юпітера (схема).

Система кілець Юпітера є слабкою та складається переважно з пилу. В кільцях можна виділити загалом чотири компоненти системи: товстий тор) із частинок — відомий як «кільце-гало» (англ. halo ring) чи просто гало; відносно яскраве, дуже тонке «головне кільце»; і два широких і слабких зовнішніх кільця — відомих як «павутинні кільця» (gossamer rings — кільця тонкі та прозорі, як павутина), що називаються за матеріалом супутників, які їх формують: Амальтеї та Теби.

Головне кільце та гало складаються переважно з пилу з Метіди, Адрастеї та, можливо, ще деяких супутників, що є наслідком високошвидкісних зіткнень. Зображення високої роздільності, отримані 2007 року КА «Нові горизонти» дозволили розрізнити насичену та тонку структуру головного кільця.

У видимій частині спектра та близькій інфрачервоній кільця мають червоне забарвлення, за винятком «кільця-гало», що має нейтральне або синє забарвлення. Розмір пилинок у кільцях різний, але площа поперечного перетину найвища для несфероїдальних частинок із радіусом близько 15 мкм у всіх кільцях, крім кільця-гало. Ймовірно у кільці-гало переважає пил з поперечником частинок менше мікрометра. Загальна маса системи кілець невідома, але її оцінки коливаються в межах від 1011 до 1016 кг. Вік системи кілець невідомий, але вони могли існувати з моменту остаточного формування Юпітера.

Можливо, що ще одне кільце існує на орбіті Гімалії, якщо вона, як вважається, зіштовхувалася колись із Дією.

Відкриття та будова

Кільця Юпітера — третя відкрита у Сонячній системі система кілець, після кілець Сатурна й Урана. Вперше кільця Юпітера спостерігалися 1979 року космічним апаратом «Вояджер-1». Кільцева система має 4 основних компоненти: товстий внутрішній тор із частинок, відомий як «кільце-гало», відносно яскраве і тонке «головне кільце» та два широких і слабких зовнішніх кільця, відомих як «павутинні кільця», названі за матеріалом супутників, що їх формують: Амальтеї та Теби. Основні характеристики кілець Юпітера наведено в таблиці нижче.

Назва Радіус (км) Ширина (км) Товщина (км) Оптична товщина[c] Пилова фракція (в τ) Маса, кг Примітки
Кільце-гало 92 000—122 500 30 500 12 500 ~1× 10−6 100 %  —
Головне кільце 122 500—129 000 6 500 30—300 5,9× 10−6 ~25 % 107—109 (пил)
1011—1016 (великі фрагменти)		 Обмежується Адрастеєю
Павутинне кільце Амальтеї 129 000—182 000 53 000 2 000 ~1× 10−7 100 % 107—109 Пов'язане з Амальтеєю
Павутинне кільце Теби 129 000—226 000 97 000 8 400 ~3× 10−8 100 % 107—109 Пов'язане з Тебою. Поширюється і на простір поза орбітою Теби.

Головне кільце

Структура та зовнішній вигляд

image
Мозаїка із зображень кільцевої системи Юпітера, на якій можна розрізнити розташування супутників і кілець

Вузьке та відносно тонке головне кільце є найяскравішим у системі кілець Юпітера. Його зовнішній край розташовується на відстані 129 000 км від Юпітера (або 1,806 RJ; RJ — екваторіальний радіус Юпітера — 71 398 км) та збігається з орбітою найменшого внутрішнього супутника Юпітера, Адрастеї. Його внутрішній край не збігається з орбітою якого-небудь супутника та лежить на відстані 122 500 км (1,72 RJ).

Таким чином, ширина кільця 6 500 км. Зовнішній вигляд кільця залежить від геометрії огляду. В прямо-розсіяному світлі[a] яскравість головного кільця починає зменшуватися з 128 600 км (всередині орбіти Адрастеї) та досягає фонового рівня на відстані 129 300 км поза орбітою Адрастеї. Таким чином, Адрастея є супутником-пастухом для цього кільця — аж до відстані 129 000 км. Яскравість кільця збільшується в напрямку до Юпітера та досягає максимуму на відстані 126 000 км, поблизу від центра кільця, однак в ньому спостерігається явний зазор, створений Метідою на відстані 128 000 км. Внутрішня межа «головного кільця» поступово «зникає» з 124 000 до 120 000 км, зливаючись із гало. В прямо-розсіяному світлі всі кільця Юпітера яскраві.

image
Головне кільце. Верхнє фото в обернено-розсіяному світлі та було зроблене КА «Нові обрії». Видно мікроструктуру його зовнішнього краю. Нижнє фото демонструє головне кільце у прямо-розсіяному світлі, видно що в ньому важко виділити якусь деталь крім «пазу Метіди»

В обернено-розсіяному світлі кільце виглядає інакше. Зовнішня межа головного кільця, розташована на відстані 129 100 км, за орбітою Адрастеї, різко обривається. Орбіта супутника відмічається зазором у кільці, таким чином утворюється кільце поза орбітою Адрастеї. Є ще одне кільце на орбіті Адрастеї, що супроводжується зазором невідомого походження, на відстані приблизно 128 500 км. Третє кільце розташовується поза орбітою Метіди, в центрі ще одного зазору. Яскравість кільця значно зменшується одразу за орбітою Метіди, утворюючи так званий «паз Метіди». Всередині орбіти Метіди яскравість кільця збільшується значно менше, ніж при прямо-розсіяному світлі. В обернено-розсіяній геометрії здається, що кільце складається з двох частин: вузької зовнішньої частини, що простягається від 128 000 до 129 000 км, яка безпосередньо включає три кільця, розділених зазорами, та слабшої внутрішньої частини, що простягається від 122 500 до 128 000 км, в якій неможливо розрізнити яку-небудь структуру, на відміну від прямо-розсіяної геометрії. «Паз Метіди» є їхньою границею. Мікроструктура кільця вперше була досліджена за фотографіями, отриманими КА «Галілео», а також добре простежується на фото в обернено-розсіяному світлі, отриманому КА «Нові обрії» у лютому-березні 2007 року. Більш ранні спостереження з допомогою телескопа «Габбл» (HST), Кека та КА «Кассіні» виявились провальними через недостатню роздільну здатність. Однак пізніше мікроструктуру вдалося розрізнити з допомогою телескопа обсерваторії Кек і використанні адаптивної оптики в 2002—2003 роках.

При спостереженні в обернено-розсіяному світлі кільце здається надзвичайно тонким, і товщиною не більше 30 км. При боковому розсіюванні світла товщина кілець від 80 до 160 км, збільшуючись у напрямку до Юпітера. Кільце здається особливо товстим при прямо-розсіяному світлі, приблизно 300 км. Одним із відкриттів КА «Галілео» стало відкриття відносно товстої (близько 600 км) хмари матерії, що оточує внутрішній край кільця. Хмара збільшується в товщині ближче до внутрішнього краю, де переходить у гало.

Детальний аналіз зображень КА «Галілео» виявив поздовжні зміни яскравості у головному кільці, не пов'язані з геометрією огляду. Крім цього була виявлена деяка неоднорідність у кільці — в масштабах 500—1000 км.

У лютому-березні 2007 року КА «Нові обрії» виконав детальний пошук нових невеликих супутників у «головному кільці». Незважаючи на те, що жоден супутник, більший 0,5 км виявлений не був, камери апарата зафіксували сім відносно невеликих брил із частинок кільця. Вони рухаються у щільному кільці всередині орбіти Адрастеї. Припущення про те, що це саме брили, а не невеликі супутники, підтверджується азимутальними замірами. Вони простягаються на 0,1—0,3° вздовж кільця, що відповідає 1000—3000 км. Брили розділені всередині кільця на 2 групи — із 5 та 2 елементів. Походження брил незрозуміле, однак їхні орбіти перебувають в резонансах 115:116 і 114:115 з Метідою. Можливо, вони є уламками від зіткнення Метіди з деяким об'єктом.

Спектр і гранулометричний склад

image
Зображення головного кільця, отримане «Галілео» при прямо-розсіяному світлі, добре видно «паз Метіди».

Спектр кільця був отриманий «Габблом», Кеком, КА «Галілео» та КА «Кассіні». Це дозволило встановити, що колір частинок у кільці червонуватий, тобто їхнє альбедо вище на більших довжинах хвилі. Спектр кільця не дозволяє виділити якихось хімічних речовин, однак під час спостережень «Кассіні» були виявлені лінії поглинання на довжині хвиль 0,8 мкм і 2,2 мкм. Спектр головного кільця нагадує спектр Адрастеї та Амальтеї.

