حلقه‌های مشتری - ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد

یک شمای کلی از سامانه حلقه‌ای سیاره مشتری (سیاره)مشتری که چهار جزء اصلی را نشان می‌دهد. برای ساده‌سازی، متیس و آدرستیا به گونه‌ای به تصویر کشیده شده‌اند که گویی مدار خود را به اشتراک می‌گذارند. (در واقعیت، متیس اندکی به مشتری نزدیک‌تر است)

سیاره مشتری دارای یک سامانه از حلقه‌های سیاره‌ای کم‌نور است. حلقه‌های مشتری پس از سامانه‌های حلقه‌های زحل و حلقه‌های اورانوس، سومین منظومه حلقه‌ای هستند که در منظومه خورشیدی کشف شده‌اند. حلقه اصلی مشتری در سال ۱۹۷۹ توسط کاوشگر فضایی وویجر ۱ کشف شد[۱] و این سامانه در دهه ۱۹۹۰ توسط مدارگرد فضاپیمای گالیله با جزئیات بیشتری مورد بررسی قرار گرفت.[۲] حلقه اصلی همچنین توسط تلسکوپ فضایی هابل و به مدت چند سال از زمین مشاهده شده است.[۳] رصد این حلقه‌ها از روی زمین به بزرگ‌ترین تلسکوپ‌های موجود نیاز دارد.[۴]

سامانه حلقه‌ای سیاره مشتری بسیار کم‌نور است و عمدتاً از غبار تشکیل شده است.[۱][۵] این منظومه دارای چهار جزء اصلی است: یک چنبره ضخیم درونی از ذرات، معروف به «حلقه هاله»؛ یک «حلقه اصلی» که به‌طور استثنایی نازک و نسبتاً درخشان است؛ و دو حلقه بیرونی پهن، ضخیم و کم‌نور به نام «گاسَمِر» که برگرفته از نام‌های قمرهایی است که موادشان این حلقه‌ها را می‌سازند: آمالتئا و تبه.[۶]

حلقه‌های اصلی و هاله‌ای از غبارهایی تشکیل شده‌اند که در نتیجه برخوردهای پرسرعت از قمرهای متیس، آدرستیا و شاید اجرام کوچکتر و رصد نشده، به بیرون پرتاب شده‌اند.[۲] تصاویر با وضوح بالا که در فوریه و مارس ۲۰۰۷ توسط فضاپیمای نیو هورایزنز گرفته شده است، یک ساختار ریز و غنی را در حلقه اصلی نشان می‌دهد.[۷]

در نور مرئی و فروسرخ نزدیک، حلقه‌ها رنگی مایل به قرمز دارند، به جز حلقه هاله که خنثی یا آبی‌رنگ است.[۳] اندازه غبار موجود در حلقه‌ها متفاوت است، اما بیشترین مساحت سطح مقطع مربوط به ذرات غیرکروی با شعاع حدود ۱۵ میکرومتر در تمامی حلقه‌ها به جز حلقه هاله می‌باشد.[۸] حلقه هاله احتمالاً تحت سلطه غبار با اندازه کمتر از یک میکرومتر است. جرم کل سامانه حلقه‌ای (شامل اجرام اصلی تجزیه‌نشده) به خوبی مشخص نشده است، اما احتمالاً در محدوده ۱۰ به توان ۱۱ تا ۱۰ به توان ۱۶ کیلوگرم است.[۹] سن منظومه حلقه‌ای نیز مشخص نیست، اما ممکن است از زمان تشکیل مشتری وجود داشته بوده باشد.[۹]

به نظر می‌رسد یک حلقه یا کمان حلقه‌ای نزدیک به مدار قمر هیمالیا وجود دارد. یک توضیح این است که اخیراً یک قمر کوچک با هیمالیا برخورد کرده و نیروی ضربه، موادی را که حلقه را تشکیل می‌دهند، به بیرون پرتاب کرده است.

