Anèls de Jupitèr

Un article de Wikipèdia, l'enciclopèdia liura.
Anar a : navigacion, Recercar
Aqueste modèl es pertinent ? Clicatz per ne veire d'autres.
L’ortografia o la gramatica d'aqueste article es de verificar.

Los anèls de Júpiter son un sistèma d'anèls planetarios qu'entornejan dins dicha planeta. Foguèt lo tresen sistèma d'anèls descobèrts en lo sistèma solar, après los sistèmas d'anèls de Saturn e de Urano. Los anèls de Júpiter foguèron observats pel primièr còp per la sonda espaciala Voyager 1, e son estats investigats exhaustivamente pendent los ans 90 e los primièrs ans del sègle XXI mejançant las sondas Galileu, Cassini e New Horizons.[1][2] Son estats tanben observats dempuèi d'observatòris terrèstres e lo telescopio espacial Hubble pendent los darrièrs 25 ans.[3]Las observacions dempuèi la superfícia terrèstre requerisson dels mai potentes telescopios disponibles.[4]

Estructura dels anèls de Júpiter.

Los anèls jovianos son flacs e se compausan fondamentalament de povàs.[1][5] Cònstan de quatre estructuras: al dedins, un espés brau de partículas conegut coma lo halo o l'anèl halo, un anèl principal relativament brilhant mas excepcionalmente defunti e dos anèls amples, espesses e flac cridat anèl difuso de Tebe e anèl difuso de Amaltea pels noms dels satellits de cuyo material son formats.[6][Nota 1]

L'anèl principal e lo halo consistisson en povàs expulsat dels satellits Metis e Adrastea, e d'autres còsses pas observats, coma resultat d'impactes meteoríticos a nauta velocitat.[2] Images de nauta resolucion obtenudas en febrièr de 2007 per la sonda New Horizons revelèron una rica e defunta estructura en l'anèl principal.[7]

En la banda de lum visible e en lo infrarrojo prèp, los anèls mòstran una color rojizo, excepto lo halo qu'a una color neutro o azulado.[3] En aplicant de modèls fotométricos a las divèrsas observacions disponiblas tant de sondas espacialas coma de telescopios en superfícia terrèstre, se infiere que lo tamaño de las partículas es de 15 μm de ràdio en totes los anèls excepto en lo halo, e mai se los resultats dels modèls s'apròpan mai a las observacions quand se considèran partículas pas-esféricas que quand se considèran esféricas.[8] Lo halo es probablament compausat de povàs submicroscópico.

La massa totala del sistèma d'anèls, en inclusent los còsses pas observats que genèran material pels anèls, es pas exactament determinada, mas es probabla que siá dins lo reng de 1011 a 1016 kg. L'edat del sistèma d'anèls es pas coneguda mas ajan existit possiblament dempuèi la formacion de la planeta.[9]

Descobèrta e exploración[modificar | modificar la font]

L'existéncia dels anèls de Júpiter foguèt inferida per las observacions de las centuras de radiación realizadas pendent lo subrevòli de Júpiter per la sonda espaciala Pioneer 10 en 1974 que se detectèt en el una disminucion en lo recompde de partículas de nauta energia en las centuras entre 50 000 e 55 000 km per lo dessús de la superfícia de la planeta.[10]

En 1979 la sonda Voyager 1 obtenguèt la primièra image, mejançant sobreexposición, del sistèma d'anèls.[1] Una màger quantitat d'images foguèt obtenuda pel Voyager 2, çò que permetèt far una primièra descripcion de l'estructura dels anèls.[5] La planeta Júpiter es estat visitat en unas autras fòrça escasenças. Lo orbitador Galileu obtenguèt d'images de màger qualitat entre 1995 e 2003, es quaus aumentèron enòrmament la coneissença sobratz los anèls jovianos.[2] En 2000 la sonda Cassini, en rota cap a Saturn, la siá destinacion finala, realizèt de vastas observacions de tot lo sistèma d'anèls.[11] E fin finala, las images transmesas per la sonda New Horizons en febrièr e març de 2007 permetèron observar amb detalh l'estructura de l'anèl principal pel primièr còp.[12] Lo sistèma d'anèls de Júpiter es òm dels objectius de la mission Juno.<ref name=Juno >«Juno—NASA New Frontiers Mission to Jupiter» (en anglés). Error de Lua a Mòdul:Biblio/Ligam_web a la línia 98: attempt to call field 'erreur' (a nil value). </ref>

