Jupiters ringer

Jupiters ringer
	; Skisse av Jupiters fire ringer. Skisse: NASA/JPL/Cornell University (15. september 1998)

Jupiters ringer, også kalt det jovianske ringsystemet, er et system av planetariske ringer omkring planeten Jupiter. Det var det tredje planetariske ringsystemet som ble oppdaget i solsystemet etter ringene til Saturn og Uranus. Ringene ble oppdaget av romsonden Voyager 1 i 1979 og ble grundigere undersøkt av banesonden Galileo på 1990-tallet. Siden 1990 har ringsystemet blitt observert av Hubble-teleskopet og James Webb-teleskopet. Bakkebaserte observasjoner krever enormt store teleskoper.^{[N 1]}

Ringene er svake og består hovedsakelig av støv. Det er fire bekreftede ringer: (1) en tykk indre torus av partikler («halo-ringen»); (2) en relativt lys og eksepsjonelt tynn «hovedring»; (3 og 4) to vide, tykke og svake ytre «slørete ringer» oppkalt etter månene som deres materiale stammer fra: Amalthea og Thebe. Det eksisterer muligens også en femte ring i nærheten av banen til månen Himalia.^{[W 1]}

Hoved- og halo-ringen består av støv fra månene Metis, Adrastea og andre ukjente legemer som et resultat av høyhastighetsnedslag. Høyoppløselige bilder tatt av romfartøyet New Horizons i februar og mars 2007 avslørte en rik finstruktur i hovedringen.

I synlig og nær infrarødt lys er ringene rødaktige, unntatt halo-ringen som er nøytral eller blå i fargen. Størrelsen på støvet i ringene varierer, men tverrsnittsarealet er størst for ikke-sfæriske partikler med radier på ca. 15 μm i alle ringene unntatt halo-ringen. Halo-ringen er sannsynligvis dominert av submikrometerstøv. Den totale massen av ringsystemet (inkluderte uavklarte foreldrelegemer) er lite kjent, men er sannsynligvis i størrelsesorden 10¹¹–10¹⁶ kg. Alderen til ringsystemet er ikke kjent, men det kan ha eksistert siden Jupiter ble til.

Oppdagelse og struktur

Jupiters ringer var det tredje planetariske ringsystemet som ble oppdaget i solsystemet etter ringene til Saturn og Uranus. Ringene ble oppdaget av romsonden Voyager 1 i 1979.^{[L 1]} Systemet består av fire hovedkomponenter: en tykk indre torus av partikler kjent som «halo-ringen»; en relativt lys og eksepsjonelt tynn «hovedring»; og to vide, tykke og svake ytre «slørete ringer» oppkalt etter månene hvor materialene de er sammensatt av kommer fra: Amalthea og Thebe.^{[L 2]} De viktigste egenskapene til ringene er oppført i tabellen nedenfor.^{[L 3]}^{[L 4]}^{[L 2]}^{[L 5]}

Navn	Radius (km)	Bredde (km)	Tykkelse (km)	Optisk dybde^{[N 2]}	Støvfraksjon (i τ)	Masse, kg	Merknader
Halo-ringen	92 000–122 500	30 500	12 500	~1×10⁻⁶	100%	—
Hovedringen	122 500–129 000	6 500	30–300	5,9×10⁻⁶	~25%	10⁷–10⁹ (støv) 10¹¹–10¹⁶ (store partikler)	Avgrenset av Adrastea
Amalthea-ringen	129 000–182 000	53 000	2 000	~1×10⁻⁷	100%	10⁷–10⁹	Koblet til Amalthea
Thebe-ringen	129 000–226 000	97 000	8 400	~3×10⁻⁸	100%	10⁷–10⁹	Koblet til Thebe med en utvidelse utenfor Thebes bane.

Hovedring

Utseende og struktur

De jovianske ringenes og månenes plasseringer
Layout: NASA/JPL/Cornell University (15. september 1998)

Den smale og relativt tynne hovedringen er den lyseste delen av Jupiters ringsystem. Den ytre grensen ligger ved en radius på ca. 129 000 km (1,806 R_j, R_j = Jupiter ekvatorradius eller 71 398 km) og sammenfaller med banen til Jupiters minste indre måne, Adrastea.^{[L 3]}^{[L 4]} Den indre grensen er ikke markert med noen satellitter og ligger ca. 122 500 km (1,72 R_j),^{[L 3]} noe som gir en bredde på hovedringen på ca. 6 500 km.

