Yupiterning halqalari

Vikipediya, ochiq ensiklopediya
Toʻrtta asosiy komponentni koʻrsatadigan Yupiterning halqa tizimi sxemasi. Metis va Adrastea oʻz orbitalarini tasvirlangan. (Aslida, Metis Yupiterga juda yaqinroq.)

Yupiter sayyorasi zaif sayyora halqalari tizimiga ega. Asosiy halqa 1979-yilda Voyager 1 kosmik zondi[1] tomonidan kashf etilgan va tizim 1990-yillarda Galileo orbitasi tomonidan chuqurroq oʻrganilgan.[2] Asosiy halqa Hubble kosmik teleskopi tomonidan va Yerdan bir necha yil davomida kuzatilgan.[3] Halqalarni yerdan kuzatish uchun eng katta teleskoplar kerak boʻladi.[4]

Jovian halqa tizimi zaif va asosan changdan iborat.[1][5] U toʻrtta asosiy komponentdan iborat: „halo halqa“ deb nomlanuvchi zarrachalarning qalin ichki torus va ikkita keng, qalin va zaif tashqi „gossamer halqalari“, ular oʻz materiallaridan iborat boʻlgan oylari uchun nomlangan: Amalthea va Thebe .[6]

Asosiy va halo halqalar Metis, Adrastea oylaridan chiqarilgan changdan va, ehtimol, yuqori tezlikli taʼsirlar natijasida kichikroq, kuzatilmagan jismlardan iborat.[2] 2007-yil fevral va mart oylarida „Yangi ufqlar“ kosmik kemasi tomonidan olingan yuqori aniqlikdagi tasvirlar asosiy halqaning boy nozik tuzilishini aniqladi.[7]

Koʻrinadigan va yaqin infraqizil nurda halqalar qizgʻish rangga ega, halo halqasidan tashqari, neytral yoki koʻk rangga ega.[3] Halqalardagi changning oʻlchami har xil, lekin koʻndalang kesim maydoni halodan tashqari barcha halqalarda taxminan 15 mkm radiusli sferik boʻlmagan zarralar uchun eng kattadir.[8] Halqa tizimining umumiy massasi kam cheklangan, ammo ehtimol 10 11 oraligʻida 10 16 gacha kg.[9]Halqa tizimining yoshi ham maʼlum emas, lekin u Yupiter paydo boʻlganidan beri mavjud boʻlishi mumkin.[9]

Oyning Himoliya orbitasiga yaqin joyda halqa yoki halqa yoyi mavjud koʻrinadi. Bir tushuntirish shundaki, yaqinda kichik oy Himoliyaga qulab tushdi va zarba kuchi halqani tashkil etuvchi materialni chiqarib yubordi.

Kashfiyot va tuzilish[tahrir | manbasini tahrirlash]

Yupiterning halqa tizimi Quyosh tizimida Saturn va Urandan keyin uchinchi kashf qilindi. U birinchi marta 1979-yilda Voyager 1 kosmik zondi tomonidan kuzatilgan.[1] U toʻrtta asosiy komponentdan iborat: „galo halqa“ deb nomlanuvchi zarrachalarning qalin ichki torus; nisbatan yorqin, juda nozik „asosiy halqa“; va ikkita keng, qalin va zaif tashqi „gossamer halqalari“, ular oʻzlari tashkil topgan oylar nomi bilan atalgan: Amalthea va Thebe.[6][2][5][6][8]

Ism Radius (km) Kengligi (km) Qalinligi (km) Optik chuqurlik (t da) Chang fraktsiyasi Massa, kg Izohlar
Halo uzuk 92000 — 122500 30500 12500 ~1 × 10 100 %  —
Asosiy uzuk 122500 — 129000 6500 30-300 5.9 × 10 ~25 % 10 7 — 10 9 (chang)



</br> 10 11 — 10 16 (katta zarralar) 		Adrastea bilan chegaralangan
Amalthea gossamer uzuk 129000 — 182000 53000 2000 ~1 × 10 100 % 10 7 — 10 9 Amalthea bilan bogʻlangan
Thebe gossamer uzuk 129000 — 226000 97000 8400 ~3 × 10 100 % 10 7 — 10 9 Thebe bilan bogʻlangan. Thebe orbitasidan tashqarida kengaytma mavjud.

Asosiy uzuk[tahrir | manbasini tahrirlash]

Tashqi koʻrinishi va tuzilishi[tahrir | manbasini tahrirlash]

Halqa va sunʼiy yoʻldosh joylarini koʻrsatadigan sxemaga ega, Jovian halqasining mozaikasi
Yuqoridagi rasmda asosiy halqa " New Horizons " kosmik kemasi tomonidan koʻrinib turganidek, orqaga tarqalgan yorugʻlikda koʻrsatilgan. Uning tashqi qismining nozik tuzilishi koʻrinadi. Pastki rasmda asosiy halqa oldinga yoyilgan yorugʻlikda koʻrsatilgan, bu uning Metis kesmasidan tashqari hech qanday tuzilishga ega emasligini koʻrsatadi.
Metis Yupiterning asosiy halqasining chetida aylanib yuradi, 2007 yilda New Horizons kosmik kemasi tomonidan tasvirlangan

Uning tashqi qirrasi taxminan 129000 km radiusda joylashgan129000 km (1.806 R ; R = Yupiterning ekvator radiusi yoki 71398 km) va Yupiterning eng kichik ichki sunʼiy yoʻldoshi Adrastea orbitasiga toʻgʻri keladi.[2][5] Uning ichki chekkasi hech qanday sunʼiy yoʻldosh tomonidan belgilanmagan va taxminan 122500 km da joylashgan122500 km (1.72 R).[2]

Shunday qilib, asosiy halqaning kengligi 6500 km atrofida 6500 km. Asosiy halqaning koʻrinishi koʻrish geometriyasiga bogʻliq.[9] Oldinga tarqalgan yorugʻlikda[lower-alpha 1] asosiy halqaning yorqinligi 128600 km da keskin pasayishni boshlaydi.128600 km (Adrast orbitasining faqat ichkarida) va 129300 km fon darajasiga etadi.129300 km — Adrast orbitasidan tashqarida.[2] Shuning uchun, 129000 km da Adrastea129000 km aniq ringni choʻponlar.[2][5][2] Asosiy halqaning ichki chegarasi, aksincha, asta-sekin 124000 dan 120000 km 000 gacha oʻchib ketadi.120000 km, halo halqaga birlashadi.[2][5] Oldinga tarqalgan yorugʻlikda barcha Jovian halqalari ayniqsa yorqin.