Властивості головного кільця можуть пояснюватися гіпотезою, згідно з якою воно містить суттєву кількість пилу розмірами 0,1—10 мкм. Це пояснює більшу яскравість кільця при прямо-розсіяному світлі. Однак наявність більших частинок потрібна для того, щоб пояснити вищу яскравість і мікроструктуру яскравої зовнішньої частини кільця в обернено-розсіяному світлі.

Аналіз доступних фазових і спектральних даних дозволяє зробити висновок про те, що розподіл розмірів дрібних частинок у головному кільці підпорядковується степеневому закону

image,

де n(r) — кількість частинок із радіусами між r і r + dr, і A — нормувальний параметр, що вибирається для того, щоб відповідати загальному світловому потоку від кільця. Параметр q — 2,0 ± 0,2 і застосовується для r < 15 ± 0,3 мкм і q = 5 ± 1 для частинок із r > 15 ± 0,3 мкм. Розподіл великих частинок у мм-км зоні наразі невідомий. Світлове розсіювання в цій моделі переважно здійснюється частинками з r близько 15 мкм.

Степеневий закон, згаданий вище, дозволяє оцінити оптичну товщину[c] image головного кільця: image для великих тіл і image для пилу. Така оптична товщина означає, що загальний поперечний переріз частинок у кільці — близько 5000 км²[d]. Частинки у головному кільці, ймовірно, мають не сферичну форму. Загальна маса пилу в головному кільці оцінюється в 107—109 кг. Маса великих тіл, за винятком Метіди й Адрастеї, становить 1011—1016 кг. Це залежить від їхнього максимального розміру, граничне значення — 1 км в діаметрі. Для порівняння: маса Адрастеї — близько 2× 1015 кг, Амальтеї — близько 2× 1018 кг, Місяця — 7,4× 1022 кг.

Наявність в одному кільці одразу двох популяцій частинок, пилу та великих тіл, пояснює відмінності зовнішнього вигляду кільця при різній геометрії огляду. Пил добре видно при прямо-розсіяному світлі та обмежується орбітою Адрастеї. Навпаки, великі тіла, добре розрізнювані при обернено-розсіяному світлі, обмежуються областю між орбітами Адрастеї та Метіди, а також кільцями.

Походження та вік

image
Формування кілець Юпітера

Пил залишає кільце через ефект Пойнтінга — Робертсона, а також електромагнітні сили магнітосфери Юпітера. Леткі речовини, наприклад, льоди, швидко випаровуються. «Час життя» частинок у кільці — від 100 до 1000 років. Таким чином, пил повинен постійно поповнюється за рахунок зіткнень між тілами розміром від 1 см до 0,5 км і тими ж тілами та тілами з-за меж системи Юпітера. Джерелами наповнення кільця є популяція з відносно великих тіл, обмежена 1000-кілометровою областю на орбіті, яскрава зовнішня частина кільця, а також Метіда та Адрастея. Найбільші тіла, за винятком Метіди й Адрастеї, які є джерелами поповнення, не можуть бути більшими 0,5 км за розміром. Верхня межа була встановлена спостереженнями КА «Нові обрії». Попередня верхня межа, отримана за рахунок спостережень «Габбла» та «Кассіні», була близька до 4 км. Пил, що утворюється під час зіткнень, зберігає спочатку ті ж орбітальні елементи, що і тіла-джерела, але поступово повільно, по спіралі, починає зміщуватися в напрямку Юпітера, формуючи слабку (в обернено-розсіяному світлі) внутрішню частину головного кільця та гало. Наразі вік головного кільця невідомий, але, можливо, він є останніми залишками популяції з маленьких тіл біля Юпітера.

Вертикальні хвилястості

Фотографії з КА «Галілео» та «Нові обрії» дозволили розрізнити дві окремі групи хвилястостей всередині головного кільця. Ці групи хвилястостей сильніші ніж ті, що можуть бути викликані диференціальною вузловою регресією гравітаційного поля Юпітера. Ймовірно, найпомітніша хвилястість із двох була викликана кометою Шумейкерів — Леві 9, що зіткнулася з Юпітером 1995 року, в той час як інша з'явилася, мабуть, у першій половині 1990 року. Спостереження «Галілео» у листопаді 1996 року дозволили виконати вимірювання цих двох «хвилястостей»: довжина: 1920 ± 150 і 630 ± 20 км, вертикальна амплітуда 2,4 ± 0,7 і 0,6 ± 0,2 км, для сильнішої та слабшої хвилястості відповідно. Формування більшої хвилястості можна пояснити дією на кільце частинок комети, повна маса якої становила 2—5 x 1012 кг, які відхилили ділянку кільця від екваторіальної площини на 2 км. Схожа хвилястість спостерігалася «Кассіні» в кільцях Сатурна C і D.

Кільце-гало

Структура та зовнішній вигляд

image
Зображення в умовних кольорах кільця-гало, отримане «Галілео» в прямо-розсіяному світлі

Гало́ розташовується найближче до самої планети і разом з тим є найтовстішим кільцем планети. Його зовнішній край збігається з внутрішньою межею головного кільця на відстані близько 122 500 км (1,72 RJ). Починаючи з цієї відстані, кільце стає все товстішим і товстішим у напрямку до Юпітера. Справжня товщина кільця невідома досі, але речовина, що його складає, була зафіксована і на відстані 10 000 км від площини кільця. Внутрішня межа кільця відносно різко обривається на відстані 100 000 км (1,4 RJ), але деяка кількість речовини фіксується і на відстані 92 000 км від Юпітера. Таким чином, ширина гало — близько 30 000 км. Своєю формою воно нагадує тор без чіткої внутрішньої структури. На відміну від головного кільця, зовнішній вигляд гало лише трохи залежить від геометрії огляду.

Найяскравішим гало здається у прямо-розсіяному світлі. Саме в такій геометрії воно було сфотографовано «Галілео». В той час як його поверхнева яскравість набагато менша, ніж у головного кільця, його вертикальний (перпендикулярний до площини кільця) потік фотонів порівнянний через набагато більшу товщину кільця. Незважаючи на товщину близько 20 000 км, яскравість кільця-гало строго сконцентрована у площині кільця, та слідує степеневому закону форми: z−0,6 до z−1,5, де z — відстань від площини кільця. Зовнішній вигляд гало в обернено-розсіяному світлі, що спостерігалося Кеком і Габблом, майже однаковий. Однак його загальний фотонний потік у кілька разів нижчий ніж у головного кільця, і сильніше сконцентрований поблизу площини кільця ніж при прямо-розсіяному світлі.

Спектр гало сильно відрізняється від спектра головного кільця. Розподіл потоку фотонів на довжинах хвиль 0,5—2,5 мкм більш «плоский» ніж у головного кільця; кільце-гало має не червонувате забарвлення, як головне, а синювате.

Походження гало

Оптичні властивості гало можуть пояснюватися гіпотезою, згідно з якою в нього входять частинки з розмірами менше 15 мкм. Частина кільця, розташована далеко від його площини може складатися з пилу розміром менше мікрометра. Такий пиловий склад пояснює набагато сильніше пряме розсіювання світла, синювате забарвлення та нерозрізнювану структуру кільця. Пил, ймовірно, походить із головного кільця, і це підтверджується фактом того, що оптична товщина кільця-гало image сумірна з пилом із головного кільця. Велика товщина гало може пояснюватися збуреннями орбітального нахилу та ексцентриситету частинок кільця електромагнітними силами магнітосфери Юпітера. Зовнішня межа гало збігається з розташуванням так званого «резонансу Лоренца» (3:2 з Юпітером)[e]. Оскільки ефект Пойнтінга — Робертсона змушує частинки кільця дрейфувати в напрямку до Юпітера, їхній орбітальний нахил змінюється коли вони проходять через цю область. Згадана вище пилова хмара, що огортає внутрішні межі головного кільця, може бути початком кільця-гало. Внутрішня межа гало достатньо близько проходить від сильного 2:1 резонансу Лоренца. Ймовірно, в такому резонансі дуже сильні збурення, що змушує частинки кільця вирушити в напрямку атмосфери Юпітера, визначаючи таким чином різку внутрішню межу. Якщо кільце-гало похідне від головного кільця, то воно має приблизно такий самий вік.

