Tekst źródłowy strony Wikiprojekt:Tłumaczenie artykułów/Pierścienie Jowisza

{{Wrak po tłumaczeniu|en|Rings of Jupiter}}

[[Grafika:PIA01627 Ringe.jpg|thumb|400px|right|Schemat systemu pierścieni Jowisza ilustrujący jego cztery główne składniki]]
Największa [[planeta]] [[Układ Słoneczny|Układu Słonecznego]], [[Jowisz]], ma układ [[pierścienie planetarne|pierścieni planetarnych]] znany jako '''pierścienie Jowisza'''. Zostały one po raz pierwszy zaobserwowane w roku [[1979]] przez [[sonda kosmiczna|sondę kosmiczną]] [[Voyager 1]].<ref name=Smith1979>(en) Smith, B.A.; Soberblom, L.A.; Johnson, T.V.; et.al. (1979). ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/1979Sci...204..951S "The Jupiter system through the eyes of Voyager 1"]''.Jako trzeci system pierścieni planetarnych w Układzie Słonecznym, po pierścieniach [[pierścienie Saturna|Saturna]] i [[Uran|Urana]]. Science 204: 951-957, 960-972.</ref> W latach 90. [[XX wiek]]u zostały dokładnie zbadane w czasie misji sondy [[Galileo (sonda)|Galileo]].<ref name=Ockert-Bel1999>(en) Ockert-Bel, M.E.; Burns, J.A.; Daubar, I.J.; et.al. (1999). ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Icar..138..188O "The Structure of Jupiter’s Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment"]''. Icarus 138: 188–213.</ref> Od lat 80. były obserwowane przez [[teleskop (optyka)|teleskopy]] naziemne, a także przy użyciu [[Kosmiczny Teleskop Hubble'a|Kosmicznego Teleskopu Hubble'a]].<ref name=Meier1999>(en) Meier, Ronald; Smith, Bradford A.; Owen, Tobias C.; et.al. (1999). ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Icar..141..253M "Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea"]''. Icarus 141: 253–262.</ref> Naziemne obserwacje pierścieni Jowisza są trudne i wymagają użycia największych istniejących teleskopów.<ref name="de Pater1999">(en) de Pater, I.; Showalter, M.R.; Burns, J.A.; et.al. (1999). ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Icar..138..214D "Keck Infrared Observations of Jupiter’s Ring System near Earth’s 1997 Ring Plane Crossing"]''. Icarus 138: 214–223.</ref>

Pierścienie Jowisza są niewyraźne i zbudowane głównie z drobnego pyłu.<ref name=Smith1979/><ref name="Showalter1987">(en) Showalter, M.A.; Burns, J.A.;Cuzzi, J. N.; Pollack, J. B. (1987). ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/1987Icar...69..458S "Jupiter's ring system: New results on structure and particle properties"]''. Icarus 69 (3): 458-498.</ref> System pierścieni składa się z czterech głównych składników: grubego, wewnętrznego "pierścienia [[halo]]" w kształcie [[Torus (matematyka)|torusa]]; stosunkowo jasnego, cienkiego "pierścienia głównego"; oraz dwóch grubych, niewyraźnych i szerokich zewnętrznych "pierścieni ażurowych" nazywanych pierścieniami [[Amaltea (księżyc)|Amaltei]] i [[Tebe (księżyc)|Tebe]] od księżyców, z których materii są zbudowane.<ref name="Esposito2002">(en) Esposito, Larry W. (2002). ''[http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/65/12/201/r21201.ps.gz "Planetary rings"]''. Reports On Progress In Physics 65: 1741–1783.</ref>

Pierścień halo i pierścień główny zbudowane są z pyłu wyrzuconego podczas wysokoenergetycznych uderzeń w księżyce
[[Metis (księżyc)|Metis]] i [[Adrastea (księżyc)|Adrastea]] oraz inne, nieobserwowane dotąd obiekty.<ref name=Ockert-Bel1999/> Zdjęcia o wysokiej rozdzielczości wykonane w lutym i marcu [[2007]] przez sondę kosmiczną [[New Horizons]] ujawniły delikatną i bogatą strukturę pierścienia głównego.<ref name=Morring2007>(en) Morring, Frank (May 7, 2007). ''"Ring Leader"''. Aviation Week&Space Technology: 80-83.</ref>

W świetle widzialnym oraz bliskiej [[podczerwień|podczerwieni]] pierścienie Jowisza mają kolor czerwonawy, poza pierścieniem halo, który ma kolor niebieski lub neutralny.<ref name=Meier1999/> Rozmiary cząsteczek pyłu w pierścieniach są różne, ale ich własności optyczne są wyznaczone przez cząsteczki o wymiarach 15,0&nbsp;±&nbsp;0,3&nbsp;μm we wszystkich pierścieniach poza halo.<ref name=Throop2004>(en) Throop, H.B.; Porco, C.C.; West, R.A.; et.al. (2004). ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..172...59T "The Jovian rings: new results derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based observations"]''. Icarus 172: 59–77.</ref> Pierścień halo jest prawdopodobnie zdominowany przez cząsteczki o rozmiarach poniżej jednego [[mikrometr]]a. Całkowitą masę systemu pierścieni Jowisza (włącznie z niezaobserwowanymi do tej pory ciałami) szacuje się na 10<sup>16</sup>&nbsp;kg, co jest porównywalne z masą [[Adrastea (księżyc)|Adrastei]].<ref name=Burns2004>(en) Burns, J.A.; D.P. Simonelli & M.R. Showalter et al. (2004), ''[http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf "Jupiter’s Ring-Moon System"]'', w Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B., ''Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere'', Cambridge University Press</ref> Wiek systemu pierścieni Jowisza nie jest znany, ale mogą one istnieć od czasu powstania planety.<ref name=Burns2004/>

==Struktura==
Główne właściwości czterech znanych pierścieni Jowisza przedstawione są w tabeli poniżej.<ref name=Ockert-Bel1999/><ref name="Showalter1987"/><ref name="Esposito2002"/><ref name=Throop2004/>