Orqaga tarqalgan yorugʻlikda[lower-alpha 2] vaziyat boshqacha. Asosiy halqaning tashqi chegarasi 129100 km da joylashgan129100 km, yoki Adrastea orbitasidan bir oz narida, juda tik.[9] Oyning orbitasi halqadagi boʻshliq bilan belgilanadi, shuning uchun uning orbitasidan tashqarida ingichka halqa bor. 128500 km orbitasi ichida yana bir halqa bor, undan keyin kelib chiqishi nomaʼlum boʻshliq 128 500 atrofida joylashgan.128500 km .[9] Uchinchi halqa markaziy boʻshliqning ichida, Metis orbitasidan tashqarida joylashgan. Uzukning yorqinligi Metidian orbitasidan tashqarida keskin pasayib, Metis kesigini hosil qiladi.[9] Metis orbitasining ichkarisida, halqaning yorqinligi oldinga tarqalgan yorugʻlikdan koʻra kamroq koʻtariladi.[4][9][10] Metis choʻqqisi ularning chegarasi boʻlib xizmat qiladi. Asosiy halqaning nozik tuzilishi Galileo orbitasidan olingan maʼlumotlarda aniqlangan va 2007 yil fevral-mart oylarida New Horizons -dan olingan orqaga tarqalgan tasvirlarda aniq koʻrinadi.[7][11] Hubble kosmik teleskopi (HST),[3] Kek[4] va Kassini kosmik kemasi tomonidan oʻtkazilgan dastlabki kuzatuvlar, ehtimol, fazoviy oʻlchamlari etarli emasligi sababli, uni aniqlay olmadi.[8] Biroq, nozik tuzilma 2002-2003 yillarda Kek teleskopi tomonidan adaptiv optika yordamida kuzatilgan.[12]

Orqaga tarqalgan yorugʻlikda kuzatilganda, asosiy halqa 30 dan oshmaydigan vertikal yoʻnalishda choʻzilgan nozik ustaraga oʻxshaydi km.[5] Yon tarqalish geometriyasida halqa qalinligi 80-160 ni tashkil qiladi km, Yupiter yoʻnalishi boʻyicha biroz ortib bormoqda.[2][8] Oldinga tarqalgan nurda halqa ancha qalinroq koʻrinadi — taxminan 300 km.[2] Galiley orbitalining kashfiyotlaridan biri asosiy halqaning gullashi edi — zaif, nisbatan qalin (taxminan 600 dona km) uning ichki qismini oʻrab turgan material buluti.[2] Gullash asosiy halqaning ichki chegarasiga qarab qalinlikda oʻsadi, u erda haloga oʻtadi.[2]

Galiley tasvirlarining batafsil tahlili koʻrish geometriyasi bilan bogʻliq boʻlmagan asosiy halqa yorqinligining uzunlamasına oʻzgarishlarini aniqladi. Galiley tasvirlari, shuningdek, 500-1000 tarozida halqada biroz yamoqlarni koʻrsatdi km.[2][9]

2007 yil fevral-mart oylarida " New Horizons " kosmik kemasi asosiy halqa ichida yangi kichik oylarni chuqur qidirishni amalga oshirdi.[13] Ular Adrasteya orbitasi ichida, zich halqa ichida aylanib yuradilar.[13] Xulosa, ular kichik oylar emas, balki boʻlaklardir, ularning azimutal ravishda kengaytirilgan koʻrinishiga asoslanadi. Ular halqa boʻylab 0,1-0,3 ° ga choʻziladi, bu 1000 — 3000 km ga toʻgʻri keladi.3000 km .[13] Guruhlar mos ravishda besh va ikkita aʼzodan iborat ikkita guruhga boʻlingan. Toʻplarning tabiati aniq emas, lekin ularning orbitalari Metis bilan 115:116 va 114:115 rezonanslariga yaqin.[13]

Spektrlar va zarrachalar hajmining taqsimlanishi[tahrir | manbasini tahrirlash]

Oldinga tarqalgan yorugʻlikda Galiley tomonidan olingan asosiy halqaning tasviri. Metis choʻqqisi aniq koʻrinadi.

HST,[3] Kek,[14] Galileo[15] va Kassini[8] tomonidan olingan asosiy halqaning spektrlari uni hosil qiluvchi zarralar qizil rangda ekanligini, yaʼni ularning albedosi uzunroq toʻlqin uzunliklarida yuqori ekanligini koʻrsatdi. Mavjud spektrlar 0,5-2,5 mkm oraligʻida joylashgan.[8] Kassini kuzatuvlari 0,8 ga yaqin yutilish diapazonlari haqida dalillarni keltirgan boʻlsa-da, hozirgacha maʼlum kimyoviy birikmalarga tegishli boʻlgan spektral xususiyatlar topilmadi mkm va 2.2mkm.[8] Asosiy halqaning spektrlari Adrastea[3] va Amalthea bilan juda oʻxshash.[14]

