Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Inele lui Jupiter

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

1leftarrow blue.svg Intrare principală: Jupiter (astronomie) .

Jupiter
Jupiter.jpg
Această casetă: v. D. · M.

Inelele lui Jupiter sunt componentele unui sistem slab de inele planetare din jurul lui Jupiter , al treilea care a fost descoperit în sistemul solar , după cel al lui Saturn și cel al lui Uranus . A fost observat pentru prima dată în 1979 de sonda Voyager 1 [1], dar a fost analizat mai detaliat în anii nouăzeci de sonda Galileo [2] și, ulterior, de la telescopul spațial Hubble [3] și de cel mai mare telescoape de la sol. [4]

Un mozaic de fotografii ale inelelor lui Jupiter făcute de sonda americană Galileo în timp ce se afla în umbra planetei.

Sistemul inelar constă în principal din pulberi, probabil silicați . [1] [5] Este împărțit în patru părți principale: un tor dens de particule cunoscut sub numele de inel de halo ; o bandă relativ strălucitoare, dar excepțional de subțire, cunoscută sub numele de inelul principal ; două benzi exterioare slabe, numite inele Gossamer ( tifon ), care își iau numele de la sateliții al căror material de suprafață a dat naștere acestor inele: Amalthea ( inelul Gossamer din Amalthea ) și Teba ( inelul Gossamer din Teba ). [6]

Inelul principal și inelul halo sunt alcătuite din praf provenit de la sateliții Metis și Adrastea și expulzat în spațiu în urma unor impacturi meteorice violente. [2] Imaginile obținute în februarie și martie 2007 de misiunea New Horizons au arătat, de asemenea, că inelul principal are o structură bogată foarte fină. [7]

După observarea în infraroșu vizibil și apropiat, inelele au o culoare care tinde spre roșu, cu excepția inelului halo, care pare a fi de culoare neutră sau, în orice caz, tinde spre albastru. [3] Dimensiunile pulberilor care alcătuiesc sistemul sunt variabile, dar o prevalență clară a pulberilor cu o rază de aproximativ 15 µm a fost găsită în toate inelele, cu excepția inelului halo, [8] dominat probabil de pulberile nanometrice . Masa totală a sistemului inelar este puțin cunoscută, dar este probabil între 10 11 și 10 16 kg . [9] Vârsta sistemului este necunoscută, dar se crede că a existat de la formarea planetei părinte . [9]

Descoperire și explorare

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Explorarea lui Jupiter .
Prima imagine a inelelor lui Jupiter făcute de Voyager 1 pe 4 martie 1979 .

Sistemul de inele al lui Jupiter a fost al treilea sistem de inele planetare descoperit în sistemul solar, după cel al lui Saturn și cel al lui Uranus . Având în vedere albedo-ul extrem de scăzut care le caracterizează, în medie egală cu aproximativ 0,05, inelele au fost observate abia în 1979 , când nava spațială Voyager 1 a efectuat o apropiere a planetei. [1] Sonda a obținut o singură imagine supraexpusă a sistemului inelar. [1]

O imagine a sistemului inelar realizată de sonda Voyager 2 la 10 iulie 1979.

Existența lor fusese ipotezată în 1975 pe baza observațiilor efectuate de sonda Pioneer 11 asupra centurilor de radiații ale magnetosferei planetare . În timpul zborului planetei, sonda a identificat o lipsă neașteptată de particule între 50.000 și 55.000 km deasupra atmosferei planetei , ceea ce a dus la ipoteza existenței unui satelit sau a unui inel planetar. [10]

După observația fortuită de Voyager 1, sonda dublă, Voyager 2 , a fost reprogramată în timp ce se afla deja în drum spre planetă pentru a-și pregăti instrumentele pentru un studiu aprofundat al inelelor. Sonda a colectat o cantitate mare de date, ceea ce a permis schițarea unei structuri rezumative a sistemului inelar. [5]

Sonda Galileo , care a studiat planeta între 1995 și 2003 , a făcut posibilă extinderea cunoștințelor despre sistem, [2] în timp ce observațiile efectuate între 1997 și 2002 de telescoapele Keck [4] și în 1999 de telescopul spațial Hubble [3] a permis să dezvăluie structura bogată vizibilă în lumina retrodifuzată . În 2000, misiunea Cassini , îndreptată spre Saturn , a efectuat o observare intensă a sistemului inelar. [11]