{| class="wikitable"
|-
! Nazwa
! Promień (km) 
! Szerokość (km) 
! Grubość (km) 
! Głębokość optyczna
! Zawartość pyłu
! Uwagi
|-
|| Pierścień halo
| {{l|92&nbsp;000 &ndash; 122&nbsp;500}}
| {{l|30&nbsp;500}}
| {{l|12&nbsp;500}}
| {{l|~1×10<sup>-6</sup>}}
| {{l|100%}}
||
|-
|| Pierścień główny
| {{l|122&nbsp;500 &ndash; 129&nbsp;000}}
| {{l|6&nbsp;500}}
| {{l|30 &ndash; 300}}
| {{l|5,9×10<sup>-6</sup>}}
| {{l|~25%}}
|| Ograniczony przez [[Adrastea (księżyc)|Adrasteę]].
|-
|| Pierścień ażurowy Amaltei
| {{l|129&nbsp;000 &ndash; 182&nbsp;000}}
| {{l|53&nbsp;000}}
| {{l|2&nbsp;000}}
| {{l|~1×10<sup>-7</sup>}}
| {{l|100%}}
|| Połączony z [[Amaltea (księżyc)|Amalteą]].
|-
|| Pierścień ażurowy Tebe
| {{l|129&nbsp;000 &ndash; 226&nbsp;000}}
| {{l|97&nbsp;000}}
| {{l|8&nbsp;400}}
| {{l|~3×10<sup>-8</sup>}}
| {{l|100%}}
|| Połączony z [[Tebe (księżyc)|Tebe]]. Rozciąga się poza [[orbita|orbitę]] Tebe.
|-
|}

==Pierścień główny==
===Wygląd i struktura===
[[Grafika:Jovian Ring System PIA01623.jpg|thumb|300px|right|Mozaika zdjęć pierścieni Jowisza pokazująca ich położenie (Źródło: NASA/JPL-Caltech)]]
Wąski i cienki pierścień główny jest najjaśniejszą częścią systemu pierścieni [[Jowisz]]a. Jego zewnętrzna krawędź ma [[promień]] 1,806&nbsp;R<sub>J</sub>, czyli około 129&nbsp;000&nbsp;km (R<sub>J</sub> oznacza równikowy promień Jowisza, który wynosi 71&nbsp;398&nbsp;km) i pokrywa się z orbitą najmniejszego wewnętrznego satelity Jowisza, [[Adrastea (księżyc)|Adrastei]].<ref name=Ockert-Bel1999/><ref name="Showalter1987"/> Jego wewnętrzna krawędź nie jest wyznaczona przez orbitę żadnego satelity i ma promień około 122&nbsp;500&nbsp;km (1,72&nbsp;R<sub>J</sub>).<ref name=Ockert-Bel1999/>, a zatem szerokość głównego pierścienia wynosi około 6,500&nbsp;km. Wygląd pierścienia głównego zależy od światła i kąta z jakiego jest oglądany.<ref name=Burns2004/>

W [[Rozpraszanie do przodu|świetle rozpraszanym do przodu]] (czyli rozpraszanym pod niewielkim kątem do światła padającego) jasność pierścienia głównego zaczyna gwałtownie spadać około 128&nbsp;600&nbsp;km (nieco wewnątrz orbity [[Adrastea (księżyc)|Adrastei]]) i osiąga poziom tła na 129&nbsp;300&nbsp;km (nieco na zewnątrz od orbity Adrastei).<ref name=Ockert-Bel1999/> Wynika z tego, że [[Adrastea (księżyc)|Adrastea]] o orbicie o promieniu 129&nbsp;000&nbsp;km jest [[księżyc pasterski|księżycem pasterskim]].<ref name=Ockert-Bel1999/><ref name="Showalter1987"/> Jasność pierścienia głównego wzrasta w kierunku Jowisza i osiąga maksimum w pobliżu środka pierścienia na 126&nbsp;000&nbsp;km, chociaż istnieje wyraźna przerwa w pobliżu orbity [[Metis (księżyc)|Metisa]] na 128&nbsp;000&nbsp;km.<ref name=Ockert-Bel1999/> W przeciwieństwie do zewnętrznej, wewnętrzna krawędź pierścienia ciemnieje od 124&nbsp;000 do 120&nbsp;000&nbsp;km, stopniowo przechodząc w pierścień halo.<ref name=Ockert-Bel1999/><ref name="Showalter1987"/> W świetle rozpraszanym do przodu wszystkie pierścienie Jowisza są szczególnie jasne.