Bu orqaga tarqalish bilan solishtirganda yorugʻlikning oldinga kuchliroq tarqalishini tushuntiradi. Biroq, asosiy halqaning yorqin tashqi qismidagi kuchli orqaga tarqalish va nozik tuzilishni tushuntirish uchun kattaroq jismlar talab qilinadi.[9][10]

Mavjud faza va spektral maʼlumotlarni tahlil qilish asosiy halqadagi kichik zarrachalarning oʻlchamlari taqsimoti kuch qonuniga boʻysunadi degan xulosaga keladi[8][16][17]

bu erda n (r)dr — radiuslari r va r orasida boʻlgan zarralar soni+dr va halqadan maʼlum boʻlgan umumiy yorugʻlik oqimiga mos kelish uchun tanlangan normallashtiruvchi parametrdir. q parametri 2,0 ga teng±r boʻlgan zarralar uchun 0,2 <15 ± 0.3 mkm va q = 5±r boʻlganlar uchun 1>15±0.3 mkm.[8] Katta jismlarning mm-km oʻlcham oraligʻida taqsimlanishi hozircha aniqlanmagan.[9] Ushbu modeldagi yorugʻlik tarqalishida r 15 atrofida boʻlgan zarralar ustunlik qiladim km.[8][15]

Yuqorida aytib oʻtilgan quvvat qonuni optik chuqurlikni baholashga imkon beradi. asosiy halqadan: katta jismlar uchun va chang uchun.[8] Bu optik chuqurlik halqa ichidagi barcha zarrachalarning umumiy kesimi 5000 ga yaqin ekanligini bildiradi. km².[9] Asosiy halqadagi zarralar asferik shaklga ega boʻlishi kutilmoqda.[8] Changning umumiy massasi 10 7 −10 9 deb baholana dikg.[9] Katta jismlarning massasi, Metis va Adrasteadan tashqari, 10 11 −10 16 kg. Bu ularning maksimal hajmiga bogʻliq — yuqori qiymat taxminan 1 ga toʻgʻri keladi km maksimal diametri.[9] Bu massalarni Adrasteya massalari bilan solishtirish mumkin, bu taxminan 2 ga teng × 10 kg,[9] Amalthea, taxminan 2 × 10 kg,[18] va Yerning Oyi, 7,4 × 10 kg.

Asosiy halqada zarrachalarning ikkita populyatsiyasining mavjudligi uning koʻrinishi nima uchun koʻrish geometriyasiga bogʻliqligini tushuntiradi.[17] Chang yorugʻlikni afzalroq oldinga yoʻnalishda tarqatadi va Adrastea orbitasi bilan chegaralangan nisbatan qalin bir hil halqa hosil qiladi.[9] Aksincha, orqa yoʻnalishda tarqaladigan katta zarralar Metidian va Adrast orbitalari orasidagi bir qator halqalarda joylashgan.[9][10]

Kelib chiqishi va yoshi[tahrir | manbasini tahrirlash]

Yupiter halqalarining shakllanishini koʻrsatadigan sxema

Poynting-Robertson tortishish va Jovian magnitosferasidan elektromagnit kuchlar kombinatsiyasi orqali chang doimiy ravishda asosiy halqadan chiqariladi.[17][19] Masalan, muz kabi uchuvchi moddalar tezda bugʻlanadi. Halqadagi chang zarralarining ishlash muddati 100 dan 1000 yil,[9][19] shuning uchun oʻlchamlari 1 dan katta jismlar oʻrtasidagi toʻqnashuvlarda chang doimiy ravishda toʻldirilishi kerak. sm dan 0,5 gacha km[13] va bir xil katta jismlar va Jovian tizimidan tashqaridan kelayotgan yuqori tezlikli zarralar oʻrtasida.[9][19] Bu ota-onaning populyatsiyasi tor — taxminan 1000 km ga yaqin1000 km -va asosiy halqaning yorqin tashqi qismi va Metis va Adrasteani oʻz ichiga oladi.[9][10] Eng katta ota-onalar 0,5 dan kam boʻlishi kerak km kattalikda. Ularning kattaligi boʻyicha yuqori chegara New Horizons kosmik kemasi tomonidan olingan.[13] HST[3][10] va Kassini[8] kuzatishlaridan olingan oldingi yuqori chegara 4 ga yaqin edi. km.[9] Toʻqnashuvlar natijasida hosil boʻlgan chang, ota jismlar kabi taxminan bir xil orbital elementlarni saqlab qoladi va asta-sekin Yupiter yoʻnalishi boʻyicha spiral boʻlib, asosiy halqa va halo halqaning zaif (orqadan tarqalgan nurda) eng ichki qismini hosil qiladi.[9][19] Asosiy halqaning yoshi hozircha nomaʼlum, ammo bu Yupiter yaqinidagi oʻtmishdagi kichik jismlarning soʻnggi qoldigʻi boʻlishi mumkin.[6]

Vertikal gofrirovkalar[tahrir | manbasini tahrirlash]

Galileo va New Horizons kosmik zondlaridan olingan tasvirlar asosiy halqada ikkita spiral vertikal gofrirovkalar toʻplami mavjudligini koʻrsatadi. Ushbu toʻlqinlar vaqt oʻtishi bilan Yupiterning tortishish maydonidagi differentsial tugun regressiyasi uchun kutilgan tezlikda qattiqroq oʻralgan. Orqaga qaraydigan boʻlsak, ikkita toʻlqinlar toʻplamining eng koʻzga koʻringanlari 1995-yilda, Shoemaker-Levi 9 kometasining Yupiterga taʼsiri paytida hayajonlangan koʻrinadi[20] kichikroq toʻlqinlar esa 1990-yilning birinchi yarmiga toʻgʻri keladi.[20][21][22] Galileyning 1996-yil noyabr oyidagi kuzatishlari toʻlqin uzunligi 1920 ± 150 va 630 ± 20 km, vertikal amplitudalari esa mos ravishda kattaroq va kichikroq toʻlqinlar toʻplami uchun 2.4 ± 0.7 va 0.6 ± 0.2 km .[22] Kattaroq toʻlqinlar toʻplamining paydo boʻlishini, agar halqaga umumiy massasi 2-5 × 10 12 boʻlgan kometa tomonidan chiqarilgan zarralar buluti taʼsir qilgan boʻlsa, tushuntirish mumkin kg, bu halqani ekvator tekisligidan 2 ga egilgan boʻlar edi km.[22] Vaqt oʻtishi bilan keskinlashadigan xuddi shunday spiral toʻlqin shakli[23] Saturnning C va D halqalarida Kassini tomonidan kuzatilgan.[24]

