Jupiterringe - Rings of Jupiter

Ein Schema des Ringsystems des Jupiter, das die vier Hauptkomponenten zeigt. Der Einfachheit halber sind Metis und Adrastea so dargestellt, dass sie ihre Umlaufbahn teilen. (In Wirklichkeit ist Metis dem Jupiter etwas näher.)

Der Planet Jupiter hat ein System von schwachen Planetenringen . Die Jupiterringe waren nach Saturn und Uranus das dritte Ringsystem, das im Sonnensystem entdeckt wurde . Der Hauptring wurde 1979 von der Raumsonde Voyager 1 entdeckt und das System wurde in den 1990er Jahren vom Galileo- Orbiter genauer untersucht . Der Hauptring wird seit mehreren Jahren auch vom Hubble-Weltraumteleskop und von der Erde aus beobachtet. Die bodengestützte Beobachtung der Ringe erfordert die größten verfügbaren Teleskope.

Das Jupiterringsystem ist schwach und besteht hauptsächlich aus Staub. Es hat vier Hauptkomponenten: einen dicken inneren Torus aus Partikeln, der als "Haloring" bekannt ist; ein relativ heller, außergewöhnlich dünner "Hauptring"; und zwei breite, dicke und schwache äußere "hauchdünne Ringe", benannt nach den Monden, aus deren Material sie bestehen: Amalthea und Thebe .

Die Haupt- und Haloringe bestehen aus Staub, der von den Monden Metis , Adrastea und möglicherweise kleineren, unbeobachteten Körpern als Ergebnis von Hochgeschwindigkeitseinschlägen ausgestoßen wird . Hochauflösende Bilder, die im Februar und März 2007 von der Raumsonde New Horizons aufgenommen wurden, zeigten eine reiche Feinstruktur im Hauptring.

Im sichtbaren und nahen Infrarotlicht haben die Ringe eine rötliche Farbe, mit Ausnahme des Halo-Rings, der eine neutrale oder blaue Farbe hat. Die Größe des Staubs in den Ringen variiert, aber die Querschnittsfläche ist für nichtsphärische Partikel mit einem Radius von etwa 15 µm in allen Ringen außer dem Halo am größten . Der Haloring wird wahrscheinlich von Submikrometer-Staub dominiert. Die Gesamtmasse des Ringsystems (einschließlich unaufgelöster Mutterkörper) ist schlecht eingeschränkt, liegt aber wahrscheinlich im Bereich von 10 11  bis 10 16  kg. Das Alter des Ringsystems ist ebenfalls nicht bekannt, aber es ist möglich, dass es seit der Entstehung des Jupiter existiert.

Ein Ring oder ein Ringbogen scheint nahe der Umlaufbahn des Mondes Himalia zu existieren . Eine Erklärung ist, dass kürzlich ein kleiner Mond in Himalia einstürzte und die Kraft des Aufpralls das Material ausschleuderte, das den Ring bildet.

Entdeckung und Struktur

Das Ringsystem des Jupiter war nach dem von Saturn und Uranus das dritte, das im Sonnensystem entdeckt wurde . Es wurde erstmals im Jahr 1979 durch die beobachtete Voyager 1 Raumsonde . Es besteht aus vier Hauptkomponenten: einem dicken inneren Torus aus Partikeln, der als "Haloring" bekannt ist; ein relativ heller, außergewöhnlich dünner "Hauptring"; und zwei breite, dicke und schwache äußere "hauchzarte Ringe", benannt nach den Monden, aus deren Material sie bestehen: Amalthea und Thebe. Die Hauptattribute der bekannten Jupiterringe sind in der Tabelle aufgeführt.