[[Grafika:Jovian main ring New Horizons 050107 10.jpg|thumb|300px|right|Zdjęcie u góry pokazuje główny pierścień Jowisza w świetle rozpraszanym wstecznie zaobserwowany przez sondę kosmiczną [[New Horizons]]. Widoczna jest subtelna struktura jego zewnętrznej części. Zdjęcie u dołu pokazuje główny pierścień w świetle rozpraszanym do przodu, demonstrując brak jakiejkolwiek struktury poza przerwą Metisa. (Źródła:NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute)]]
W świetle [[rozpraszanie wsteczne|rozpraszanym wstecznie]] (odbijanym) pierścień główny wygląda inaczej. Jego zewnętrzna krawędź położona na 129&nbsp;100&nbsp;km, czyli nieco poza orbitą [[Adrastea (księżyc)|Adrastei]] jest bardzo wyraźna.<ref name=Burns2004/> Orbita tego księżyca pokrywa się z luką w pierścieniu, tak że poza jego orbitą jest jedynie wąska obrączka. Wewnątrz orbity Adrastei jest druga wąska obrączka, ograniczona luką o nieznanym pochodzeniu na ~128&nbsp;500&nbsp;km.<ref name=Burns2004/> Trzecią obrączkę można znaleźć wewnątrz głównej przerwy, na zewnątrz orbity Metisa. Jasność pierścienia gwałtownie spada na zewnątrz od orbity [[Metis (księżyc)|Metisa]] tworząc przerwę Metisa.<ref name=Burns2004/> Wewnątrz orbity Metisa jasność pierścienia rośnie dużo wolniej niż w świetle rozpraszanym do przodu.<ref name="de Pater1999"/> Zatem w świetle rozpraszanym wstecznie pierścień główny wydaje się mieć dwie różne części oddzielone od siebie przerwą Metisa: wąską zewnętrzną część od 128&nbsp;000 do 129&nbsp;000&nbsp;km składającą się z trzech obrączek przedzielonych lukami oraz bledszą wewnętrzną część od 122&nbsp;500 do 128&nbsp;000&nbsp;km, która nie posiada widocznej wewnętrznej struktury, podobnie jak w świetle rozpraszanym do przodu.<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005>(en) Showalter, M.R.; Burns, J.A.;de Pater, I.; et.al.. ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2005LPICo1280..130S "Updates On The Dusty Rings Of Jupiter, Uranus And Neptune"]''. Proceedings of the conference held September 26-28, 2005 in Kaua'i, Hawaii. LPI Contribution No 1280: 130.</ref> Subtelna struktura głównego pierścienia została po raz pierwszy odkryta w danych przekazanych przez sondę [[Galileo (sonda)|Galileo]] i jest wyraźnie widoczna w zdjęciach w świetle rozpraszanym wstecznie wykonanych podczas misji [[New Horizons]] w lutym i marcu [[2007]].<ref name=Morring2007/><ref name="New Horizons">(en) ''[http://pluto.jhuapl.edu/gallery/missionPhotos/pages/050107/050107_10.html Jupiter's Rings: Sharpest View]''. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute (1 maja 2007)</ref> Struktura ta nie jest jednak widoczna na zdjęciach wykonanych przez [[Kosmiczny Teleskop Hubble'a]], [[teleskopy Kecka]] oraz sondę [[Cassini-Huygens|Cassini]], prawdopodobnie z powodu zbyt małej rozdzielczości.<ref name=Meier1999/><ref name="de Pater1999"/><ref name=Throop2004/>

Widziany w świetle rozpraszanym wstecznie pierścień główny wydaje się być bardzo cienki, mając nie więcej niż 30&nbsp;km grubości.<ref name="Showalter1987"/> W świetle rozpraszanym na bok, grubość pierścienia ocenia się na 80-160&nbsp;km i rośnie ona nieco w kierunku [[Jowisz]]a.<ref name=Ockert-Bel1999/><ref name=Throop2004/> W świetle rozpraszanym do przodu pierścień wydaje się być dużo grubszy (około 300&nbsp;km).<ref name=Ockert-Bel1999/> Jednym z odkryć sondy [[Galileo (sonda)|Galileo]] była blada, gruba na około 600&nbsp;km chmura materiału otaczająca wewnętrzną część pierścienia głównego.<ref name=Ockert-Bel1999/> Jej grubość rośnie w kierunku wewnętrznej krawędzi pierścienia, gdzie przechodzi w halo.<ref name=Ockert-Bel1999/>

Szczegółowa analiza zdjęć wykonanych przez sondę [[Galileo (sonda)|Galileo]] ujawniła niezależną od kąta padania światła zmienność jasności pierścienia głównego wzdłuż jego osi głównej w postaci nierównomiernych obszarów o wielkości około 500&ndash;1000 km.<ref name=Ockert-Bel1999/><ref name=Burns2004/>

===Widma i rozkład rozmiarów cząsteczek===
[[Grafika:Main Ring Galeleo forward PIA00538.jpg|thumb|300px|right|Zdjęcie pierścienia głównego w świetle rozpraszanym do przodu wykonane przez sondę Galileo. Wyraźnie widoczna jest przerwa Metisa. (Źródło: NASA/JPL-Caltech)]]

[[Widmo (spektroskopia)|Widma]] pierścienia głównego uzyskane za pomocą [[Kosmiczny Teleskop Hubble'a|Kosmicznego Teleskopu Hubble'a]], [[Teleskopy Kecka|teleskopów Kecka]], [[Galileo (sonda)|sondy Galileo]] i [[Cassini-Huygens|sondy Cassini]] dowodzą, że cząsteczki tworzące pierścień mają barwę czerwoną, tzn. ich [[albedo]] jest wyższe dla fal o większych długościach.<ref name=Meier1999/><ref name=Throop2004/><ref name=Wong2006>Wong, M. H.; de Pater, I.; Showalter, M. R.; et al. (2006). ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..185..403W "Ground-based Near Infrared Spectroscopy of Jupiter’s Ring and Moons"]''. Icarus 185: 403–415.</ref><ref name=McMuldroch2000>McMuldroch, S.; Pilortz, S. H.; Danielson, J. E.; et al. (2000). ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2000Icar..146....1M "Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter’s Ring System"]''. Icarus 146: 1-11.</ref> Obserwowane widma pierścienia leżą w przedziale 0,5&ndash;2,5&nbsp;μm.<ref name=Throop2004/> Do tej pory nie odkryto linii widmowych, na podstawie których można by rozpoznać substancje chemiczne. Widma pierścienia głównego są podobne do widm księżyców [[Adrastea (księżyc)|Adrastea]] i [[Amaltea (księżyc)|Amaltea]].<ref name=Meier1999/><ref name=Wong2006/>

Własności pierścienia głównego można wyjaśnić zakładając, że znaczna część pyłu to cząsteczki o rozmiarze 0,1&ndash;10&nbsp;μm. Założenie to wyjaśnia silniejsze rozpraszanie światła do przodu niż do tyłu.<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/> Jednak aby wyjaśnić silne wsteczne rozpraszanie (odbijanie) światła i delikatne struktury obserwowane w zewnętrznej części pierścienia głównego konieczne jest istnienie ciał o większych rozmiarach.<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/>

Analiza dostępnych danych fazowych i widmowych prowadzi do wniosku, że rozmiar cząstek w pierścieniu głównym ma [[rozkład Pareto]]:

