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

Inelul principal

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Inelul principal
Inelul principal Galeleo înainte PIA00538.jpg
Imagine a inelului principal obținută de la sonda Galileo în lumină directă difuză. Diviziunea Metis este clar vizibilă.
Inel de Jupiter
Descoperire Martie 1979
Descoperitori Voyager 1
Date fizice
Raza interioară ~ 122 500 km [1]
Raza externă ~ 129 000 km [2]
Extensie radială ~ 6 500 km
Grosime mai puțin de 30 km
Masa
1 × 10 13 kg
Densitatea suprafeței 5 × 10 -5 kg / m²
Adâncimea optică 5 × 10 -6
Albedo ~ 0,15
Editați datele pe Wikidata · Manual

Inelul principal (sau, mai rar, inelul strălucitor ) este al doilea inel al lui Jupiter în ordinea distanței față de planetă și cel mai strălucitor. Extinzându-se pentru aproximativ 6 500 km, marginea sa exterioară se oprește brusc la o distanță de aproximativ 129 000 km de centrul planetei, la începutul inelului interior Gossamer ; marginea sa cea mai interioară se estompează treptat în inelul de halo .

Inelul principal include în interiorul său orbitele a doi sateliți naturali ai lui Jupiter , Adrastea și Metis , care constituie probabil sursa principală a materialului care îl compune.

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 J2R . [3]

Aspect și structură

Inelul principal formează cea mai strălucitoare porțiune a sistemului de inele al lui Jupiter. Limita sa exterioară este situată la o rază de aproximativ 129.000 km (1.806 R J [4] ) și coincide cu orbita satelitului interior mai mic, Adrastea . [1] [2] Marginea sa interioară nu este delimitată de niciun satelit și este situată la aproximativ 122 500 km (1,72 R J ) de centrul planetei. [1] Din acest motiv, inelul are o extensie radială de aproximativ 6 500 km.

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

Aspectul inelului variază în funcție de poziția observatorului față de sursa de lumină (Soarele), precum și de proprietățile de reflexie ale materialului care alcătuiește inelul în sine. [5] În lumina directă difuză strălucirea inelului începe să scadă rapid la 128.600 km, chiar înainte de orbita Adrastea și atinge o luminozitate comparabilă cu cea a mediului la 129.300 km, chiar dincolo de orbita satelitului; [1] din acest motiv, Adrastea, la 129 000 km, acționează în mod clar ca o „lună de păstor”, delimitând în mod clar limita exterioară a inelului, situată la 129 100 km. [1] [2] Luminozitatea inelului crește în schimb pe măsură ce avansați în direcția planetei și atingeți maximul său aproape de centrul inelului, pe o rază de 126 000 km, deși există un decalaj pronunțat (divizare) pe orbita Metisului , la 128.000 km. [1] Limita interioară a inelului, pe de altă parte, pare să se estompeze încet într-un spațiu cuprins între 124.000 și 120.000 km, până când se fuzionează cu inelul halo . [1] [2] Cu toate acestea, în lumina directă, toate inelele lui Jupiter par deosebit de strălucitoare.

În lumina retrodifuzată, inelul prezintă o geometrie complexă: de fapt, pare a fi alcătuit din două părți diferite, intercalate cu o mică regiune, situată chiar dincolo de orbita Metisului, în care strălucirea inelului scade brusc, ceea ce ia numele diviziunii după Metis ; [5] Pe orbita Metis luminozitatea inelului crește cu o rată mai mică decât în ​​lumina directă. [6] Partea cea mai exterioară, subțire, se extinde de la 128.000 la 129.000 km și include trei mici inele intercalate cu goluri: un inel mic este situat mai departe în interiorul golului central, chiar în afara orbitei Metisului; un al doilea inel mic este prezent chiar înainte de orbita Adrastea, urmat de un alt decalaj de origine necunoscută la aproximativ 128 500 km; [5] un al treilea inel mic este situat imediat în afara limitei inelului, delimitat de decalajul marcat de orbita Adrastea. [5] Porțiunea interioară mai slabă se extinde între 122.500 și 128.000 km și este lipsită de orice sub-structură vizibilă atât în ​​lumina directă, cât și în lumina retrodifuzată. [5] [7] Această structură fină a fost descoperită grație datelor colectate de nava spațială Galileo și a fost bine vizualizată de imaginile obținute de nava spațială New Horizons în februarie-martie 2007. [8] [9] Cu toate acestea, observațiile efectuate prin intermediul telescopului spațial Hubble , [10] de telescoapele Keck [6] și de nava spațială Cassini nu au reușit să-l identifice, probabil din cauza rezoluției spațiale prea mici. [11]