Utseende av hovedringen avhenger av visningsgeometrien.^{[L 6]} I det foroverspredte lyset^{[N 3]} begynner lysstyrken til hovedringen å avta kraftig ved 128 600 km (like innenfor Adrasteas bane) og når bakgrunnsnivåer ved 129 300 km – like utenfor Adrasteas bane.^{[L 3]} Derfor ser det tilsynelatende ut som at Adrastea forfølger ringen ved 129 000 km.^{[L 3]}^{[L 4]} Lysstyrken fortsetter å øke i retning av Jupiter og har et maksimum nær ringens sentrum ved 126 000 km, selv om der er et uttalt gap (hakk) nær banen til Metis ved 128 000 km.^{[L 3]} Den indre grensen av hovedringen derimot, synes å falme langsomt fra 124 000–120 000 km hvor den flettes inn i halo-ringen.^{[L 3]}^{[L 4]} I fremoverspredt lys er alle jovianske ringer spesielt lyse.

Øverst: Hovedringen i bakoverspredt lys sett av romsonden *New Horizons*. Finstrukturen av den ytre delen er synlig. Nederst: Hovedringen i foroverspredt lys. Bildet viser mangelen på en struktur, med unntak av Metis-hakket.
Foto: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute (28. februar 2007)

I bakoverspredt lys^{[N 4]} er situasjonen annerledes. Den ytre grensen av hovedringen, beliggende ved 129 100 km eller like utenfor Adrasteas bane er svært bratt.^{[L 6]} Banen til månen er markert med et gap av ukjent opprinnelse beliggende ca. ved 128 500 km.^{[L 6]} Den tredje ringen ligger innenfor det sentrale gapet utenfor Metis' bane. Ringens lysstyrke faller markant like utenfor Metis' bane og danner dermed Metis-hakket.^{[L 6]} Innenfor Metis' bane stiger lysstyrken til banen mye mindre enn i foroverspredt lys,^{[L 7]} så i bakoverspredt lys synes hovedringen å bestå av to ulike deler: en smal ytre del som strekker seg fra 128 000–129 000 km som i seg selv inkluderer tre smale ringer delt av gap, og en svakere indre del fra 122 500–128 000 km som mangler en synlig struktur som i den foroverspredte geometrien.^{[L 6]}^{[L 8]} Metis-gapet fungerer som deres grense.

Den fine strukturen i hovedringen ble oppdaget av banesonden Galileo og er synlig i bakoverspredte bilder tatt av New Horizons i februar–mars 2007.^{[W 2]}^{[W 3]} De tidlige observasjonene av Hubble-teleskopet (HST),^{[L 9]} Keck-observatoriet^{[L 7]} og Cassini-sonden fanget den ikke opp, sannsynligvis på grunn av utilstrekkelig romlig oppløsning.^{[L 5]} Den fine strukturen ble imidlertid observert av Keck-teleskopet ved å bruke adaptiv optikk i 2002–2003.^{[L 10]}

I bakoverspredt lys fremstår hovedringen som tynn som et barberblad og strekker seg bare 30 km i vertikal retning.^{[L 4]} På sidespredningsgeometrien er ringtykkelsen 80–160 km og er noe økende i retning av Jupiter.^{[L 3]}^{[L 5]} Ringen fremstår som mye tykkere i det foroverspredte lyset – ca. 300 km.^{[L 3]} Banesonden Galileo oppdaget «utblomstringen» (blooming) av hovedringen – en svak ~600 km tykk sky av materialer som omgir den indre delen. Utblomstringen vokser i tykkelse mot den indre grensen av hovedringen hvor den går over til halo-ringen.^{[L 3]}

Galileo avslørte også langsgående variasjoner i hovedringens lysstryke uavhengig av visningsgeometrien. Galileo-bildene viste også noen flekker i ringene på størrelser fra 500–1 000 km.^{[L 3]}^{[L 6]}