:<math>n(r)=A\times r^{-q}</math>

gdzie n(r)dr oznacza liczbę cząsteczek o rozmiarze między r i r+dr, a stała A jest parametrem normalizującym wyznaczonym na podstawie całkowitego strumienia światła z pierścienia.<ref name=Throop2004/><ref name=Brooks2004>(en) Brooks, S. M.; Esposito, L. W.; Showalter, M. R.; et al. (2004). ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..170...35B "The Size Distribution of Jupiter’s Main Ring from Galileo Imaging and Spectroscopy"]''. Icarus 170: 35–57.</ref><ref name=Burns2001>Burns, J. A.; D. P. Hamilton & M. R. Showalter (2001), ''"Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics"'', w Grun, E.; Gustafson, B. A. S.; Dermott, S. T.; Fechtig H., ''[http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf Interplanetary Dust]'', Berlin: Springer</ref> Parametr q ma wartość 2,0&nbsp;±&nbsp;0,2 dla małych cząsteczek pyłu o rozmiarze r&nbsp;<&nbsp;15&nbsp;±&nbsp;0,3&nbsp;μm i q&nbsp;=&nbsp;5&nbsp;±&nbsp;1 dla większych cząsteczek o rozmiarze r&nbsp;>&nbsp;15&nbsp;±&nbsp;0,3&nbsp;μm.<ref name=Throop2004/> Rozkład większych ciał o średnicy wielu metrów jest obecnie nieznany.<ref name=Burns2004/> W tym modelu rozpraszanie światła jest zdominowane przez cząsteczki o rozmiarze r około 15&nbsp;μm.<ref name=Throop2004/><ref name=McMuldroch2000/>

Taki rozkład wielkości cząsteczek pozwala oszacować [[głębokość optyczna|głębokość optyczną]] pierścienia głównego, która wynosi 4,7×10<sup>-6</sup> dla większych cząsteczek oraz 1,3×10<sup>-6</sup> dla pyłu.<ref name=Throop2004/> Wartości te oznaczają, że całkowita powierzchnia przekroju wszystkich cząsteczek pierścienia wynosi około 5000&nbsp;km².<ref name=Burns2004/> Dla porównania, całkowita powierzchnia przekroju księżyców [[Metis (księżyc)|Metis]] i [[Adrastea (księżyc)|Adrastea]] wynosi około 1500&nbsp;km². Kształt cząsteczek pierścienia głównego jest najprawdopodobniej [[sfera|asferyczny]].<ref name=Throop2004/> Szacuje się, że całkowita masa pyłu w pierścieniu wynosi <math>10^7-10^9</math>&nbsp;kg.<ref name=Burns2004/> Masa większych ciał (z wyjątkiem [[Metis (księżyc)|Metisa]] and [[Adrastea (księżyc)|Adrastei]]) wynosi około <math>10^{11}-10^{16}</math>&nbsp;kg.<ref name=Burns2004/> Dla porównania masa [[Adrastea (księżyc)|Adrastei]] wynosi około 2×10<sup>15</sup>&nbsp;kg, [[Amaltea (księżyc)|Amaltei]] około 2×10<sup>18</sup>&nbsp;kg, a [[Księżyc]]a około 7,4×10<sup>22</sup>&nbsp;kg.<ref name=Burns2004/><ref name=Anderson2005>(en) Anderson, J. D.; Johnson, T. V.; Shubert, G.; et al. (2005). ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Sci...308.1291A "Amalthea’s Density Is Less Than That of Water"]''. Science 308: 1291–1293.</ref>

Obecność dwóch rodzajów cząsteczek tłumaczy dlaczego wygląd pierścienia głównego zależy od kąta obserwacji.<ref name=Burns2001/> Drobny pył (o rozmiarze porównywalnym z długością fali świetlnej) rozprasza światło głównie do przodu tworząc w świetle przechodzącym szeroki, jednolity pierścień (oprócz przerwy Metisa) ograniczony orbitą Adrastei.<ref name=Burns2004/> Z kolei duże cząsteczki, które głównie odbijają światło, występują głównie w regionie pomiędzy orbitami Metisa i Adrastei i tworzą kilka obrączek.<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/>

===Pochodzenie i wiek===
[[Grafika:R08 satorb full.jpg|thumb|right|200px|Schemat powstawania pierścieni Jowisza]]
[[Efekt Poyntinga-Robertsona]] oraz siły [[oddziaływanie elektromagnetyczne|elektromagnetyczne]] w [[magnetosfera|magnetosferze]] Jowisza nieustannie usuwają pył z głównego pierścienia.<ref name=Burns2001/><ref name="Burns1999">(en) Burns, J. A.; Showalter, M. R.; Hamilton, D. P.; et al. (1999). ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Sci...284.1146B "The Formation of Jupiter's Faint Rings"]''. Science 284: 1146-1150.</ref> Cząsteczki zawierające lód tracą masę przez [[parowanie|parowanie]]. Przeciętny czas pozostawania (średni czas życia) cząsteczki w pierścieniu wynosi około 100 lat.<ref name=Burns2004/><ref name=Burns1999/>. Wynika z tego, że pył musi być nieustannie uzupełniany, zachodzi to w wyniku wzajemnych kolizji obiektów pierścienia o rozmiarach od około 1&nbsp;cm do 10&nbsp;km, a także uderzeń w nie przez obiekty spoza systemu Jowisza.<ref name=Burns2004/><ref name="Burns1999"/> Obiekty, z którego pochodzi pył są zawarte w wąskiej na około 1000&nbsp;km, jasnej, zewnętrznej części pierścienia głównego. Są wśród nich księżyce [[Metis (księżyc)|Metis]] i [[Adrastea (księżyc)|Adrastea]], a być może również inne, nieznane do tej pory obiekty o znacznych rozmiarach.<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/> Obserwacje przeprowadzone przez [[Kosmiczny Teleskop Hubble'a]] oraz sondę [[Cassini-Huygens|Cassini]] pozwoliły wyznaczyć górną granicę ich wielkości na około 4&nbsp;km.<ref name=Meier1999/><ref name=Throop2004/><ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/> Pył powstały w czasie zderzeń początkowo posiada przybliżoną orbitę ciała z którego pochodzi, a następnie stopniowo opada spiralnie w kierunku Jowisza tworząc bladą (w świetle odbijanym wstecznie) wewnętrzną część pierścienia głównego oraz pierścień halo.<ref name=Burns2004/><ref name=Burns1999/>