En mai, d'observacions dempuèi la superfícia terrèstre pel telescopio Keck entre 1997 e 2002, e pel telescopio espacial Hubble en 1999 revelèron una rica estructura en d'images retroiluminadas.[4]

Estructura[modificar | modificar la font]

Lo sistèma d'anèls de Júpiter compren quatre estructuras principalas: un espés brau de partículas conegut coma lo halo o l'anèl halo, un relativament brilhant mas defunti fòrça anèl principal e dos amples, fòrça finos e de flacs anèls exteriors aperats pels satellits de cuyo material se compausan, anèl difuso de Amaltea e anèl difuso de Tebe. Las principalas caracteristicas dels anèls s'especifican en la taula seguenta:[5][2][8][6]

Nom Radiokm[Nota 2]


Anchokm


Espesorkm


Profundidadóptica


[Nota 3]

Percentatge de povàs%


Masakg


Nòtas
Anèl Halo 92 000 - 122 500 30 500 12 500 ~1 × 10-6 100 %  ?
Anèl principal 122 500 - 129 000 6500 30 - 300 5,9 × 10-6 ~25 % 107 – 109 (povàs) 1011– 1016 (partículas màgers)


Entornejat pel satellit Adrastea.
Anèl difuso de Amaltea 129 000 - 182 000 53 000 2000 ~1 × 10-7 100 % 107– 109 Alimentat pel satellit Amaltea.
Anèl difuso de Tebe 129 000 - 226 000 97 000 8400 ~3 × 10-8 2340 % 107– 109 Alimentat pel satellit Tebe. Existís una extension mai ailà de l'orbita de Tebe.
Amunt, mosaico d'images del sistèma d'anèls de Júpiter. Aval, esquèma d'anèls e satellits associats.

Anèl principal[modificar | modificar la font]

Aparència e estructura[modificar | modificar la font]

L'image superiora, presa per la sonda New Horizons, mòstra l'anèl principal amb iluminación trasera o retroiluminación. Se pòt observar la defunta estructura de la siá part exteriora. L'image inferiora es lo meteis anèl amb iluminación frontal en mostrant una fauta d'estructuras visiblas excepto lo void produsit pel satellit Metis.

L'estrech e defunti relativament anèl principal es la part mai brilhanta del sistèma d'anèls de Júpiter. Lo sieu bòrd exterior es plaçat a unes 129 000 km del centre de la planeta, es dire, a 1,806 ràdios eqüatorialas jovianos (RJ=71 398 km), e coincidís amb l'orbita del mai pichon dels satellits interiors de Júpiter, Adrastea.[5][2] Lo sieu bòrd interior es pas marcat per cap satellit e se localiza a 122 500 km o 1,72 RJ.[2]

L'ample de l'anèl principal es d'aperaquí 6500 km. L'aparència de l'anèl principal depend de la geometría de iluminación dels anèls.[9] Amb iluminación frontal la ludentor de l'anèl comença a decrecer enòrmament a 128 600 km, just al dedins de l'orbita de Adrastea, e alzanza lo nivèl del fons a 129 300 km, just fòra de l'orbita de Adrastea, çò qu'indica que fa clarament la foncion de satellit pastor de l'anèl.[Nota 4][5][2] La ludentor s'incrementa en en direccion cap Júpiter e a un maximal près del centre de l'anèl a 126 000 km e mai se i a un prononciat void près de l'orbita de Metis a 128 000 km.[2] L'interior de l'anèl principal, per contra, se difumina en se barrejant lentament amb l'anèl halo.[2][5] Amb iluminación frontal totes los anèls de Júpiter son mai que mai brilhants.