کشف و ساختار[ویرایش]

منظومه حلقه مشتری پس از سامانه‌های حلقه‌های زحل و حلقه‌های اورانوس، سومین سامانه‌ای بود که در منظومه خورشیدی کشف شد. اولین بار در ۴ مارس ۱۹۷۹ توسط فضاپیمای بدون سرنشین وویجر ۱ مشاهده شد.[۱][۱۰]

این سامانه از چهار جزء اصلی تشکیل شده است: یک چنبره درونی ضخیم از ذرات معروف به «حلقه هاله»؛ یک «حلقه اصلی» نسبتاً درخشان و به‌طور استثنایی نازک؛ و دو حلقه بیرونی پهن، ضخیم و کم‌نور، موسوم به «حلقه‌های گاسمر» که از نام قمرهایی که موادشان، سازنده این حلقه‌ها است، گرفته شده‌اند: آمالتئا و تبه.[۶] مشخصه‌های اصلی حلقه‌های شناخته شده مشتری در جدول زیر آمده است.[۲][۵][۶][۸]

در سال ۲۰۲۲، شبیه‌سازی‌های دینامیکی نشان دادند که کم‌نور بودن نسبی منظومه حلقه‌ای مشتری در مقایسه با سیاره کوچکتر، یعنی زحل، به دلیل تشدیدهای ناپایدارکننده ایجاد شده توسط قمرهای گالیله‌ای است.[۱۱]

نام شعاع(ک‌م) طول(ک‌م) ضخامت(ک‌م) عمق نوری نسبت غبار یادداشت
هاله ۹۲ ۰۰۰–۱۲۲ ۵۰۰ ۳۰ ۵۰۰ ۱۲ ۵۰۰ ~1 × ۱۰−۶ ۱۰۰٪
حلقه اصلی 122 500–129 000 6 500 30–300 5.9 × ۱۰−۶ ~۲۵٪ توسط آدرستا جاروب می‌شود
حلقه آمالتئا گاسمر ۱۲۹ ۰۰۰–۱۸۲ ۰۰۰ ۵۳ ۰۰۰ ۲ ۰۰۰ ~1 × ۱۰−۷ ۱۰۰٪ متصل شده توسط آملتا
حلقه تبه گاسمر ۱۲۹ ۰۰۰–۲۲۶ ۰۰۰ ۹۷ ۰۰۰ ۸ ۴۰۰ ~3 × ۱۰−۸ ۱۰۰٪ توسط تبه متصل می‌شود

حلقه اصلی[ویرایش]

ظاهر و ساختار[ویرایش]

موزاییکی از تصاویر حلقه مشتری با شمایی که مکان حلقه‌ها و قمرها را نشان می‌دهد
تصویر بالا حلقه اصلی را در نور بازتابیده شده از پشت به نمایش می‌گذارد که توسط فضاپیمای نیو هورایزنز دیده شده است. ساختار ظریف بخش بیرونی آن قابل مشاهده است. تصویر پایین حلقه اصلی را در نور پراکنده به جلو نشان می‌دهد که عدم وجود هر گونه ساختار به جز شکاف متیس را نشان می‌دهد.
متیس در لبه حلقه اصلی مشتری در حال گردش است، که توسط فضاپیمای نیو هورایزنز در سال ۲۰۰۷ به تصویر کشیده شده است

حلقه اصلی باریک و نسبتاً نازک درخشان‌ترین بخش سامانه حلقه‌ای مشتری است. لبه بیرونی آن در شعاعی در حدود ۱۲۹ هزار کیلومتر واقع شده است و با مدار کوچک‌ترین قمر داخلی مشتری، آدرستیا منطبق است.[۲][۵] لبه درونی آن توسط هیچ قمری مشخص نشده است و تقریباً در حدود ۱۲۲ هزار و ۵۰۰ کیلومتری واقع شده است.[۲]

بنابراین عرض حلقه اصلی در حدود ۶۵۰۰ کیلومتر است. ظاهر حلقهٔ اصلی به هندسه دید بستگی دارد.[۹] در نور پراکنده به جلو[a] درخشندگی حلقه اصلی در ۱۲۸ هزار ۶۰۰ کیلومتری شروع به کاهش شدید می‌کند (درست به سمت داخل مدار آدرستیا) و به سطح پس زمینه در ۱۲۹ هزار و ۳۰۰ کیلومتر می‌رسد - درست به سمت خارج مدار آدرستیا.[۲] بنابراین، آدرستیا در ۱۲۹ هزار کیلومتری به وضوح حلقه را شبانی می‌کند.[۲][۵] درخشندگی همچنان در جهت مشتری افزایش می‌یابد و در نزدیکی مرکز حلقه در ۱۲۶ هزار کیلومتری به حداکثر می‌رسد، البته شکاف مشخصی در نزدیکی مدار متیس در ۱۲۸ هزار کیلومتری وجود دارد.[۲] در مقابل، به نظر می‌رسد که مرز درونی حلقه اصلی به آرامی از ۱۲۴ هزار تا ۱۲۰ هزار کیلومتر ناپدید می‌شود و در حلقه هاله ادغام می‌شود.[۲][۵] در نور پراکنده به جلو همه حلقه‌های مشتری به ویژه درخشان هستند.