I februar-mars 2007 gjennomførte romfartøyet New Horizons et dypt søk etter nye små måner i hovedringen. Ingen nye satellitter større enn 0,5 km ble funnet, men kameraene oppdaget syv små klumper med ringpartikler. Disse gikk i bane rett innenfor banen til Adrastea inni en tett ring. Konklusjonen om at de er klumper og ikke små måner er basert på deres asimutale tilsynelatende utvidelse. De er motstående 0,1–0,3° langs ringen, noe som tilsvarer 1 000–3 000 km. Klumpene er delt inn i to grupper på henholdsvis fem og to grupper. Klumpenes natur er ikke klar, men banene er nær 115:116 og 114:115-resonanser med Metis. De kan være bølgelignende strukturer fremkalt av denne vekselvirkningen.^{[L 11]}

Spektrum og fordeling av partikkelstørrelser

Bilde av hovedringen tatt av *Galileo* i foroverspredt lys. Metis-hakket er klart synlig.

Hovedringens spektrum er fotografert av HST,^{[L 9]} Keck,^{[L 12]} Galileo^{[L 13]} og Cassini.^{[L 5]} Bildene viser at partikler som dannes her er røde, og at albedoen er høyere ved lengre bølgelengder. Det eksisterende spektrumet gikk over området 0,5–2,5 μm.^{[L 5]} Så langt har det ikke blitt funnet noen spektraltrekk som kan tilskrives spesielle kjemiske forbindelser, selv om observasjoner av Cassini viste bevis for absorpsjonsstriper nær 0,8 μm og 2,2 μm.^{[L 5]} Hovedringen har et spektrum som er svært likt Adrastea^{[L 9]} og Amalthea.^{[L 12]}

Egenskapene til hovedringen kan forklares med hypotersen av at den inneholder betydelige mengder støv med partikkelstørrelser på 0,1–10 μm Dette forklarer den sterkere foroverspredningen av lys i forhold til bakoverspedning.^{[L 6]}^{[L 8]} De større legemene er imidlertid nødvendige for å forklare den sterke bakoverspredningen og finstrukturen i den lyse ytre delen av hovedringen.^{[L 6]}^{[L 8]}

Analyser av tilgjengelige fase- og spektraldata fører til en konklusjon om at størrelsesfordelingen av små partikler i hovedringen styres av en potenslov^{[L 5]}^{[L 14]}^{[L 15]}

n(r)=A\times r^{-q}

hvor n(r) dr er et antall partikler med radier mellom r og r + dr og $A$ er en normaliseringsparameter valgt for å matche den kjente totale lysfluksen fra ringen. Parameteren q er 2,0 ± 0,2 for partikler med r < 15 ± 0,3 μm og q = 5 ± 1 for de med r > 15 ± 0,3 μm.^{[L 5]} Fordelingen av store legemer i mm-km-størrelser er enda ikke fastsatt.^{[L 6]} Spredningen av lys i denne modellen domineres av partikler med r rundt 15 μm.^{[L 5]}^{[L 13]}

Potensloven nevnt ovenfor tillater estimater av den optiske dybden^{[N 2]} $\scriptstyle \tau$ for hovedringen: $\scriptstyle \tau _{l}\,=\,4,7\times 10^{-6}$ for de store legemene og $\scriptstyle \tau _{s}=1,3\times 10^{-6}$ for støvet.^{[L 5]} Denne optiske dybden betyr at det totale tverrsnitte av alle partiklene i ringen er ca. 5 000 km².^{[N 5]}^{[L 6]} Partiklene i hovedringen antas å ha asfæriske former,^{[L 5]} og den totale massen av støvet er estimert til 10⁷–10⁹ kg.^{[L 6]} /Massen til de store legemene, utenom Metis og Adrastea, er 10¹¹–10¹⁶ kg avhengig av den maksimale størrelsen – den øvre veriden tilsvarer omtrent 1 km i makismal diameter.^{[L 6]} Disse massene kan sammenlignes med massen til Adrastea som er ca. 2×10¹⁵ kg,^{[L 6]} Amalthea som er ca. 2×10¹⁸^{[L 16]} og månen som er ca. 7,4×10²² kg.