Amb iluminación trasera o retroiluminación la situacion es desparièra.[Nota 5] Lo bòrd exterior de l'anèl principal, plaçat a 129 100 km, leugièrament mai ailà de l'orbita de Adrastea, es clarament delimitat.[9] L'orbita del satellit es marcada amb un void en l'anèl per çò qu'existís un defunti anillito just fòra de dicha orbita. Existís d'autre anillito just al dedins de l'orbita de Adrastea seguit d'un void d'origina desconeguda plaçada a 128 500 km.[9] Un tresen anillito se tròba en lo costat interior del void produsit per l'orbita del satellit Metis. La ludentor de l'anèl què bruscamente just fòra d'ela en delimitant aital lo void.[9] Al dedins de l'orbita de dich satellit la ludentor de l'anèl aumenta fòrça mens qu'en iluminación frontal.[4]

Image de l'anèl principal de Júpiter obtenuda per la sonda Voyager 2.
Autra image, aqueste còp obtengut per la sonda Galileu, dempuèi l'autre costat del Solelh, en essent a l'ombra del gigant.

Per tant amb iluminación trasera l'anèl principal sembla consistir en doas parts desparièras, una part exteriora estrecha que s'estend dempuèi 128 000 a 129 000 km e inclutz tres pichones anèls separats per de voids, e una part interiora mai flaca que s'estend dempuèi 122 500 a 128 000 km e manca d'estructuras visiblas coma amb iluminación frontal.[9][13] Lo void de Metis servís coma los sieus respectius limits. L'estructura de l'anèl principal foguèt descobèrta pel orbitador Galileu e es clarament visible en las images amb iluminación trasera obtenudas per la sonda New Horizons en febrièr-març de 2007.[7][12] Malgrat aiçò, las observacions realizadas pel telescopio espacial Hubble, lo telescopio Keck e la sonda Cassini la detectèron pas, possiblament a causa de fauta de resolucion espaciala.[3][4][8]

Observat en iluminación trasera l'anèl principal sembla èsser defunti fòrça, en s'estendent en direccion verticala pas mai de 30 km.[5] Amb iluminación lateral lo espesor de l'anèl es d'entre 80 e 160 km en s'incrementant qualquarren en en direccion cap Júpiter.[2][8] L'anèl sembla èsser fòrça mai espés en iluminación frontal, a l'entorn dels 300 km.[2] Òm de las descobèrtas del orbitador Galileu foguèt un bromalh de material en l'anèl principal, flac e relativament espessa (a l'entorn de 600 km), qu'entorneja la siá part interiora. Lo bromalh creish en espesor en direccion cap al bòrd interior de l'anèl principal en lo luòc de la transicion a l'anèl halo.[2]

Una analisi detalhada de las images del Galileu revelèt de variacions longitudinales de la ludentor de l'anèl principal pas connectat amb l'estructura observada. Las images de dicha sonda mostrèron aital meteis d'agropacions de material en los anèls d'escala de 500 a 1000 km.[2][9]

En febrièr e març de 2007, la sonda New Horizons menèt a tèrme una recèrca exaustiva de nòus satellits dins l'anèl principal. E mai se se descobriguèron pas de satellits màgers de 0,5 km, las camèras de la sonda detectèron sèt pichonas massas de partículas. Orbitan Just al dedins de l'orbita de Adrastea dins un dens e pichon anèl. La conclusion es que son d'acumulacions e pas de pichones satellits en se basant en la siá aparència estenduda azimutalmente. S'estendon entre 0,1º e 0,3º al cors de l'anèl, çò que correspond a entre 1000 e 3000 km. Las acumulacions se dividisson en dos grops de cinc e dos membres respectivament. La siá natura es pas clara mas las siás orbitas son prèpas a una resonancia orbital de 115:116 e 114:115 amb lo satellit Metis, per çò que pòdon èsser d'estructuras provocadas per aquesta interaccion.[14]

Espèctres e distribucion del tamaño de las partículas[modificar | modificar la font]

Image de l'anèl principal obtenuda per la sonda Galileu amb iluminación frontal. Lo void de Metis es clarament visible.