Imaginile transmise de sonda spațială New Horizons în februarie-martie 2007 au făcut posibilă observarea pentru prima dată a structurii fine care caracterizează inelul principal. [12] Viitoarele misiuni care vor ajunge la sistemul Jupiter vor furniza informații suplimentare și despre sistemul inelar. [13]

Structura

Arhitectura sistemului inelar este rezultatul interacțiunii unui anumit număr de forțe: forța gravitațională exercitată de Jupiter și de sateliții săi (și în special de sateliții păstor , care orbitează în apropierea sau în interiorul inelelor); forța electromagnetică datorată câmpului magnetic rotativ intens al planetei; forța de frecare datorată prezenței prafului interplanetar (mai dens în apropierea lui Jupiter).

Inelele sunt formate din prafuri mici și roci dendritice microscopice care se învârt în jurul planetei. Inelele cele mai interioare sunt situate în limita Roche a lui Jupiter, sau distanța de la centrul planetei la care un satelit își poate menține structura fizică fără a se dezintegra din cauza forțelor mareelor; pentru corpurile care au aceeași densitate ca planeta mamă, această limită este echivalentă cu 2,456 ori raza planetei.

Mozaic de imagini realizate de sonda Galileo cu o diagramă care arată dispunerea inelelor și a sateliților asociați acestora.

Caracteristicile inelelor

Prospect

Mai jos este o prezentare generală a principalelor caracteristici ale inelelor lui Jupiter. [2] [5] [6] [8]

Nume Raza (km) Lățime (km) Grosime (km) Adâncimea optică Fracțiunea pulberilor Notă
Inel Halo 92 000–122 500 30 500 12 500 ~ 1 × 10 −6 100%
Inelul principal 122 500–129 000 6 500 30-300 5,9 × 10 −6 ~ 25% Limitat de Adrastea
Inel Gossamer interior (al Amalthea) 129.000–182.000 53 000 2 000 ~ 1 × 10 −7 100% Conectat la Amalthea
Inel de Gossamer exterior (al Tebei) 129.000–226.000 97 000 8 400 ~ 3 × 10 −8 100% Conectat cu Teba ; dincolo de orbita satelitului există o extensie .

Inel Halo

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Halo ring .

Inelul de aur este cel mai interior și mai gros dintre inelele lui Jupiter. Marginea sa exterioară coincide cu limita interioară a inelului principal , la o distanță de centrul planetei egală cu aproximativ 122 500 km (1,72 R J ); [2] [5] pornind de la această distanță spre planetă, inelul devine rapid mai gros. Grosimea verticală reală a inelului nu este cunoscută, dar prezența materialului său a fost găsită la o distanță verticală de 10 000 km deasupra planului inelului. [2] [4]

Imagine color falsă realizată de sonda Galileo în lumină directă difuză.

Limita interioară este destul de bine definită și este situată la o distanță de centrul planetei egală cu 100.000 km (1,4 R J ), [4] deși urme ale materialului inelului sunt prezente în interiorul limitei până la aproximativ 92 000 km de centrul planetei; [2] Prin urmare, extinderea inelului este de aproximativ 30.000 km. Prin urmare, are aspectul unui taur gros, lipsit de o structură internă clară. [9]

Inelul halo apare mai strălucitor atunci când este văzut în lumină directă difuză . [2] Deși luminozitatea suprafeței sale este mult mai mică decât cea a inelului principal, fluxul său vertical integrat de fotoni este comparabil datorită grosimii sale mai mari. În ciuda extinderii verticale presupuse (peste 20.000 km), luminozitatea inelului halo este puternic concentrată de-a lungul planului. [9] În lumina retrodifuzată [3] aspectul inelului este practic similar cu cel din lumina directă, deși fluxul său total de fotoni este de câteva ori mai mic decât cel al inelului principal și este mult mai intens concentrat în apropierea planului inelului . [9]

Proprietățile spectrale ale inelului halo sunt diferite de cele ale inelului principal: distribuția fluxului în banda de 0,5-2,5 µm este mai aplatizată; [3] în plus, în ciuda celorlalte inele, inelul halo nu apare roșu la observație în vizibil și în infraroșu apropiat , ci de o culoare neutră sau, în orice caz, tendință către albastru. [3] [14]

Aceste proprietăți optice caracteristice pot fi explicate numai dacă se presupune că inelul este compus în principal din pulberi cu dimensiuni mai mici de 15 µm în corespondență cu planul, [3] [9] [15] în timp ce părțile inelului care sunt distanțate din plan ar putea consta din particule de dimensiuni mai mici, de ordinul nanometrului . [3] [4] [9]

Inelul principal

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Inelul principal .