Wiek głównego pierścienia Jowisza jest nieznany, ale może on być ostatnią pozostałością niewielkich obiektów w pobliżu Jowisza istniejących w przeszłości.<ref name="Esposito2002"/>

==Pierścień halo==
===Wygląd i struktura===
[[Grafika:Jovian Halo Ring PIA00658.jpg|thumb|300px|right|Obraz pierścienia halo w nienaturalnych kolorach wykonany przez sondę Galileo (Źródło: NASA/JPL-Caltech)]]

Pierścień halo jest najbardziej wewnętrznym i najgrubszym pierścieniem Jowisza. Jego zewnętrzna krawędź pokrywa się z wewnętrznym brzegiem pierścienia głównego w odległości ok. 122&nbsp;500&nbsp;km (1,72&nbsp;R<sub>J</sub>) od środka planety.<ref name=Ockert-Bel1999/><ref name="Showalter1987"/> Od tego miejsca pierścień staje się coraz grubszy w kierunku planety. Dokładna grubość pierścienia halo jest nieznana, ale należący do niego materiał wykryto w odległości nawet 10&nbsp;000&nbsp;km od płaszczyzny pierścienia.<ref name=Ockert-Bel1999/><ref name="de Pater1999"/> Wewnętrzna krawędź halo jest stosunkowo wyraźna i położona w odległości 10&nbsp;000&nbsp;km (1,4 R<sub>J</sub>) od środka Jowisza, chociaż materiał pochodzący z pierścienia został zaobserwowany bardziej wewnątrz, w odległości około 92&nbsp;000&nbsp;km.<ref name=Ockert-Bel1999/><ref name="de Pater1999"/> Całkowita szerokość pierścienia wynosi zatem około 30&nbsp;000&nbsp;km. Pierścień halo swoim kształtem przypomina [[Torus (matematyka)|torus]], bez żadnej wyraźnej struktury wewnętrznej.<ref name=Burns2004/> W przeciwieństwie do pierścienia głównego, wygląd pierścienia halo nie zmienia się znacząco wraz ze zmianą światła i kąta z którego jest oglądany.

Pierścień halo jest najjaśniejszy w świetle rozpraszanym do przodu, w którym został szczegółowo sfotografowany przez sondę [[Galileo (sonda)|Galileo]].<ref name=Ockert-Bel1999/> Podczas gdy jasność powierzchni pierścienia halo jest dużo mniejsza niż powierzchni pierścienia głównego, jego pionowy (prostopadły do płaszczyzny pierścienia) całkowity strumień światła jest porównywalny, dzięki dużo większej grubości. Mimo tego, że pionowy rozmiar pierścienia przekracza 20&nbsp;000&nbsp;km, jego jasność jest skoncentrowana w pobliżu płaszczyzny pierścienia i jest proporcjonalna do ~<math>z^{-0,6-1,5}</math>, gdzie z jest odległością od płaszczyzny pierścienia.<ref name=Burns2004/> Pierścień halo wygląda niemal identycznie w świetle rozpraszanym wstecznie, w którym był obserwowany przez [[teleskopy Kecka]] i [[Kosmiczny Teleskop Hubble'a]], ale jego całkowity strumień światła jest kilkakrotnie mniejszy niż pierścienia głównego i jest bardziej skoncentrowany w pobliżu płaszczyzny pierścienia.<ref name=Meier1999/><ref name="de Pater1999"/><ref name=Burns2004/>

[[Widmo (spektroskopia)|Widmo]] pierścienia halo jest inne niż pierścienia głównego. Rozkład strumienia światła w zakresie 0,5&ndash;2,5&nbsp;μm jest bardziej płaski niż w pierścieniu głównym.<ref name=Meier1999/> Halo nie jest czerwone, i może nawet być niebieskie.<ref name=Wong2006/>

===Pochodzenie===
Własności optyczne pierścienia halo mogą są zgodne z założeniem, że zbudowany jest on wyłącznie z cząsteczek pyłu o rozmiarze poniżej 15&nbsp;μm.<ref name=Meier1999/><ref name=Burns2004/><ref name=Brooks2004/> Części pierścienia oddalone od jego płaszczyzny mogą zawierać pył o rozmiarach poniżej [[mikrometr]]a.<ref name=Meier1999/><ref name="de Pater1999"/><ref name=Burns2004/> To założenie wyjaśnia silne rozpraszanie światła do przodu, bardziej niebieski kolor oraz brak widocznych struktur w pierścieniu. Pył prawdopodobnie pochodzi z pierścienia gównego, co potwierdza fakt, że [[głębokość optyczna]] halo wynosząca ~<math>10^{-6}</math> jest porównywalna z głębokością optyczną pierścienia głównego.<ref name="Showalter1987"/><ref name=Burns2004/> Dużą grubość pierścienia halo można wyjaśnić pobudzaniem cząsteczek przez siły elektromagnetyczne z magnetosfery Jowisza. Zewnętrzna granica pierścienia halo pokrywa się z położeniem silnego [[rezonans Lorentza|rezonansu Lorentza]] 3:2. Rezonans Lorentza to [[rezonans orbitalny]] pomiędzy ruchem orbitalnym cząsteczek pierścienia a rotacją magnetosfery planety, gdzie stosunek okresów orbitalnych jest [[liczby wymierne|liczbą wymierną]].<ref name=Burns2001/><ref name=Hamilton1994>(en) Hamilton, D. P. (1994). ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/1994Icar..109..221H "A Comparison of Lorentz, Planetary Gravitational, and Satellite Gravitational Resonances"]''. Icarus 109: 221–240.</ref><ref name=Burns1985>(en) Burns, J. A.; Schaffer, L. E.; Greenberg, R. J.; et al. (1985). ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/1985Natur.316..115B "Lorentz Resonances and the Structure of the Jovian Ring"]''. Nature 316: 115-119.</ref> Podczas gdy [[efekt Poyntinga-Robertsona]] stopniowo unosi cząsteczki w kierunku Jowisza, [[Inklinacja|inklinacja]] ich orbit może zostać zwiększona w regionie rezonansu.<ref name=Burns2001/><ref name=Burns1999/> Chmura materiału otaczająca wewnętrzną część pierścienia głównego może być początkiem pierścienia halo.<ref name=Burns2004/> Wewnętrzna krawędź pierścienia halo leży w pobliżu rezonansu Lorentza 2:1.<ref name=Burns2001/><ref name=Hamilton1994/><ref name=Burns1985/> W tym przypadku zaburzenia związane z rezonansem są prawdopodobnie dużo silniejsze i powodują, że cząsteczki pyłu gwałtownie wpadają w atmosferę Jowisza. Z tego powodu wewnętrzna krawędź pierścienia halo jest bardzo wyraźna.<ref name=Burns2004/>