Los espèctres de l'anèl principal obtenguts pel telescopio espacial Hubble, lo telescopio Keck e per las sondas Galileu[15] e Cassini[8] an mostrat que las partículas qu'o forman son rojas, amb un albedo màger a de màgers longituds d'onda.[3][16] Los espèctres existents cobrisson lo reng de 0,5 a 2,5 μm. Se son pas trobats caracteristicas espectrales qu'ajan permés identificar compausats quimics concrèts, e mai se las observacions de la Cassini mostrèron d'evidéncias en la banda de absorción près de 0,8 μm e 2,2 μm.[8] Los espèctres de l'anèl principal son fòrça similars als dels satellits Adrastea e Amaltea.[3][16]

Las proprietats de l'anèl principal pòdon èsser explicadas per l'ipotèsi que contenon de quantitats significativas de povàs de tamaño de 0,1 a 10 μm. Aquò explicariá la màger ludentor de las images illuminadas frontalmente que las illuminadas per darrièr. En quin cas que siá es de besonh qu'existiscan de còsses de tamaño màger per explicar la ludentor obtenuda en las images retroiluminadas e la complèxa estructura en la brilhanta part exteriora de l'anèl.[9][13]

L'analisi de las donadas espectrales e de fasa disponibla amie a la conclusion que la distribucion del tamaño de las partículas de l'anèl principal respond a la lei potenciala:[8][17][18]

A on n(r) dr es lo nombre de partículs amb ràdio entre r e r + dr e A {\displaystyle A} es un paramètre normalizador escuelhut per que concòrde amb lo flux total de lum dempuèi l'anèl. Lo paramètre q es 2,0 ± 0,2 per partículas amb r mendre que 15 ± 0,3 μm, e 5,0 ± 1,0 per partículas amb r màger que 15 ± 0,3 μm.[8]

La distribucion de còsses de grand tamaño en lo reng dempuèi de mètres fins a de quilomètres es pas determinat a l'ora d'ara.[9] La iluminación en aqueste modèl es determinada per las partículas amb r a l'entorn de 15 μm.[8][15]

La lei mencionada permet anteriorament l'estimacion de la prigondor óptica, τ {\displaystyle \scriptstyle \tau } , de l'anèl principal:


{ } l = 4,7 × 10-6 per de còsses grandes e


{ } s = 1,3 × 10-6 pel povàs.[8] Aquesta prigondor óptica significa que la seccion totala de totas las partículas d'una seccion d'anèl es de 5000 km2.[Nota 6][9] Se supausa que las partículas de l'anèl principal an forma esférica.[8] La massa totala de povàs s'aima entre 107 e 109 kg. La massa dels còsses grandes, en exclusent als satellits Metis e Adrastea, entre 1011 e 1016 kg, en dependent de lo sieu tamaño maximal. La valor superiora correspond a un diámetro d'aperaquí 1 km.[9] Pòdon se comparar aquestas amb las de Adrastea, qu'es de 2 × 1015; Amaltea, 2 × 1018 kg e la Luna, 7,4 × 1022 kg.[19]

La preséncia de dos tipes de partículas en l'anèl principal explicariá perqué la siá aparència depend de la direccion de la iluminación.[18] Lo povàs difon lo lum preferiblemente en direccion frontal e forma un relativament espés e homogéneo anèl entornejat per l'orbita de Adrastea.[9] Pel contrari, los còsses màgers, que difonon mai lum en direccion trasera, son confinados dins la region entre las orbitas de Metis e Adrastea dins divèrses e de pichones anèls.[9][13]

Origina e edat[modificar | modificar la font]

Formacion dels anèls de Júpiter.

Lo povàs es constantament eliminat de l'anèl principal per una combinacion de l'efècte de rosigue de Poynting-Robertson e de las fòrças electromagnéticas de la magnetosfera joviana.[18][20] Los materials volátiles, coma lo gèl, s'esvaporan rapidament. La vida mièja de las partículas de povàs en l'anèl vària dempuèi 100 fins a 1000 ans, per çò que lo povàs a d'èsser continualament renauit mejançant las colisiones entre de còsses màgers amb tamaños dempuèi 1 cm fins a 0,5 km e mejançant los meteisses còsses e partículas de nauta velocitat provenentas de fòra del sistèma joviano.[9][20][14][9][20] Aquestes còsses màgers se tròban confinados en l'estrecha (aperaquí 1000 km) e brilhanta part exteriora de l'anèl principal, qu'inclutz en mai, a Metis e Adrastea.[9][13] Lo tamaño maximal d'aquestes còsses a d'èsser mendre de 0,5 km de ràdio. Aqueste limit superior foguèt obtengut per la sonda New Horizons.[14] Lo limit superior anterior, obtengut pel telescopio Hubble e per la sonda Cassini[8] èra de près de 4 km.[13][3][9] Lo povàs produsit per las colisiones reten aperaquí los meteisses elements orbitales dels còsses màgers e quèn lentament en espirala en en direccion cap Júpiter en formant la flaca, en retroiluminación, part mai interiora de l'anèl principal e l'anèl halo.[9][20] L'edat de l'anèl principal es a l'ora d'ara desconeguda, mas pòt èsser lo darrièr remanente d'una darrièra populacion de pichones satellits prèps en Júpiter.[6]

