Jupiters ringar är ett ringsystem som kretsar runt planeten Jupiter. Det var det tredje ringsystemet som upptäcktes i solsystemet efter Saturnus' och Uranus' ringar. Första observationen gjordes 1979 av Voyager 1Smith, 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. . och ringarna undersöktes grundligt av rymdsonden Galileo på 1990-talet.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. Det har också observerats av Hubbleteleskopet och från jordytan; det senare kräver de kraftigaste tillgängliga teleskopen.
Jupiters ringsystem är svagt och består huvudsakligen av stoft.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. Det är uppbyggt av fyra huvudkomponenter: En tjock inre torus av partiklar som kallas "haloringen", en relativt ljus och väldigt tunn "huvudring", och två breda och tjocka yttre "spindelvävsringar" som benämnts efter de månar av vars material de består: Amalthea och Thebe.
Huvudringen och haloringen består av stoft som slungats ut från månarna Metis, Adrastea och andra ej observerade kroppar till följd av kraftiga nedslag. Högupplösta bilder som erhölls i februari och mars 2007 av rymdsonden New Horizons avslöjade en rik finstruktur hos huvudringen.
I synligt och nära infrarött ljus är ringarna rödaktiga, utom haloringen, som är neutral eller blå till färgen. Stoftet i ringarna varierar i storlek, men tvärsnittsarean är störst för icke-sfäriska partiklar med en radie på cirka 15 μm i alla ringar utom i haloringen, som troligen domineras av stoft som är mindre än 1 μm. Ringsystemets massa är dåligt känd, men tros ligga mellan 1011 och 1016 kg.Burns, J.A.; Simonelli; Showalter; Hamilton; Porco; Throop; Esposito; Simonelli, D. P.;Showalter, M.R. et al. (2004). "Jupiter's Ring-Moon System" (pdf). In Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. p. 241. Bibcode:2004jpsm.book..241B. Ej heller är dess ålder känd, men det kan ha funnits sedan planeten skapades.
Möjligtvis finns det också en ring kring månen Himalias bana. En möjlig förklaring är att en liten måne kolliderat med Himalia så att material slungats ut av nedslagets kraft."Moon marriage may have given Jupiter a ring", New Scientist, March 19, 2010, p. 16.
Upptäckt och struktur Jupiters ringsystem var det tredje som upptäcktes i solsystemet efter Saturnus och Uranus. Det observerades första gången 1979 av rymdsonden Voyager 1. Det består av fyra huvudkomponenter: en tjock inre torus av partiklar som kallas "Haloringen", en relativt ljus och exceptionellt tunn "huvudring" och två svaga yttre "spindelvävsringar" som uppkallats efter de månar av vars material de är sammansatta: Amalthea och Thebe.
Huvudegenskaperna hos de kända ringarna listas i tabellen nedan.
NamnRadie(km)Bredd (km)Tjocklek (km)Optiskt djup (τ)Stoftandel (%)Massa(kg)Noter Haloringen – ~1100 — Huvudringen – 30 – 3005,9~25107– 109 (stoft)1011– 1016 (stora partiklar)Avgränsas av Adrastea Amaltheas ring – ~1100107– 109Hänger samman med Amalthea Thebes ring – ~3100107– 109Hänger samman med Thebe och har en fortsättning utanför Thebes bana.
Huvudringen Utseende och struktur
Den smala och relativt tunna huvudringen är den ljusaste delen av Jupiters ringsystem. Dess yttre gräns har en radie på cirka 129 000 km (1.806 RJ) och sammanfaller med banan hos Jupiters minsta inre satellit Adrastea. Dess inre gräns markeras inte av någon satellit och har en radie på ungefär 122 500 km (1.72 RJ).