Halo uzuk[tahrir | manbasini tahrirlash]

Tashqi koʻrinishi va tuzilishi[tahrir | manbasini tahrirlash]

Galiley tomonidan oldinga yoyilgan yorugʻlikda olingan halo halqasining notoʻgʻri rangli tasviri

Uning tashqi qirrasi asosiy halqaning ichki chegarasiga taxminan 122500 km radiusda toʻgʻri keladi.122500 km (1.72 R).[2][5] Bu radiusdan uzuk Yupiterga qarab tez qalinlashadi. Haloning haqiqiy vertikal darajasi nomaʼlum, ammo uning moddasi borligi 10000 km aniqlangan.10000 km halqali samolyot ustida.[2][4] Haloning ichki chegarasi nisbatan keskin va 100000 km radiusda joylashgan.100000 km (1.4 R),[4], lekin baʼzi materiallar taxminan 92000 km gacha ichkarida mavjud92000 km .[2] Shunday qilib, halo halqasining kengligi taxminan 30000 km ni tashkil qiladi30000 km . Uning shakli aniq ichki tuzilishga ega boʻlmagan qalin torusga oʻxshaydi.[9]

Halo halqa oldinga yoyilgan yorugʻlikda eng yorqin koʻrinadi, unda Galiley tomonidan keng tasvirlangan.[2] 20000 km dan ortiq daʼvo qilingan vertikal hajmga qaramay20000 km, haloning yorqinligi halqa tekisligi tomon kuchli toʻplangan va z -0,6 dan z -1,5 gacha boʻlgan kuch qonuniga amal qiladi,[9] bu erda z — halqa tekisligi ustidagi balandlik. Kek[4] va HST[3] tomonidan kuzatilganidek, orqaga tarqalgan yorugʻlikdagi haloning koʻrinishi bir xil. Biroq, uning umumiy foton oqimi asosiy halqanikidan bir necha baravar past va oldinga tarqaladigan yorugʻlikdan koʻra halqa tekisligi yaqinida kuchliroq toʻplangan.[9]

Halo halqaning spektral xossalari asosiy halqadan farq qiladi. 0,5-2,5 oraligʻida oqim taqsimoti mkm asosiy halqaga qaraganda tekisroq;[3] halo qizil emas va hatto koʻk boʻlishi mumkin.[14]

Halo halqasining kelib chiqishi[tahrir | manbasini tahrirlash]

Halo halqaning optik xususiyatlarini u faqat zarrachalari 15 dan kichik boʻlgan changdan iborat degan gipoteza bilan izohlash mumkin. mkm.[3][9][16] Halqa tekisligidan uzoqda joylashgan halo qismlari submikrometrli changdan iborat boʻlishi mumkin.[3][4][9] Ushbu changli kompozitsiya oldinga siljishning kuchliroqligini, koʻk ranglarni va haloda koʻrinadigan tuzilmaning yoʻqligini tushuntiradi.[5][9] Haloning katta qalinligi Jovian magnitosferasidagi elektromagnit kuchlar tomonidan chang zarralarining orbital moyilliklari va ekssentrikliklarining qoʻzgʻalishi bilan bogʻliq boʻlishi mumkin. Halo halqaning tashqi chegarasi kuchli 3:2 Lorents rezonansining joylashishiga toʻgʻri keladi.[17][25][26] Poynting-Robertson[17][19] zarrachalarni asta-sekin Yupiter tomon siljishiga olib kelganda, u orqali oʻtayotganda ularning orbital moyilliklari qoʻzgʻaladi. Asosiy halqaning gullashi haloning boshlanishi boʻlishi mumkin.[9] Halo halqaning ichki chegarasi eng kuchli 2:1 Lorentz rezonansidan uzoq emas.[17][25][26] Ushbu rezonansda qoʻzgʻalish, ehtimol, juda muhim boʻlib, zarralarni Jovian atmosferasiga tushishga majbur qiladi va shu bilan keskin ichki chegarani belgilaydi.[9] Asosiy halqadan kelib chiqqan holda, halo bir xil yoshga ega.[9]

Gossamer jiringlaydi[tahrir | manbasini tahrirlash]

Amalthea gossamer uzuk[tahrir | manbasini tahrirlash]

Galiley tomonidan oldinga yoyilgan yorugʻlikda olingan gossamer halqalarining tasviri

Amalthea gossamer halqasi Amalthea orbitasidan 182000 km balandlikda choʻzilgan toʻrtburchaklar kesimli juda zaif strukturadir.182000 km (2,54 R J) dan taxminan 129000 km gacha129000 km (1.80 R).[2][9] Uning ichki chegarasi ancha yorqinroq asosiy halqa va halo mavjudligi sababli aniq belgilanmagan.[2][4] Amalthea gossamer halqasi aslida uning yuqori va pastki chetlari yaqinida eng yorqin boʻlib, Yupiterga qarab asta-sekin yorqinroq boʻladi; qirralarning biri koʻpincha boshqasidan yorqinroq.[27] Halqaning tashqi chegarasi nisbatan tik;[2] halqaning yorqinligi Amalthea orbitasining ichkarisiga toʻsatdan pasayadi,[2] garchi u sunʼiy yoʻldosh orbitasidan tashqarida kichik kengaytmaga ega boʻlishi mumkin boʻlsa-da, Thebe bilan 4:3 rezonansi yaqinida tugaydi.[12] Oldinga sochilgan yorugʻlikda halqa asosiy halqadan taxminan 30 marta zaifroq koʻrinadi.[2] Orqaga tarqalgan yorugʻlikda u faqat Keck teleskopi[4] va HST da ACS (Soʻrovlar uchun ilgʻor kamera) tomonidan aniqlangan.[10][4][12]