Inelul principal îngust și relativ subțire este cea mai strălucitoare porțiune a sistemului inelar al lui Jupiter. Limita sa exterioară este situată la o rază de aproximativ 129.000 km (1.806 R J ) și coincide cu orbita satelitului interior mai mic, Adrastea , care acționează ca „luna păstorului” său, delimitând în mod clar limita exterioară a inelului. [2] [5] Marginea sa interioară nu este delimitată de niciun satelit și este situată la aproximativ 122 500 km (1,72 R J ) de centrul planetei, [2] în punctul în care se estompează treptat în inelul de halo; din acest motiv extensia radială a inelului este de aproximativ 6 500 km.

Imaginea de mai sus, realizată de sonda New Horizons , arată inelul principal în lumină retrodifuzată; structura fină a părții sale exterioare este clar vizibilă. Imaginea de mai jos arată inelul în lumină directă difuză, arătând lipsa sa de structură, cu excepția diviziunii Metis.

Inelul este marcat de mai multe goluri, care identifică orbitele sateliților care îl delimitează: Adrastea [9] și Metis, în afara cărora există așa-numita divizare a Metisului. [9] Observarea în lumină retrodifuzată ne permite să observăm cum inelul pare să fie format din două părți diferite, intercalate cu diviziunea Metisului: [4] o parte exterioară subțire, care se întinde de la 128.000 la 129.000 km, care include trei mici sub-inele separate prin goluri și o porțiune interioară mai slabă care se extinde de la 122.500 la 128.000 km, căreia îi lipsesc orice sub-structuri vizibile. [9] [16]

Structura fină a inelului principal a fost descoperită grație datelor colectate de sonda Galileo și a fost bine vizualizată de imaginile obținute de sonda New Horizons. [7] [12] Analiza detaliată a imaginilor furnizate de nava spațială Galileo a arătat variații longitudinale ale luminozității inelului, împreună cu o oarecare îngroșare a pulberilor care alcătuiesc inelul, confirmată ulterior de New Horizons, [17] din dimensiuni inclusiv între 500 și 1000 km. [2] [9] Clusterele descoperite au fost împărțite în două grupuri, respectiv de cinci și doi membri. Natura acestor acumulări este neclară, dar orbitele lor rezonează cu Metis egale cu 115: 116 și respectiv 114: 115. [17]

Imaginile realizate de sondele Galileo și New Horizons dezvăluie, de asemenea, prezența a două grupuri de ondulații spiralate în inel, care în timp au devenit mai strânse în ritmul așteptat datorită regresiei nodale diferențiale . Extrapolând înapoi, cel mai proeminent sistem de oscilație pare să fi fost generat în 1995, aproape în momentul în care planeta a fost afectată de impactul fragmentelor cometei Shoemaker-Levy 9 ; cealaltă în schimb datează din prima jumătate a anului 1990. [18] [19] [20] Măsurătorile efectuate în noiembrie 2006 prin Galileo indică o lungime de undă de 1920 ± 150 și 630 ± 20 km și o amplitudine de 2,4 ± 0,7 și 0,6 ± 0,2 km, pentru cele două sisteme de oscilație, respectiv major și minor. [20] Formarea oscilațiilor majore poate fi explicată dacă inelul a fost lovit de un nor de particule eliberate de cometă cu o masă totală de (2–5) × 10 12 kg , ceea ce ar fi înclinat inelul din planul ecuatorial timp de 2 km. [20] Perturbări similare au fost observate de nava spațială Cassini în inelele C și D. ale lui Saturn . [21] [22]