در نور پراکنده به عقب[b] وضعیت متفاوت است. مرز بیرونی حلقه اصلی که در ۱۲۹ هزار و ۱۰۰ کیلومتری یا کمی آن طرف‌تر از مدار آدرستیا قرار دارد، بسیار پرشیب است.[۹] مدار قمر با یک شکاف در حلقه مشخص شده است، بنابراین یک حلقه نازک دقیقاً خارج از مدار آن وجود دارد. درست در داخل مدار آدرستیا حلقه دیگری وجود دارد که به دنبال آن یک شکاف با منشأ ناشناخته قرار دارد که تقریباً در ۱۲۸ هزار و ۵۰۰ کیلومتر واقع شده است.[۹] سومین حلقه در داخل شکاف مرکزی، در خارج از مدار متیس یافت می‌شود. درست زمانی که از مدار متیس به طرف خارج حرکت می‌کنیم درخشندگی حلقه به شدت کاهش می‌یابد و شکاف متیس را تشکیل می‌دهد.[۹] به طرف داخل از مدار متیس، درخشندگی حلقه بسیار کمتر از نور پراکنده به جلو افزایش می‌یابد.[۴] بنابراین در هندسهٔ پراکنده به عقب، به نظر می‌رسد که حلقه اصلی از دو قسمت مختلف تشکیل شده است: یک قسمت بیرونی باریک که از ۱۲۸ هزار تا ۱۲۹ هزار کیلومتری امتداد می‌یابد، که خود شامل سه حلقه باریک است که با بریدگی‌هایی از هم جدا شده‌اند، و یک قسمت درونی ضعیف‌تر از ۱۲۲ هزار و ۵۰۰ تا ۱۲۸ هزار کیلومتری، که فاقد هرگونه ساختار مرئی مانند هندسه پراکنش به جلو است.[۹][۱۲] بریدگی متیس به عنوان مرز آنها عمل می‌کند. ساختار ریز حلقه اصلی در داده‌های مدارگرد گالیله کشف شد و در تصاویر پراکنده به عقب به دست آمده از نیو هورایزنز در فوریه-مارس ۲۰۰۷ به وضوح قابل مشاهده است.

رصدهای اولیه توسط تلسکوپ فضایی هابل (HST),[۳] تلسکوپ کک[۴] و فضاپیمای کاسینی-هویگنس نتوانستند آن را تشخیص دهند، احتمالاً به دلیل وضوح فضایی ناکافی.[۸] با این وجود، ساختار ریز در سال ۲۰۰۲–۲۰۰۳ توسط تلسکوپ کک با استفاده از اپتیک سازگار مشاهده شد.[۱۳]

هنگام مشاهده در نور پراکنده به عقب، حلقه اصلی به نظر می‌رسد که بسیار نازک است، و در جهت عمودی بیش از ۳۰ کیلومتر امتداد ندارد.[۵] در هندسه پراکندگی جانبی، ضخامت حلقه ۸۰–۱۶۰ کیلومتر است که تا حدودی در جهت مشتری (سیاره) افزایش می‌یابد.[۲][۸] حلقه در نور پراکنده به جلو بسیار ضخیم‌تر به نظر می‌رسد - حدود ۳۰۰ کیلومتر.[۲] یکی از اکتشافات مدارگرد گالیله شکوفایی حلقه اصلی بود - ابری کم نور و نسبتاً ضخیم (حدود ۶۰۰ کیلومتر) از مواد که قسمت داخلی آن را احاطه کرده است.[۲] این شکوفه در جهت مرز داخلی حلقه اصلی در ضخامت رشد می‌کند و در آنجا به هاله تبدیل می‌شود.[۲]