Name Radius (km) Breite (km) Dicke (km) Optische Tiefe (in τ) Staubfraktion Masse, kg Anmerkungen
Halo-Ring 92.000122.500 30.500 12.500 ~1 × 10 -6 100%  —
Hauptring 122.500129.000 6.500 30–300 5,9 × 10 -6 ~25% 10 7 – 10 9 (Staub)
10 11 – 10 16 (große Partikel)
Begrenzt von Adrastea
Amalthea hauchdünner Ring 129.000182.000 53.000 2.000 ~1 × 10 -7 100% 10 7 – 10 9 Verbunden mit Amalthea
Thebe hauchdünner Ring 129.000226.000 97.000 8.400 ~3 × 10 -8 100% 10 7 – 10 9 Verbunden mit Thebe . Es gibt eine Erweiterung über die Umlaufbahn von Thebe hinaus.

Hauptring

Aussehen und Struktur

Mosaik von Jupiterringbildern mit einem Schema, das Ring- und Satellitenstandorte zeigt
Das obere Bild zeigt den Hauptring im Rückstreulicht, wie er von der Raumsonde New Horizons gesehen wird . Die feine Struktur seines äußeren Teils ist sichtbar. Das untere Bild zeigt den Hauptring im nach vorne gestreuten Licht, was zeigt, dass es außer der Metis-Kerbe keine Struktur gibt.
Metis umkreist den Rand des Hauptrings des Jupiter, wie von der Raumsonde New Horizons im Jahr 2007 aufgenommen

Der schmale und relativ dünne Hauptring ist der hellste Teil von Jupiters Ringsystem. Seine Außenkante befindet sich in einem Radius von etwa129.000 km ( 1.806  R J ; R J = Äquatorialradius von Jupiter oder71.398 km ) und fällt mit der Umlaufbahn von Jupiters kleinstem inneren Satelliten Adrastea zusammen . Sein innerer Rand ist von keinem Satelliten markiert und befindet sich etwa bei122.500 km ( 1,72  R J ).

Somit beträgt die Breite des Hauptrings etwa 6.500 Kilometer . Das Aussehen des Hauptrings hängt von der Betrachtungsgeometrie ab. Bei vorwärts gestreutem Licht beginnt die Helligkeit des Hauptrings bei . steil abzufallen128.600 km (gerade innerhalb der Adrastean-Umlaufbahn) und erreicht das Hintergrundniveau bei129.300 km – knapp außerhalb der adrasteischen Umlaufbahn. Daher, Arastea at129.000 km führen eindeutig den Ring. Die Helligkeit nimmt in Richtung Jupiter weiter zu und hat ein Maximum nahe der Ringmitte bei126.000 km , obwohl es eine ausgeprägte Lücke (Kerbe) in der Nähe der Metidian- Umlaufbahn bei gibt128.000 km . Die innere Begrenzung des Hauptrings scheint dagegen langsam von124.000 to120.000 km , Einmündung in den Halo-Ring. Im nach vorne gestreuten Licht sind alle Jovian Ringe besonders hell.

Bei Gegenlicht sieht die Situation anders aus. Die äußere Begrenzung des Hauptrings, gelegen bei129.100 km oder etwas außerhalb der Umlaufbahn von Adrastea, ist sehr steil. Die Umlaufbahn des Mondes ist durch eine Lücke im Ring markiert, sodass sich direkt außerhalb seiner Umlaufbahn ein dünner Ringel befindet. Es gibt ein weiteres Ringelchen direkt innerhalb der Adrast-Umlaufbahn, gefolgt von einer Lücke unbekannten Ursprungs, die sich bei etwa . befindet128.500 km . Das dritte Ringelchen befindet sich innerhalb der zentralen Lücke, außerhalb der Bahn von Metis. Die Helligkeit des Rings fällt knapp außerhalb der Metidian-Umlaufbahn stark ab und bildet die Metis-Kerbe. Innerhalb der Bahn von Metis steigt die Helligkeit des Rings viel weniger an als bei vorwärts gestreutem Licht. In der rückgestreuten Geometrie scheint der Hauptring also aus zwei verschiedenen Teilen zu bestehen: einem schmalen äußeren Teil, der sich von128.000 to129.000 km , die wiederum drei schmale, durch Kerben getrennte Ringellocken und einen schwächeren inneren Teil von122.500 to128.000 km , dem jede sichtbare Struktur wie bei der nach vorne streuenden Geometrie fehlt. Als Begrenzung dient die Metis-Kerbe. Die feine Struktur des Hauptrings wurde in Daten aus dem entdeckte Galileo - Orbiter und ist deutlich sichtbar in rückgestreute Bildern von erhaltenen New Horizons im Februar-März 2007. Die ersten Beobachtungen von Hubble Weltraumteleskop (HST), Keck und dem Cassini Raumschiff konnte es nicht erkennen, wahrscheinlich aufgrund unzureichender räumlicher Auflösung. Die Feinstruktur wurde jedoch 2002–2003 vom Keck-Teleskop mit adaptiver Optik beobachtet .