Tilstedeværelsen av to populasjoner av partikler i hovedringen forklarer hvorfor dens utseende avhenger av visningsgeometrien.^{[L 15]} Støvet sprer lyset fortrinnsvis i retning forover og danner en relativt tykk homogen ring avgrenset av Adrasteas bane.^{[L 6]} I motsetning er store partikler, som sprer lyset bakover, begrenset til innsiden av regionen mellom banene til Metis og Adrastea i en rekke spiraler.^{[L 6]}^{[L 8]}

Opprinnelse og alder

Støvet blir kontinuerlig fjernet fra hovedringen av en kombinasjon av Poynting-Robertson-effekten og elektromagnetiske krefter fra den Jupiters magnetosfære#jovianske magnetosfæren.^{[L 15]}^{[L 17]} Volatile materialer, for eksempel is, fordamper raskt. Livstiden for støvpartikler i ringen er fra 100–1 000 år,^{[L 6]}^{[L 17]} så støve må kontinuerlig fornyes i kollisjoner mellom store legemer med størrelser fra 1 cm til 0,5 km^{[L 11]} og mellom de samme store legemene og partikler med høy fart som kommer fra utsiden av det jovianske systemet.^{[L 6]}^{[L 17]}

Denne overordnede populasjonen av legemer er begrenset til den smale – ca. 100 km – og lyse ytterdelene av hovedringen og inkluderer Metis og Adrastea.^{[L 6]}^{[L 8]} De største overordnede legemene må være mindre enn 0,5 km i størrelse. Den øvre grensen på størrelsen ble innhentet av romfartøyet New Horizons.^{[L 11]} Den tidligere øvre grensen, innhentet etter observasjoner av HST^{[L 9]}^{[L 8]} og Cassini^{[L 5]}, var nesten 4 km.^{[L 6]}

Støvet som produseres i kollisjoner opprettholder omtrent de samme baneelementene som de overordnede legemene og går sakte i spiral i retning mot Jupiter og danner den svake (i bakoverspredt lys) innerste delen av hovedringen og halo-ringen.^{[L 6]}^{[L 17]} Alderen på hovedringen er ikke kjent, men den kan være den siste rest av en tidligere populasjon av mindre legemer nær Jupiter.^{[L 2]}

Vertikale korrugeringer

Bilder fra romsondene Galileo og New Horizons viste tilstedeværelsen av to sett av vertikale spiralformede korrugeringer i hovedringen. Disse bølgene ble tettere viklet over tid med den hastigheten som forventes for differensial nodal regresjon i Jupiters tyngdefelt. Ekstrapolerer vi bakover, ser det ut til at den mest fremtredende av de to bølgesettene har vært sterkest i 1995, omkring tiden for nedslaget av kometen Shoemaker-Levy 9, mens det mindre settet ser ut til å dateres til første halvdel av 1990.^{[W 4]}^{[W 5]}^{[L 18]}

Galileo's observasjoner i november 1996 er konsistente med bølgelengder på 1920 ± 150 og 630 ± 20 km, og vertikale amplituder på 2.4 ± 0.7 og 0.6 ± 0.2 km, for henholdsvis de større og mindre sett av bølger.^{[L 18]} Dannelsen av det større sett med bølger kan forklares hvis ringen fikk nedslag av støvpartikler av en partikkelsky fra kometen med en total masse i størrelsen 2–5 × 10¹² kg, som kunne ha tiltet ringen ut av ekvatorplanet med 2 km.^{[L 18]} Et lignende spiraliserende bølgemønster som tightens over time^{[W 6]} ble observert av Cassini i Saturns ringer (C- og D-ringen).^{[L 19]}

Haloringen

Utseende og struktur

Se også

Noter

^ Eksempler er Keck-observatoriet og NASA Infrared Telescope Facility på Hawaii, samt La Silla-observatoriet, Very Large Telescope, Cerro Tololo Inter-American Observatory og Paranal-observatoriet i Chile.
^ ^a ^b Den normale optiske dybden er forholdet mellom det totale tverrsnittet av ringenes partikler til kvadratarealet av ringen.^{[L 5]}
^ Det foroverspredte lyset er lyset spredt i en smal vinkel relativt til sollyset.
^ Det bakoverspredte lyset er lyset spredt i en vinkel nær 180° relativt til sollyset.
^ Til sammenligning er det totale tverrsnittet av Metis og Adrastea ca. 1 700 km²