تجزیه و تحلیل دقیق تصاویر گالیله تغییرات طولی درخشندگی حلقه اصلی را نشان داد که ارتباطی با هندسه دید ندارد. تصاویر گالیله همچنین برخی تکه‌تکه بودن در مقیاس ۵۰۰–۱۰۰۰ کیلومتر را در حلقه نشان دادند.[۲][۹]

در فوریه-مارس ۲۰۰۷، فضاپیمای نیو هورایزنز جستجوی عمیقی برای یافتن قمرهای کوچک جدید در داخل حلقه اصلی انجام داد.[۱۴] در حالی که هیچ قمری با اندازه بزرگتر از ۰٫۵ کیلومتر یافت نشد، دوربین‌های فضاپیما هفت خوشه کوچک از ذرات حلقه را شناسایی کردند. آنها در داخل مدار آدرستیا در داخل یک حلقه متراکم به دور مشتری می‌چرخند.[۱۴] نتیجه‌گیری مبنی بر اینکه آنها خوشه هستند و نه قمرهای کوچک، بر اساس ظاهر سمتی کشیده آنها است. آنها ۰٫۱ تا ۰٫۳ درجه در طول حلقه را در بر می‌گیرند که معادل هزار تا ۳ هزار کیلومتر است.[۱۴] این خوشه‌ها به ترتیب به دو گروه پنج و دو عضوی تقسیم می‌شوند. ماهیت این خوشه‌ها مشخص نیست، اما مدارهای آنها نزدیک به رزونانس‌های مداری ۱۱۵:۱۱۶ و ۱۱۴:۱۱۵ با کتیس است.[۱۴] آنها ممکن است ساختارهای موجی باشند که توسط این تعامل تحریک شده‌اند.

جستارهای وابسته[ویرایش]

منابع[ویرایش]