Im Gegenlicht betrachtet erscheint der Hauptring hauchdünn und erstreckt sich in vertikaler Richtung nicht weiter als 30 km. In der Seitenstreugeometrie beträgt die Ringdicke 80–160 km und nimmt in Richtung Jupiter etwas zu . Der Ring scheint im nach vorne gestreuten Licht viel dicker zu sein – etwa 300 km. Eine der Entdeckungen des Galileo- Orbiters war die Blüte des Hauptrings – einer schwachen, relativ dicken (etwa 600 km) Materialwolke, die seinen inneren Teil umgibt. Die Blüte wächst in Richtung der inneren Begrenzung des Hauptrings an Dicke, wo sie in den Halo übergeht.

Eine detaillierte Analyse der Galileo- Bilder zeigte Längsvariationen der Helligkeit des Hauptrings, die nichts mit der Betrachtungsgeometrie zu tun haben. Die Galileo-Bilder zeigten auch einige Flecken im Ring auf den Skalen 500–1000 km.

Von Februar bis März 2007 führte die Raumsonde New Horizons eine gründliche Suche nach neuen kleinen Monden im Hauptring durch. Während keine Satelliten gefunden wurden, die größer als 0,5 km waren, entdeckten die Kameras der Raumsonde sieben kleine Klumpen von Ringpartikeln. Sie kreisen genau innerhalb der Umlaufbahn von Adrastea in einem dichten Ringel. Die Schlussfolgerung, dass es sich um Klumpen und nicht um kleine Monde handelt, beruht auf ihrer azimutal ausgedehnten Erscheinung. Sie erstrecken sich entlang des Rings um 0,1–0,3°, was entspricht1.0003.000 Kilometer . Die Klumpen werden in zwei Gruppen von fünf bzw. zwei Mitgliedern eingeteilt. Die Natur der Klumpen ist nicht klar, aber ihre Umlaufbahnen liegen nahe bei 115:116 und 114:115 Resonanzen mit Metis. Sie können durch diese Wechselwirkung angeregte wellenförmige Strukturen sein.

Spektren und Partikelgrößenverteilung

Von Galileo aufgenommenes Bild des Hauptrings im nach vorne gestreuten Licht. Die Metis-Kerbe ist deutlich sichtbar.

Spektren des Hauptrings von HST , Keck , Galileo und Cassini haben gezeigt, dass Partikel, die ihn bilden, rot sind, dh ihre Albedo ist bei längeren Wellenlängen höher. Die vorhandenen Spektren umfassen den Bereich 0,5–2,5 µm. Bisher wurden keine spektralen Merkmale gefunden, die bestimmten chemischen Verbindungen zugeschrieben werden könnten, obwohl die Cassini-Beobachtungen Hinweise auf Absorptionsbanden nahe 0.8 μm und 2.2 μm erbrachten. Die Spektren des Hauptrings sind denen von Adrastea und Amalthea sehr ähnlich.

Die Eigenschaften des Hauptrings lassen sich durch die Hypothese erklären, dass er erhebliche Staubmengen mit 0,1–10 µm Partikelgröße enthält. Dies erklärt die stärkere Vorwärtsstreuung des Lichts im Vergleich zur Rückstreuung. Allerdings sind größere Körper erforderlich, um die starke Rückstreuung und Feinstruktur im hellen äußeren Teil des Hauptrings zu erklären.