Павутинні кільця

Павутинне кільце Амальтеї

image
Павутинне кільце Амальтеї. Зображення отримане КА «Галілео»

Павутинне кільце Амальтеї має дуже слабку структуру з прямокутним поперечним перерізом, простягаючись від орбіти Амальтеї з 182 000 км (2,54 RJ) до приблизно 129 000 км (1,80 RJ). Його внутрішня межа не визначена чітко через наявність поблизу набагато яскравішого головного кільця та кільця-гало. Товщина кільця становить близько 2300 км в районі орбіти Амальтеї та дещо зменшується у напрямку до Юпітера[f]. Найяскравішим кільце стає поблизу верхнього та нижнього країв а також у напрямку до Юпітера. Одна з меж кільця часто буває яскравішою за інші. Зовнішня межа кільця доволі круто обривається; яскравість кільця помітна лише всередині орбіти Амальтеї, однак кільце має невелике розширення за межі орбіти Амальтеї — там де супутник вступає в 4:3 резонанс із Тебою. В прямо-розсіяному світлі кільце приблизно у 30 разів тьмяніше від головного кільця. В обернено-розсіяному світлі кільце можна розрізнити лише Кеком та ACS на «Габблі». Зображення в обернено-розсіяному світлі дозволяють розрізнити деякі деталі кільця, наприклад: пікової яскравості кільце досягає всередині орбіти Амальтеї, обмежуючись верхньою та нижньою межею кільця.

В 2002—2003 роках «Галілео» двічі пройшов крізь «павутинні кільця». Під час проходу пилові датчики зафіксували частинки пилу з розмірами 0,2—5 мкм. Крім цього, сканери «Галілео» зафіксували наявність відносно невеликих, (< 1 км) тіл поблизу Амальтеї. Можливо, це наслідки зіткнень деяких тіл із поверхнею супутника.

Спостереження павутинних кілець із Землі, з борту КА «Галілео» та прямі вимірювання пилу, дозволили визначити гранулометричний склад кільця, який, мабуть, підпорядковується все тому ж степеневому закону, що і головне кільце, з q = 2 ± 0,5. Оптична товщина кільця, близько 10−7, що на декілька порядків нижче, ніж у головного кільця, однак сумарна маса пилу в кільці (107—109 кг) є сумірною.

Павутинне кільце Теби

Павутинне кільце Теби є найтьмянішим і найвіддаленішим із відомих. Воно має дуже неясну структуру та прямокутний поперечний переріз. Кільце починається поблизу орбіти Теби на відстані 226 000 км (3,11 RJ) та поширюється аж до 129 000 км (1,80 RJ). Внутрішня межа кільця не визначається через набагато яскравіші головне кільце та гало. Товщина кільця — близько 8400 км поблизу орбіти Теби та поступово зменшується в напрямку до планети[f]. Павутинне кільце Теби, як і павутинне кільце Амальтеї, яскраве поблизу нижньої та верхньої межі, а також стає яскравішим при наближенні до Юпітера. Зовнішня межа кільця не обривається різко, простягаючись ще на 15 000 км. Є ледь помітне продовження кільця за межі орбіти Теби, приблизно до 280 000 км (3,75 RJ) і називається розширенням Теби. У прямо-розсіяному світлі кільце втричі менш яскраве, ніж кільце Амальтеї. В обернено-розсіяному світлі кільце змогли розрізнити лише телескопи обсерваторії Кека. На фото в обернено-розсіяному світлі видно, що пікова яскравість кільця починається одразу за орбітою Теби. В 2002—2003 детектори пилу на «Галілео» зафіксували наявність частинок розмірами 0,2—5 мкм як і в кільці Амальтеї, а також підтвердили результати дослідження зображень.

Оптична товщина кільця Теби приблизно 3× 10−8, що втричі нижче, ніж у кільця Амальтеї, однак загальна маса пилу в кільці приблизно така ж: 107—109 кг. Гранулометричний склад пилу в кільці трохи дрібніший ніж у кільці Амальтеї. Пил у кільці також підпорядковується степеневому закону з q < 2. У розширенні Теби — параметр q може бути навіть меншим.

Походження павутинних кілець

Пил у павутинних кільцях поповнюється тим самим механізмом, що і в головному кільці та в гало. Джерелами є внутрішні супутники Юпітера — Амальтея та Теба відповідно, а також менші тіла. Високоенергетичні зіткнення між цими тілами й тілами ззовні системи Юпітера продукують пилові маси. Спочатку частинки зберігають ті ж орбітальні елементи, що і їх тіла-джерела, але поступово по спіралі переміщуються, через ефект Пойнтінга — Робертсона. Товщина павутинних кілець визначається вертикальними відхиленнями орбіт супутників через їхні ненульові нахили. Ця гіпотеза пояснює майже всі помітні властивості павутинних кілець: прямокутний поперечний переріз, зменшення товщини в напрямку до Юпітера та яскравість верхніх і нижніх меж кілець.

Однак деякі властивості не пояснені досі, наприклад, розширення Теби, яке може створюватися поки що невидимим тілом з-за орбіти Теби, а також структури помітні при обернено-розсіяному світлі. Одним із можливих пояснень розширення Теби може бути дія електромагнітних сил атмосфери Юпітера. Коли пил входить у тінь позаду Юпітера, він швидко втрачає свій електричний заряд. Починаючи з невеликих частинок, пил з'єднується з планетою, він рухається назовні вийшовши з тіні, створюючи таким чином розширення Теби. Тими ж самими силами можна пояснити зменшення кількості частинок і яскравості між орбітами Амальтеї та Теби.

Пік яскравості одразу за орбітою Амальтеї, а також вертикальна асиметрія павутинного кільця Амальтеї можуть пояснюватися захопленими частинками із точок Лагранжа (L4) та (L5) супутника. Частинки кільця можуть рухатися по підковоподібних орбітах між точками Лагранжа. Неподалік від Теби відбувається такий самий процес. Це відкриття означає, що у павутинних кільцях є два типи частинок: одні повільно по спіралі дрейфують в напрямку Юпітера, а інші залишаються поблизу своїх джерел, захоплені в 1:1 резонанс із ними.

Кільце Гімалії

image
Гіпотетичне кільце Гімалії

Супутник S/2000 J 11 діаметром 4 км зник після його відкриття 2000 року. За однією з версій, він зіткнувся з більшим супутником Гімалією діаметром 170 км, створивши тим самим невелике та тонке кільце. Гіпотетичне кільце виглядає як бліда смуга поблизу Гімалії. Це припущення вказує також на те, що Юпітер іноді втрачає малі супутники в результаті зіткнень.

Дослідження

image
Задня половина Юпітера, відзнята супутником «Галілео».

Існування кілець Юпітера було доведено після спостережень планетарного поясу КА «Піонер-11» 1975 року. 1979 року КА «Вояджер-1» зробив зображення переекспонованої кільцевої системи. Детальніші зображення були зроблені того ж року КА «Вояджер-2», що допомогло визначити наближену структуру кілець. Зображення чудової якості, отримані КА «Галілео» з 1995 по 2003 року, значно розширили наявні знання про кільця Юпітера. Наземні спостереження кілець обсерваторією Кека 1997 і 2002 років і телескопом «Габбл» 1999 року показали багату структуру, видиму в боковому розсіяному світлі. Зображення, передані КА «Нові обрії» у лютому-березні 2007 року, дозволили вперше вивчити структуру головного кільця. 2000 року КА «Кассіні» на шляху до Сатурна виконав різноманітні спостереження системи кілець Юпітера. В майбутньому плануються нові місії для вивчення кілець Юпітера.

Пояснення

  1. ^  Прямо (вперед) розсіяне світло — світло, розсіяне під малим кутом відносно світла Сонця ( близький до 180°).
  2. ^  Обернено-розсіяне світло — світло, розсіяне під кутом близьким до 180° відносно сонячного світла ( близький до 0°).
  3. ^  Нормальна оптична товщина — співвідношення між повним поперечним перерізом частинок кільця та квадратною площею кільця.
  4. ^  Це повинно відповідати ймовірному, загальному 1700 км² поперечному перерізу Метіди й Адрастеї.
  5. ^  Резонанс Лоренца — резонанс між орбітальним рухом частинок кілець і обертанням планетарної магнітосфери, коли відношення їхніх періодів — раціональне число.
  6. ^  Товщина павутинних кілець визначається як відстань між їхніми найяскравішими верхніми та нижніми межами.