2002-2003 yillarda Galileo kosmik kemasi gossamer halqalaridan ikkita oʻtishga ega edi. Ular davomida uning chang hisoblagichi 0,2-5 oʻlchamdagi chang zarralarini aniqladimkm.[28][29] Bundan tashqari, Galileo kosmik kemasining yulduz skaneri kichik, diskret jismlarni aniqladi (< 1).km) Amalteya yaqinida.[30] Bular sunʼiy yoʻldoshga taʼsir qilish natijasida hosil boʻlgan toʻqnashuv qoldiqlarini koʻrsatishi mumkin.

Galiley tasvirlarida yerdan Amalthea gossamer halqasini aniqlash va toʻgʻridan-toʻgʻri changni oʻlchash zarrachalar hajmining taqsimlanishini aniqlashga imkon berdi, bu esa q = 2 boʻlgan asosiy halqadagi chang bilan bir xil kuch qonuniga amal qiladi.±0,5.[10][29] Ushbu halqaning optik chuqurligi taxminan 10 −7 ni tashkil qiladi, bu asosiy halqanikidan bir oz pastroq, ammo changning umumiy massasi (10 7 — 10 9) .kg) solishtirish mumkin.[6][19][29]

Thebe gossamer uzuk[tahrir | manbasini tahrirlash]

Thebe gossamer halqasi eng zaif Jovian halqasidir. U 226000 km da Thebean orbitasidan choʻzilgan toʻrtburchaklar kesimli juda zaif struktura sifatida koʻrinadi.226000 km (3.11 R) taxminan 129000 km gacha129000 km (1.80 R ;).[2][9] Uning ichki chegarasi ancha yorqinroq asosiy halqa va halo mavjudligi sababli aniq belgilanmagan.[2] Ringning qalinligi taxminan 8400 ni tashkil qiladi km Thebe orbitasiga yaqin va sayyora yoʻnalishi boʻyicha biroz pasayadi.[4] Thebe gossamer halqasi uning yuqori va pastki chetlarida eng yorqinroq va Yupiterga qarab asta-sekin yorqinroq boʻladi — xuddi Amalthea halqasi kabi.[27] Halqaning tashqi chegarasi ayniqsa tik emas, 15000 km dan ortiq masofaga choʻzilgan.15000 km .[2] Thebe orbitasidan tashqarida 280000 km gacha choʻzilgan halqaning zoʻrgʻa koʻrinadigan davomi mavjud.280000 km (3.75 R) va Thebe kengaytmasi deb ataladi.[2][29] Oldinga sochilgan yorugʻlikda halqa Amalthea gossamer halqasidan taxminan 3 baravar zaifroq koʻrinadi.[2] Orqaga tarqalgan yorugʻlikda u faqat Keck teleskopi tomonidan aniqlangan.[4] Orqaga tarqaladigan tasvirlar Thebe orbitasi ichida yorqinlik choʻqqisini koʻrsatadi.[4][28][29]

Thebe gossamer halqasining optik chuqurligi taxminan 3 ga teng × 10 , bu Amalthea gossamer halqasidan uch baravar past, ammo changning umumiy massasi bir xil — taxminan 10 7 — 10 9kg.[6] Biroq, changning zarracha oʻlchamlari Amalthea halqasiga qaraganda bir oz sayozroqdir. U q bilan kuch qonuniga amal qiladi<2. Thebe kengaytmasida q parametri undan ham kichikroq boʻlishi mumkin.[29]

Gossamer halqalarining kelib chiqishi[tahrir | manbasini tahrirlash]

Gossamer halqalaridagi chang, asosan, asosiy halqa va haloda boʻlgani kabi, xuddi shunday tarzda paydo boʻladi.[19] Uning manbalari mos ravishda Amalthea va Thebe ichki Jovian yoʻldoshlaridir. Jovian tizimidan tashqaridan kelayotgan snaryadlarning yuqori tezlikdagi zarbalari ularning sirtidan chang zarralarini chiqaradi.[19] Bu zarralar dastlab oʻzlarining yoʻldoshlari bilan bir xil orbitalarni saqlab qolishadi, lekin keyin asta-sekin Poynting-Robertson tortishish orqali ichkariga aylanadilar.[19] Gossamer halqalarining qalinligi, nolga teng boʻlmagan orbital moyilliklari tufayli oylarning vertikal ekskursiyalari bilan belgilanadi.[9] Bu gipoteza tabiiy ravishda halqalarning deyarli barcha kuzatiladigan xususiyatlarini tushuntiradi: toʻrtburchaklar kesim, Yupiter yoʻnalishi boʻyicha qalinlikning pasayishi va halqalarning yuqori va pastki qirralarining yorqinligi.[27]

