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Orbitresonanz von Io, Europa und Ganymed die sich harmonisch um Jupiter drehen

Der Planet Jupiter hat ein System von Ringe, bekannt als Ringe des Jupiter wenn es Jupiterringgalaxie.

Geschichte

Die Ringe des Jupiter waren das dritte in der Welt entdeckte Ringsystem Sonnensystem, nach der Entdeckung von Ringen um Saturn und Uranus. Die Ringe wurden erstmals 1979 von den Voyager 1Weltraumsonde. 1990 wurden die Ringe von der Raumsonde gründlich erforscht Galilei Orbiter.^[1]. Die Hubble-Weltraumteleskop hat auch die Ringe beobachtet.^[2]

Die Haupt- und Haloringe sind aus Stoff. Dies wurde durch die Monde: Metis, adrastea und andere unentdeckte Monde, die mit hoher Geschwindigkeit kollidieren. Die hochauflösenden Bilder zeigten eine reiche Feinstruktur im großen Ring. Diese im Februar und März 2007 veröffentlichten Bilder wurden von der Raumsonde aufgenommen Neue Horizonte.^[3]

Struktur

Ein Diagramm des Jupiterrings mit seinen vier Hauptkomponenten

Jupiters Ringe bestehen aus vier Hauptkomponenten (von innen nach außen):

1. Ein dickes Inneres torus von Teilchen, auch bekannt als a Heiligenschein,
2. Ein relativ leichter, aber außergewöhnlich dünner Hauptring,
3. Der hauchzarte Ring: amalthea
4. Der hauchzarte Ring: Theben^[4]

Die Hauptmerkmale der Ringe sind in der folgenden Tabelle aufgeführt:^[1][4][5][6]

Hauptring

Design und Struktur

Mosaic of Jovian Ring Bilder mit einem Schema, das Ring- und Satellitenstandorte zeigt

Der schmale und relativ dünne Hauptring ist der hellste Teil von Jupiter Ringsystem. Die äußere Felge befindet sich in einem Radius von ca. 129.000 km (1.806 R_J; R_J = äquatorialer Radius des Jupiter von 71.398 km) und fällt mit der Umlaufbahn des innersten Jupitersatelliten zusammen, adrastea.^[1][5] Die Innenseite der Felge ist nicht von einem Satelliten markiert und befindet sich etwa 122.500 km (1,72 R_J).^[1]

Die Breite des Hauptrings beträgt etwa 6.500 km. Das Aussehen des Hauptrings hängt von der Blickrichtung ab.^[8] Im Vorwärtsstreulicht^[9] Die Helligkeit des Hauptrings beginnt ab 128.600 km (gerade innerhalb der Umlaufbahn von Adrastea) stark abzufallen und erreicht bei 129.300 km - knapp außerhalb der Umlaufbahn von Adrastea - das Hintergrundniveau.^[1] So adrastea bei 129.000 km Hirten eindeutig der Ring.^[1][5] Die Helligkeit steigt weiter in Richtung Jupiter und hat ein Maximum in der Nähe der Ringmitte bei 126.000 km, aber es gibt eine ausgeprägte Lücke (Notch) an der Spur von Metis bei 128.000 Meilen.^[1] Die innere Grenze des großen Rings hingegen scheint von 124.000 auf 120.000 km zu verblassen und in den Halo-Ring überzugehen.^[1][5] Bei nach vorne gestreutem Licht sind alle Jupiterringe hell.

Das obere Bild zeigt den Hauptring im Rückstreulicht, gesehen durch dieRaumsonde New Horizons. Die feine Struktur des äußeren Teils ist sichtbar. Das untere Bild zeigt den Hauptring im Vorwärtsstreulicht und zeigt die fehlende Struktur mit Ausnahme der Metis-Kerbe.