Примітки

  1. 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.)
  2. 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.)
  3. 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.)
  4. de Pater, I.; Showalter, M. R.; Burns, J. A.; et al. (1999). (PDF). Icarus. 138 (2): 214—223. Bibcode:1999Icar..138..214D. doi:10.1006/icar.1998.6068. Архів оригіналу (pdf) за 14 лютого 2017. Процитовано 1 квітня 2017. (англ.)
  5. 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.)
  6. Н. Горькавый. Гигант Юпитер // Энциклопедия для детей. Астрономия / глав. ред. М. Аксёнова — М: Аванта+, 1997. — С. 549. (рос.)
  7. Esposito, L. W. (2002). . Reports on Progress in Physics. 65 (12): 1741—1783. Bibcode:2002RPPh...65.1741E. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201. Архів оригіналу за 16 червня 2020. Процитовано 1 квітня 2017. (англ.)
  8. Morring, F. (7 травня 2007). Ring Leader. Aviation Week & Space Technology: 80—83. (англ.)
  9. Throop, H. B.; Porco, C. C.; West, R. A.; et al. (2004). (PDF). Icarus. 172 (1): 59—77. Bibcode:2004Icar..172...59T. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.020. Архів оригіналу (pdf) за 20 травня 2011. Процитовано 1 квітня 2017. (англ.)
  10. Burns, J.A.; Simonelli, D. P.;Showalter, M.R. et al. (2004). (PDF). У Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (ред.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. Архів оригіналу (pdf) за 12 травня 2006. Процитовано 1 квітня 2017. (англ.)
  11. «Lunar marriage may have given Jupiter a ring» [ 22 лютого 2014 у Wayback Machine.], New Scientist, March 20, 2010, p. 16. (англ.)
  12. Showalter, M. R.; Burns, J. A.; de Pater, I.; et al. (26–28 September 2005). . Proceedings of the Conference held September 26–28, 2005 in Kaua'i, Hawaii. LPI Contribution No. 1280. с. 130. Архів оригіналу за 12 листопада 2007. Процитовано 1 квітня 2017. (англ.)
  13. 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 квітня 2019] (англ.)
  14. 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:10.1016/j.icarus.2007.11.029. (англ.)
  15. 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.)
  16. 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.)
  17. 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.)
  18. 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.)
  19. Burns, J.A.; Hamilton, D.P.; Showalter, M.R. (2001). (PDF). У Grun, E.; Gustafson, B. A. S.; Dermott, S. T.; Fechtig H. (ред.). Interplanetary Dust. Berlin: Springer. с. 641—725. Архів оригіналу (pdf) за 3 червня 2016. Процитовано 1 квітня 2017. (англ.)
  20. 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.)
  21. Burns, J. A.; Showalter, M. R.; Hamilton, D. P.; et al. (1999). (PDF). Science. 284 (5417): 1146—1150. Bibcode:1999Sci...284.1146B. doi:10.1126/science.284.5417.1146. PMID 10325220. Архів оригіналу (pdf) за 3 червня 2016. Процитовано 1 квітня 2017. (англ.)
  22. Mason, J.; Cook, J.-R. C. (31 березня 2011). . press release. Cassini Imaging Central Laboratory for Operations. Архів оригіналу за 30 травня 2011. Процитовано 4 квітня 2011. (англ.)
  23. . PIA 13893 caption. The Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS). 31 березня 2011. Архів оригіналу за 19 квітня 2014. Процитовано 19 квітня 2014. (англ.)
  24. Showalter, M. R.; Hedman, M. M.; Burns, J. A. (31 березня 2011). . Science. AAAS. 332. doi:10.1126/science.1202241. Архів оригіналу за 5 серпня 2011. Процитовано 5 квітня 2011. (англ.)
  25. . PIA 12820 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute. 31 березня 2011. Архів оригіналу за 13 квітня 2011. Процитовано 4 квітня 2011. (англ.)
  26. Hedman, M. M.; Burns, J. A.; Evans, M. W.; Tiscareno, M. S.; Porco, C. C. (31 березня 2011). . Science. AAAS. 332. doi:10.1126/science.1202238. Архів оригіналу за 3 травня 2011. Процитовано 5 квітня 2011. (англ.)
  27. Hamilton, D. P. (1994). (PDF). Icarus. 109 (2): 221—240. Bibcode:1994Icar..109..221H. doi:10.1006/icar.1994.1089. Архів оригіналу (pdf) за 3 червня 2016. Процитовано 1 квітня 2017. (англ.)
  28. 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.)
  29. Showalter, Mark R.; de Pater, Imke; Verbanac, Guili et al. (2008). (PDF). Icarus. 195 (1): 361—377. Bibcode:2008Icar..195..361S. doi:10.1016/j.icarus.2007.12.012. Архів оригіналу (pdf) за 3 червня 2016. Процитовано 1 квітня 2017. (англ.)
  30. Krüger, H.; Grün, E.; Hamilton, D. P. (18–25 July 2004). . 35th COSPAR Scientific Assembly. с. 1582. Архів оригіналу за 12 листопада 2007. Процитовано 1 квітня 2017. (англ.)
  31. 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.)
  32. 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.)
  33. Hamilton, Douglas P.; Kruger, Harold (2008). (PDF). Nature. 453 (7191): 72—75. Bibcode:2008Natur.453...72H. doi:10.1038/nature06886. PMID 18451856. Архів оригіналу (pdf) за 3 червня 2016. Процитовано 1 квітня 2017. (англ.)
  34. IAUC 7555, January 2001. . JPL Solar System Dynamics. Архів оригіналу за 21 липня 2011. Процитовано 13 лютого 2011. (англ.)
  35. 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.)
  36. 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.)

Посилання

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Кільця Юпітера
  • Збірка фактів про кільця Юпітера [ 22 серпня 2006 у Wayback Machine.]
  • Кільця Юпітера [ 16 травня 2007 у Wayback Machine.] на NASA's Solar System Exploration [ 19 лютого 2011 у Wayback Machine.]
  • Сторінка проєкту NASA Voyager [ 1 березня 2017 у Wayback Machine.]
  • Сторінка проєкту NASA Galileo [ 20 грудня 2004 у Wayback Machine.]
  • Сторінка проєкту New Horizont [ 24 січня 2002 у Wayback Machine.]
  • Вузли планетарних кілець: система кілець Юпітера [ 30 червня 2007 у Wayback Machine.]