Observat în lumină retrodifuzată, inelul principal apare ca un „aparat de ras” subțire, cu o grosime verticală mai mică de 30 km, [2] care totuși tinde să crească (ajungând la 80-160 km) pe măsură ce se înaintează spre Jupiter, în punctul respectiv unde se contopeste cu inelul de halo. [1] [11] În lumina directă, însă, apare mult mai des (aproximativ 300 km). [1] Una dintre principalele descoperiri ale navei spațiale Galileo a fost o întindere slabă a inelului principal, cu o grosime de aproximativ 600 km, constând dintr-un nor slab de materie care înconjoară porțiunile sale cele mai interioare. [1] Extensia se îngroașă la limita interioară a inelului, în punctul de tranziție cu inelul halo. [1]

Analizele detaliate ale imaginilor furnizate de nava spațială Galileo au arătat variații longitudinale ale luminozității inelului principal care nu par legate de geometria vizuală; sonda a arătat, de asemenea, o oarecare îngroșare în inelul de dimensiuni cuprinse între 500 și 1000 km. [1] [5] În 2007, New Horizons a desfășurat o intensă campanie de observare în căutarea de noi sateliți în interiorul inelului; [12] Deși nu s-au descoperit sateliți mai mari de 0,5 km, camerele navei spațiale au identificat grupuri de particule inelare, care orbitează în interiorul orbitei Adrastea, într-un inel dens, dar fin. [12] Faptul că erau aglomerate și nu lunile mici a fost dedus din aspectul lor extins într-un mod azimutal : subtend o zonă de 0,1-0,3 ° în inel, care corespunde unui diametru de 1000-3000 km. [12] 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. [12]

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. [13] [14] [15] 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. [15] 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. [15] Perturbări similare au fost observate de nava spațială Cassini în inelele C și D. ale lui Saturn . [16] [17]

Pe marginea exterioară a inelului, pentru aproximativ 600 km în direcția radială, există o bandă care este cu 10% mai strălucitoare decât restul inelului; cu toate acestea, particulele care îl compun sunt atât de rare încât doar 0,001% din lumina soarelui care se filtrează prin inel este interceptată.

Caracteristicile spectrale corelate cu distribuția și dimensiunea pulberilor

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, arătând lipsa sa de structură, cu excepția diviziunii Metis.

Analizele spectroscopice ale inelului obținute prin sondele Hubble, [10] Keck [18] și Galileo [19] și Cassini [11] au arătat că particulele care alcătuiesc inelul apar într-o culoare roșie, adică albedo - ul lor este mai mare la lungimi de undă mai mari , variind de la 0,5 la 2,5 μm . [11] Până în prezent nu au fost descoperite particularități spectrale atribuibile prezenței anumitor compuși chimici , deși observațiile lui Cassini au detectat benzi de absorbție la 0,8 și 2,2 µm. [11] Spectrul inelului are totuși numeroase afinități cu cele ale sateliților Adrastea [10] și Amalthea. [18]

Aceste proprietăți spectroscopice au fost explicate prin ipoteza că inelul este compus din cantități semnificative de pulberi ale căror particule ar avea dimensiuni cuprinse între 0,1 și 10 µm și care ar fi responsabile pentru intensitatea luminii mai mare în lumina directă decât în ​​lumina retrodifuzată. [5] [7] Cu toate acestea, pentru a efectua retrodifuzarea intensă 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. [5] [7]

Analiza fazei disponibile și a datelor spectrale a condus la concluzia că distribuția mărimii particulelor din inel respectă o lege a puterii [11] [20] [21]

unde n ( r ) dr este numărul de particule cu raza cuprinsă între r și r + dr e este un parametru de normalizare ales pentru a-l face să corespundă cu fluxul luminos total al inelului. Parametrul q este de 2,0 ± 0,2 pentru particulele cu r <15 ± 0,3 µm, în timp ce este de 5 ± 1 pentru cele cu r > 15 ± 0,3 µm; [11] distribuția corpurilor mai mari (între milimetri și kilometri) rămâne încă nedeterminată. [5] Răspândirea luminii în acest model este dominată de particule cu r egale cu aproximativ 15 µm. [11] [19]

Această lege a puterii face posibilă estimarea adâncimii optice a inelului: pentru corpuri mai mari e pentru pulberi. [11] Aceste valori indică faptul că secțiunea tuturor particulelor din interiorul inelului este de aproximativ 5000 km²; [5] la formularea modelului a fost luat în considerare posibilul aspect sferic al particulelor care ar forma inelul. [11] totală Masa pulberilor a fost estimat la 10 7 -10 9 kg, [5] în timp ce cea a obiectelor majore, cu excepția Metis și Adrastea, este de aproximativ 10 11 -10 16 kg , în funcție de dimensiunea lor maximă ( valoarea limită a fost setată în jur de km). [5] Aceste mase pot fi comparabile cu cele ale sateliților plasați în interiorul sistemului inelar: Adrastea, a cărei masă este de aproximativ 2 × 10 15 kg, [5] și Amalthea, aproximativ 2 × 10 18 kg. [22]