Mit Rückstreulicht gesehen^[10] die situation ist anders. Der äußere Rand des großen Rings, der sich bei 129.100 km oder etwas außerhalb der Umlaufbahn von befindet adrastea, ist eigentlich ziemlich steil.^[8] Die Umlaufbahn des Mondes ist durch ein Loch im Ring markiert, sodass sich direkt außerhalb seiner Umlaufbahn ein dünner Ring befindet. Es gibt eine weitere Ringelblume direkt innerhalb der Adrasteabaan, gefolgt von einer Schlucht unbekannten Ursprungs bei etwa 128.500 km.^[8] Der dritte Ring wurde innerhalb des zentralen Lochs außerhalb der Umlaufbahn von Metis gefunden. Die Helligkeit des Rings fällt knapp außerhalb der Umlaufbahn von . stark ab Metis das ist die Metis-Kerbe.^[8] Innerhalb der Umlaufbahn von Metis nimmt die Helligkeit des Rings viel weniger zu als bei vorwärts gestreutem Licht.^[11] Im Rückstreulicht scheint der Hauptring also aus zwei unterschiedlichen Teilen zu bestehen: einem schmalen äußeren Teil von 128.000 bis 129.000 km, der selbst auch drei schmale Ringe enthält, die durch Kerben getrennt sind, und einem schwächeren inneren Teil von 122.500 bis 128.000 km , ohne sichtbare Ringstruktur wie bei der Vorwärtsstreuungsgeometrie.^[8][12]

Die Metis-Kerbe dient als ihre Begrenzung. Die Feinstruktur des Hauptrings wurde in den Daten der Galilei Orbiter und ist deutlich sichtbar in Rückstreulichtbildern von Neue Horizonte im Februar-März 2007.^[3][13]jedoch Beobachtungen von Hubble-Weltraumteleskop (HST),^[2]Keck^[11]und der Cassini Raumschiffe haben es nicht erkannt, wahrscheinlich aufgrund unzureichender räumlicher Auflösung.^[6]

Im Gegenlicht betrachtet erscheint der Hauptring hauchdünn, seine Größe in vertikaler Richtung beträgt nicht mehr als 30 km.^[5] Auf der Seite beträgt die Ringdicke 80–160 km, leicht ansteigend in Richtung Jupiter.^[1][6] Der Ring erscheint im nach vorne gestreuten Licht viel dicker – etwa 300 km.^[1] Eine der Entdeckungen der Galilei Orbiter war die Ausbuchtung des Hauptrings - eine schwache, relativ dicke (ca. 600 km) Materialwolke, die den inneren Teil umgab.^[1] Die Ausbuchtung nimmt zur inneren Begrenzung des Hauptrings zu, wo sie in den Halo übergeht.^[1]

Detaillierte Analyse der Galilei Bilder zeigen Längsvariationen der Helligkeit des Hauptrings, die nicht von der Blickrichtung abhängen. Die Galileo-Bilder zeigten auch einige Flecken im 500-1000-km-Ring.^[1][8]

Im Februar-März 2007 wurde die Neue Horizonte Raumsonde suchte im Hauptring nach neuen kleinen Monden.^[14] Obwohl keine Satelliten mit einer Entfernung von mehr als 0,5 km gefunden wurden, entdeckten die Kameras der Raumsonde sieben kleine Klumpen von Ringpartikeln. Sie kreisen in einem engen Ring direkt in Adrasteas Umlaufbahn.^[14] Die Schlussfolgerung, dass es sich um Klumpen und nicht um kleine Monde handelt, basiert auf ihrer azimutal erweitertes Erscheinungsbild. Sie nehmen 0,1-0,3° des Rings ein, was 1000–3000 km entspricht.^[14] Die Klumpen werden in zwei Gruppen von fünf bzw. zwei Mitgliedern eingeteilt. Die Art der Strahlen ist nicht klar, aber die Umlaufbahnen liegen nahe bei 115:116 und 114:115 Resonanzen von Metis.^[14] Es könnte sich also um wellenartige Strukturen handeln, die durch diese Wechselwirkung entstehen.