Anèl halo[modificar | modificar la font]

Aparència e estructura[modificar | modificar la font]

Image en falsa color de l'anèl halo obtenuda per la sonda Galileu amb iluminación frontal.

L'anèl halo es lo mai intèrne e espés dels anèls de Júpiter. Lo sieu bòrd exterior coincidís amb l'interior de l'anèl principal aperaquí a una ràdio de 122 500 km del centre de la planeta, 1,72 RJ.[2][5] Dempuèi aquesta ràdio l'anèl arriba a èsser rapidament de mai en mai espés en en direccion cap Júpiter. L'extension reala en direccion verticala del halo es desconeguda mas la preséncia de lo sieu material foguèt detectada tan naut coma 10 000 km sobratz lo plano de l'anèl.[2][4] Lo bòrd interior del halo es relativament agudo e se localiza a una ràdio de 100 000 km, 1,4 RJ, mas qualque material s'es localizat encara mai cap a l'interior, a aperaquí 92 000 km.[4][2] D'aquesta forma, l'ample de l'anèl halo es d'a l'entorn de 30 000 km. La siá forma se sembla a un ample brau sens una estructura intèrna definida.[9] Al contrari que l'anèl principal, l'aparència del halo depend fòrça pauc de la geometría de iluminación.

Lo halo es brilhant en iluminación frontal, que foguèt en el profusamente fotografiat per la sonda Galileu.[2] Del temps que la ludentor de la siá superfícia es fòrça mendre que la de l'anèl principal, en direccion verticala lo sieu flux de fotones es comparable a causa de la siá màger amplada. Malgrat que s'estend en direccion verticala en mai de 20 000 km, la ludentor del halo se concentra cap al plano de l'anèl e seguís una lei potenciala de la forma: z -0,6 a z -1,5, a on z es l'altitud respecto del plano de l'anèl.[9] L'aparència de l'anèl halo en iluminación trasera, observada pel telescopio Keck, e lo telescopio espacial Hubble, es basicament la meteissa.[4][3] En quin cas que siá lo flux total de fotones es de divèrses còps mendre que lo de l'anèl principal e es fòrça mai concentrat en lo plano de l'anèl qu'en las images amb iluminación frontal.[9]

Las proprietats espectrales del halo son desparièrs que las de l'anèl principal. La distribucion de flux en lo reng de 0,5 a 2,5 μm es mai plana en l'anèl principal.[3] Lo halo es pas roge e pòt èsser quitament de color blava.[16]

Origina de l'anèl halo[modificar | modificar la font]

Las proprietats ópticas de l'anèl halo pòdon èsser explicadas per l'ipotèsi que se compausa unicament de povàs amb tamaños de partículas mendres de 15 μm.[3][9][17] Las zònas del halo aluenhadas del plano de l'anèl pòdon consistir en povàs submicrométrico.[3][9][4] Aquesta composicion explica la màger ludentor en iluminación frontal, la color mai azulado e l'abséncia d'estructura visibla en lo halo. Lo povà s'origina possiblament en l'anèl principal, una teoria que s'apieja en lo fach que la prigondor óptica


s {\displaystyle \scriptstyle \tau _{s}\,} ~10-6 es comparabla amb la del povàs de l'anèl principal.[9][5] Lo grand espesor de l'anèl pòt èsser atribuit a la excitación de la inclinación orbital e excentricidad de las partículas de povàs per las fòrças electromagnéticas de la magnetosfera de Júpiter. Lo bòrd exterior del halo coincidís amb la situacion d'una fòrta resonancia de Lorentz 3:2.[18][21][22][Nota 7]