Prezența a două populații de particule în inelul principal explică de ce aspectul său depinde de geometria vizuală: [21] pulberile, de fapt, favorizează difuzia directă, formând un inel omogen relativ gros delimitat de orbita Adrastea; [5] pe de altă parte, particulele mai mari, care favorizează împrăștierea înapoi, sunt limitate la inele mici din regiunea dintre orbitele Metis și Adrastea. [5] [7]

Antrenament și vârstă

Diagramă care arată cum sunt formate inelele lui Jupiter.

Praful care alcătuiește inelul este supus unui proces de îndepărtare constantă datorită combinației efectului Poynting-Robertson și a forțelor electromagnetice ale magnetosferei lui Jupiter . [21] [23] Materialele volatile, cum ar fi gheața , se sublimează rapid; se estimează că durata de viață a prafului inelar este cuprinsă între 100 și 1000 de ani, [5] [23] și, prin urmare, praful care lipsește trebuie înlocuit continuu datorită celui care provine din coliziunile dintre corpurile de dimensiuni mai mari, între 1 cm și 0,5 km, [12] și între aceste corpuri și particulele cu viteză mare provenind din afara sistemului jovian . [5] [23] Această populație de obiecte este limitată la partea subțire (aproximativ 1000 km), dar strălucitoare a inelului principal și include sateliții Metis și Adrastea. [5] [7] Dimensiunea acestor obiecte trebuie să fie mai mică de 0,5 km, conform sondajului New Horizons, [12] ; anterior această limită, conform observațiilor telescopului Hubble [7] [10] și ale navei spațiale Cassini, [11] era mult mai largă, de aproximativ 4 km. [5] Praful produs în urma coliziunilor rămâne în aceeași centură orbitală a obiectelor din care a provenit și spiralează lent în direcția planetei-mamă, formând partea cea mai interioară și tenue a inelului principal și a inelului halo. [5] [23]

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. [24]

Notă

  1. ^ a b c d e f g h i j k l 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 .
  2. ^ 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 .
  3. ^ 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 .
  4. ^ R J = raza ecuatorială a lui Jupiter = 71 398 km
  5. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t 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 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 .
  7. ^ 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.
  8. ^ Inele 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 .
  9. ^ F. Morring, Ring Leader , în Aviation Week & Space Technology , 7 mai 2007, pp. 80–83.
  10. ^ a b c d 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 .
  11. ^ a b c d e f g h i j k 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 .
  12. ^ a b c d e f MR Showalter, AF Cheng, HA Weaver, et.al. , Detectări și limite ale aglomerărilor lunilor în sistemul inelului lui Jupiter , în Știință , vol. 318, 2007, pp. 232–234, DOI : 10.1126 / science.1147647 , PMID 17932287 .
  13. ^ (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.
  14. ^ (EN) Ripples Subtle in Jupiter's ring , din PIA 13893, NASA / Jet Propulsion Laboratory-Caltech / SETI, 31 martie 2011.
  15. ^ a b c ( EN ) MR Showalter, Hedman, MM; Burns, JA, Impactul cometei Shoemaker-Levy 9 trimite undele prin inelele lui Jupiter , în Știința , vol. 332, 2011, DOI : 10.1126 / science.1202241 .
  16. ^ (EN) Inclinarea inelelor lui Saturn , pe PIA 12820, NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute, 31 martie 2011. Accesat la 3 mai 2011.
  17. ^ (EN) MM Hedman și colab. , Inelul C ondulat curios al lui Saturn , în Știință , vol. 332, 2011, DOI : 10.1126 / science.1202238 .
  18. ^ a b MH 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 .
  19. ^ a b S. McMuldroch, SH Pilortz, JE Danielson și colab. , Galileo NIMS Observații aproape infraroșii ale sistemului inelar al lui Jupiter , în Icarus , vol. 146, 2000, pp. 1-11, DOI : 10.1006 / icar.2000.6343 .
  20. ^ SM 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 .
  21. ^ 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.
  22. ^ JD 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 .
  23. ^ a b c d 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 .
  24. ^ 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 1 mai 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
Wikimedaglia
Acesta este un articol de calitate .
A fost recunoscut ca atare la 7 iulie 2011 - accesați raportul .
Desigur, alte sugestii și modificări care îmbunătățesc și mai mult activitatea sunt binevenite.

Recomandări · Criterii de admitere · Voci de calitate în alte limbi

Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Ming_Ring&oldid=120883139 ”