Spektren und Partikelgrößenverteilung

Bild des Hauptrings von Galileo im Vorwärtsstreulicht. Die Metis-Kerbe ist deutlich sichtbar.

Spektren des Hauptrings erhalten durch die HST,^[2]Keck,^[15]Galilei^[16] undCassini^[6] haben gezeigt, dass die Teilchen rot sind, d. h. ihre albedo bei längeren Wellenlängen höher. Die vorhandenen Spektren liegen im Bereich von 0,5-2,5 Mikrometer.^[6] Bisher wurden keine spektralen Merkmalen gefunden, die bestimmten Chemikalien zugeschrieben werden können, obwohl Cassinis Beobachtungen den Nachweis von Absorptionsbanden nahe 0,8 Mikrometer und 2,2 Mikrometer erbrachten.^[6] Die Spektren des Hauptrings sind eigentlich sehr ähnlich zu adrastea^[2] und amalthea.^[15]

Die Eigenschaften des Hauptrings können durch die Hypothese erklärt werden, dass er große Mengen an enthält Staub enthaltend 0,1-10 Mikrometer Partikelgröße. Dies erklärt die stärkere Vorwärtsstreuung des Lichts im Vergleich zur Rückstreuung.^[8][12] Um die starke Rückstreuung und feine Struktur im hellen äußeren Teil des Hauptrings zu erreichen, sind jedoch größere Partikel erforderlich.^[8][12]

Die Analyse der verfügbaren Phasen- und Spektraldaten führt zu dem Schluss, dass die Größenverteilung kleiner Partikel im großen Ring a Machtgesetz^[6][17][18]

${displaystyle n(r)=A imes r^{-q}}$

in welchem n(R) DR die Anzahl der Teilchen ist mit Strahl zwischen R und RDR. und ${Anzeigestil A}$ ein Normierungsparameter wird so gewählt, dass er dem bekannten Gesamtlicht entspricht Fluss aus dem Ring. Der Parameter Q beträgt 2,0 ± 0,2 für Partikel mit a R < 15 ± 0,3 µm und Q = 5 ± 1 für Körper mit a R > 15 ± 0,3 Mikrometer.^[6] Die Verteilung von Großkörpern in der mm-km-Größe ist derzeit unbestimmt.^[8] Die Lichtstreuung in diesem Modell wird von Teilchen mit a . dominiert R von etwa 15 µm.^[6][16]

Das oben erwähnte Potenzgesetz schätzt die optische Tiefe^[7] τ des Hauptrings möglich: ${displaystyle scriptstyle au _{l},=,4.7 imes 10^{-6}}$ für die großen Institutionen und ${displaystyle scriptstyle au _{s}=1,3 imes 10^{-6}}$ für den Staub.^[6] Dies optische Tiefe bedeutet, dass der Gesamtquerschnitt aller Teilchen innerhalb des Rings etwa 5000 km² beträgt.^[8][19] Es wird erwartet, dass die Partikel im Hauptring eine asphärische Form haben.^[6] Die Gesamtmasse des Staubes wird auf 10 . geschätzt ⁷ - 10⁹ kg.^[8] Die Masse der großen Objekte, ausgenommen Metis und adrastea, ist 10¹¹ - 10 ¹⁶ kg. Es hängt von der maximalen Größe ab, der obere Wert entspricht etwa 1 km maximalem Durchmesser.^[8] Diese Massen können mit Massen von verglichen werden adrastea, das ist ungefähr 2 × 10¹⁵ kg,^[8]amalthea— ungefähr 2 × 10¹⁸ kg^[20] und Mond auf der Erde – 7,4 × 10²² kg.