Analizele spectroscopice obținute prin telescoapele Hubble, [3] Keck [14] și sondele Galileo [23] și Cassini [8] au arătat că particulele care alcătuiesc inelul par roșu, adică albedo - ul lor este mai mare la lungimi de undă mai mari , între 0,5 și 2,5 um . [8] Până în prezent nu au fost descoperite particularități spectrale atribuite prezenței anumitor compuși chimici , deși observațiile lui Cassini au detectat benzi de absorbție la 0,8 și 2,2 µm. [8] Spectrul inelului are însă numeroase afinități cu cele ale sateliților Adrastea [3] și Amalthea. [14] Aceste proprietăți spectroscopice pot fi înțelese dacă se presupune că este compusă din cantități semnificative de pulberi ale căror particule au dimensiuni cuprinse între 0,1 și 10 µm. Ipoteza explică intensitatea luminoasă mai mare în lumina directă decât în ​​retrodifuzare; [9] [16] totuși, pentru a exercita intensul retrodifuzare și structura foarte fină în porțiunea exterioară a inelului, este necesar să se facă ipoteza prezenței corpurilor de dimensiuni mai mari decât cea a pulberilor, a dimensiunilor între centimetru și km. [9] [15] [16] [24] Prezența a două populații de particule în inelul principal explică de ce aspectul său depinde de geometria vizuală: [24] pulberile, de fapt, favorizează difuzia directă, formând un inel omogen. relativ des delimitat de orbita lui Adrastea; [9] pe de altă parte, particulele mai mari, care favorizează dispersarea înapoi, sunt limitate la inele mici din regiunea dintre orbitele Metis și Adrastea. [9] [16]

Din totalul masei pulberilor a fost estimat la 10 7 -10 9 kg, [9] , în timp ce cea a obiectelor mai mari, cu excepția Metis și Adrastea, este de aproximativ 10 11 -10 16 kg , în funcție de dimensiunea lor maximă (valoarea limită a fost plasat în jur de km). [9] [25]

Gossamer sună

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Gossamer Rings .

Inelul Gossamer (literalmente tifon , în engleză ) este cel mai exterior sistem; în mod convențional este împărțit în două părți: un inel interior, inclus în orbita Amalteei și unul exterior, care se extinde până la orbita Tebei ; la acestea trebuie adăugat un nor de praf care se extinde dincolo de orbita Tebei , până când dispare treptat în mediul interplanetar . Prin urmare, putem vorbi în general, la plural, de inele Gossamer , referindu-ne la multiplicitatea subinelelor prezente în sistem.

Imagini ale inelelor Gossamer obținute de sonda Galileo în lumină directă difuză.

Inelul Gossamer interior sau inelul Amalthea este o structură foarte slabă, cu o secțiune dreptunghiulară, care se întinde de pe orbita Amalthea, la 182.000 km (2,54 R J ) până la aproximativ 129,000 km (1,80 R J ); [2] [9] marginea sa interioară nu este definită brusc datorită prezenței Inelului principal mult mai luminos și a halo-ului. [2] Grosimea inelului este de aproximativ 2300 km lângă orbita Amalthea și scade ușor în direcția lui Jupiter; [4] este, de asemenea, mai strălucitor lângă marginile superioare și inferioare și crește luminozitatea în direcția lui Jupiter. [26] Marginea exterioară a inelului nu este deosebit de ascuțită, în special în marginea superioară. [2] Există o formă de lacrimă în strălucire chiar în interiorul orbitei Amalthea cu o structură suplimentară asemănătoare coajei. [2] Se compune din pulberi cu dimensiuni cuprinse între 0,2 și 5 µm. [27] [28]

Inelul exterior Gossamer sau inelul lui Teba este cel mai slab dintre inelele joviene: apare ca o structură deosebit de slabă, cu o secțiune transversală dreptunghiulară, extinsă de pe orbita satelitului Teba, la 226.000 km (3.11 R J ), în sus la aproximativ 129 000 km (1,80 R J ;); [2] [9] această margine interioară nu este definită brusc datorită prezenței inelului mult mai strălucitor și a halo-ului. [2] grosimea inelului este de aproximativ 8400 km la înălțimea orbitei Tebei și scade încet în direcția planetei; [4] Este, de asemenea, mai strălucitor lângă marginile superioare și inferioare și crește luminozitatea în direcția lui Jupiter, ca inelul interior Gossamer. [26] Marginea exterioară a inelului nu este deosebit de ascuțită, extinzându-se pe 15.000 km. [2] Există o continuare a inelului pe orbita Tebei abia vizibilă, care se extinde până la 280.000 km (3,75 R J ) și se numește extensia Tebei . [2] [28] Este format din pulberi cu dimensiuni cuprinse între 0,2 și 5 µm, similare cu cele ale inelului interior. [27] [28]

Formare

Diagramă care arată cum sunt formate inelele lui Jupiter.

