Inel Halo

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Inel Halo
Inel Jovian Halo PIA00658.jpg
Imagine color falsă realizată de sonda Galileo în lumină retrodifuzată
Inel de Jupiter
Descoperire Martie 1979
Descoperitori Voyager 1
Date fizice
Raza interioară 89.400 km
Raza externă 122.800 km
Extensie radială 33.400 km
Grosime 10-20.000 km
Adâncimea optică 3 × 10 -6
Editați datele pe Wikidata · Manual

Inelul halo (sau inelul difuz ) este cel mai interior al inelelor planetei Jupiter . Relativ puțin dens și deosebit de gros, mai ales în comparație cu celelalte inele Jupiter, haloul are o formă toroidală și se extinde de la inelul principal pe jumătate din distanța care îl separă de atmosfera superioară a lui Jupiter .

Inelul a fost identificat de sonda spațială SUA Voyager 1 în timpul zborului din Jupiter în martie 1979 ; i s-a dat desemnarea provizorie din 1979 J1R . [1]

Caracteristici

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

Inelul de halo 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] [3] pornind de la această distanță spre planetă, inelul devine rapid mai gros. Grosimea verticală reală a inelului nu este cunoscută, dar s-a constatat că materialul său se află la 10 000 km deasupra planului inelului. [3] [4] Limita interioară a inelului halo este destul de bine definită și se află la o distanță de centrul planetei egală cu 100 000 km (1,4 R J ), [4] deși urme ale materialului halo inelul este prezent în interiorul graniței până la aproximativ 92.000 km; [3] Prin urmare, extensia radială a inelului este de aproximativ 33.000 km. Forma sa îl face similar cu un taur gros, fără o structură internă clară. [5]

Inelul halo apare mai strălucitor atunci când este imaginat în lumină directă difuză , o bandă în care a fost extins imaginat de nava spațială Galileo. [3] Deși luminozitatea suprafeței sale este mult mai mică decât cea a inelului principal, fluxul său vertical integrat de fotoni (perpendicular pe planul inelului) este comparabil datorită grosimii sale mai mari. În ciuda extinderii verticale presupuse de peste 20.000 km, luminozitatea inelului halo este puternic concentrată de-a lungul planului și urmează o lege a puterii de tip între z −0.6 și z −1.5 , [5] unde z este înălțimea în planul inelului. În lumina retrodifuzată, după cum arată observațiile efectuate de telescoapele Keck [4] și de telescopul spațial Hubble , [6] aspectul inelului este similar similar cu cel din lumina directă, deși fluxul său total de fotoni este de câteva ori mai mic decât cel al inelul principal și este mult mai intens concentrat în apropierea planului inelului. [5]

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; [6] 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. [6] [7]

Origine

Proprietățile optice ale inelului halo pot fi explicate numai dacă se presupune că este compus în principal din pulberi mai mici de 15 μm, [5] [6] [8] în timp ce părțile inelului situate la o distanță de planul inelul ar putea fi format din particule de dimensiuni nanometrice . [4] [5] [6] Această compoziție de pulbere explică emisia mai intensă în lumina directă difuză, culoarea albăstruie și lipsa unei structuri vizibile în inelul halo. Praful provine probabil din inelul principal; această teorie este coroborată de faptul că adâncimea optică a inelului halo ( ) este comparabilă cu cea a inelului principal. [2] [5] Grosimea excepțională a inelului poate fi atribuită eforturilor de înclinare orbitală și excentricității particulelor de praf de către forțele electromagnetice din magnetosfera joviană . Limita exterioară a inelului halo coincide cu o regiune în care există o puternică rezonanță 3: 2 Lorentz. [9] [10] [11] [12] Deoarece efectul Poynting-Robertson [13] [11] face ca particulele să alunece încet spre Jupiter, înclinațiile lor orbitale sunt stresate pe măsură ce trec prin această zonă. Limita interioară a inelului nu este foarte departe de regiunea în care există o puternică rezonanță Lorentz 2: 1. [9] [10] [11] În această rezonanță, stresul este probabil foarte semnificativ, deoarece forțează particulele să alunece spre atmosfera lui Jupiter, definind astfel o limită ascuțită. [5] Din moment ce derivă din inelul principal, vârsta sa este necunoscută, dar poate fi o rămășiță a unei populații anterioare de obiecte mici care orbitează planeta. [5] [14]