  1. ↑ ۱٫۰ ۱٫۱ ۱٫۲ Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Johnson, T. V.; et al. (1979). "The Jupiter System through the Eyes of Voyager 1". Science. 204 (4396): 951–957, 960–972. Bibcode:1979Sci...204..951S. doi:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430. S2CID 33147728.
  2. ↑ ۲٫۰۰ ۲٫۰۱ ۲٫۰۲ ۲٫۰۳ ۲٫۰۴ ۲٫۰۵ ۲٫۰۶ ۲٫۰۷ ۲٫۰۸ ۲٫۰۹ ۲٫۱۰ ۲٫۱۱ ۲٫۱۲ ۲٫۱۳ Ockert-Bell, M. E.; Burns, J. A.; Daubar, I. J.; et al. (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.
  3. ↑ ۳٫۰ ۳٫۱ ۳٫۲ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Meier1999 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  4. ↑ ۴٫۰ ۴٫۱ ۴٫۲ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام dePater1999 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  5. ↑ ۵٫۰ ۵٫۱ ۵٫۲ ۵٫۳ ۵٫۴ ۵٫۵ Showalter, M. R.; Burns, J. A.; Cuzzi, J. N. (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.
  6. ↑ ۶٫۰ ۶٫۱ ۶٫۲ Esposito, L. W. (2002). [[۱](https://web.archive.org/web/20200616073630/https://hkvalidate.perfdrive.com/captcha?ssa=c3f22f43-1b05-49c0-b512-7258ce109b98&ssb=b64mpk1g5zpk0pp5bmpd0f3mz&ssc=http%3A%2F%2Fiopscience.iop.org%2F%2Fabstract%2F0034-4885%2F65%2F12%2F201&ssd=032429776486416&sse=ibp%40fjiladmlmla&ssf=9fdb51f1252be180d3e222fb0dbf4ad8778eb4a8&ssg=58694441-d665-4a78-b37d-4e1dbbd2fa5c&ssh=fae5edf9-5b78-4210-a145-35ee8afc4da9&ssi=3f116cc7-8427-4cba-8b75-678e2866c8be&ssj=20e6779a-ad69-4f41-95b7-190ac5d1c1dc&ssk=support%40shieldsquare.com&ssl=418220199399&ssm=86089471003809836105874142622933&ssn=db07be1a67518e02f2626518d3373803edf393e9393d-ef9e-4944-868f79&sso=ce31f39e-50d966be57a2329d20682f0ee7c0781127111e979c9e3b47&ssp=13036241841592253725159221755409225&ssq=61709339299082377220792990853922990208194&ssr=MjA3LjI0MS4yMjUuMTU5&sss=Mozilla%2F5.0%20%28compatible%3B%20Googlebot%2F2.1%3B%20+http%3A%2F%2Fwww.google.com%2Fbot.html%29&sst=Mozilla%2F5.0%20%28Windows%20NT%2010.0%3B%20Win64%3B%20x64%29%20AppleWebKit%2F537.36%20%28KHTML%2C%20like%20Gecko%29%20Chrome%2F74.0.3729.169%20Safari%2F537.36&ssu=Chrome%2F5.0%20%28iPhone%3B%20U%3B%20CPU%20iPhone%20OS%203_0%20like%20Mac%20OS%20X%3B%20en-us%29%20AppleWebKit%2F528.18%20%28KHTML%2C%20like%20Gecko%29%20Version%2F4.0%20Mobile%2F7A341%20Safari%2F528.16&ssv=v34vumln3ur3943&ssw=&ssx=126968914553564&ssy=hcj%40hjhmokckfgfdkj%40jolcjd%40jojlccdnopmbc%40&ssz=449466d2a20b056) "Planetary rings"]. Reports on Progress in Physics. 65 (12): 1741–1783. Bibcode:2002RPPh...65.1741E. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201. S2CID 250909885. Archived from [[۲](http://www.iop.org/EJ/abstract/0034-4885/65/12/201) the original] on 2020-06-16. Retrieved 2007-06-17. {{cite journal}}: Check |archive-url= value (help); Check |url= value (help)
  7. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Morring2007 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  8. ↑ ۸٫۰ ۸٫۱ ۸٫۲ ۸٫۳ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Throop2004 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  9. ↑ ۹٫۰ ۹٫۱ ۹٫۲ ۹٫۳ ۹٫۴ ۹٫۵ ۹٫۶ ۹٫۷ Burns, J. A.; Simonelli, D. P.; Showalter, M. R.; Hamilton; Porco, Carolyn C.; Throop; Esposito (2004). [[۳](http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf) "Jupiter's ring-moon system"]. In Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (eds.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. p. 241. Bibcode:2004jpsm.book..241B. {{cite encyclopedia}}: Check |url= value (help)
  10. ↑ Showalter, Mark (1997). "Jupiter: Ring system". [[۴](https://link.springer.com/referenceworkentry/10.1007/1-4020-4520-4_205) Encyclopedia of Planetary Science]. Encyclopedia of Earth Science. Springer, Dordrecht. pp. 373–375. doi:10.1007/1-4020-4520-4_205. ISBN 978-1-4020-4520-2. Retrieved 5 March 2023. {{cite book}}: Check |url= value (help)
  11. ↑ Stephen R Kane and Zhexing Li (August 26, 2022). "The Dynamical Viability of an Extended Jupiter Ring System". The Planetary Science Journal. 3 (7): 179. arXiv:2207.06434. Bibcode:2022PSJ.....3..179K. doi:10.3847/PSJ/ac7de6. S2CID 250526615.
  12. ↑ Showalter, M. R.; Burns, J. A.; de Pater, I.; et al. (26–28 September 2005). "Updates On The Dusty Rings Of Jupiter, Uranus And Neptune". Proceedings of the Conference held September 26–28, 2005. Kaua'i, Hawaii. p. 130. Bibcode:2005LPICo1280..130S. LPI Contribution No. 1280.
  13. ↑ De Pater, I.; Showalter, M. R.; MacIntosh, B. (2008). [[۵](https://digital.library.unt.edu/ark:/67531/metadc902665/) "Keck observations of the 2002–2003 jovian ring plane crossing"]. Icarus. 195 (1): 348–360. Bibcode:2008Icar..195..348D. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.029. {{cite journal}}: Check |url= value (help)
  14. ↑ ۱۴٫۰ ۱۴٫۱ ۱۴٫۲ ۱۴٫۳ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Showalter2007 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).

پیوند به بیرون[ویرایش]


خطای یادکرد: خطای یادکرد: برچسب <ref> برای گروهی به نام «lower-alpha» وجود دارد، اما برچسب <references group="lower-alpha"/> متناظر پیدا نشد. ().

برگرفته از «https://fa.wikipedia.org/w/index.php?title=حلقه‌های_مشتری&oldid=39180241»