Ponieważ pierścień halo pochodzi z pierścienia głównego, oba pierścienie mają taki sam wiek.<ref name=Burns2004/>

==Pierścienie ażurowe==
===Pierścień ażurowy Amaltei===
[[Grafika:Jovian Gosamer Rings PIA00659.jpg|thumb|300px|right|Zdjęcie pierścieni ażurowych w świetle rozpraszanym do przodu wykonane przez sondę Galileo. Z prawej strony widoczne jest halo i pierścień główny. (Źródło: NASA/JPL-Caltech)]]
Pierścień ażurowy Amaltei jest bardzo bladą strukturą o prostokątnym przekroju, rozciągającą się od orbity [[Amaltea (księżyc)|Amaltei]] na 182&nbsp;000&nbsp;km (2,54&nbsp;R<small>J</small>) do około 129&nbsp;000&nbsp;km (1,80&nbsp;R<sub>J</sub>).<ref name=Ockert-Bel1999/><ref name=Burns2004/>. Jego wewnętrzna krawędź nie jest ściśle określona ze względu na obecność dużo jaśniejszego pierścienia głównego i halo.<ref name=Ockert-Bel1999/> Grubość pierścienia wynosi około 2&nbsp;300&nbsp;km w pobliżu orbity Amaltei i wolno maleje w kierunku [[Jowisz]]a.<ref name=Ockert-Bel1999/> Zewnętrzna granica pierścienia jest dość dobrze określona, szczególnie jego górna krawędź.<ref name=Ockert-Bel1999/> W świetle rozpraszanym do przodu pierścień jest około 30 razy bledszy od pierścienia głównego.<ref name=Ockert-Bel1999/> W świetle rozpraszanym wstecznie został wykryty tylko przez [[Teleskopy Kecka|teleskopy Kecka]] i kamerę ACS (''Advanced Camera for Surveys'') na [[Kosmiczny Teleskop Hubble'a|Kosmicznym Teleskopie Hubble'a]].<ref name="de Pater1999"/><ref name=Showalter2005/> Zdjęcia w świetle rozpraszanym wstecznie ujawniają dodatkową strukturę pierścienia poprzez jego zwiększoną jasność na początku wewnętrznej strony orbity [[Amaltea (księżyc)|Amaltei]].<ref name="de Pater1999"/>

Wykrycie pierścienia ażurowego Amaltei przez teleskopy naziemne i zdjęcia wykonane przez sondę [[Galileo (sonda)|Galileo]] pozwoliły wyznaczyć rozkład wielkości jego cząsteczek, który, podobnie jak w pierścieniu głównym, ma rozkład potęgowy z parametrem q=2±0,5.<ref name=Showalter2005/> [[Głębokość optyczna]] pierścienia jest o rząd wielkości mniejsza niż w pierścieniu głównym i wynosi około 10<sup>-7</sup>, ale całkowita masa pyłu w obu pierścieniach jest porównywalna i wynosi 10<sup>7</sup>&ndash;10<sup>9</sup>&nbsp;kg.<ref name="Esposito2002"/><ref name="Burns1999"/>

===Pierścień ażurowy Tebe===
Pierścień ażurowy Tebe jest najbledszym pierścieniem Jowisza. Posiada prostokątny przekrój i rozciąga się od orbity [[Tebe (księżyc)|Tebe]] na 226&nbsp;000&nbsp;km (3,11&nbsp;R<sub>J</sub>) do około 129&nbsp;000&nbsp;km (1,80&nbsp;R<sub>J</sub>).<ref name=Ockert-Bel1999/><ref name=Burns2004/> Jego wewnętrzna granica nie jest ściśle określona ze względu na istnienie dużo jaśniejszego pierścienia głównego i halo.<ref name=Ockert-Bel1999/> Zewnętrzna krawędź pierścienia również nie jest bardzo wyraźna i rozciąga się na przestrzeni ponad 15&nbsp;000&nbsp;km.<ref name=Ockert-Bel1999/>. Grubość pierścienia wynosi około 8&nbsp;400&nbsp;km w pobliżu orbity Tebe i nieznacznie maleje w kierunku Jowisza.<ref name="de Pater1999"/> Pierścień ażurowy Tebe jest najjaśniejszy przy swojej górnej i dolnej krawędzi i staje się jaśniejszy w kierunku planety.<ref name=Ockert-Bel1999/> Istnieje ledwo widoczne przedłużenie pierścienia poza orbitę Tebe sięgające do 260&nbsp;000&nbsp;km (3,50&nbsp;R<sub>J</sub>) i nazywane '''Przedłużeniem Tebe'''.<ref name=Ockert-Bel1999/> W świetle rozpraszanym do przodu pierścień jest trzykrotnie bledszy niż pierścień ażurowy Amaltei.<ref name=Ockert-Bel1999/> W świetle rozpraszanym wstecznie został zaobserwowany wyłącznie przez [[Teleskopy Kecka|teleskop Kecka]].<ref name="de Pater1999"/> Zdjęcia w świetle rozpraszanym wstecznie pokazują wzrost jasności pierścienia na początku wewnętrznej strony orbity Tebe.<ref name="de Pater1999"/>