Das Vorhandensein von zwei Partikelpopulationen im Hauptring erklärt, warum sein Aussehen von der Blickrichtung abhängt.^[18] Der Staub streut das Licht bevorzugt nach vorne und bildet einen relativ homogenen dicken Ring, der von der Umlaufbahn von Adrastea begrenzt wird.^[8] Die großen Teilchen hingegen streuen das Licht nach hinten und befinden sich in mehreren Ringen im Bereich zwischen den Bahnen von Metis und Adrastea.^[8][12]

Herkunft und Alter

Bildung von Ringen des Jupiter

Der Staub wird durch eine Kombination der Poynting-Robertson-Effekt und elektromagnetische Kräfte aus dem jovian Magnetosphäre.^[18][21] Flüchtige Stoffe, zum Beispiel Eis, verdunsten schnell. Die Lebensdauer der Staubpartikel im Ring beträgt 100 bis 1000 Jahre,^[8][21] so dass der Staub bei den Kollisionen zwischen großen Körpern mit Abmessungen von 1 cm bis 0,5 km . ständig nachgefüllt werden muss^[14]und zwischen denselben großen Körpern und der hohen Geschwindigkeit der Teilchen, die von außerhalb des Jupitersystems kommen.^[8][21] Diese Population beschränkt sich auf den schmalen ca. 1000 km - und leichten äußeren Teil des Hauptrings und enthält Metis und adrastea.^[8][12] Die größten Vorläufer müssen weniger als 0,5 km groß gewesen sein. Die obere Schranke seiner Größe wird erhalten durch Neue Horizonte Raumfahrzeug.^[14] Die vorherige obere Schranke, erhalten aus HST^[2][12] und Cassini^[6] Notizen, war in der Nähe von 4 km.^[8] Der durch Kollisionen erzeugte Staub driftet langsam in Richtung Jupiter schwach sichtbarer (bei Rückstreulicht) innerer Teil des Hauptrings und Halorings.^[8][21] Während das Alter des Hauptrings derzeit nicht bekannt ist, könnte es sich um den letzten Überrest einer früheren Population kleiner Leichen in der Nähe von . handeln Jupiter.^[4]

Halo-Ring

Design und Struktur

Falschfarbenbild des Halo-Rings von Galileo im Vorwärtsstreulicht

Der Halo-Ring ist der innerste und dickste Jupiterring. Der äußere Rand fällt mit der inneren Grenze des Hauptrings im Radius von etwa 122 500 km zusammenR_J).^[1][5] Ab diesem Radius verdickt sich der Ring schnell in Richtung Jupiter. Die tatsächliche vertikale Ausdehnung des Halos ist unbekannt, aber das Vorhandensein seines Materials wurde bis zu 10.000 km von der Ringebene entfernt entdeckt.^[1][11] die innere Grenze des Halos ist relativ scharf und befindet sich in einem Radius von 100 000 km (1,4 R_J), aber einige^[11] Material ist weiter innen bei etwa 92.000 km vorhanden.^[1] Die Breite des Halo-Rings beträgt also etwa 30.000 km. Seine Form ähnelt einem dicken Torus ohne erkennbare innere Struktur.^[8] Anders als beim Hauptring hängt das Erscheinungsbild des Halo wenig von der Blickrichtung ab.

Am hellsten erscheint der Halo-Ring im nach vorne gestreuten Licht, in dem er von Galilei.^[1] Obwohl seine Oberflächenhelligkeit viel geringer ist als die des Hauptrings, ist sein vertikal (senkrecht zur Ringebene) integriertes PhotonFluss ähnlich aufgrund der viel größeren Dicke. Trotz einer behaupteten vertikalen Größe von mehr als 20.000 km ist die Helligkeit des Halos stark in Richtung der Ringebene konzentriert und folgt einem Potenzgesetz der Form z^−0,6 böse z^−1,5,^[8] wahr z die Höhe liegt über der Ringebene. Der Halo, der im Rückstreulicht erscheint, beobachtet von Keck^[11] und HST,^[2] ist im Grunde gleich. Der gesamte Photonenfluss wird jedoch um ein Vielfaches geringer als der des Hauptrings und ist in der Nähe der Ringebene stärker konzentriert als im vorwärts gestreuten Licht.^[8]