Die Analyse verfügbarer Phasen- und Spektraldaten führt zu dem Schluss, dass die Größenverteilung kleiner Partikel im Hauptring einem Potenzgesetz gehorcht

wobei n ( rdr ist , eine Anzahl von Teilchen mit Radien zwischen r und r  +  dr und ein Normierungsparameter gewählt , um das Gesamtlicht bekannten Übereinstimmen Flußmittel aus dem Ring. Der Parameter q beträgt 2,0 ± 0,2 für Partikel mit r  < 15 ± 0,3 µm und q = 5 ± 1 für Partikel mit r  > 15 ± 0,3 µm. Die Verteilung großer Körper im mm–km-Größenbereich ist derzeit noch unbestimmt. Die Lichtstreuung in diesem Modell wird von Partikeln mit r um 15 µm dominiert .

Das oben erwähnte Potenzgesetz erlaubt die Abschätzung der optischen Tiefe des Hauptrings: für die großen Körper und für den Staub. Diese optische Tiefe bedeutet, dass der Gesamtquerschnitt aller Teilchen im Inneren des Rings etwa 5000 km² beträgt. Es wird erwartet, dass die Partikel im Hauptring asphärische Formen haben. Die Gesamtmasse des Staubes wird auf 10 7 -10 9  kg geschätzt . Die Masse der großen Körper ohne Metis und Adrastea beträgt 10 11 –10 16  kg. Es hängt von ihrer maximalen Größe ab – der obere Wert entspricht etwa 1 km maximalem Durchmesser. Diese Massen können mit den Massen von Adrastea, die etwa 2 × 10 15  kg beträgt , Amalthea, etwa 2 × 10 18  kg, und dem Erdmond , 7,4 × 10 22  kg , verglichen werden .

Das Vorhandensein von zwei Partikelpopulationen im Hauptring erklärt, warum sein Aussehen von der Betrachtungsgeometrie abhängt. Der Staub streut das Licht vorzugsweise in Vorwärtsrichtung und bildet einen relativ dicken homogenen Ring, der von der Umlaufbahn von Adrastea begrenzt wird. Im Gegensatz dazu sind große Partikel, die in die Rückwärtsrichtung streuen, in einer Reihe von Ringelchen zwischen der Metidian- und der Adrastean-Bahn eingeschlossen.

Herkunft und Alter

Schematische Darstellung der Entstehung der Jupiterringe

Der Staub wird ständig durch eine Kombination von Poynting-Robertson-Widerstand und elektromagnetischen Kräften aus der Jupiter-Magnetosphäre vom Hauptring entfernt . Flüchtige Stoffe, zum Beispiel Eis, verdunsten schnell. Die Lebensdauer der Staubpartikel im Ring beträgt 100 bis1000 Jahre , daher muss der Staub bei den Kollisionen zwischen großen Körpern mit Größen von 1 cm bis 0,5 km und zwischen denselben großen Körpern und Hochgeschwindigkeitsteilchen, die von außerhalb des Jupiter-Systems kommen, kontinuierlich aufgefüllt werden. Diese Elternkörperpopulation beschränkt sich auf die enge – etwa1.000 km – und heller äußerer Teil des Hauptrings, einschließlich Metis und Adrastea. Die größten Mutterkörper müssen weniger als 0,5 km groß sein. Die Obergrenze für ihre Größe wurde von der Raumsonde New Horizons ermittelt . Die vorherige Obergrenze, die aus HST- und Cassini- Beobachtungen gewonnen wurde, lag bei etwa 4 km. Der bei Kollisionen erzeugte Staub behält ungefähr die gleichen Bahnelemente wie die Mutterkörper und dreht sich langsam in Richtung Jupiter und bildet den schwachen (im Rückstreulicht) innersten Teil des Hauptrings und des Halorings. Das Alter des Hauptrings ist derzeit unbekannt, aber es könnte der letzte Überrest einer früheren Population kleiner Körper in der Nähe von Jupiter sein .