[[Głębokość optyczna]] pierścienia ażurowego Tebe jest trzykrotnie mniejsza niż pierścienia ażurowego Amaltei i wynosi około 3×10<sup>-8</sup>, mimo że całkowita masa pyłu w obu pierścieniach jest w przybliżeniu jednakowa i wynosi ok. 10<sup>7</sup>&ndash;10<sup>9</sup>&nbsp;kg.<ref name="Esposito2002"/><ref name="Burns1999"/> W latach [[2002]]&ndash;[[2003]] przez pierścień ażurowy Tebe przeleciała sonda [[Galileo (sonda)|Galileo]] umożliwiając bezpośrednie jego zbadanie.<ref name=Kruger2003>(en) Krüger, H.; Grün, E.; Hamilton, D. P.. ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2004cosp...35.1582K "Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings"]''. 35th COSPAR Scientific Assembly: 1582.</ref> Pomiary potwierdziły, że pierścienie ażurowe składają się z cząsteczek pyłu o rozmiarach 0,2&ndash;3&nbsp;μm.

===Pochodzenie===
Pochodzenie pyłu w pierścieniach ażurowych jest zasadniczo takie samo jak w pierścieniach głównym i [[halo]].<ref name="Burns1999"/> Jego źródłem są wewnętrzne księżyce Jowisza [[Amaltea (księżyc)|Amaltea]] i [[Tebe (księżyc)|Tebe]]. Wysokoenergetyczne uderzenia przez obiekty spoza systemu Jowisza wzbijają pył z powierzchni księżyców.<ref name="Burns1999"/> Początkowo cząsteczki zachowują identyczną orbitę jak księżyce z których pochodzą, lecz później ich orbity stopniowo się zacieśniają na skutek [[efekt Poyntinga-Robertsona|efektu Poyntinga-Robertsona]].<ref name="Burns1999"/> Grubość pierścieni ażurowych jest wyznaczona przez pionowy ruch księżyców wynikający z niezerowej [[inklinacja|inklinacji]] ich orbit.<ref name=Burns2004/> Ta hipoteza pozwala wyjaśnić niemal wszystkie obserwowalne właściwości pierścieni: ich prostokątny przekrój, spadek grubości w kierunku [[Jowisz|Jowisza]] oraz większą jasność dolnej i górnej krawędzi pierścieni. Jednak kilka ich własności pozostaje niewyjaśnionych. Należą do nich struktura widoczna w świetle rozproszanym wstecznie czy Przedłużenie Tebe, którego źródłem mogą być nieodkryte jeszcze obiekty poza orbitą tego księżyca.<ref name=Burns2004/>

==Eksploracja pierścieni==
Istnienie pierścieni Jowisza zostało wywnioskowane z obserwacji [[Pas radiacyjny|pasów radiacyjnych]] planety przez sondę kosmiczną [[Pioneer 11]] w [[1975]] roku.<ref name=Fillius1976>(en) Fillius, R.W.; McIlwain, C.E.; Mogro-Campero, A. (1975). ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/1975Sci...188..465F "Radiation belts of Jupiter - A second look"]''. Science 188: 465-467.</ref> W [[1979]] roku sonda [[Voyager 1]] wykonała pierwsze prześwietlone zdjęcie systemu pierścieni.<ref name=Smith1979/> Dalsze obrazowanie przeprowadzone w tym samym roku przez sondę [[Voyager 2]] pozwoliło na ustalenie przybliżonej struktury pierścieni.<ref name="Showalter1987"/> Wysokiej jakości zdjęcia uzyskane w czasie misji [[Galileo (sonda)|Galileo]] w latach [[1994]] &ndash; [[2003]] pozwoliły znacznie poszerzyć wiedzę na temat pierścieni Jowisza.<ref name=Ockert-Bel1999/> Obserwacje pierścieni prowadzone przy użyciu naziemnych [[Teleskopy Kecka|teleskopów Kecka]] w latach [[1997]] &ndash; [[2002]] oraz [[Kosmiczny Teleskop Hubble'a|Kosmicznego Teleskopu Hubble'a]] w [[1999]] roku ujawniło bogatą strukturę pierścieni widoczną w świetle rozpraszanym do tyłu.<ref name=Meier1999/><ref name="de Pater1999"/> Zdjęcia przekazane przez sondę [[New Horizons]] w lutym i marcu [[2007]] pozwoliły po raz pierwszy zaobserwować delikatną strukturę głównego pierścienia.<ref name="New Horizons"/>. W roku [[2000]] sonda [[Cassini-Huygens|Cassini]] w drodze do [[Saturn]]a również przeprowadziła szczegółowe obserwacje pierścieni Jowisza.<ref>(en) Brown, R.H. (2003). ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..164..461B "Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini’s flyby of Jupiter"]''. Icarus 164: 461-470.</ref> Przyszłe misje do systemu Jowisza pozwolą na uzyskanie dalszych informacji o jego pierścieniach.<ref name=Juno>(en) [http://juno.wisc.edu/ Juno - NASA New Frontiers Mission to Jupiter].</ref>

== Przypisy ==
{{Przypisy}}

==Zobacz też==
* [[lista naturalnych satelitów Jowisza|Księżyce Jowisza]]

==Linki zewnętrzne==
* (en) [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupringfact.html Jupiter Rings Fact Sheet]
* [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jupiter&Display=Rings Pierścienie Jowisza] w [http://solarsystem.nasa.gov NASA Solar System Exploration]
* (en) [http://web.archive.org/web/20060206090452/spaceprojects.arc.nasa.gov/Space_Projects/pioneer/PNhome.html Strona projektu NASA Pioneer]
* (en) [http://voyager.jpl.nasa.gov Strona projektu NASA Voyager]
* (en) [http://www2.jpl.nasa.gov/galileo Strona projektu NASA Galileo]
* (en) [http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm Strona projektu NASA Cassini]
* (en) [http://pluto.jhuapl.edu Strona projektu New Horizon]
* (en) [http://pds-rings.seti.org/jupiter/ Planetary Ring Node: Jupiter's Ring System]