Referanser

^ Smith (1979)
^ ^a ^b ^c Esposito (2002)
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k Ockert-Bell (1999)
^ ^a ^b ^c ^d ^e Showalter (1987)
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m Throop (2004)
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m ⁿ ^o ^p ^q ^r ^s ^t Burns (2004)
^ ^a ^b de Pater (1999)
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f Showalter (2005)
^ ^a ^b ^c ^d Meier (1999)
^ de Pater (2008)
^ ^a ^b ^c Showalter (2007)
^ ^a ^b Wong (2006)
^ ^a ^b McMuldroch (2000)
^ Brooks (2004)
^ ^a ^b ^c Burns (2001)
^ Anderson (2005)
^ ^a ^b ^c ^d Burns (1999)
^ ^a ^b ^c Showalter (2011)
^ Hedman (2011)

Nettsteder

^ «Lunar marriage may have given Jupiter a ring» (på engelsk). New Scientist. 20. mars 2010. s. 16.
^ Morring, Frank (7. mai 2007). «Ring Leader». Aviation Week & Space Technology: 80–83.
^ «Jupiter's Rings: Sharpest View» (på engelsk). NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute. 1. mai 2007. Arkivert fra originalen 13. november 2014. Besøkt 16. januar 2012.
^ Mason, John William; Cook, J.-R. C. (31. mars 2011). «Forensic sleuthing ties ring ripples to impacts». Space Science Institute (CICLOPS) press release. Cassini Imaging Central Laboratory for Operations. Besøkt 4. april 2011.
^ «Subtle Ripples in Jupiter's Ring». PIA 13893 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory-Caltech / SETI. 31. mars 2011. Arkivert fra originalen 19. april 2014. Besøkt 4. april 2011.
^ «Tilting Saturn's rings». PIA 12820 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute. 31. mars 2011. Besøkt 4. april 2011.