Notă

  1. ^ 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 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 .
  3. ^ a b c d 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 .
  4. ^ a b c d 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 f g h 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.
  6. ^ a b c d e 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 .
  7. ^ 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 .
  8. ^ 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 .
  9. ^ a b DP Hamilton, A Comparison of Lorentz, Planetary Gravitational, and Satellite Gravitational Resonances ( PDF ), în Icarus , vol. 109, 1994, pp. 221–240, DOI : 10.1006 / icar.1994.1089 .
  10. ^ a b JA Burns, LE Schaffer, RJ Greenberg și colab. , Rezonanțele Lorentz și structura inelului jovian , în natură , vol. 316, 1985, pp. 115–119, DOI : 10.1038 / 316115a0 .
  11. ^ 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.
  12. ^ Rezonanța Lorentz este o rezonanță specială care apare între mișcarea orbitală a particulelor și rotația magnetosferei planetei, al cărei raport dă un număr rațional
  13. ^ 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 .
  14. ^ LW Esposito, Inele planetare , în Rapoarte despre progresul în fizică , vol. 65, 2002, pp. 1741–1783, DOI : 10.1088 / 0034-4885 / 65/12/201 .

Bibliografie

  • ( EN ) Bertrand M. Peek, The Planet Jupiter: The Observer's Handbook , Londra, Faber și Faber Limited, 1981, ISBN 0-571-18026-4 ,, OCLC 8318939.
  • (EN) Eric Burgess,De Jupiter: Odysseys to a Giant , New York, Columbia University Press, 1982, ISBN 0-231-05176-X .
  • ( EN ) John H. Rogers, The Giant Planet Jupiter , Cambridge, Cambridge University Press, 1995, ISBN 0-521-41008-8 ,,OCLC 219591510.
  • ( EN ) Reta Beebe, Jupiter: The Giant Planet , ediția a doua, Washington, Smithsonian Institute Press, 1996, ISBN 1-56098-685-9 .
  • ( EN ) AA.VV., The New Solar System , editat de Kelly J. Beatty; Carolyn Collins Peterson; Andrew Chaiki, ediția a 4-a, Massachusetts, Sky Publishing Corporation, 1999, ISBN 0-933346-86-7 ,, OCLC 39464951.
  • AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
  • M. Hack , Descoperirea sistemului solar , Milano, Mondadori Electa, 2003, p. 264.
  • ( EN ) DC Jewitt; S. Sheppard; C. Porco, F. Bagenal; T. Dowling; W. McKinnon, Jupiter: Planeta, sateliții și magnetosfera ( PDF ), Cambridge, Cambridge University Press, 2004, ISBN 0-521-81808-7 . Adus la 30 aprilie 2009 (arhivat din original la 14 iunie 2007) .
  • J. Gribbin, Enciclopedia astronomiei și cosmologiei , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • (EN) Linda T. Elkins-Tanton, Jupiter și Saturn, New York, Chelsea House, 2006. ISBN 0-8160-5196-8 .
  • W. Owen, și colab., Atlasul ilustrat al universului , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • M. Rees, Univers. De la big bang până la nașterea planetelor. De la sistemul solar la cele mai îndepărtate galaxii , Milano, Mondadori Electa, 2006, p. 512.
  • ( EN ) Diverse, Enciclopedia Sistemului Solar , Grupul B, 2006, p. 412, ISBN 0-12-088589-1 .
  • F. Biafore, Călătorind în sistemul solar. O călătorie prin spațiu și timp în lumina ultimelor descoperiri , Grupul B, 2008, p. 146.

Elemente conexe

Sistem solar Portalul sistemului solar : Accesați intrările Wikipedia de pe obiectele sistemului solar
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Halo_Ring&oldid=120883137 ”