Pulberile care alcătuiesc inelele sunt supuse unui proces de îndepărtare constantă datorită combinației efectului Poynting-Robertson și a forțelor electromagnetice ale magnetosferei lui Jupiter . [24] [29] Materialele volatile, precum gheața , se sublimează rapid; se estimează că durata de viață a prafului este cuprinsă între 100 și 1000 de ani, [9] [29] și, prin urmare, praful care lipsește trebuie înlocuit continuu grație celui care provine din coliziunile dintre corpuri mai mari, între 1 cm și 0,5 km, [17] și între aceste corpuri și particulele cu viteză mare din afara sistemului Jovian . [9] [29] Această populație de obiecte este limitată la partea subțire (aproximativ 1000 km), dar strălucitoare a inelului principal și include sateliții Metis și Adrastea. [9] [16] Dimensiunea acestor obiecte ar trebui să fie mai mică, conform sondajelor New Horizons, [17] la 0,5 km; anterior această limită, conform observațiilor telescopului Hubble [3] [16] și a sondei Cassini, [8] era mult mai largă, aproximativ 4 km. [9] Praful produs în urma coliziunilor rămâne în aceeași centură orbitală a obiectelor din care a provenit și spiralează încet în direcția planetei-mamă, formând partea cea mai interioară și tenue a inelului principal și a inelului halo. [9] [29]

Pulberile inelelor Gossamer provin din sateliții interni Amalthea și Thebes , în esență în același mod ca și cei ai inelului principal și a halo-ului; [29] cu toate acestea, subtilitatea lor se datorează excursiilor verticale ale unor luni datorită înclinației lor orbitale diferite de zero. [9] Aceste ipoteze explică complet aproape toate proprietățile observabile de pe marginile exterioare și interioare ale inelelor.

Unele formațiuni nu au fost încă explicate: extinderea Tebei, care ar putea fi cauzată de un corp necunoscut în afara orbitei Tebei în sine, și unele structuri identificabile în observațiile efectuate în lumină retro-dispersată. [9] O posibilă explicație pentru extensia observată este influența forțelor electromagnetice ale magnetosferei lui Jupiter: când praful intră în conul de umbră din spatele planetei, își pierd sarcina electrică destul de repede; pe măsură ce particulele mai mici se rotesc parțial cu Jupiter, ele se vor deplasa spre exterior în timp ce trec prin umbră, creând astfel extensia observată a Inelului Gossamer al Tebei. [30] Aceeași forță poate explica scăderea distribuției particulelor și a luminozității inelului care are loc între orbitele Amaltea și Teba. [28] [30]

Analiza imaginilor inelelor Gossamer relevă faptul că un vârf de luminozitate chiar în interiorul orbitei Amalthea ar putea fi cauzat de particulele de praf prinse de punctele Lagrange (L 4 ) și antrenante (L 5 ) ale Amalthea; chiar și luminozitatea ridicată a marginii exterioare a inelului Gossamer din Amalthea poate fi cauzată de aceste pulberi prinse. Particulele pot fi prezente atât pe L 4, cât și pe L 5 ; această descoperire implică faptul că în inelele Gossamer există două populații de particule: una direcționată încet în direcția lui Jupiter, așa cum este descris mai sus, și cealaltă care se menține aproape de luna generatoare prinsă în rezonanță 1: 1 cu ea. [26]

Vârsta inelului este necunoscută, dar poate fi ultima rămășiță a unei populații anterioare de obiecte mici din vecinătatea lui Jupiter, distruse de coliziuni reciproce și de forțele de maree ale planetei părinte. [6]