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Ki lcya Yupi tera sistema planetarnih kilec planeti Yupiter Ce tretya sistema kilec vidkrita v Sonyachnij sistemi pislya sistem kilec Saturna ta Urana Vpershe kilcya Yupitera buli pomicheni 1979 roku pri pidloti KA Voyadzher do Yupitera bilsh detalni vidomosti pro kilcya vdalosya otrimati v 1990 ti zavdyaki KA Galileo Kilcya takozh sposterigalisya z dopomogoyu teleskopa Gabbl i sposterigayutsya z Zemli protyagom bagatoh rokiv Nazemni sposterezhennya potrebuyut najbilshih iz dostupnih teleskopiv Kilcya ta vnutrishni suputniki Yupitera shema Sistema kilec Yupitera ye slabkoyu ta skladayetsya perevazhno z pilu V kilcyah mozhna vidiliti zagalom chotiri komponenti sistemi tovstij tor iz chastinok vidomij yak kilce galo angl halo ring chi prosto galo vidnosno yaskrave duzhe tonke golovne kilce i dva shirokih i slabkih zovnishnih kilcya vidomih yak pavutinni kilcya gossamer rings kilcya tonki ta prozori yak pavutina sho nazivayutsya za materialom suputnikiv yaki yih formuyut Amalteyi ta Tebi Golovne kilce ta galo skladayutsya perevazhno z pilu z Metidi Adrasteyi ta mozhlivo she deyakih suputnikiv sho ye naslidkom visokoshvidkisnih zitknen Zobrazhennya visokoyi rozdilnosti otrimani 2007 roku KA Novi gorizonti dozvolili rozrizniti nasichenu ta tonku strukturu golovnogo kilcya U vidimij chastini spektra ta blizkij infrachervonij kilcya mayut chervone zabarvlennya za vinyatkom kilcya galo sho maye nejtralne abo sinye zabarvlennya Rozmir pilinok u kilcyah riznij ale plosha poperechnogo peretinu najvisha dlya nesferoyidalnih chastinok iz radiusom blizko 15 mkm u vsih kilcyah krim kilcya galo Jmovirno u kilci galo perevazhaye pil z poperechnikom chastinok menshe mikrometra Zagalna masa sistemi kilec nevidoma ale yiyi ocinki kolivayutsya v mezhah vid 1011 do 1016 kg Vik sistemi kilec nevidomij ale voni mogli isnuvati z momentu ostatochnogo formuvannya Yupitera Mozhlivo sho she odne kilce isnuye na orbiti Gimaliyi yaksho vona yak vvazhayetsya zishtovhuvalasya kolis iz Diyeyu Vidkrittya ta budovaKilcya Yupitera tretya vidkrita u Sonyachnij sistemi sistema kilec pislya kilec Saturna j Urana Vpershe kilcya Yupitera sposterigalisya 1979 roku kosmichnim aparatom Voyadzher 1 Kilceva sistema maye 4 osnovnih komponenti tovstij vnutrishnij tor iz chastinok vidomij yak kilce galo vidnosno yaskrave i tonke golovne kilce ta dva shirokih i slabkih zovnishnih kilcya vidomih yak pavutinni kilcya nazvani za materialom suputnikiv sho yih formuyut Amalteyi ta Tebi Osnovni harakteristiki kilec Yupitera navedeno v tablici nizhche Nazva Radius km Shirina km Tovshina km Optichna tovshina c Pilova frakciya v t Masa kg Primitki Kilce galo 92 000 122 500 30 500 12 500 1 10 6 100 Golovne kilce 122 500 129 000 6 500 30 300 5 9 10 6 25 107 109 pil 1011 1016 veliki fragmenti Obmezhuyetsya Adrasteyeyu Pavutinne kilce Amalteyi 129 000 182 000 53 000 2 000 1 10 7 100 107 109 Pov yazane z Amalteyeyu Pavutinne kilce Tebi 129 000 226 000 97 000 8 400 3 10 8 100 107 109 Pov yazane z Teboyu Poshiryuyetsya i na prostir poza orbitoyu Tebi Golovne kilceStruktura ta zovnishnij viglyad Mozayika iz zobrazhen kilcevoyi sistemi Yupitera na yakij mozhna rozrizniti roztashuvannya suputnikiv i kilec Vuzke ta vidnosno tonke golovne kilce ye najyaskravishim u sistemi kilec Yupitera Jogo zovnishnij kraj roztashovuyetsya na vidstani 129 000 km vid Yupitera abo 1 806 RJ RJ ekvatorialnij radius Yupitera 71 398 km ta zbigayetsya z orbitoyu najmenshogo vnutrishnogo suputnika Yupitera Adrasteyi Jogo vnutrishnij kraj ne zbigayetsya z orbitoyu yakogo nebud suputnika ta lezhit na vidstani 122 500 km 1 72 RJ Takim chinom shirina kilcya 6 500 km Zovnishnij viglyad kilcya zalezhit vid geometriyi oglyadu V pryamo rozsiyanomu svitli a yaskravist golovnogo kilcya pochinaye zmenshuvatisya z 128 600 km vseredini orbiti Adrasteyi ta dosyagaye fonovogo rivnya na vidstani 129 300 km poza orbitoyu Adrasteyi Takim chinom Adrasteya ye suputnikom pastuhom dlya cogo kilcya azh do vidstani 129 000 km Yaskravist kilcya zbilshuyetsya v napryamku do Yupitera ta dosyagaye maksimumu na vidstani 126 000 km poblizu vid centra kilcya odnak v nomu sposterigayetsya yavnij zazor stvorenij Metidoyu na vidstani 128 000 km Vnutrishnya mezha golovnogo kilcya postupovo znikaye z 124 000 do 120 000 km zlivayuchis iz galo V pryamo rozsiyanomu svitli vsi kilcya Yupitera yaskravi Golovne kilce Verhnye foto v oberneno rozsiyanomu svitli ta bulo zroblene KA Novi obriyi Vidno mikrostrukturu jogo zovnishnogo krayu Nizhnye foto demonstruye golovne kilce u pryamo rozsiyanomu svitli vidno sho v nomu vazhko vidiliti yakus detal krim pazu Metidi V oberneno rozsiyanomu svitli kilce viglyadaye inakshe Zovnishnya mezha golovnogo kilcya roztashovana na vidstani 129 100 km za orbitoyu Adrasteyi rizko obrivayetsya Orbita suputnika vidmichayetsya zazorom u kilci takim chinom utvoryuyetsya kilce poza orbitoyu Adrasteyi Ye she odne kilce na orbiti Adrasteyi sho suprovodzhuyetsya zazorom nevidomogo pohodzhennya na vidstani priblizno 128 500 km Tretye kilce roztashovuyetsya poza orbitoyu Metidi v centri she odnogo zazoru Yaskravist kilcya znachno zmenshuyetsya odrazu za orbitoyu Metidi utvoryuyuchi tak zvanij paz Metidi Vseredini orbiti Metidi yaskravist kilcya zbilshuyetsya znachno menshe nizh pri pryamo rozsiyanomu svitli V oberneno rozsiyanij geometriyi zdayetsya sho kilce skladayetsya z dvoh chastin vuzkoyi zovnishnoyi chastini sho prostyagayetsya vid 128 000 do 129 000 km yaka bezposeredno vklyuchaye tri kilcya rozdilenih zazorami ta slabshoyi vnutrishnoyi chastini sho prostyagayetsya vid 122 500 do 128 000 km v yakij nemozhlivo rozrizniti yaku nebud strukturu na vidminu vid pryamo rozsiyanoyi geometriyi Paz Metidi ye yihnoyu graniceyu Mikrostruktura kilcya vpershe bula doslidzhena za fotografiyami otrimanimi KA Galileo a takozh dobre prostezhuyetsya na foto v oberneno rozsiyanomu svitli otrimanomu KA Novi obriyi u lyutomu berezni 2007 roku Bilsh ranni sposterezhennya z dopomogoyu teleskopa Gabbl HST Keka ta KA Kassini viyavilis provalnimi cherez nedostatnyu rozdilnu zdatnist Odnak piznishe mikrostrukturu vdalosya rozrizniti z dopomogoyu teleskopa observatoriyi Kek i vikoristanni adaptivnoyi optiki v 2002 2003 rokah Pri sposterezhenni v oberneno rozsiyanomu svitli kilce zdayetsya nadzvichajno tonkim i tovshinoyu ne bilshe 30 km Pri bokovomu rozsiyuvanni svitla tovshina kilec vid 80 do 160 km zbilshuyuchis u napryamku do Yupitera Kilce zdayetsya osoblivo tovstim pri pryamo rozsiyanomu svitli priblizno 300 km Odnim iz vidkrittiv KA Galileo stalo vidkrittya vidnosno tovstoyi blizko 600 km hmari materiyi sho otochuye vnutrishnij kraj kilcya Hmara zbilshuyetsya v tovshini blizhche do vnutrishnogo krayu de perehodit u galo Detalnij analiz zobrazhen KA Galileo viyaviv pozdovzhni zmini yaskravosti u golovnomu kilci ne pov yazani z geometriyeyu oglyadu Krim cogo bula viyavlena deyaka neodnoridnist u kilci v masshtabah 500 1000 km U lyutomu berezni 2007 roku KA Novi obriyi vikonav detalnij poshuk novih nevelikih suputnikiv u golovnomu kilci Nezvazhayuchi na te sho zhoden suputnik bilshij 0 5 km viyavlenij ne buv kameri aparata zafiksuvali sim vidnosno nevelikih bril iz chastinok