Litteratur

Anderson, John D.; Johnson, T. V.; Shubert, Gerald; m.fl. (2005). «Amalthea’s Density Is Less Than That of Water». Science. 308 (5726): 1291–1293. Bibcode:2005Sci...308.1291A. PMID 15919987. doi:10.1126/science.1110422.
Burns, Joseph A.; Showalter, Mark Robert; Hamilton, D. P.; m.fl. (1999). «The Formation of Jupiter's Faint Rings» (pdf). Science. 284 (5417): 1146–1150. Bibcode:1999Sci...284.1146B. PMID 10325220. doi:10.1126/science.284.5417.1146.
Burns, Joseph A.; Hamilton, D. P.; Showalter, Mark Robert (2001). «Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics» (pdf). I Grun, E.; Gustafson, B. A. S.; Dermott, S. T.; Fechtig H. Interplanetary Dust (på engelsk). Springer. s. 641–725.
Burns, Joseph A.; Simonelli, Daniel Paul; Showalter, Mark Robert; m.fl. (2004). «Jupiter’s Ring-Moon System» (pdf). I Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (på engelsk). Cambridge University Press.
Brooks, S. M.; Esposito, Larry W.; Showalter, Mark Robert; m.fl. (2004). «The Size Distribution of Jupiter’s Main Ring from Galileo Imaging and Spectroscopy». Icarus. 170 (1): 35–57. Bibcode:2004Icar..170...35B. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.003.
Smith, Bradford A.; Soderblom, Larry A.; Johnson, T.V.; m.fl. (1979). «The Jupiter System through the Eyes of Voyager 1». Science. 204 (4396): 951–957, 960–972. Bibcode:1979Sci...204..951S. PMID 17800430. doi:10.1126/science.204.4396.951.
Esposito, Larry W. (2002). «Planetary rings». Reports on Progress in Physics. 65 (12): 1741–1783. Bibcode:2002RPPh...65.1741E. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201. Arkivert fra originalen 16. juni 2020. Besøkt 16. januar 2012.
Hedman, Matthew M.; Burns, Joseph A.; Evans, Michael W.; Tiscareno, Matthew S.; Porco, Carolyn C. (2011). «Saturn's curiously corrugated C Ring». Science. 332 (6030): 708–11. Bibcode:2011Sci...332..708H. PMID 21454753. doi:10.1126/science.1202238.
McMuldroch, Stuart.; Pilortz, S.H.; Danielson, J.E.; m.fl. (2000). «Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter’s Ring System». Icarus. 146 (1): 1–11. Bibcode:2000Icar..146....1M. doi:10.1006/icar.2000.6343.
Meier, Robert R.; Smith, Bradford A.; Owen, Tobias Chant; m.fl. (1999). «Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea». Icarus. 141 (2): 253–262. Bibcode:1999Icar..141..253M. doi:10.1006/icar.1999.6172.
de Pater, Imke; Showalter, Mark Robert; Burns, Joseph A.; m.fl. (1999). «Keck Infrared Observations of Jupiter’s Ring System near Earth’s 1997 Ring Plane Crossing» (pdf). Icarus. 138 (2): 214–223. Bibcode:1999Icar..138..214D. doi:10.1006/icar.1998.6068.
De Pater, Imke; Showalter, Mark Robert; MacIntosh, Bruce (2008). «Keck observations of the 2002–2003 jovian ring plane crossing». Icarus. 195: 348–360. Bibcode:2008Icar..195..348D. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.029.
Ockert-Bell, Maureen E.; Burns, Joseph A.; Daubar, Ingrid J.; m.fl. (1999). «The Structure of Jupiter’s Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment». Icarus. 138 (2): 188–213. Bibcode:1999Icar..138..188O. doi:10.1006/icar.1998.6072.
Showalter, Mark Robert; Burns, Joseph A.; Cuzzi, Jeffrey N.; Pollack, James Barney (1987). «Jupiter's Ring System: New Results on Structure and Particle Properties». Icarus. 69 (3): 458–498. Bibcode:1987Icar...69..458S. doi:10.1016/0019-1035(87)90018-2.
Showalter, Mark Robert; Burns, Joseph A.; de Pater, Imke; m.fl. (26.–28. september 2005). «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 (på engelsk).
Showalter, Mark Robert;. Cheng, Andrew F.; Weaver, Harold A.; m.fl. (2007). «Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter’s Ring System». Science. 318 (5848): 232–234. Bibcode:2007Sci...318..232S. PMID 17932287. doi:10.1126/science.1147647.
Showalter, Mark Robert; Hedman, Matthew M.; Burns, Joaeph A. (2011). «The impact of comet Shoemaker-Levy 9 sends ripples through the rings of Jupiter» (PDF). Science. 332 (6030): 711–3. Bibcode:2011Sci...332..711S. PMID 21454755. doi:10.1126/science.1202241.
Throop, Henry B.; Carolyn C.; West, R.A.; m.fl. (2004). «The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based Observations» (pdf). Icarus. 172 (1): 59–77. Bibcode:2004Icar..172...59T. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.020.
Wong, Michael H.; de Pater, Imke.; Showalter, Mark Robert; m.fl. (2006). «Ground-based Near Infrared Spectroscopy of Jupiter’s Ring and Moons». Icarus. 185 (2): 403–415. Bibcode:2006Icar..185..403W. doi:10.1016/j.icarus.2006.07.007.

Eksterne lenker

(en) Jupiter (rings) – kategori av bilder, video eller lyd på Commons
Jupiter Rings Fact Sheet (engelsk)

Autoritetsdata

[teleskoper-1] Eksempler er Keck-observatoriet og NASA Infrared Telescope Facility på Hawaii, samt La Silla-observatoriet, Very Large Telescope, Cerro Tololo Inter-American Observatory og Paranal-observatoriet i Chile.

[optisk_dybde-8] Den normale optiske dybden er forholdet mellom det totale tverrsnittet av ringenes partikler til kvadratarealet av ringen.^{[L 5]}

[foroverspredt-10] Det foroverspredte lyset er lyset spredt i en smal vinkel relativt til sollyset.