Vertikale Wellen

Bilder der Raumsonden Galileo und New Horizons zeigen das Vorhandensein von zwei Sätzen spiralförmiger vertikaler Wellen im Hauptring. Diese Wellen wurden im Laufe der Zeit mit der Geschwindigkeit, die für die differentielle Knotenregression im Schwerefeld des Jupiter erwartet wird, enger gewunden. Rechnet man zurück, erscheint die prominenteren der beiden Sätze von Wellen wurden im Jahr 1995 zu haben angeregt, um die Zeit der Auswirkungen des Kometen Shoemaker-Levy 9 mit Jupiter, während die kleineren Satz erscheint auf dem neuesten Stand der ersten Hälfte des Jahres 1990 Galileo Die Beobachtungen von November 1996 stimmen mit Wellenlängen von 1920 ± 150 und 630 ± 20 km und vertikalen Amplituden von 2,4 ± 0,7 und 0,6 ± 0,2 km für die größeren bzw. kleineren Wellengruppen überein. Die Entstehung des größeren Wellensatzes kann erklärt werden, wenn der Ring von einer vom Kometen freigesetzten Teilchenwolke mit einer Gesamtmasse in der Größenordnung von 2–5 × 10 12  kg getroffen wurde, die den Ring aus dem Äquatorebene um 2 km. Ein ähnliches spiralförmiges Wellenmuster, das sich im Laufe der Zeit verengt, wurde von Cassini in den C- und D- Ringen des Saturn beobachtet .

Halo-Ring

Aussehen und Struktur

Falschfarbenbild des Halo-Rings von Galileo im Vorwärtsstreulicht

Der Halo-Ring ist der innerste und vertikal dickste Jupiterring. Seine Außenkante fällt mit der Innengrenze des Hauptrings ungefähr beim Radius zusammen122 500  km ( 1,72  R J ). Ab diesem Radius wird der Ring in Richtung Jupiter schnell dicker. Die wahre vertikale Ausdehnung des Halos ist nicht bekannt, aber das Vorhandensein seines Materials wurde bis zu10 000  km über die Ringebene. Die innere Begrenzung des Halos ist relativ scharf und befindet sich am Radius100 000  km ( 1,4  R J ), aber etwas Material ist weiter innen bis ca. . vorhanden92 000  km . Somit beträgt die Breite des Halo-Rings etwa30 000  km . Seine Form ähnelt einem dicken Torus ohne klare innere Struktur. Im Gegensatz zum Hauptring hängt die Optik des Halos nur geringfügig von der Sichtgeometrie ab.

Am hellsten erscheint der Haloring im nach vorne gestreuten Licht, in dem er von Galileo ausgiebig abgebildet wurde . Während seiner Oberfläche Helligkeit als die viel weniger ist, der Hauptrings sein vertikal (senkrecht zur Ebene Ring) integrierter Photonenfluss ist aufgrund seiner viel größeren Dicke vergleichbar. Trotz einer behaupteten vertikalen Ausdehnung von mehr als20 000  km , ist die Helligkeit des Halos stark in Richtung der Ringebene konzentriert und folgt einem Potenzgesetz der Form z −0,6 bis z −1,5 , wobei z die Höhe über der Ringebene ist. Das Aussehen des Halos im rückgestreuten Licht, wie von Keck und HST beobachtet , ist das gleiche. Sein Gesamtphotonenfluss ist jedoch um ein Vielfaches geringer als der des Hauptrings und in der Nähe der Ringebene stärker konzentriert als im vorwärts gestreuten Licht.

Die spektralen Eigenschaften des Halorings unterscheiden sich vom Hauptring. Die Flussverteilung im Bereich 0,5–2,5 µm ist flacher als im Hauptring; der Halo ist nicht rot und kann sogar blau sein.