Coma lo rosigue de Poynting-Robertson provòca que las partículas tendètz a quèir en en direccion cap Júpiter, las siás inclinaciones orbitales son excitadas mentre passan a travèrs d'ela.[20][18] Lo engrosamiento de l'anèl principal pòt èsser lo començament de l'anèl halo.[9] Lo bòrd interior de l'anèl es pas luènh de la fòrta resonancia de Lorentz 2:1.[18][22][21] En aquesta resonancia la excitación es probablament significativa, en forçant a las partículas a se precipitar a l'atmosfèra joviana e en formant d'aquesta manièra un bòrd interior fòrça definit.[9] A l'èsser originat per material de l'anèl principal, l'edat de l'anèl halo es la meteissa que la de l'anèl principal.[9]

Anèls difusos[modificar | modificar la font]

Anèl difuso de Amaltea[modificar | modificar la font]

Image dels anèls difusos obtenuda per la sonda Galileu amb iluminación frontal.

L'anèl difuso de Amaltea es una estructura fòrça flaca de seccion rectangular que s'estend dempuèi l'orbita de Amaltea a 182 000 km del centre de Júpiter, 2,54 RJ fins a aperaquí 129 000 km 1,80 RJ.[9][2] Lo sieu bòrd interior es pas definit clarament a causa de la preséncia dels relativament fòrça mai brilhant anèl principal e anèl halo.[2] Lo espesor de l'anèl es d'aperaquí 2300 km près de l'orbita de Amaltea e se redusís leugièrament en en direccion cap Júpiter.[4][Nota 8] L'anèl difuso de Amaltea es mai brilhant près de los sieus bòrds superiors e inferiors e gradualmente mai brilhant en en direccion cap Júpiter, en essent lo bòrd superior mai brilhant que lo costat inferior.[23] Lo bòrd exterior de l'anèl es relativament plan definit e existís una brusca casuda de la ludentor justa al dedins de l'orbita de Amaltea. En d'images amb iluminación frontal l'anèl sembla èsser trenta còps mai flacs que l'anèl principal.[2] En d'images amb iluminación trasera es estat sonque detectat pel telescopio Keck e pel telescopio espacial Hubble.[4][13] Aquestas images mòstran una estructura addicionala en l'anèl, un pic de ludentor justa dins l'orbita de Amaltea.[4][23] En 2002 e 2003 la sonda Galileu faguèt doas darrièras a travèrs dels anèls difusos. Lo contador de povàs detectèt partículas del tamaño d'entre 0,2 e 5 μm e confirmèt los resultats obtenguts per l'analisi de las images.[24][25] Las observacions de l'anèl difuso de Amaltea dempuèi la superfícia terrèstre e las images de la sonda Galileu e las siás mesuras dirèctas del povàs an permés determinar la distribucion del tamaño de las partículas, que sembla seguir la meteissa lei potenciala que lo povàs de l'anèl principal amb q=2 ±0.5.[13][25] La prigondor óptica de l'anèl es d'aperaquí 10−7, qu'es un òrdre de magnitud mendre que la de l'anèl principal, mas la massa totala del povàs, entre 107 e 109 kg, es comparable.[20][6][25]

Anèl difuso de Tebe[modificar | modificar la font]

L'anèl difuso de Tebe es lo mai flac dels anèls jovianos. Sembla èsser una estructura de seccion rectangular que s'estend dempuèi l'orbita de Tebe a 226 000 km del centre de Júpiter, 3,11 RJ fins a aperaquí 129 000 km, 1,80 RJ.[9][2] Lo sieu bòrd interior es pas definit, egalament per la màger ludentor relatiu dels anèls principales e halo que dificulta las observacions.[2] Lo espesor de l'anèl es d'aperaquí 8400 km près de l'orbita de Tebe e decrece leugièrament en en direccion cap la planeta.[4] L'anèl de Tebe es, a l'aital coma lo de Amaltea, mai brilhant en los bòrds superiors e inferiors e creish la siá ludentor en direccion Júpiter.[23] Lo bòrd exterior de l'anèl es pas plan definit en s'estendent pendent 15 000 km.[2] I a un continuament dificilament observable que s'estend fins als 280 000 km, 3,75 RJ cridada Extension de Tebe.[2][25] En d'images amb iluminación frontal l'anèl es tres còps mai flacs que l'anèl difuso de Amaltea.[2] Amb iluminación trasera, en d'images obtenudas pel telescopio Keck, l'anèl mòstra un pic de ludentor justa al dedins de l'orbita de Tebe.[4] En 2002 e 2003 lo contador de partículas de la sonda Galileu detectèt partículas del tamaño entre 0,2 e 5 μm (de similars resultats als de las de l'anèl de Amaltea), en confirmant los resultats de las analisis de las images.[24][25]