Die spektrale Eigenschaften des Halorings unterscheiden sich von denen des Hauptrings. Die Fluss- Verteilung im Bereich von 0,5-2,5 Mikrometer ist flacher als im Hauptring;^[2] der Halo ist nicht rot und kann sogar blau sein.^[15]

Ursprung des Halo-Rings

Die optischen Eigenschaften des Halorings lassen sich durch die Hypothese erklären, dass er nur aus Staub mit einer Partikelgröße kleiner als 15 Mikrometer besteht.^[2][8][17] Der Teil des Halos, der weit von der Ringebene entfernt ist, kann aus Submikrometer-Staub bestehen.^[2][8][11] Diese staubige Zusammensetzung erklärt die viel stärkere Vorwärtsstreuung, blauere Farben und das Fehlen einer sichtbaren Struktur im Halo. Der Staub dringt wahrscheinlich in den Hauptring ein, eine Behauptung, die durch die Tatsache gestützt wird, dass die optische Tiefe${displaystyle scriptstyle au _{s},sim ,10^{-6}}$ des Halos ist dem des Staubs im Hauptring ähnlich.^[5][8] Die große Dicke des Halos ist auf die Anregung von zurückzuführen Neigungswinkel und Exzentrizitäten von Staubpartikeln durch die elektromagnetischen Kräfte in der Magnetosphäre des Jupiter. Die äußere Grenze des Halorings fällt mit dem Ort einer starken 3:2 Lorentz-Resonanz zusammen.^{[18][22][23][24]} Wie von der Poynting-Robertson-Effekt^[18][21] lässt Partikel langsam in Richtung Jupiter gleiten, wird Neigungswinkel am Durchgang geschlagen. Die Ausbuchtung des Hauptrings kann der Beginn des Heiligenscheins sein.^[8] Die innere Begrenzung des Halorings ist nicht weit von der stärksten 2:1 Lorentz-Resonanz entfernt.^[18][23][24] Bei dieser Resonanz ist die Anregung wahrscheinlich sehr wichtig, da sie bewirkt, dass Teilchen in die Atmosphäre des Jupiter eintauchen und eine starke innere Grenze markieren.^[8] Abgeleitet vom Hauptring hat der Halo-Ring das gleiche Alter.^[8]

hauchdünne Ringe

Amalthea hauchdünner Ring

Bild der hauchdünnen Ringe, die Galileo im Vorwärtsstreulicht erhalten hat

Der Amalthea Gossamer Ring ist eine sehr schwache Struktur mit rechteckigem Querschnitt, die sich von der Umlaufbahn von erstreckt amalthea bei 182.000 km (2,54 RJ) auf ca. 129 000 km (1,80 R_J).^[1][8] seine innere Grenze ist aufgrund des viel helleren Hauptrings und Halos nicht klar definiert.^[1] Die Dicke des Rings beträgt etwa 2300 km in der Nähe der Umlaufbahn von Amalthea und nimmt in Richtung . leicht ab Jupiter.^[11][25][26] Der Amalthea Gossamer Ring ist tatsächlich am hellsten in der Nähe der Ober- und Unterseite und hellt sich allmählich in Richtung Jupiter auf, wobei der obere Rand heller ist als der untere Rand.^[26] Der äußere Rand des Rings ist ziemlich steil, besonders oben.^[1] Es gibt einen starken Helligkeitsabfall nur innerhalb der Umlaufbahn von amalthea mit zusätzlicher plankenartiger Struktur.^[1] im nach vorne gestreuten Licht erscheint der Ring etwa 30-mal schwächer als der Hauptring.^[1] im rückgestreuten licht ist es nur durch die Keck Fernrohr^[11] und die ACS (Advanced Camera for Surveys) auf HST^[12] entdeckt. Rückstreubilder zeigen eine zusätzliche Struktur im Ring: eine Helligkeitsspitze knapp innerhalb der Umlaufbahn von amalthea.^[11][26] In den Jahren 2002-2003 durchquerte die Raumsonde Galileo zweimal die Gossamer Ringe. Der Staubzähler detektierte Staubpartikel in der Größenordnung von 0,2–5 Mikrometer und bestätigte die Ergebnisse der Bildgebung.^[27][28]