Ursprung des Halo-Rings

Die optischen Eigenschaften des Halorings lassen sich durch die Hypothese erklären, dass er nur Staub mit Partikelgrößen unter 15 µm enthält. Teile des Halos, die sich weit von der Ringebene entfernt befinden, können aus Submikrometer-Staub bestehen. Diese staubige Zusammensetzung erklärt die viel stärkere Vorwärtsstreuung, blauere Farben und das Fehlen einer sichtbaren Struktur im Halo. Der Staub stammt wahrscheinlich aus dem Hauptring, eine Behauptung, die durch die Tatsache gestützt wird, dass die optische Tiefe des Halos mit der des Staubs im Hauptring vergleichbar ist. Die große Dicke des Halos kann auf die Anregung von Bahnneigungen und Exzentrizitäten von Staubpartikeln durch die elektromagnetischen Kräfte in der Jupiter-Magnetosphäre zurückgeführt werden. Die äußere Grenze des Halorings fällt mit dem Ort einer starken 3:2 Lorentz-Resonanz zusammen. Da der Poynting-Robertson-Widerstand bewirkt, dass Teilchen langsam in Richtung Jupiter driften, werden ihre Bahnneigungen beim Durchgang durch ihn angeregt. Die Blüte des Hauptrings kann ein Anfang des Halos sein. Die innere Grenze des Halorings ist nicht weit von der stärksten 2:1 Lorentz-Resonanz entfernt. Bei dieser Resonanz ist die Erregung wahrscheinlich sehr signifikant, da sie die Teilchen dazu zwingt, in die Jupiteratmosphäre einzutauchen, wodurch eine scharfe innere Grenze definiert wird. Vom Hauptring abgeleitet, hat der Heiligenschein das gleiche Alter.

hauchdünne Ringe

Amalthea hauchdünner Ring

Bild der hauchdünnen Ringe von Galileo im Vorwärtsstreulicht

Der hauchzarte Amalthea-Ring ist eine sehr schwache Struktur mit rechteckigem Querschnitt, die sich von der Umlaufbahn von Amalthea at . erstreckt 182 000  km (2,54 R J ) bis ca.129 000  km ( 1,80  R J ). Seine innere Grenze ist wegen des viel helleren Hauptrings und Halos nicht klar definiert. Die Mächtigkeit des Rings beträgt ungefähr 2300 km in der Nähe der Umlaufbahn von Amalthea und nimmt in Richtung Jupiter leicht ab . Der hauchzarte Amalthea-Ring ist in der Nähe seiner oberen und unteren Ränder tatsächlich am hellsten und wird in Richtung Jupiter allmählich heller; eine der Kanten ist oft heller als eine andere. Die äußere Begrenzung des Rings ist relativ steil; die Helligkeit des Rings fällt kurz innerhalb der Umlaufbahn von Amalthea abrupt ab, obwohl er möglicherweise eine kleine Ausdehnung über die Umlaufbahn des Satelliten hinaus hat und in der Nähe der 4:3-Resonanz mit Thebe endet. Bei nach vorne gestreutem Licht erscheint der Ring etwa 30-mal schwächer als der Hauptring. Im Rückstreulicht wurde es nur vom Keck- Teleskop und der ACS ( Advanced Camera for Surveys ) am HST entdeckt . Rückstreubilder zeigen eine zusätzliche Struktur im Ring: einen Helligkeitspeak direkt innerhalb der Amalth-Umlaufbahn und beschränkt auf den oberen oder unteren Rand des Rings.

In den Jahren 2002-2003 durchquerte die Galileo-Raumsonde zweimal die hauchdünnen Ringe. Dabei detektierte sein Staubzähler Staubpartikel im Größenbereich 0,2–5 µm. Darüber hinaus entdeckte der Sternenscanner der Raumsonde Galileo kleine, diskrete Körper (< 1 km) in der Nähe von Amalthea. Diese können Kollisionsschutt darstellen, die von Aufschlägen mit diesem Satelliten erzeugt wurden.

Der Nachweis des Amalthea-Hauchsamenrings aus dem Boden, in Galileo- Bildern und die direkten Staubmessungen haben die Bestimmung der Partikelgrößenverteilung ermöglicht, die mit q = 2 ± 0,5 . dem gleichen Potenzgesetz zu folgen scheint wie der Staub im Hauptring . Die optische Tiefe dieses Rings beträgt etwa 10 -7 , was eine Größenordnung geringer ist als die des Hauptrings, aber die Gesamtmasse des Staubs (10 7 –10 9  kg) ist vergleichbar.