[bakoverspredt-11] Det bakoverspredte lyset er lyset spredt i en vinkel nær 180° relativt til sollyset.

[tverrsnitt-23] Til sammenligning er det totale tverrsnittet av Metis og Adrastea ca. 1 700 km²

[Smith1979-3] Smith (1979)

[Esposito2002-4] Esposito (2002)

[Ockert-Bell1999-5] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k Ockert-Bell (1999)

[Showalter1987-6] Showalter (1987)

[Throop2004-7] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m Throop (2004)

[Burns2004-9] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m ⁿ ^o ^p ^q ^r ^s ^t Burns (2004)

[dePater1999-12] Pater (1999)

[Showalter2005-13] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f Showalter (2005)

[Meier1999-16] Meier (1999)

[dePater2008-17] Pater (2008)

[Showalter2007-18] Showalter (2007)

[Wong2006-19] Wong (2006)

[McMuldroch2000-20] McMuldroch (2000)

[Brooks2004-21] Brooks (2004)

[Burns2001-22] Burns (2001)

[Anderson2005-24] Anderson (2005)

[Burns1999-25] Burns (1999)

[Showalter2011-28] Showalter (2011)

[Hedman2011-30] Hedman (2011)

[HimaliaRing-2] «Lunar marriage may have given Jupiter a ring» (på engelsk). New Scientist. 20. mars 2010. s. 16.

[Morring2007-14] Morring, Frank (7. mai 2007). «Ring Leader». Aviation Week & Space Technology: 80–83.

[New_Horizons-15] «Jupiter's Rings: Sharpest View» (på engelsk). NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute. 1. mai 2007. Arkivert fra originalen 13. november 2014. Besøkt 16. januar 2012.

[forensic-26] Mason, John William; Cook, J.-R. C. (31. mars 2011). «Forensic sleuthing ties ring ripples to impacts». Space Science Institute (CICLOPS) press release. Cassini Imaging Central Laboratory for Operations. Besøkt 4. april 2011.

[Jupiter's_Ring-27] «Subtle Ripples in Jupiter's Ring». PIA 13893 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory-Caltech / SETI. 31. mars 2011. Arkivert fra originalen 19. april 2014. Besøkt 4. april 2011.

[tilting-29] «Tilting Saturn's rings». PIA 12820 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute. 31. mars 2011. Besøkt 4. april 2011.

[N 1]

[W 1]

[L 1]

[L 2]

[L 3]

[L 4]

[L 5]

[N 2]

[L 6]

[N 3]

[N 4]

[L 7]

[L 8]

[W 2]

[W 3]

[L 9]

[L 10]

[L 11]

[L 12]

[L 13]

[L 14]

[L 15]

[N 5]

[L 16]

[L 17]

[W 4]

[W 5]

[L 18]

[W 6]

[L 19]

v d r Solsystemet

Opprinnelsen og utviklingen Oppdagelsen og utforskningen Sfæriske objekter
Solens planeter	Merkur Venus Jorden Mars Ceres Jupiter Saturn Uranus Neptun Pluto Haumea Makemake Eris Orcus Ixion 2002 MS₄ Salacia Varuna 2005 UQ₅₁₃ Quaoar 2002 TC₃₀₂ Gonggong Gǃkúnǁʼhòmdímà 2005 QU₁₈₂ Sedna Chaos
Måner	Månen Mars’ måner Jupiters måner (Galileiske måner) Saturns måner Uranus’ måner Neptuns måner Plutos måner Haumeas måner Eris' måne
Ringer	Jupiters ringer Saturns ringer Uranus’ ringer Neptuns ringer Rheas ringer Chariklos ringer
Atmosfærer	Merkurs atmosfære Venus’ atmosfære Jordens atmosfære Månens atmosfære Mars’ atmosfære Jupiters atmosfære Uranus’ atmosfære
Magnetosfærer	Jupiters magnetosfære Saturns magnetosfære
Smålegemer	Meteoroider Meteoritter Småplaneter Asteroider Asteroidebeltet Kentaurer Transneptunske objekter Kuiperbeltet Den spredte skiven Kometer Oorts sky
Relaterte artikler: planetsystem astronomisk objekt stjerne planet dvergplanet planetsystem