{| class="toccolours" align=center style="margin: 1em auto; clear: both"
|-
| align="center" bgcolor=#FFC8A0|'''[[Pierścienie planetarne]]'''
|----
| align="center" style="font-size: 90%;" | [[Pierścienie Jowisza]] • [[Pierścienie Saturna]] • [[Uran#Pier.C5.9Bcienie|Pierścienie Urana]] • [[Neptun#Pier.C5.9Bcienie|Pierścienie Neptuna]]
|----
|}

{| class="toccolours" style="width:90%; font-size: smaller; border-spacing: 0pt; margin:1em auto; clear:both; text-align:center;"
|-
| style="background:#FFC8A0; font-size: larger;" colspan="2" |'''[[Naturalny satelita|Naturalne satelity]] [[Jowisz]]a ''63''''' 
|-
| style="background:#FFC8A0;" colspan="2" | [[Pierścienie Jowisza]] • [[Lista naturalnych satelitów Jowisza]] • [[Księżyce planet w Układzie Słonecznym]]
|-
| style="width:150px; background:#FFE8C0;" | '''[[Grupa Amaltea]]''' (4): 
| style="text-align:left; background:#FFFFFF;" | [[Metis (księżyc)|Metis]] • [[Adrastea (księżyc)|Adrastea]] • [[Amaltea (księżyc)|Amaltea]] • [[Tebe (księżyc)|Tebe]]
|-
| style="background:#FFD8B0;" | '''[[Galileuszowe księżyce Jowisza|Księżyce Galileuszowe]]''' (4): 
| style="text-align:left; background:#F0F0F0;" | '''[[Io (księżyc)|Io]]''' • '''[[Europa (księżyc)|Europa]]''' • '''[[Ganimedes (księżyc)|Ganimedes]]''' • '''[[Kallisto (księżyc)|Kallisto]]''' 
|-
| style="background:#FFE8C0;" | (1): 
| style="text-align:left; background:#FFFFFF;" | [[Temisto (księżyc)|Temisto]] 
|-
| style="background:#FFD8B0;" | '''[[Grupa Himalia]]''' (5): 
| style="text-align:left; background:#F0F0F0;" | [[Leda (księżyc)|Leda]] • [[Himalia (księżyc)|Himalia]] • [[Lizytea (księżyc)|Lizytea]] • [[Elara (księżyc)|Elara]] • ''[[S/2000 J 11]]'' 
|-
| style="background:#FFE8C0;" | (2): 
| style="text-align:left; background:#FFFFFF;" | [[Karpo (księżyc)|Karpo]] • ''[[S/2003 J 12]]'' 
|-
| style="background:#FFD8B0;" | '''[[Grupa Ananke]]''' (16): 
| style="text-align:left; background:#F0F0F0;" | [[Ananke (księżyc)|Ananke]] • [[Praxidike (księżyc)|Praxidike]] • [[Harpalyke (księżyc)|Harpalyke]] • [[Jokasta (księżyc)|Jokasta]] • [[Euanthe (księżyc)|Euanthe]] • [[Thyone (księżyc)|Thyone]] (jądro)<br>[[Euporie (księżyc)|Euporie]] • ''[[S/2003 J 3]]'' • ''[[S/2003 J 18]]'' • [[Thelxinoe (księżyc)|Thelxinoe]] • [[Helike (księżyc)|Helike]] • [[Orthosie (księżyc)|Orthosie]] • ''[[S/2003 J 16]]'' • [[Hermippe (księżyc)|Hermippe]] • [[Mneme (księżyc)|Mneme]] • ''[[S/2003 J 15]]'' (peryferia)
|-
| style="background:#FFE8C0;" | '''[[Grupa Karme]]''' (17): 
| style="text-align:left; background:#FFFFFF;" | ''[[S/2003 J 17]]'' • ''[[S/2003 J 10]]'' • [[Pasithee (księżyc)|Pasithee]] • [[Chaldene (księżyc)|Chaldene]] • [[Arche (księżyc)|Arche]] • [[Isonoe (księżyc)|Isonoe]] • [[Erinome (księżyc)|Erinome]] • [[Kale (księżyc)|Kale]] • [[Aitne (księżyc)|Aitne]] • [[Taygete (księżyc)|Taygete]] • ''[[S/2003 J 9]]'' • [[Karme (księżyc)|Karme]] • ''[[S/2003 J 5]]'' • ''[[S/2003 J 19]]'' • [[Kalyke (księżyc)|Kalyke]] • [[Eukelade (księżyc)|Eukelade]] • [[Kallichore (księżyc)|Kallichore]]
|-
| style="background:#FFD8B0;" | '''[[Grupa Pazyfae]]''' (13): 
| style="text-align:left; background:#F0F0F0;" | [[Eurydome (księżyc)|Eurydome]] • ''[[S/2003 J 23]]'' • [[Hegemone (księżyc)|Hegemone]] • [[Pazyfae (księżyc)|Pazyfae]] • [[Sponde (księżyc)|Sponde]] • [[Cyllene (księżyc)|Cyllene]] • [[Megaclite]] • ''[[S/2003 J 4]]'' • [[Callirrhoe (księżyc)|Callirrhoe]] • [[Sinope (księżyc)|Sinope]] • [[Autonoe (księżyc)|Autonoe]] • [[Aoede (księżyc)|Aoede]] • [[Kore (księżyc)|Kore]]
|-
| style="background:#FFE8C0;" | (1): 
| style="text-align:left; background:#FFFFFF;" | ''[[S/2003 J 2]]''
|-
| colspan="2" style="background:#FFC8A0; font-size:smaller; padding:0 0.9em;" | Lista jest posortowana według odległości od Jowisza. Księżyce regulearne mają nazwy pogrubione. Nazwy tymczasowe opisano kursywą.
|}

[[:Kategoria:Pierścienie planetarne|Jowisz]]
[[:Kategoria:Jowisz]]

[[:ca:Anells de Júpiter]]
[[:en:Rings of Jupiter]]
[[:es:Anillos de Júpiter]]
[[:fr:Anneaux de Jupiter]]
[[:it:Anelli di Giove]]
[[:ja:木星の衛星と環]]
[[:sv:Jupiters ringar]]