Thebe hauchdünner Ring

Der hauchdünne Thebe-Ring ist der schwächste Jupiterring. Es erscheint als eine sehr schwache Struktur mit rechteckigem Querschnitt, die sich von der thebischen Umlaufbahn bei erstreckt226 000  km ( 3,11  R J ) bis ca.129 000  km ( 1,80  R J ;). Seine innere Grenze ist wegen des viel helleren Hauptrings und Halos nicht klar definiert. Die Dicke des Rings beträgt ungefähr 8400 km in der Nähe der Umlaufbahn von Thebe und nimmt in Richtung des Planeten leicht ab. Der hauchdünne Thebe-Ring ist in der Nähe seiner oberen und unteren Ränder am hellsten und wird zum Jupiter hin allmählich heller – ähnlich wie der Amalthea-Ring. Die äußere Begrenzung des Rings ist nicht besonders steil und erstreckt sich über15 000  km . Es gibt eine kaum sichtbare Fortsetzung des Rings über die Umlaufbahn von Thebe hinaus, die sich bis zu erstreckt280 000  km ( 3,75  R J ) und wird Thebe Extension genannt. Im nach vorne gestreuten Licht erscheint der Ring etwa dreimal schwächer als der Amalthea-Hauchdünnring. Im Rückstreulicht wurde es nur vom Keck- Teleskop nachgewiesen. Rückstreubilder zeigen einen Helligkeitsgipfel direkt innerhalb der Umlaufbahn von Thebe. In den Jahren 2002–2003 detektierte der Staubzähler der Raumsonde Galileo Staubpartikel im Größenbereich 0,2–5 µm – ähnlich denen im Amalthea-Ring – und bestätigte die bildgebenden Ergebnisse.

Die optische Tiefe des hauchdünnen Thebe-Rings beträgt etwa 3 × 10 –8 , was dreimal geringer ist als die des Amalthea-Hauchsering-Rings, aber die Gesamtmasse des Staubs ist dieselbe – etwa 10 7 –10 9  kg. Allerdings ist die Partikelgrößenverteilung des Staubes etwas flacher als im Amalthea-Ring. Es folgt ein Potenzgesetz mit q < 2. In der Thebe-Erweiterung kann der Parameter q noch kleiner sein.

Herkunft der hauchdünnen Ringe

Der Staub in den hauchdünnen Ringen entsteht im Wesentlichen auf die gleiche Weise wie der im Hauptring und Halo. Seine Quellen sind die inneren Jupitermonde Amalthea bzw. Thebe. Hochgeschwindigkeitsaufpralle durch Projektile, die von außerhalb des Jupiter-Systems kommen, stoßen Staubpartikel von ihren Oberflächen aus. Diese Teilchen behalten zunächst die gleichen Bahnen wie ihre Monde, drehen sich dann aber durch den Poynting-Robertson-Widerstand allmählich nach innen . Die Dicke der hauchdünnen Ringe wird durch die vertikalen Auslenkungen der Monde aufgrund ihrer von Null verschiedenen Bahnneigungen bestimmt . Diese Hypothese erklärt natürlich fast alle beobachtbaren Eigenschaften der Ringe: rechteckiger Querschnitt, Dickenabnahme in Richtung Jupiter und Aufhellung der oberen und unteren Kanten der Ringe.

Einige Eigenschaften blieben jedoch bisher ungeklärt, wie die Thebe-Erweiterung, die auf unsichtbare Körper außerhalb der Umlaufbahn von Thebe zurückzuführen sein könnte, und Strukturen, die im Rückstreulicht sichtbar sind. Eine mögliche Erklärung für die Thebe-Erweiterung ist der Einfluss der elektromagnetischen Kräfte aus der Jupiter-Magnetosphäre. Wenn der Staub in den Schatten hinter Jupiter eintritt, verliert er ziemlich schnell seine elektrische Ladung. Da die kleinen Staubpartikel teilweise mit dem Planeten korotieren, bewegen sie sich während des Schattendurchgangs nach außen und erzeugen eine nach außen gerichtete Verlängerung des Thebe-Hauchserrings. Dieselben Kräfte können einen Einbruch der Teilchenverteilung und der Helligkeit des Rings erklären, der zwischen den Umlaufbahnen von Amalthea und Thebe auftritt.