La prigondor óptica de l'anèl difuso de Tebe es d'a l'entorn de 3 × 10-8, qu'es tres còps mendres que la de l'anèl difuso de Amaltea, mas la massa totala del povàs es la meteissa, aperaquí entre 107 e 109 kg.[20][6][25] La distribucion de tamaño de partículas de povàs es escampilha mai qu'en l'anèl de Amaltea, en seguint una lei potenciala amb q < 2. En l'extension de Tebe, aqueste paramètre pòt èsser quitament mendre.[25]

Origina dels anèls difusos[modificar | modificar la font]

Lo povàs dels anèls difusos s'origina essencialament de la meteissa manièra que lo dels anèls principales e halo. La siá font es los satellits intèrnes Amaltea e Tebe respectivament. La nauta velocitat d'impacte d'objèctes procedentes de fòra del sistèma joviano expulsa partículas de povàs de las siás superfícias. Aquestas partículas retenon inicialament las meteissas orbitas que los satellits que ne provien, mas pauc a pauc aquestas orbitas decaen en quènt en espirala cap a la planeta a causa de l'efècte de rosigue de Poynting-Robertson.[20] Lo espesor dels anèls difusos es determinada per la inclinación orbital dels satellits. Aquò explicariá gaireben totas las proprietats observables dels anèls: seccion rectangular, casuda del espesor en en direccion cap Júpiter e la màger ludentor dels bòrds superiors e inferiors dels anèls. De totas formas i a qualques proprietats que seguisson inexplicadas, coma l'Extension de Tebe, que pòt èsser deguda a de còsses pas observats en l'exterior de l'orbita de Tebe, e las estructuras observadas en d'images amb iluminación trasera.[9]

Una possibla explicacion a l'Extension de Tebe es l'influéncia de las fòrças electromagnéticas de la magnetosfera de Júpiter. Quand lo povàs entra dins l'ombra darrièr de la planeta, pèrd la siá carga electrica amb cèrta rapiditat. Coma las pichonas partículas de povàs rotan parcialament a l'encòp que la planeta, se mouràn cap a fòra pendent lo pas per l'ombra en creant una extension exteriora a l'anèl de Tebe.[26] Las meteissas fòrças pòdon explicar la transicion de distribucion de partículas e de ludentor qu'arriba entre las orbitas de Amaltea e Tebe.[26][25]

L'analisi de las images dels anèls difusos revelèt un pic de ludentor justa al dedins de l'orbita de Amaltea a causa de partículas de povàs atrapat en los ponchs de Lagrange L4 e L5. La màger ludentor observat en lo bòrd superior de l'anèl de Amaltea pòt èsser aital meteis causat per aqueste meteis povàs. A d'aver tanben partículas de povàs atrapat en los ponchs de Lagrange de l'orbita de Tebe. La siá descobèrta implicariá qu'i a dos tipes de populacions de partículas en los anèls difusos, una amb d'orbitas que decaen lentament cap a Júpiter del temps qu'unas autras se mantenon atrapadas en resonancia 1:1 amb lo satellit que las a produsidas.[23]

Vejatz-vos tanben[modificar | modificar la font]

  • Anèl planetario
  • Anèls de Saturn
  • Anèls de Urano
  • Anèls de Neptun
  • Satellit pastor

Nòtas[modificar | modificar la font]