Biroq, baʼzi xususiyatlar hozirgacha tushuntirilmagan, masalan, Thebe kengaytmasi, bu Teba orbitasidan tashqarida koʻrinmaydigan jismlar va orqa tomondan tarqalgan nurda koʻrinadigan tuzilmalar tufayli boʻlishi mumkin.[9] Chang Yupiter orqasidagi soyaga kirganda, u elektr zaryadini juda tez yoʻqotadi. Kichkina chang zarralari sayyora bilan qisman korotatsiya qilinganligi sababli, ular soya oʻtish paytida tashqariga qarab harakatlanib, Thebe gossamer halqasining tashqi kengaytmasini yaratadi.[31] Xuddi shu kuchlar Amalthea va Thebe orbitalari oʻrtasida sodir boʻladigan zarrachalar taqsimoti va halqa yorqinligining pasayishini tushuntirishi mumkin.[29][31]

Amalthea orbitasining ichida yorqinlikning eng yuqori nuqtasi va shuning uchun Amalthea gossamer halqasining vertikal assimetriyasi ushbu oyning etakchi (L 4) va orqadagi (L 5) Lagrange nuqtalarida tutilgan chang zarralari bilan bogʻliq boʻlishi mumkin.[27] Zarrachalar, shuningdek, Lagranj nuqtalari orasidagi taqa orbitalarini kuzatishi mumkin.[12] Bu kashfiyot gossamer halqalarida ikkita zarracha populyatsiyasi mavjudligini nazarda tutadi: biri yuqorida aytib oʻtilganidek, asta-sekin Yupiter yoʻnalishi boʻyicha siljiydi, ikkinchisi esa 1: 1 rezonansda tutilgan manba oyining yonida qoladi.[27]

Himaliya uzuk[tahrir | manbasini tahrirlash]

Mumkin boʻlgan Himoliya halqasining oltita Yangi Ufq tasvirlarining kompozitsiyasi. Himoliyaning qoʻsh ekspozitsiyasi aylana shaklida chizilgan. Oʻq Yupiterga ishora qiladi.

2006-yil sentabrida NASAning Plutonga Yangi ufqlar missiyasi gravitatsiya yordami uchun Yupiterga yaqinlashganda, u tartibsiz sunʼiy yoʻldosh Himoliya orbitasiga parallel va uning orbitasida bir oz ichkarida zaif, ilgari nomaʼlum boʻlgan sayyora halqasi yoki halqa yoyini suratga oldi. Yangi ufqlar tomonidan tasvirlangan halqa yoki yoy qismidagi material miqdori Himoliya bilan bir xil albedoga ega boʻlsa, kamida 0,04 km 3 ni tashkil etdi. Ehtimol, halqa juda kichik ochilmagan oyning Himoliyaga taʼsirida qoldiq boʻlishi mumkin, bu Yupiterning toʻqnashuvlar orqali kichik yoʻldoshlarni olish va yoʻqotishda davom etishi mumkinligini koʻrsatadi.[32]

Qidiruv[tahrir | manbasini tahrirlash]

Jovian halqalarining mavjudligi 1975-yilda Pioneer 11 kosmik kemasi tomonidan sayyoraviy radiatsiya kamarlarini kuzatish natijasida aniqlangan[33] 1979-yilda Voyager 1 kosmik kemasi halqa tizimining bitta haddan tashqari ochiq tasvirini oldi.[1] Oʻsha yili Voyager 2 tomonidan kengroq tasvirlar oʻtkazildi, bu halqaning tuzilishini qoʻpol aniqlash imkonini berdi.[5] 1995-2003 yillarda Galileo orbitasi tomonidan olingan tasvirlarning yuqori sifati Jovian halqalari haqidagi mavjud bilimlarni sezilarli darajada kengaytirdi.[2] 1997 va 2002 yillarda Kek[4] teleskopi va 1999 yilda HST[3] orqali halqalarni yerdan kuzatish natijasida orqaga tarqalgan yorugʻlikda koʻrinadigan boy struktura aniqlandi. 2007-yil fevral-mart oylarida New Horizons kosmik kemasi tomonidan uzatilgan tasvirlar[11] birinchi marta asosiy halqadagi nozik tuzilmani kuzatish imkonini berdi. 2000-yilda Saturnga yoʻl olgan Cassini kosmik kemasi Jovian halqa tizimini keng koʻlamli kuzatishlarni oʻtkazdi.[34] Jovian tizimidagi kelajakdagi missiyalar halqalar haqida qoʻshimcha maʼlumot beradi.[35]



Galereya[tahrir | manbasini tahrirlash]

Galiley tomonidan tasvirlangan halqa tizimi
2016 yil 27 avgustda Juno tomonidan ichkaridan kuzatilgan halqalar

Eslatmalar[tahrir | manbasini tahrirlash]

  1. ↑ The forward-scattered light is the light scattered at a small angle relative to solar light.
  2. ↑ The back-scattered light is the light scattered at an angle close to 180° relative to solar light.

Manbalar[tahrir | manbasini tahrirlash]