kilcya Voni ruhayutsya u shilnomu kilci vseredini orbiti Adrasteyi Pripushennya pro te sho ce same brili a ne neveliki suputniki pidtverdzhuyetsya azimutalnimi zamirami Voni prostyagayutsya na 0 1 0 3 vzdovzh kilcya sho vidpovidaye 1000 3000 km Brili rozdileni vseredini kilcya na 2 grupi iz 5 ta 2 elementiv Pohodzhennya bril nezrozumile odnak yihni orbiti perebuvayut v rezonansah 115 116 i 114 115 z Metidoyu Mozhlivo voni ye ulamkami vid zitknennya Metidi z deyakim ob yektom Spektr i granulometrichnij sklad Zobrazhennya golovnogo kilcya otrimane Galileo pri pryamo rozsiyanomu svitli dobre vidno paz Metidi Spektr kilcya buv otrimanij Gabblom Kekom KA Galileo ta KA Kassini Ce dozvolilo vstanoviti sho kolir chastinok u kilci chervonuvatij tobto yihnye albedo vishe na bilshih dovzhinah hvili Spektr kilcya ne dozvolyaye vidiliti yakihos himichnih rechovin odnak pid chas sposterezhen Kassini buli viyavleni liniyi poglinannya na dovzhini hvil 0 8 mkm i 2 2 mkm Spektr golovnogo kilcya nagaduye spektr Adrasteyi ta Amalteyi Vlastivosti golovnogo kilcya mozhut poyasnyuvatisya gipotezoyu zgidno z yakoyu vono mistit suttyevu kilkist pilu rozmirami 0 1 10 mkm Ce poyasnyuye bilshu yaskravist kilcya pri pryamo rozsiyanomu svitli Odnak nayavnist bilshih chastinok potribna dlya togo shob poyasniti vishu yaskravist i mikrostrukturu yaskravoyi zovnishnoyi chastini kilcya v oberneno rozsiyanomu svitli Analiz dostupnih fazovih i spektralnih danih dozvolyaye zrobiti visnovok pro te sho rozpodil rozmiriv dribnih chastinok u golovnomu kilci pidporyadkovuyetsya stepenevomu zakonu n r A r q displaystyle n r A times r q de n r kilkist chastinok iz radiusami mizh r i r dr i A normuvalnij parametr sho vibirayetsya dlya togo shob vidpovidati zagalnomu svitlovomu potoku vid kilcya Parametr q 2 0 0 2 i zastosovuyetsya dlya r lt 15 0 3 mkm i q 5 1 dlya chastinok iz r gt 15 0 3 mkm Rozpodil velikih chastinok u mm km zoni narazi nevidomij Svitlove rozsiyuvannya v cij modeli perevazhno zdijsnyuyetsya chastinkami z r blizko 15 mkm Stepenevij zakon zgadanij vishe dozvolyaye ociniti optichnu tovshinu c t displaystyle scriptstyle tau golovnogo kilcya t l 4 7 10 6 displaystyle scriptstyle tau l 4 7 times 10 6 dlya velikih til i t s 1 3 10 6 displaystyle scriptstyle tau s 1 3 times 10 6 dlya pilu Taka optichna tovshina oznachaye sho zagalnij poperechnij pereriz chastinok u kilci blizko 5000 km d Chastinki u golovnomu kilci jmovirno mayut ne sferichnu formu Zagalna masa pilu v golovnomu kilci ocinyuyetsya v 107 109 kg Masa velikih til za vinyatkom Metidi j Adrasteyi stanovit 1011 1016 kg Ce zalezhit vid yihnogo maksimalnogo rozmiru granichne znachennya 1 km v diametri Dlya porivnyannya masa Adrasteyi blizko 2 1015 kg Amalteyi blizko 2 1018 kg Misyacya 7 4 1022 kg Nayavnist v odnomu kilci odrazu dvoh populyacij chastinok pilu ta velikih til poyasnyuye vidminnosti zovnishnogo viglyadu kilcya pri riznij geometriyi oglyadu Pil dobre vidno pri pryamo rozsiyanomu svitli ta obmezhuyetsya orbitoyu Adrasteyi Navpaki veliki tila dobre rozriznyuvani pri oberneno rozsiyanomu svitli obmezhuyutsya oblastyu mizh orbitami Adrasteyi ta Metidi a takozh kilcyami Pohodzhennya ta vik Formuvannya kilec Yupitera Pil zalishaye kilce cherez efekt Pojntinga Robertsona a takozh elektromagnitni sili magnitosferi Yupitera Letki rechovini napriklad lodi shvidko viparovuyutsya Chas zhittya chastinok u kilci vid 100 do 1000 rokiv Takim chinom pil povinen postijno popovnyuyetsya za rahunok zitknen mizh tilami rozmirom vid 1 sm do 0 5 km i timi zh tilami ta tilami z za mezh sistemi Yupitera Dzherelami napovnennya kilcya ye populyaciya z vidnosno velikih til obmezhena 1000 kilometrovoyu oblastyu na orbiti yaskrava zovnishnya chastina kilcya a takozh Metida ta Adrasteya Najbilshi tila za vinyatkom Metidi j Adrasteyi yaki ye dzherelami popovnennya ne mozhut buti bilshimi 0 5 km za rozmirom Verhnya mezha bula vstanovlena sposterezhennyami KA Novi obriyi Poperednya verhnya mezha otrimana za rahunok sposterezhen Gabbla ta Kassini bula blizka do 4 km Pil sho utvoryuyetsya pid chas zitknen zberigaye spochatku ti zh orbitalni elementi sho i tila dzherela ale postupovo povilno po spirali pochinaye zmishuvatisya v napryamku Yupitera formuyuchi slabku v oberneno rozsiyanomu svitli vnutrishnyu chastinu golovnogo kilcya ta galo Narazi vik golovnogo kilcya nevidomij ale mozhlivo vin ye ostannimi zalishkami populyaciyi z malenkih til bilya Yupitera Vertikalni hvilyastosti Fotografiyi z KA Galileo ta Novi obriyi dozvolili rozrizniti dvi okremi grupi hvilyastostej vseredini golovnogo kilcya Ci grupi hvilyastostej silnishi nizh ti sho mozhut buti viklikani diferencialnoyu vuzlovoyu regresiyeyu gravitacijnogo polya Yupitera Jmovirno najpomitnisha hvilyastist iz dvoh bula viklikana kometoyu Shumejkeriv Levi 9 sho zitknulasya z Yupiterom 1995 roku v toj chas yak insha z yavilasya mabut u pershij polovini 1990 roku Sposterezhennya Galileo u listopadi 1996 roku dozvolili vikonati vimiryuvannya cih dvoh hvilyastostej dovzhina 1920 150 i 630 20 km vertikalna amplituda 2 4 0 7 i 0 6 0 2 km dlya silnishoyi ta slabshoyi hvilyastosti vidpovidno Formuvannya bilshoyi hvilyastosti mozhna poyasniti diyeyu na kilce chastinok kometi povna masa yakoyi stanovila 2 5 x 1012 kg yaki vidhilili dilyanku kilcya vid ekvatorialnoyi ploshini na 2 km Shozha hvilyastist sposterigalasya Kassini v kilcyah Saturna C i D Kilce galoStruktura ta zovnishnij viglyad Zobrazhennya v umovnih kolorah kilcya galo otrimane Galileo v pryamo rozsiyanomu svitli Galo roztashovuyetsya najblizhche do samoyi planeti i razom z tim ye najtovstishim kilcem planeti Jogo zovnishnij kraj zbigayetsya z vnutrishnoyu mezheyu golovnogo kilcya na vidstani blizko 122 500 km 1 72 RJ Pochinayuchi z ciyeyi vidstani kilce staye vse tovstishim i tovstishim u napryamku do Yupitera Spravzhnya tovshina kilcya nevidoma dosi ale rechovina sho jogo skladaye bula zafiksovana i na vidstani 10 000 km vid ploshini kilcya Vnutrishnya mezha kilcya vidnosno rizko obrivayetsya na vidstani 100 000 km 1 4 RJ ale deyaka kilkist rechovini fiksuyetsya i na vidstani 92 000 km vid Yupitera Takim chinom shirina galo blizko 30 000 km Svoyeyu formoyu vono nagaduye tor bez chitkoyi vnutrishnoyi strukturi Na vidminu vid golovnogo kilcya zovnishnij viglyad galo lishe trohi zalezhit vid geometriyi oglyadu Najyaskravishim galo zdayetsya u pryamo rozsiyanomu svitli Same v takij geometriyi vono bulo sfotografovano Galileo V toj chas yak jogo poverhneva yaskravist nabagato mensha nizh u golovnogo kilcya jogo vertikalnij perpendikulyarnij do ploshini kilcya potik fotoniv porivnyannij cherez nabagato bilshu tovshinu kilcya Nezvazhayuchi na tovshinu blizko 20 000 km yaskravist kilcya galo strogo skoncentrovana u ploshini kilcya ta sliduye stepenevomu zakonu formi z 0 6 do z 1 5 de z vidstan vid ploshini kilcya Zovnishnij viglyad galo v oberneno rozsiyanomu svitli sho sposterigalosya Kekom i Gabblom majzhe odnakovij Odnak jogo zagalnij fotonnij potik u kilka raziv nizhchij nizh u golovnogo kilcya i silnishe skoncentrovanij poblizu ploshini kilcya nizh pri pryamo rozsiyanomu svitli Spektr galo silno vidriznyayetsya vid spektra golovnogo kilcya Rozpodil potoku fotoniv na dovzhinah hvil 