  1. anglés
  2. Las ràdios dels anèls s'exprimisson mesurats dempuèi lo centre de la planeta
  3. La prigondor óptica normal es l'airal total de la seccion drecha de las partículas que compausan una determinada seccion drecha de l'anèl respecto de l'airal d'aquesta seccion
  4. La iluminación frontal o
  5. back-scattered light
  6. Aquesta valor a de se comparar amb los aperaquí 1700
  7. La resonancia de Lorentz es una resonancia entre lo movement orbital de las partículas e la rotacion de la magnetosfera planetaria que la rason de los sieus periòdes es en el un nombre racional
  8. Lo espesor dels anèls difusos de Júpiter se definisson coma la distància entre dos pics de ludentor en los sieus bòrds inferiors e superiors

Referéncias[modificar | modificar la font]

  1. 1,0, 1,1 et 1,2 Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Johnson, T. V.; et al. (1979).
  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 et 2,24 Ockert-Bell, M. E.; Burns, J. A.; Daubar, I. J.; et al. (1999).
  3. 3,0, 3,1, 3,2, 3,3, 3,4, 3,5, 3,6, 3,7, 3,8 et 3,9 Meier, R.; Smith, B. A.; Owen, T. C.; et al. (1999).
  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 et 4,12 de Pater, I.; Showalter, M. R.; Burns, J. A.; et al. (1999).
  5. 5,0, 5,1, 5,2, 5,3, 5,4, 5,5, 5,6, 5,7 et 5,8 Showalter, M. A.; Burns, J. A.; Cuzzi, J. N.; Pollack, J. B. (1987).
  6. 6,0, 6,1, 6,2, 6,3 et 6,4 Esposito, L. W. (2002).
  7. 7,0 et 7,1 Morring, F. (7 de mayo de 2007).
  8. 8,00, 8,01, 8,02, 8,03, 8,04, 8,05, 8,06, 8,07, 8,08, 8,09, 8,10 et 8,11 Throop, H. B.; Porco, C. C.; West, R. A.; et al. (2004).
  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 et 9,29 Burns, J.A.; Simonelli, D. P.;Showalter, M.R. et al. (2004).
  10. Pollack, J.B; Cuzzi, J. N. (1987).
  11. Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; et al. (2003).
  12. 12,0 et 12,1 Error de Lua a Mòdul:Biblio/Ligam_web a la línia 98: attempt to call field 'erreur' (a nil value).
  13. 13,0, 13,1, 13,2, 13,3, 13,4, 13,5 et 13,6 Showalter, M. R.; Burns, J. A.; de Pater, I.; et al. (2005).
  14. 14,0, 14,1 et 14,2 Showalter, M. R.; Cheng, A. F.; Weaver, H. A.; et al. (2007).
  15. 15,0 et 15,1 McMuldroch, S.; Pilortz, S. H.; Danielson, J. E.; et al. (2000).
  16. 16,0, 16,1 et 16,2 Wong, M. H.; de Pater, I.; Showalter, M. R.; et al. (2006).
  17. 17,0 et 17,1 Brooks, S. M.; Esposito, L. W.; Showalter, M. R.; et al. (2004).
  18. 18,0, 18,1, 18,2, 18,3, 18,4 et 18,5 Burns J.A.; Hamilton, D.P.; Showalter, M.R. (2001).
  19. Anderson, J. D.; Johnson, T. V.; Shubert, G.; et al. (2005).
  20. 20,0, 20,1, 20,2, 20,3, 20,4, 20,5, 20,6 et 20,7 Burns, J. A.; Showalter, M. R.; Hamilton, D. P.; et al. (1999).
  21. 21,0 et 21,1 Hamilton, D. P. (1994).
  22. 22,0 et 22,1 Burns, J.A.; Schaffer, L. E.; Greenberg, R. J. et al. (1985).
  23. 23,0, 23,1, 23,2 et 23,3 Showalter, M. R.; de Pater, I.; Verbanac, G. et al. (2008).
  24. 24,0 et 24,1 Krüger,H.; Grün, E.; Hamilton, D. P. (2004). 35th COSPAR Scientific Assembly.
  25. 25,0, 25,1, 25,2, 25,3, 25,4, 25,5, 25,6 et 25,7 Kruger, H.; Hamilton, D. P.; Moissl, R.; Grun, E. (2008).
  26. 26,0 et 26,1 Hamilton, D. P.; Kruger, H. (2008).

Enlaces Extèrnes[modificar | modificar la font]