Die Entdeckung des Amalthea Gossamer Rings von der Erde, in Galilei Bilder und die direkten Staubmessungen konnten die Partikelgrößenverteilung bestimmen, diese Verteilung scheint dem gleichen Potenzgesetz zu folgen wie der Staub im Hauptring mit Q= 2 ± 0.5.^[12][28] Die optische Tiefe von diesem Ring ist ungefähr 10 ⁻⁷, die eine Größenordnung niedriger ist als die des Hauptrings, aber die Gesamtmasse des Staubs - 10⁷−10 ⁹ kg - ist ähnlich.^[4][21][28]

Theben hauchdünner Ring

Der Thebes Gossamer Ring ist der schwächste Jupiterring. Es erscheint als eine sehr schwache Struktur mit rechteckigem Querschnitt, die sich von der Umlaufbahn von erstreckt Theben bei 226.000 km (3,11 R_J) auf ca. 129 000 km (1,80 R_J;).^[1][8] Seine innere Grenze ist aufgrund des viel helleren Hauptrings und Halos nicht klar definiert.^[1] Die Dicke des Rings beträgt etwa 8400 km in der Nähe der Umlaufbahn von Theben und nimmt zum Planeten hin leicht ab.^[11][25] Der Thebes Gossamer Ring ist in der Nähe seiner Ober- und Unterseite am hellsten und hellt sich allmählich in Richtung auf Jupiter-genau wie der Amalthea-Ring.^[26] Der äußere Rand des Rings ist nicht besonders steil und erstreckt sich über 15.000 km.^[1] Es gibt eine kaum sichtbare Fortsetzung des Rings jenseits der Umlaufbahn von Theben, die sich auf 280.000 km (3,75 .) erstreckt R_J) und heißt Thebe Extension.^[1][28] im vorwärts gestreuten Licht erscheint der Ring etwa dreimal schwächer als der Amalthea Gossamer Ring.^[1] im Gegenlicht wurde es erst von den . entdeckt Keck Fernrohr.^[11] Rückstreubilder zeigen einen Helligkeitsgipfel direkt innerhalb der Umlaufbahn von Theben.^[11] In den Jahren 2002-2003 entdeckte der Staubzähler der Galileo-Raumsonde Staubpartikel in der Größenordnung von 0,2-5 Mikrometern, ähnlich denen, die im Amalthea-Ring gefunden wurden, und bestätigte die Ergebnisse der Bildgebung.^[27][28]

Die optische Tiefe des Theben-Gossamer-Rings ist etwa 3 × 10⁻⁸, der dreimal niedriger ist als der Amalthea-Gossamer-Ring, aber die Gesamtmasse des Staubs ist etwa 10 . gleich^-7-9 kg.^[4][21][28] Allerdings ist die Partikelgrößenverteilung des Staubes etwas weniger tief als im Amalthea-Ring. Daraus folgt ein Potenzgesetz mit q<2. In der Thebe-Erweiterung kann der Parameter q noch kleiner sein.^[28]

Herkunft der hauchdünnen Ringe

Der Staub in den hauchdünnen Ringen entsteht auf die gleiche Weise wie der im Hauptring und Halo.^[21] Die Quellen sind die inneren Monde amalthea und Theben bzw. Hochgeschwindigkeits-Projektileinschläge von außerhalb des Jupiter-Systems entfernen Staubpartikel von den Oberflächen.^[21] Diese Teilchen behalten zunächst die gleichen Bahnen wie ihre Monde, drehen sich dann aber allmählich nach innen Poynting-Robertson-Widerstand.^[21] Die Dicke der hauchdünnen Ringe wird durch die vertikalen Auslenkungen der Monde aufgrund ihrer Neigungswinkel.^[8] Diese Hypothese erklärt natürlich fast alle beobachtbaren Eigenschaften der Ringe: rechteckiger Querschnitt, Dickenabnahme in Richtung Jupiter und Aufhellen der Ober- und Unterseite der Ringe.