0 5 2 5 mkm bilsh ploskij nizh u golovnogo kilcya kilce galo maye ne chervonuvate zabarvlennya yak golovne a sinyuvate Pohodzhennya galo Optichni vlastivosti galo mozhut poyasnyuvatisya gipotezoyu zgidno z yakoyu v nogo vhodyat chastinki z rozmirami menshe 15 mkm Chastina kilcya roztashovana daleko vid jogo ploshini mozhe skladatisya z pilu rozmirom menshe mikrometra Takij pilovij sklad poyasnyuye nabagato silnishe pryame rozsiyuvannya svitla sinyuvate zabarvlennya ta nerozriznyuvanu strukturu kilcya Pil jmovirno pohodit iz golovnogo kilcya i ce pidtverdzhuyetsya faktom togo sho optichna tovshina kilcya galo t s 10 6 displaystyle scriptstyle tau s sim 10 6 sumirna z pilom iz golovnogo kilcya Velika tovshina galo mozhe poyasnyuvatisya zburennyami orbitalnogo nahilu ta ekscentrisitetu chastinok kilcya elektromagnitnimi silami magnitosferi Yupitera Zovnishnya mezha galo zbigayetsya z roztashuvannyam tak zvanogo rezonansu Lorenca 3 2 z Yupiterom e Oskilki efekt Pojntinga Robertsona zmushuye chastinki kilcya drejfuvati v napryamku do Yupitera yihnij orbitalnij nahil zminyuyetsya koli voni prohodyat cherez cyu oblast Zgadana vishe pilova hmara sho ogortaye vnutrishni mezhi golovnogo kilcya mozhe buti pochatkom kilcya galo Vnutrishnya mezha galo dostatno blizko prohodit vid silnogo 2 1 rezonansu Lorenca Jmovirno v takomu rezonansi duzhe silni zburennya sho zmushuye chastinki kilcya virushiti v napryamku atmosferi Yupitera viznachayuchi takim chinom rizku vnutrishnyu mezhu Yaksho kilce galo pohidne vid golovnogo kilcya to vono maye priblizno takij samij vik Pavutinni kilcyaPavutinne kilce Amalteyi Pavutinne kilce Amalteyi Zobrazhennya otrimane KA Galileo Pavutinne kilce Amalteyi maye duzhe slabku strukturu z pryamokutnim poperechnim pererizom prostyagayuchis vid orbiti Amalteyi z 182 000 km 2 54 RJ do priblizno 129 000 km 1 80 RJ Jogo vnutrishnya mezha ne viznachena chitko cherez nayavnist poblizu nabagato yaskravishogo golovnogo kilcya ta kilcya galo Tovshina kilcya stanovit blizko 2300 km v rajoni orbiti Amalteyi ta desho zmenshuyetsya u napryamku do Yupitera f Najyaskravishim kilce staye poblizu verhnogo ta nizhnogo krayiv a takozh u napryamku do Yupitera Odna z mezh kilcya chasto buvaye yaskravishoyu za inshi Zovnishnya mezha kilcya dovoli kruto obrivayetsya yaskravist kilcya pomitna lishe vseredini orbiti Amalteyi odnak kilce maye nevelike rozshirennya za mezhi orbiti Amalteyi tam de suputnik vstupaye v 4 3 rezonans iz Teboyu V pryamo rozsiyanomu svitli kilce priblizno u 30 raziv tmyanishe vid golovnogo kilcya V oberneno rozsiyanomu svitli kilce mozhna rozrizniti lishe Kekom ta ACS na Gabbli Zobrazhennya v oberneno rozsiyanomu svitli dozvolyayut rozrizniti deyaki detali kilcya napriklad pikovoyi yaskravosti kilce dosyagaye vseredini orbiti Amalteyi obmezhuyuchis verhnoyu ta nizhnoyu mezheyu kilcya V 2002 2003 rokah Galileo dvichi projshov kriz pavutinni kilcya Pid chas prohodu pilovi datchiki zafiksuvali chastinki pilu z rozmirami 0 2 5 mkm Krim cogo skaneri Galileo zafiksuvali nayavnist vidnosno nevelikih lt 1 km til poblizu Amalteyi Mozhlivo ce naslidki zitknen deyakih til iz poverhneyu suputnika Sposterezhennya pavutinnih kilec iz Zemli z bortu KA Galileo ta pryami vimiryuvannya pilu dozvolili viznachiti granulometrichnij sklad kilcya yakij mabut pidporyadkovuyetsya vse tomu zh stepenevomu zakonu sho i golovne kilce z q 2 0 5 Optichna tovshina kilcya blizko 10 7 sho na dekilka poryadkiv nizhche nizh u golovnogo kilcya odnak sumarna masa pilu v kilci 107 109 kg ye sumirnoyu Pavutinne kilce Tebi Pavutinne kilce Tebi ye najtmyanishim i najviddalenishim iz vidomih Vono maye duzhe neyasnu strukturu ta pryamokutnij poperechnij pereriz Kilce pochinayetsya poblizu orbiti Tebi na vidstani 226 000 km 3 11 RJ ta poshiryuyetsya azh do 129 000 km 1 80 RJ Vnutrishnya mezha kilcya ne viznachayetsya cherez nabagato yaskravishi golovne kilce ta galo Tovshina kilcya blizko 8400 km poblizu orbiti Tebi ta postupovo zmenshuyetsya v napryamku do planeti f Pavutinne kilce Tebi yak i pavutinne kilce Amalteyi yaskrave poblizu nizhnoyi ta verhnoyi mezhi a takozh staye yaskravishim pri nablizhenni do Yupitera Zovnishnya mezha kilcya ne obrivayetsya rizko prostyagayuchis she na 15 000 km Ye led pomitne prodovzhennya kilcya za mezhi orbiti Tebi priblizno do 280 000 km 3 75 RJ i nazivayetsya rozshirennyam Tebi U pryamo rozsiyanomu svitli kilce vtrichi mensh yaskrave nizh kilce Amalteyi V oberneno rozsiyanomu svitli kilce zmogli rozrizniti lishe teleskopi observatoriyi Keka Na foto v oberneno rozsiyanomu svitli vidno sho pikova yaskravist kilcya pochinayetsya odrazu za orbitoyu Tebi V 2002 2003 detektori pilu na Galileo zafiksuvali nayavnist chastinok rozmirami 0 2 5 mkm yak i v kilci Amalteyi a takozh pidtverdili rezultati doslidzhennya zobrazhen Optichna tovshina kilcya Tebi priblizno 3 10 8 sho vtrichi nizhche nizh u kilcya Amalteyi odnak zagalna masa pilu v kilci priblizno taka zh 107 109 kg Granulometrichnij sklad pilu v kilci trohi dribnishij nizh u kilci Amalteyi Pil u kilci takozh pidporyadkovuyetsya stepenevomu zakonu z q lt 2 U rozshirenni Tebi parametr q mozhe buti navit menshim Pohodzhennya pavutinnih kilec Pil u pavutinnih kilcyah popovnyuyetsya tim samim mehanizmom sho i v golovnomu kilci ta v galo Dzherelami ye vnutrishni suputniki Yupitera Amalteya ta Teba vidpovidno a takozh menshi tila Visokoenergetichni zitknennya mizh cimi tilami j tilami zzovni sistemi Yupitera produkuyut pilovi masi Spochatku chastinki zberigayut ti zh orbitalni elementi sho i yih tila dzherela ale postupovo po spirali peremishuyutsya cherez efekt Pojntinga Robertsona Tovshina pavutinnih kilec viznachayetsya vertikalnimi vidhilennyami orbit suputnikiv cherez yihni nenulovi nahili Cya gipoteza poyasnyuye majzhe vsi pomitni vlastivosti pavutinnih kilec pryamokutnij poperechnij pereriz zmenshennya tovshini v napryamku do Yupitera ta yaskravist verhnih i nizhnih mezh kilec Odnak deyaki vlastivosti ne poyasneni dosi napriklad rozshirennya Tebi yake mozhe stvoryuvatisya poki sho nevidimim tilom z za orbiti Tebi a takozh strukturi pomitni pri oberneno rozsiyanomu svitli Odnim iz mozhlivih poyasnen rozshirennya Tebi mozhe buti diya elektromagnitnih sil atmosferi Yupitera Koli pil vhodit u tin pozadu Yupitera vin shvidko vtrachaye svij elektrichnij zaryad Pochinayuchi z nevelikih chastinok pil z yednuyetsya z planetoyu vin ruhayetsya nazovni vijshovshi z tini stvoryuyuchi takim chinom rozshirennya Tebi Timi zh samimi silami mozhna poyasniti zmenshennya kilkosti chastinok i yaskravosti mizh orbitami Amalteyi ta Tebi Pik yaskravosti odrazu za orbitoyu Amalteyi a takozh vertikalna asimetriya pavutinnogo kilcya Amalteyi mozhut poyasnyuvatisya zahoplenimi chastinkami iz tochok Lagranzha L4 ta L5 suputnika Chastinki kilcya mozhut ruhatisya po pidkovopodibnih orbitah mizh tochkami Lagranzha Nepodalik vid Tebi vidbuvayetsya takij samij proces Ce vidkrittya oznachaye sho u pavutinnih kilcyah ye dva tipi chastinok odni povilno po spirali drejfuyut v napryamku Yupitera a inshi zalishayutsya poblizu svoyih dzherel zahopleni v 1 1 rezonans iz nimi Kilce GimaliyiGipotetichne kilce Gimaliyi Suputnik S 2000 J 11 diametrom 4 km znik pislya jogo vidkrittya 