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Johnson, T. V. (1979). "The Jupiter System through the Eyes of Voyager 1". Science 204 (4396): 951–957, 960–972. doi:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430. 
  2. ↑ 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 2,11 2,12 2,13 2,14 2,15 2,16 2,17 2,18 2,19 2,20 2,21 2,22 2,23 2,24 2,25 2,26 2,27 2,28 Ockert-Bell, M. E.; Burns, J. A.; Daubar, I. J. (1999). "The Structure of Jupiter's Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment". Icarus 138 (2): 188–213. doi:10.1006/icar.1998.6072. 
  3. ↑ 3,00 3,01 3,02 3,03 3,04 3,05 3,06 3,07 3,08 3,09 3,10 Meier, R.; Smith, B. A.; Owen, T. C. (1999). "Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea". Icarus 141 (2): 253–262. doi:10.1006/icar.1999.6172. 
  4. ↑ 4,00 4,01 4,02 4,03 4,04 4,05 4,06 4,07 4,08 4,09 4,10 4,11 4,12 4,13 de Pater, I.; Showalter, M. R.; Burns, J. A. (1999). "Keck Infrared Observations of Jupiter's Ring System near Earth's 1997 Ring Plane Crossing". Icarus 138 (2): 214–223. doi:10.1006/icar.1998.6068. http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/DePater99.pdf. 
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 5,6 5,7 5,8 Showalter, M. R.; Burns, J. A.; Cuzzi, J. N. (1987). "Jupiter's Ring System: New Results on Structure and Particle Properties". Icarus 69 (3): 458–498. doi:10.1016/0019-1035(87)90018-2. 
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 6,5 Esposito, L. W. (2002). "Planetary rings". Reports on Progress in Physics 65 (12): 1741–1783. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201. Archived from the original on 2020-06-16. https://web.archive.org/web/20200616073630/https://hkvalidate.perfdrive.com/captcha?ssa=c3f22f43-1b05-49c0-b512-7258ce109b98&ssb=b64mpk1g5zpk0pp5bmpd0f3mz&ssc=http%3A%2F%2Fiopscience.iop.org%2F%2Fabstract%2F0034-4885%2F65%2F12%2F201&ssd=032429776486416&sse=ibp%40fjiladmlmla&ssf=9fdb51f1252be180d3e222fb0dbf4ad8778eb4a8&ssg=58694441-d665-4a78-b37d-4e1dbbd2fa5c&ssh=fae5edf9-5b78-4210-a145-35ee8afc4da9&ssi=3f116cc7-8427-4cba-8b75-678e2866c8be&ssj=20e6779a-ad69-4f41-95b7-190ac5d1c1dc&ssk=support%40shieldsquare.com&ssl=418220199399&ssm=86089471003809836105874142622933&ssn=db07be1a67518e02f2626518d3373803edf393e9393d-ef9e-4944-868f79&sso=ce31f39e-50d966be57a2329d20682f0ee7c0781127111e979c9e3b47&ssp=13036241841592253725159221755409225&ssq=61709339299082377220792990853922990208194&ssr=MjA3LjI0MS4yMjUuMTU5&sss=Mozilla%2F5.0%20%28compatible%3B%20Googlebot%2F2.1%3B%20+http%3A%2F%2Fwww.google.com%2Fbot.html%29&sst=Mozilla%2F5.0%20%28Windows%20NT%2010.0%3B%20Win64%3B%20x64%29%20AppleWebKit%2F537.36%20%28KHTML%2C%20like%20Gecko%29%20Chrome%2F74.0.3729.169%20Safari%2F537.36&ssu=Chrome%2F5.0%20%28iPhone%3B%20U%3B%20CPU%20iPhone%20OS%203_0%20like%20Mac%20OS%20X%3B%20en-us%29%20AppleWebKit%2F528.18%20%28KHTML%2C%20like%20Gecko%29%20Version%2F4.0%20Mobile%2F7A341%20Safari%2F528.16&ssv=v34vumln3ur3943&ssw=&ssx=126968914553564&ssy=hcj%40hjhmokckfgfdkj%40jolcjd%40jojlccdnopmbc%40&ssz=449466d2a20b056. Qaraldi: 2007-06-17. Yupiterning halqalari]]
  7. ↑ 7,0 7,1 Morring, F. (May 7, 2007). "Ring Leader". Aviation Week & Space Technology: 80–83. 
  8. ↑ 8,00 8,01 8,02 8,03 8,04 8,05 8,06 8,07 8,08 8,09 8,10 8,11 8,12 Throop, H. B.; Porco, C. C.; West, R. A. (2004). "The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based Observations". Icarus 172 (1): 59–77. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.020. http://ciclops.org/media/sp/2007/2687_7449_0.pdf. 
  9. ↑ 9,00 9,01 9,02 9,03 9,04 9,05 9,06 9,07 9,08 9,09 9,10 9,11 9,12 9,13 9,14 9,15 9,16 9,17 9,18 9,19 9,20 9,21 9,22 9,23 9,24 9,25 9,26 9,27 9,28 9,29 9,30 9,31 9,32 9,33 Burns, J. A.; Simonelli, D. P.; Showalter, M. R.; Hamilton; Porco, Carolyn C.; Throop; Esposito (2004). "Jupiter's ring-moon system". in Bagenal, Fran. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. 241 b. http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf. 
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 10,5 10,6 Showalter, M. R.; Burns, J. A.; de Pater, I. (26–28 September 2005). "Updates On The Dusty Rings Of Jupiter, Uranus And Neptune". Proceedings of the Conference held September 26–28, 2005. Kaua'i, Hawaii.. pp. 130. LPI Contribution No. 1280. 
  11. ↑ 11,0 11,1 „Jupiter's Rings: Sharpest View“. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute (2007-yil 1-may). 2014-yil 13-noyabrda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2011-yil 29-sentyabr.
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 12,3 De Pater, I.; Showalter, M. R.; MacIntosh, B. (2008). "Keck observations of the 2002–2003 jovian ring plane crossing". Icarus 195 (1): 348–360. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.029. https://digital.library.unt.edu/ark:/67531/metadc902665/. 
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 13,3 13,4 13,5 Showalter, Mark R.; Cheng, Andrew F.; Weaver, Harold A. (2007). "Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter's Ring System". Science 318 (5848): 232–234. doi:10.1126/science.1147647. PMID 17932287. Archived from the original on 2019-03-03. https://web.archive.org/web/20190303004053/http://pdfs.semanticscholar.org/bf6f/f05c5acdb4cf099e309baae922dd8c408093.pdf. 