Notă

  1. ^ a b c d BA Smith, LA Soderblom, TV Johnson și colab. , The Jupiter System through the Eyes of Voyager 1 , în Știință , vol. 204, 1979, pp. 951–957, 960–972, DOI : 10.1126 / science.204.4396.951 , PMID 17800430 .
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s ME Ockert-Bell, JA Burns, IJ Daubar, și colab. , Structura sistemului inelar al lui Jupiter așa cum a fost dezvăluit de experimentul Galileo Imaging , în Icarus , vol. 138, 1999, pp. 188-213, DOI : 10.1006 / icar . 1998.6072 .
  3. ^ a b c d e f g h i j k R. Meier, BA Smith, TC Owen și colab. , Photometry Infrared Near of the Jovian Ring and Adrastea , in Icarus , vol. 141, 1999, pp. 253-262, DOI : 10.1006 / icar.1999.6172 .
  4. ^ a b c d e f g h I. de Pater, MR Showalter, JA Burns și colab. , Keck Infrared Observations of Jupiter's Ring System near Earth's 1997 Plane Crossing Crossing ( PDF ), în Icarus , vol. 138, 1999, pp. 214–223, DOI : 10.1006 / icar . 1998.6068 .
  5. ^ a b c d e MA Showalter, JA Burns, JN Cuzzi, JB Pollack, Jupiter's Ring System: New Results on Structure and Particle Properties , în Icarus , vol. 69, nr. 3, 1987, pp. 458–498, DOI : 10.1016 / 0019-1035 (87) 90018-2 .
  6. ^ a b c LW Esposito, Inele planetare , în Rapoarte despre progresul în fizică , vol. 65, 2002, pp. 1741–1783, DOI : 10.1088 / 0034-4885 / 65/12/201 .
  7. ^ a b F. Morring, Ring Leader , în Aviation Week & Space Technology , 7 mai 2007, pp. 80–83.
  8. ^ a b c d e f HB Throop, CC Porco, RA West și colab. , The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based Observations ( PDF ), în Icarus , vol. 172, 2004, pp. 59–77, DOI : 10.1016 / j.icarus.2003.12.020 .
  9. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z JA Burns, DP Simonelli, MR Showalter, et.al. , Jupiter's Ring-Moon System ( PDF ), în F. Bagenal, TE Dowling, WB McKinnon (eds), Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere , Cambridge University Press, 2004.
  10. ^ RW Fillius, CE McIlwain, A. Mogro-Campero, Radiation Belts of Jupiter - A Second Look , in Science , vol. 188, 1975, pp. 465–467, DOI : 10.1126 / science.188.4187.465 , PMID 17734363 .
  11. ^ RH Brown, KH Baines, G. Bellucci și colab. , Observații cu spectrometrul vizual și infraroșu de cartografiere (VIMS) în timpul Flyby-ului lui Jupiter al lui Cassini , în Icarus , vol. 164, 2003, pp. 461–470, DOI : 10.1016 / S0019-1035 (03) 00134-9 .
  12. ^ a b Inelele lui Jupiter: cea mai clară vedere [ link broken ] , at pluto.jhuapl.edu , NASA / Laboratorul de Fizică Aplicată al Universității Johns Hopkins / Southwest Research Institute, 1 mai 2007. Accesat la 31 mai 2007 .
  13. ^ Juno - Misiunea NASA New Frontiers la Jupiter , pe juno.wisc.edu . Adus 06-06-2007 .
  14. ^ a b c WH Wong, I. de Pater, MR Showalter și colab. , Spectroscopia cu infraroșu apropiat la sol a inelului și lunilor lui Jupiter , în Icar , vol. 185, 2006, pp. 403-415, DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.07.007 .
  15. ^ a b S: M. Brooks, LW Esposito, MR Showalter și colab. , Distribuția mărimii inelului principal al lui Jupiter din Galileo Imaging and Spectroscopy , în Icarus , vol. 170, 2004, pp. 35–57, DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.03.003 .
  16. ^ a b c d e f MR Showalter, JA Burns, I. de Pater, și colab. , Actualizări despre inelele prăfuite ale lui Jupiter, Uranus și Neptun , lucrările conferinței desfășurate în perioada 26-28 septembrie 2005 în Kaua'i, Hawaii. Contribuția LPI nr. 1280 , 26-28 septembrie 2005, p. 130.
  17. ^ a b c d MR Showalter, AF Cheng, HA Weaver, et.al. , Detectări și limite ale lunilor în sistemul inelului lui Jupiter , în Știință , vol. 318, 2007, pp. 232–234, DOI : 10.1126 / science.1147647 , PMID 17932287 .
  18. ^ (EN) J. Mason, Cook, J.-RC, Forensic sleuthing ring ripples links to impacts on Ciclops, Space Science Institute, Cassini Imaging Central Laboratory for Operations, 31 martie 2011. Accesat la 3 mai 2011.
  19. ^ (EN) Ripples Subtle in Jupiter's ring , din PIA 13893, NASA / Jet Propulsion Laboratory-Caltech / SETI, 31 martie 2011.
  20. ^ a b c ( EN ) MR Showalter, Hedman, MM; Burns, JA, Impactul cometei Shoemaker-Levy 9 trimite valuri prin inelele lui Jupiter , în Știința , vol. 332, 2011, DOI : 10.1126 / science.1202241 .
  21. ^ (EN) Inclinarea inelelor lui Saturn , pe PIA 12820, NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute, 31 martie 2011. Accesat la 3 mai 2011.
  22. ^ (EN) MM Hedman și colab. , Inelul C ondulat curios al lui Saturn , în Știință , vol. 332, 2011, DOI : 10.1126 / science.1202238 .
  23. ^ S. McMuldroch, SH Pilortz, JE Danielson și colab. , Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter's Ring System , în Icarus , vol. 146, 2000, pp. 1-11, DOI : 10.1006 / icar.2000.6343 .
  24. ^ a b c JA Burns, DP Hamilton, MR Showalter, Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics ( PDF ), în E. Grun, BAS Gustafson, ST Dermott, H. Fechtig (ed.), Interplanetary Dust , Berlin , Springer, 2001, pp. 641–725.
  25. ^ John D. Anderson , TV Johnson, G. Shubert și colab. , Densitatea lui Amalthea este mai mică decât cea a apei , în Știință , vol. 308, 2005, pp. 1291–1293, DOI : 10.1126 / science.1110422 , PMID 15919987 .
  26. ^ a b c Mark R. Showalter, de Pater, Imke; Verbanac, Guili și colab., Proprietățile și dinamica inelelor de gossamer ale lui Jupiter din imaginile Galileo, Voyager, Hubble și Keck ( PDF ), în Icarus , vol. 195, 2008, pp. 361–377, DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.12.012 .
  27. ^ a b H. Krüger, Grün, E.; Hamilton, DP, Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings , 35th COSPAR Scientific Assembly , 18-25 July 2004, p. 1582.
  28. ^ a b c d Harald Kruger, Hamilton, Duglas P. Moissl, Richard; și Grun, Eberhard, Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings , în Icarus, prezentat , 2008.
  29. ^ a b c d și JA Burns, MR Showalter, DP Hamilton și colab. , Formarea inelelor slabe ale lui Jupiter ( PDF ), în Știință , vol. 284, 1999, pp. 1146–1150, DOI : 10.1126 / science.284.5417.1146 , PMID 10325220 .
  30. ^ a b Douglas P. Hamilton, Kruger, Harold, Sculptarea gossamerului lui Jupiter sună după umbra sa ( PDF ), în Nature , vol. 453, 2008, pp. 72-75, DOI : 10.1038 / nature06886 .