2000 roku Za odniyeyu z versij vin zitknuvsya z bilshim suputnikom Gimaliyeyu diametrom 170 km stvorivshi tim samim nevelike ta tonke kilce Gipotetichne kilce viglyadaye yak blida smuga poblizu Gimaliyi Ce pripushennya vkazuye takozh na te sho Yupiter inodi vtrachaye mali suputniki v rezultati zitknen DoslidzhennyaZadnya polovina Yupitera vidznyata suputnikom Galileo Isnuvannya kilec Yupitera bulo dovedeno pislya sposterezhen planetarnogo poyasu KA Pioner 11 1975 roku 1979 roku KA Voyadzher 1 zrobiv zobrazhennya pereeksponovanoyi kilcevoyi sistemi Detalnishi zobrazhennya buli zrobleni togo zh roku KA Voyadzher 2 sho dopomoglo viznachiti nablizhenu strukturu kilec Zobrazhennya chudovoyi yakosti otrimani KA Galileo z 1995 po 2003 roku znachno rozshirili nayavni znannya pro kilcya Yupitera Nazemni sposterezhennya kilec observatoriyeyu Keka 1997 i 2002 rokiv i teleskopom Gabbl 1999 roku pokazali bagatu strukturu vidimu v bokovomu rozsiyanomu svitli Zobrazhennya peredani KA Novi obriyi u lyutomu berezni 2007 roku dozvolili vpershe vivchiti strukturu golovnogo kilcya 2000 roku KA Kassini na shlyahu do Saturna vikonav riznomanitni sposterezhennya sistemi kilec Yupitera V majbutnomu planuyutsya novi misiyi dlya vivchennya kilec Yupitera Poyasnennya Pryamo vpered rozsiyane svitlo svitlo rozsiyane pid malim kutom vidnosno svitla Soncya blizkij do 180 Oberneno rozsiyane svitlo svitlo rozsiyane pid kutom blizkim do 180 vidnosno sonyachnogo svitla blizkij do 0 Normalna optichna tovshina spivvidnoshennya mizh povnim poperechnim pererizom chastinok kilcya ta kvadratnoyu plosheyu kilcya Ce povinno vidpovidati jmovirnomu zagalnomu 1700 km poperechnomu pererizu Metidi j Adrasteyi Rezonans Lorenca rezonans mizh orbitalnim ruhom chastinok kilec i obertannyam planetarnoyi magnitosferi koli vidnoshennya yihnih periodiv racionalne chislo Tovshina pavutinnih kilec viznachayetsya yak vidstan mizh yihnimi najyaskravishimi verhnimi ta nizhnimi mezhami PrimitkiSmith 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 angl 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 angl 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 angl de Pater I Showalter M R Burns J A et al 1999 PDF Icarus 138 2 214 223 Bibcode 1999Icar 138 214D doi 10 1006 icar 1998 6068 Arhiv originalu pdf za 14 lyutogo 2017 Procitovano 1 kvitnya 2017 angl 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 angl N Gorkavyj Gigant Yupiter Enciklopediya dlya detej Astronomiya glav red M Aksyonova M Avanta 1997 S 549 ros Esposito L W 2002 Reports on Progress in Physics 65 12 1741 1783 Bibcode 2002RPPh 65 1741E doi 10 1088 0034 4885 65 12 201 Arhiv originalu za 16 chervnya 2020 Procitovano 1 kvitnya 2017 angl Morring F 7 travnya 2007 Ring Leader Aviation Week amp Space Technology 80 83 angl Throop H B Porco C C West R A et al 2004 PDF Icarus 172 1 59 77 Bibcode 2004Icar 172 59T doi 10 1016 j icarus 2003 12 020 Arhiv originalu pdf za 20 travnya 2011 Procitovano 1 kvitnya 2017 angl Burns J A Simonelli D P Showalter M R et al 2004 PDF U Bagenal F Dowling T E McKinnon W B red Jupiter The Planet Satellites and Magnetosphere Cambridge University Press Arhiv originalu pdf za 12 travnya 2006 Procitovano 1 kvitnya 2017 angl Lunar marriage may have given Jupiter a ring 22 lyutogo 2014 u Wayback Machine New Scientist March 20 2010 p 16 angl Showalter M R Burns J A de Pater I et al 26 28 September 2005 Proceedings of the Conference held September 26 28 2005 in Kaua i Hawaii LPI Contribution No 1280 s 130 Arhiv originalu za 12 listopada 2007 Procitovano 1 kvitnya 2017 angl Jupiter s Rings Sharpest View NASA Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory Southwest Research Institute 1 travnya 2007 Procitovano 31 travnya 2007 nedostupne posilannya z kvitnya 2019 angl Imke de Patera Mark R Showalterb i Bruce Macintosh Keck observations of the 2002 2003 jovian ring plane crossing Icarus 2008 Vol 195 iss 1 P 348 360 DOI 10 1016 j icarus 2007 11 029 angl 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 angl 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 angl 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 angl 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 angl Burns J A Hamilton D P Showalter M R 2001 PDF U Grun E Gustafson B A S Dermott S T Fechtig H red Interplanetary Dust Berlin Springer s 641 725 Arhiv originalu pdf za 3 chervnya 2016 Procitovano 1 kvitnya 2017 angl 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 angl Burns J A Showalter M R Hamilton D P et al 1999 PDF Science 284 5417 1146 1150 Bibcode 1999Sci 284 1146B doi 10 1126 science 284 5417 1146 PMID 10325220 Arhiv originalu pdf za 3 chervnya 2016 Procitovano 1 kvitnya 2017 angl Mason J Cook J R C 31 bereznya 2011 press release Cassini Imaging Central Laboratory for Operations Arhiv originalu za 30 travnya 2011 Procitovano 4 kvitnya 2011 angl PIA 13893 caption The Cassini Imaging Central Laboratory for Operations CICLOPS 31 bereznya 2011 Arhiv originalu za 19 kvitnya 2014 Procitovano 19 kvitnya 2014 angl Showalter M R Hedman M M Burns J A 31 bereznya 2011 Science AAAS 332 doi 10 1126 science 1202241 Arhiv originalu za 5 serpnya 2011 Procitovano 5 kvitnya 2011 angl PIA 12820 caption NASA Jet Propulsion Laboratory Space Science Institute 31 bereznya 2011 Arhiv originalu za 13 kvitnya 2011 Procitovano 4 kvitnya 2011 angl Hedman M M Burns J A Evans M W Tiscareno M S Porco C C 31 bereznya 2011 Science AAAS 332 doi 10 1126 science 1202238 Arhiv originalu za 3 travnya 2011 Procitovano 5 kvitnya 2011 angl Hamilton D P 1994 PDF Icarus 109 2 221 240 Bibcode 1994Icar 109 221H doi 10 1006 icar 1994 1089 Arhiv originalu pdf za 3 chervnya 2016 Procitovano 1 kvitnya 2017 angl 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 angl Showalter Mark R de Pater Imke Verbanac Guili et al 2008 PDF Icarus 195 1 361 377 Bibcode 2008Icar 195 361S doi 10 1016 j icarus 2007 12 012 Arhiv originalu pdf za 3 chervnya 2016 Procitovano 1 kvitnya 2017 angl Kruger H Grun E Hamilton D P 18 25 July 2004 35th COSPAR Scientific Assembly s 1582 Arhiv originalu za 12 listopada 2007 Procitovano 1 kvitnya 2017 angl 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 angl 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 angl Hamilton Douglas P Kruger Harold 2008 PDF Nature 453 7191 72 75 Bibcode 2008Natur 453 72H doi 10 1038 nature06886 PMID 18451856 Arhiv originalu pdf za 3 chervnya 2016 Procitovano 1 kvitnya 2017 angl IAUC 7555 January 2001 JPL Solar System Dynamics Arhiv originalu za 21 lipnya 2011 Procitovano 13 lyutogo 2011 angl 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 angl 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 angl PosilannyaVikishovishe maye multimedijni dani za temoyu Kilcya Yupitera Zbirka faktiv pro kilcya Yupitera 22 serpnya 2006 u Wayback Machine Kilcya Yupitera 16 travnya 2007 u Wayback Machine na NASA s Solar System Exploration 19 lyutogo 2011 u Wayback Machine Storinka proyektu NASA Voyager 1 bereznya 2017 u Wayback Machine Storinka proyektu NASA Galileo 20 grudnya 2004 u Wayback Machine Storinka proyektu New Horizont 24 sichnya 2002 u Wayback Machine Vuzli planetarnih kilec sistema kilec Yupitera 30 chervnya 2007 u Wayback Machine

Дата публікації:
Топ