Sålunda är huvudringens bredd ungefär 6 500 km. Dess utseende beror på i vilket ljus den betraktas. I framåtspritt ljus sjunker huvudringens ljusstyrka abrupt vid 128 600 km (precis innanför Adrasteas bana) och når bakgrundsnivån vid 129 300 km (precis utanför Adrasteas bana). Därför är det tydligt att Adrastea fungerar som herde åt ringen. Ljusstyrkan ökar successivt in mot Jupiter och når maximum vid 126 000 km, men visar en tydlig lucka vid Metis bana vid 128 000 km. Ljuset kring huvudringens inre gräns förefaller däremot att avmattas långsamt från 124 000 till 120 000 km och blandas med ljuset från haloringen. I framåtspritt ljus är alla jupiterringarna speciellt klara.
I bakåtspritt ljus är situationen annorlunda. Huvudringens yttergräns som ligger vid 129 100 km, eller strax bortom Adrasteas bana är mycket skarp. Månens bana markeras av en lucka i ringen så det bildas en liten tunn ring precis utanför månen. Det finns också en tunn ring precis innanför månbanan som följs av en lucka av okänt ursprung vid ungefär 128 500 km. En tredje tunn ring syns på insidan av den centrala luckan utanför Metis bana. Ringens styrka avtar skarpt precis utanför Metis bana vid "metisluckan". Innanför Metis bana ökar ljusstyrkan mycket mindre än i framåtspritt ljus så att ringen i bakåtspritt ljus ser ut att bestå av två olika delar: En smal yttre del från 128 000 till 129 000 km, som innefattar tre smalare ringar som skils åt av luckor, och en svagare inre del från 122 500 till 128 000 km som saknar struktur (liksom den gör i framåtspritt ljus). Metisluckan utgör gräns mellan delarna. Huvudringens finstruktur upptäcktes av Galileo och syns tydligt på bilderna från New Horizons tagna i februari och mars 2007. De tidiga observationerna med Hubbleteleskopet, Keck-observatoriet och rymdsonden Cassini misslyckades med att upptäcka finstrukturen, troligtvis på grund av för dålig upplösning, men genom att använda adaptiv optik kunde man 2002 - 2003 observera den med Kecks teleskop.
När den observeras i bakåtspritt ljus förefaller huvudringen att vara rakknivstunn och har en vertikal utbredning på högst 30 km Vid studier av sidospritt ljus framstår ringen som 80 - 160 km tjock och ökar något då man närmar sig Jupiter. Ringen verkar vara mycket tjockare i framåtspritt ljus - ungefär 300 km. En av Galileos upptäckter var huvudringens "luddighet" - ett ljussvagt, ganska tjockt (ungefär 600 km), moln av materia som omger dess inre del. "Luddigheten" tilltar i tjocklek mot huvudringens inre gräns, där den övergår i haloringen.
Detaljerad analys av Galileos bilder avslöjade längsgående variationer av huvudringens ljusstyrka som var oberoende av vinkeln i vilken den observerades. Bilderna uppvisade också en fläckighet hos ringen med en storleksordning på sådär 500–1000 km.
New Horizons genomförde i februari och mars 2007 en noggrann genomsökning av området innanför huvudringen efter nya månar. Fast man inte hittade några månar med större diameter än 500 m hittade satellitens kameror sju små samlingar av ringpartiklar. De kretsar strax innanför Adrasteas bana i en tät ring. Slutsatsen, att de är partikelsamlingar och inte månar, baseras på deras utbredning i höjd som är 0.1–0.3°, vilket motsvarar 1000–3000 km. Samlingarna uppträder i två grupper, den ena med fem och den andra med två. Samlingarnas natur är inte klar, men deras banor ligger nära banresonanserna 115:116 och 114:115 med Metis och kan vara våglika strukturer som orsakas av denna interaktion.