  14. ↑ 14,0 14,1 14,2 Wong, M. H.; de Pater, I.; Showalter, M. R. (2006). "Ground-based Near Infrared Spectroscopy of Jupiter's Ring and Moons". Icarus 185 (2): 403–415. doi:10.1016/j.icarus.2006.07.007. 
  15. ↑ 15,0 15,1 McMuldroch, S.; Pilortz, S. H.; Danielson, J. E. (2000). "Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter's Ring System". Icarus 146 (1): 1–11. doi:10.1006/icar.2000.6343. Archived from the original on 2020-04-12. https://web.archive.org/web/20200412142052/http://pdfs.semanticscholar.org/0317/4603ec641b48c92ff9fd30315c3dbb6cc1cd.pdf. 
  16. ↑ 16,0 16,1 Brooks, S. M.; Esposito, L. W.; Showalter, M. R. (2004). "The Size Distribution of Jupiter's Main Ring from Galileo Imaging and Spectroscopy". Icarus 170 (1): 35–57. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.003. 
  17. ↑ 17,0 17,1 17,2 17,3 17,4 17,5 Burns, J.A.; Hamilton, D.P.; Showalter, M.R. (2001). Grun, E.. ed. Interplanetary Dust. Berlin: Springer. 641–725 b. http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf. 
  18. ↑ Anderson, J. D.; Johnson, T. V.; Shubert, G. (2005). "Amalthea's Density Is Less Than That of Water". Science 308 (5726): 1291–1293. doi:10.1126/science.1110422. PMID 15919987. 
  19. ↑ 19,0 19,1 19,2 19,3 19,4 19,5 19,6 19,7 19,8 Burns, J. A.; Showalter, M. R.; Hamilton, D. P. (1999). "The Formation of Jupiter's Faint Rings". Science 284 (5417): 1146–1150. doi:10.1126/science.284.5417.1146. PMID 10325220. http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/BurnsShowHam99.pdf. 
  20. ↑ 20,0 20,1 Mason. „Forensic sleuthing ties ring ripples to impacts“. CICLOPS press release. Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (2011-yil 31-mart). 2011-yil 30-mayda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2011-yil 4-aprel.
  21. ↑ „Subtle Ripples in Jupiter's Ring“. PIA 13893 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory-Caltech / SETI (2011-yil 31-mart). 2014-yil 19-aprelda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2011-yil 4-aprel.
  22. ↑ 22,0 22,1 22,2 Showalter, M. R.; Hedman, M. M.; Burns, J. A. (2011). "The impact of comet Shoemaker-Levy 9 sends ripples through the rings of Jupiter". Science 332 (6030): 711–3. doi:10.1126/science.1202241. PMID 21454755. Archived from the original on 2020-02-12. https://web.archive.org/web/20200212230930/https://pdfs.semanticscholar.org/60ad/a53885fb7ec3566f9c3c26bbf5f9df9a47fd.pdf. 
  23. ↑ „Tilting Saturn's rings“. PIA 12820 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute (2011-yil 31-mart). 2011-yil 13-aprelda asl nusxadan arxivlangan. Qaraldi: 2011-yil 4-aprel.
  24. ↑ Hedman, M. M.; Burns, J. A.; Evans, M. W.; Tiscareno, M. S.; Porco, C. C. (2011). "Saturn's curiously corrugated C Ring". Science 332 (6030): 708–11. doi:10.1126/science.1202238. PMID 21454753. 
  25. ↑ 25,0 25,1 Hamilton, D. P. (1994). "A Comparison of Lorentz, Planetary Gravitational, and Satellite Gravitational Resonances". Icarus 109 (2): 221–240. doi:10.1006/icar.1994.1089. http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/Ham94.pdf. 
  26. ↑ 26,0 26,1 Burns, J.A.; Schaffer, L. E.; Greenberg, R. J.; Showalter, Mark R. (1985). "Lorentz Resonances and the Structure of the Jovian Ring". Nature 316 (6024): 115–119. doi:10.1038/316115a0. 
  27. ↑ 27,0 27,1 27,2 27,3 27,4 Showalter, Mark R.; de Pater, Imke; Verbanac, Guili (2008). "Properties and dynamics of Jupiter's gossamer rings from Galileo, Voyager, Hubble and Keck images". Icarus 195 (1): 361–377. doi:10.1016/j.icarus.2007.12.012. http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/ShoPatVer08.pdf. 
  28. ↑ 28,0 28,1 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. pp. 1582. 
  29. ↑ 29,0 29,1 29,2 29,3 29,4 29,5 29,6 Krueger, Harald; Hamilton, Douglas P.; Moissl, Richard; Gruen, Eberhard (2009). "Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings". Icarus 2003 (1): 198–213. doi:10.1016/j.icarus.2009.03.040. 
  30. ↑ Fieseler, P.D. (2004). "The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea". Icarus 169 (2): 390–401. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.012. 
  31. ↑ 31,0 31,1 Hamilton, Douglas P.; Kruger, Harold (2008). "The sculpting of Jupiter's gossamer rings by its shadow". Nature 453 (7191): 72–75. doi:10.1038/nature06886. PMID 18451856. http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/HamKru08.pdf. 
  32. ↑ Cheng, A. F.; Weaver, H. A.; Nguyen, L.; Hamilton, D. P.; Stern, S. A.; Throop, H. B. (March 2010). "A New Ring or Ring Arc of Jupiter?". 41st Lunar and Planetary Science Conference. Lunar and Planetary Institute. p. 2549. https://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2010/pdf/2549.pdf. 
  33. ↑ Fillius, R. W.; McIlwain, C. E.; Mogro-Campero, A. (1975). "Radiation Belts of Jupiter—A Second Look". Science 188 (4187): 465–467. doi:10.1126/science.188.4187.465. PMID 17734363. 
  34. ↑ Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G. (2003). "Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter". Icarus 164 (2): 461–470. doi:10.1016/S0019-1035(03)00134-9. 
  35. ↑ „Juno—NASA New Frontiers Mission to Jupiter“. Qaraldi: 2007-yil 6-iyun. 
"https://uz.wikipedia.org/w/index.php?title=Yupiterning_halqalari&oldid=4095364" dan olindi