Bibliografie

Titluri generale

Una serie di immagini che inquadrano Giove e il suo sistema di anelli nell'infrarosso riprese nel 1994 dall'Infrared Telescope Facility nelle Hawaii.
  • ( EN ) Albrecht Unsöld, The New Cosmos , New York, Springer-Verlag, 1969.
  • HL Shipman, L'Universo inquieto. Guida all'osservazione a occhio nudo e con il telescopio. Introduzione all'astronomia , Bologna, Zanichelli, 1984, ISBN 88-08-03170-5 .
  • ( EN ) Stephen Hawking ,A Brief History of Time , Bantam Books, 1988, ISBN 0-553-17521-1 .
  • H. Reeves, L'evoluzione cosmica , Milano, Rizzoli –BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • M. Rees, Universo. Dal big bang alla nascita dei pianeti. Dal sistema solare alle galassie più remote , Milano, Mondadori Electa, 2006, p. 512.

Titoli specifici

Sul sistema solare

  • M. Hack , Alla scoperta del sistema solare , Milano, Mondadori Electa, 2003, p. 264.
  • F. Biafore, In viaggio nel sistema solare. Un percorso nello spazio e nel tempo alla luce delle ultime scoperte , Gruppo B, 2008, p. 146.
  • ( EN ) Vari, Encyclopedia of the Solar System , Gruppo B, 2006, p. 412, ISBN 0-12-088589-1 .

Sul pianeta

Altri progetti

Collegamenti esterni

Sistema solare Portale Sistema solare : accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare
Wikimedaglia
Questa è una voce di qualità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 12 maggio 2011 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti altri suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci di qualità in altre lingue

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Anelli_di_Giove&oldid=122146583 "