Einige Eigenschaften sind noch ungeklärt, wie zum Beispiel die Thebe Extension, die auf unsichtbare Körper außerhalb der Umlaufbahn von Thebe zurückzuführen sein könnte, und die im Rückstreulicht sichtbaren Strukturen.^[8] Eine mögliche Erklärung für die Theben-Erweiterung ist der Einfluss der elektromagnetischen Kräfte aus der Magnetosphäre des Jupiter. Wenn der Staub in die Schatten hinter Jupiter gelangt, verliert er recht schnell seine elektrische Ladung. Wenn die winzigen Staubpartikel teilweise mit dem Planeten mitrotieren, bewegen sie sich in den Schatten, wodurch eine passive Erweiterung des Theben-Gossamer-Rings entsteht.^[29] Dieselben Kräfte können das Eintauchen in die Teilchenverteilung und die Ringhelligkeit erklären, das zwischen den Umlaufbahnen von Amalthea und Theben stattfindet.^[28][29]

Die Analyse von Bildern des Gossamer Rings hat gezeigt, dass ein Helligkeitspeak direkt innerhalb der Umlaufbahn der Amalthea auf die Staubpartikel zurückzuführen sein kann, die auf dem führenden (L₄) und nachgestellt (L₅) Lagrange-Punkte von Amalthea. Die erhöhte Helligkeit des beobachteten oberen Randes des Amalthea Gossamer Rings kann auch auf den Fall dieses Staubs zurückzuführen sein. Die Partikel können auch an den vorderen und hinteren Lagrange-Punkten von Theben vorhanden sein. Diese Entdeckung bedeutet, dass es in den hauchdünnen Ringen zwei Teilchenpopulationen gibt: Eine driftet langsam auf Jupiter zu, wie oben beschrieben, während die andere immer noch in einer 1:1-Resonanz in der Nähe eines Quellmondes gefangen ist.^[26]

Erkundung

Die Existenz der Jupiterringe wurde aus Beobachtungen des Planeten abgeleitet Strahlungsgürtel durch das Pionier 11 Raumschiff 1975.^[30] 1979 erhielt es Voyager 1 Raumschiff eine überbelichtete Ansicht des Ringsystems. Weitere Bilder wurden erhalten von Voyager 2 im selben Jahr, wonach die grobe Bestimmung der Ringstruktur möglich war.^[5] Die überlegene Qualität der Bilder, die von der Galilei Orbiter hat zwischen 1995 und 2003 das vorhandene Wissen über die Jupiterringe stark erweitert.^[1] Bei Beobachtungen der Ringe durch die Keck^[11] Teleskop vom Boden in den Jahren 1997 und 2002 und die HST im Jahr 1999^[2] die reiche Struktur war im rückgestreuten Licht sichtbar. Bilder zur Verfügung gestellt von der Neue HorizonteRaumsonde im Februar-März 2007^[13] ermöglichte erstmals die Beobachtung der Feinstruktur im großen Ring. Im Jahr 2000 wurde die Cassini-Raumschiff in Richtung Saturn umfangreiche Beobachtungen des Jupiterringsystems.^[31] Zukünftige Missionen zum Jupiter-System werden zusätzliche Informationen über die Ringe liefern.^[32]

Siehe auch

• Monde des Jupiter

Externe Links

• (und) Datenblatt zu den Jupiterringen
• (und) Jupiters Ringe von Erforschung des Sonnensystems der NASA
• (und) NASA Pioneer Projektseite
• (und) NASA Voyager-Projektseite
• (und) NASA Galileo-Projektseite
• (und) NASA Cassini Projektraum
• (und) Neue Horizont-Projektseite
• (und) Planetarischer Ringknoten: Jupiters Ringsystem

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