Der Helligkeitspeak direkt innerhalb der Amalthea-Umlaufbahn und daher die vertikale Asymmetrie des Amalthea-Hauchsering-Rings können auf die Staubpartikel zurückzuführen sein, die an den vorderen (L 4 ) und hinteren (L 5 ) Lagrange-Punkten dieses Mondes gefangen sind . Die Partikel können auch Hufeisenbahnen zwischen den Lagrange-Punkten folgen . Der Staub kann auch an den vorderen und hinteren Lagrange-Punkten von Thebe vorhanden sein. Diese Entdeckung impliziert, dass es in den hauchdünnen Ringen zwei Teilchenpopulationen gibt: eine driftet langsam in Richtung Jupiter, wie oben beschrieben, während eine andere in der Nähe eines Quellmondes bleibt, der in 1:1-Resonanz mit ihm gefangen ist.

Himalia-Ring

Zusammensetzung aus sechs New Horizons- Bildern des möglichen Himalia-Rings. Die Doppelbelichtung von Himalia ist eingekreist. Der Pfeil zeigt auf Jupiter.

Im September 2006, als sich die NASA- Mission New Horizons zum Pluto für eine Schwerkraftunterstützung dem Jupiter näherte , fotografierte sie einen scheinbar schwachen, zuvor unbekannten Planetenring oder Ringbogen, parallel zu und leicht innerhalb der Umlaufbahn des unregelmäßigen Satelliten Himalia . Die Materialmenge in dem von New Horizons abgebildeten Teil des Rings oder Bogens betrug mindestens 0,04 km 3 , vorausgesetzt, er hatte die gleiche Albedo wie Himalia. Wenn der Ring (Bogen) Trümmer von Himalia ist, muss er sich erst vor kurzem gebildet haben, wenn man die jahrhundertelange Präzession der Himalischen Umlaufbahn bedenkt. Es ist möglich, dass der Ring Trümmer vom Einschlag eines sehr kleinen unentdeckten Mondes in Himalia sein könnte, was darauf hindeutet, dass Jupiter durch Kollisionen weiterhin kleine Monde gewinnen und verlieren könnte.

Erkundung

Die Existenz der Jupiterringe wurde 1975 aus Beobachtungen der planetarischen Strahlungsgürtel durch die Raumsonde Pioneer 11 abgeleitet . 1979 erhielt die Raumsonde Voyager 1 ein einzelnes überbelichtetes Bild des Ringsystems. Im selben Jahr führte Voyager 2 eine umfangreichere Bildgebung durch , die eine grobe Bestimmung der Ringstruktur ermöglichte. Die überragende Qualität der Bilder, die der Galileo- Orbiter zwischen 1995 und 2003 erhielt, erweiterte das vorhandene Wissen über die Jupiterringe erheblich. Die bodengebundene Beobachtung der Ringe durch das Keck- Teleskop in den Jahren 1997 und 2002 und das HST im Jahr 1999 offenbarte die reiche Struktur, die im Rückstreulicht sichtbar ist. Bilder der Raumsonde New Horizons von Februar bis März 2007 ermöglichten erstmals die Beobachtung der Feinstruktur im Hauptring. Im Jahr 2000 führte die Raumsonde Cassini auf dem Weg zum Saturn umfangreiche Beobachtungen des Jupiterringsystems durch. Zukünftige Missionen zum Jovian-System werden zusätzliche Informationen über die Ringe liefern.

Galerie

Das Ringsystem nach Galileo
Die Ringe von Juno am 27. August 2016 von innen betrachtet

Siehe auch

Anmerkungen

Verweise

Externe Links