Spektrum och partiklarnas storleksfördelning
Huvudringens spektrum från Hubbleteleskopet, Keck-observatoriet, Galileo och Cassini visar att partiklarna som ringen utgörs av är röda, d.v.s. deras albedo är större vid längre våglängder. De spektra som erhållits spänner över 0,5–2,5 μm. Inga spektrala egenskaper har hittills upptäckts som kan hänföras till speciella kemiska föreningar, fast observationerna med Cassini gav belägg för absobstionsband runt 0.8 μm och 2.2 μm. Huvudringens spektrum är mycket likt Adrasteas och Amaltheas.
Huvudringens egenskaper kan förklaras av hypotesen att den innehålles påtagliga mängder av stoft i storleken 0,1–10 μm, vilket förklarar att framåtspridningen är större än bakåtspridningen. Emellertid krävs förekomst av större kroppar för att förklara den starka bakåtspridningen och finstrukturen i den ljusa yttre delen.
Analys av tillgängliga fas- och spektraldata leder till slutsatsen att storleksfördelningen av småpartiklar i huvudringen följer en potenslag.
där n(r) dr är antalet partiklar med radier mellan r och r + dr och är en normaliserande parameter som valts för att stämma med det totala ljusflödet från ringen. Parametern q är 2,0 ± 0,2 för partiklar med r < 15 ± 0,3 μm och q = 5 ± 1 för dem med r > 15 ± 0,3 μm. Fördelningen av kroppar i millimeter- till kilometerstorlek är för närvarande inte klarlagd. Ljusspridningen i den här modellen domineras av partiklar med en radie kring 15 μm.
Den ovannämnda potenslagen medger uppskattningar av huvudringens optiska djup . För huvudringen är för de större kropparna och för stoftet. Detta optiska djup innebär att det totala tvärsnittet för alla partiklar i ringen är ungefär 5000 km². Huvudringens partiklar förväntas att ej vara sfäriska. Stoftets totala massa uppskattas vara 107−109 kg.. Massan av större kroppar, exklusive Metis och Adrastea, är 1011−1016 kg. Beroende på deras maximala storlek motsvarar det övre värdet ungefär högst 1 km i diameter. Dessa massor kan jämföras med Adrasteas massa som är ungefär 2 ⋅ 1015 kg, Amaltheas ungefär 2 ⋅ 1018 kg och jordens månes 7,4 ⋅ 1022 kg
Närvaron av två grupper av partiklar i huvudringen förklarar varför dess utseende varierar med betraktningsvinkeln. Stoftet sprider ljuset huvudsakligen framåt och bildar en förhållandevis tjock och homogen ring som begränsas av Adrasteas bana, medan däremot de större partiklarna som sprider ljus bakåt är samlade i ett antal småringar mellan Metis och Adrasteas banor.
Ursprung och ålder
Stoftet i ringen försvinner hela tiden på grund av en kombination av Poynting-Robertsoneffekten och elektromagnetiska krafter från Jupiters magnetosfär. Flyktiga ämnen, t.ex. isar, avdunstar snabbt. Partiklarnas livslängd i ringen ligger mellan 100 och 1 000 år, så stoftet måste hela tiden förnyas genom kollisioner mellan större kroppar av storlek 1 cm till 0,5 km och mellan dessa kroppar och partiklar som kommer med hög hastighet utifrån. Denna grupp av "moderkroppar" begränsas till den smala (ungefär 1000 km) yttre delen av ringen, inkluderande Metis och Adrastea. De största moderkropparna måste i övrigt vara mindre än 500 m stora, vilket konstaterades genom New Horizons. Den tidigare övre gränsen, som erhållits från observationer med Hubbleteleskopet och Cassini var nästan 4 km. Det stoft som bildas vid kollisionerna behåller ungefär samma banelement som moderkroppen och faller långsamt i spiral in mot Jupiter och bildar den (i bakåtspritt ljus) svaga inre delen av huvudringen och haloringen. Huvudringens ålder är för närvarande ej känd, men den kan utgöra de sista spillrorna av ett tidigare bestånd av mindre kroppar nära Jupiter.
Vertikala veckningar