حلقات كوكب المشتري

📅 آخر تحديث: ٢٧ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٧ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 20 صور
الموسوعة الحرة

رسم تخطيطي لنظام حلقات كوكب المشتري يوضح مكوناته الأربعة الرئيسية. ولتبسيط الأمر، تم تصوير ميتيس وأدراستيا وكأنهما يتشاركان مدارهما. (في الواقع، ميتيس أقرب قليلاً إلى المشتري).

حلقات كوكب المشتري هي نظام من الحلقات الكوكبية الخافتة . كانت حلقات المشتري ثالث نظام حلقات يُكتشف في المجموعة الشمسية، بعد حلقات زحل وأورانوس . اكتُشفت الحلقة الرئيسية عام 1979 بواسطة المسبار الفضائي فوياجر 1 [ 1 ] ، وخضع النظام لدراسة أكثر شمولًا في التسعينيات بواسطة المركبة المدارية غاليليو . [ 2 ] كما رُصدت الحلقة الرئيسية بواسطة تلسكوب هابل الفضائي ومن الأرض لعدة سنوات. [ 3 ] تتطلب المراقبة الأرضية للحلقات أكبر التلسكوبات المتاحة. [ 4 ]

نظام حلقات المشتري خافت ويتكون أساسًا من الغبار. [ 1 ] [ 5 ] يتكون من أربعة مكونات رئيسية: حلقة داخلية سميكة من الجسيمات تُعرف باسم "حلقة الهالة"؛ وحلقة رئيسية رقيقة للغاية وذات سطوع نسبي؛ وحلقتان خارجيتان واسعتان وسميكتان وخافتتان تُعرفان باسم " حلقات العنكبوت "، سُميتا نسبةً إلى قمريهما اللذين تتكونان من مادتهما: أمالثيا وثيبي . [ 6 ]

تتكون الحلقات الرئيسية والهالة من غبار مقذوف من قمري ميتيس وأدراستيا ، وربما من أجسام أصغر غير مرصودة، نتيجة اصطدامات عالية السرعة. [ 2 ] كشفت صور عالية الدقة التقطتها مركبة الفضاء نيو هورايزونز في فبراير ومارس 2007 عن بنية دقيقة غنية في الحلقة الرئيسية. [ 7 ]

في الضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء القريبة، تظهر الحلقات بلون محمر، باستثناء حلقة الهالة التي تكون محايدة أو زرقاء اللون. [ 3 ] يتفاوت حجم الغبار في الحلقات، لكن مساحة المقطع العرضي تكون أكبر ما يمكن للجسيمات غير الكروية التي يبلغ نصف قطرها حوالي 15 ميكرومترًا في جميع الحلقات باستثناء حلقة الهالة. [ 8 ] من المحتمل أن تكون حلقة الهالة مُهيمنة عليها جزيئات الغبار دون الميكرومترية. الكتلة الإجمالية لنظام الحلقات (بما في ذلك الأجسام الأم غير المُحددة) غير مُحددة بدقة، ولكنها على الأرجح تتراوح بين 10¹¹ و10¹⁶ كيلوغرام  . [ 9 ] عمر نظام الحلقات غير معروف أيضًا، ولكن من المُحتمل أنه كان موجودًا منذ تكوين كوكب المشتري. [ 9 ] 

يبدو أن حلقة أو قوسًا حلقيًا موجود بالقرب من مدار قمر هيماليا . أحد التفسيرات هو أن قمرًا صغيرًا اصطدم مؤخرًا بهيماليا، وأن قوة الاصطدام قذفت المادة التي تشكل الحلقة.

الاكتشاف والبنية

كان نظام حلقات كوكب المشتري ثالث نظام حلقات يُكتشف في المجموعة الشمسية ، بعد نظامي حلقات زحل وأورانوس . رُصد لأول مرة في 4 مارس 1979 بواسطة المسبار الفضائي فوياجر 1. [ 1 ] [ 10 ] يتكون من أربعة مكونات رئيسية: حلقة داخلية سميكة من الجسيمات تُعرف باسم "حلقة الهالة"؛ وحلقة رئيسية رقيقة للغاية وذات سطوع نسبي؛ وحلقتان خارجيتان عريضتان وسميكتان وخافتتان تُعرفان باسم "حلقات العنكبوت"، سُميتا نسبةً إلى قمري المشتري اللذين تتكونان منهما: أمالثيا وثيبي. [ 6 ] ترد الخصائص الرئيسية لحلقات المشتري المعروفة في الجدول. [ 2 ] [ 5 ] [ 6 ] [ 8 ]

في عام 2022، أشارت عمليات المحاكاة الديناميكية إلى أن الضآلة النسبية لنظام حلقات كوكب المشتري، مقارنة بنظام حلقات كوكب زحل الأصغر، تعود إلى الرنين المزعزع للاستقرار الناتج عن أقمار جاليليو . [ 11 ]

اسمنصف القطر (كم)العرض (كم)السماكة (كم)العمق البصري [ أ ] (في τ)جزء من الغبارالكتلة، كجمملحوظات
خاتم هالة92000 –122,50030,50012500~1 × 10 −6  100% —
الحلقة الرئيسية122,500 –129,000650030–3005.9 × 10 −6  حوالي 25%10 7 – 10 9 (غبار) 10 11 – 10 16 (جسيمات كبيرة)يحدها أدراستيا
خاتم أمالثيا الرقيق129,000 –182,000530002000~1 × 10 −7  100%10 7 – 10 9على صلة بأمالثيا
خاتم ثيبي الرقيق129,000 –226,000970008400~3 × 10 −8  100%10 7 – 10 9متصل بـ طيبة . هناك امتداد يتجاوز مدار طيبة.

الحلقة الرئيسية

المظهر والبنية

فسيفساء من صور حلقات كوكب المشتري مع مخطط يوضح مواقع الحلقات والأقمار الصناعية
تُظهر الصورة العلوية الحلقة الرئيسية في ضوء مُشتت للخلف كما رصدتها مركبة الفضاء "نيو هورايزونز" . ويظهر فيها التركيب الدقيق لجزئها الخارجي. أما الصورة السفلية فتُظهر الحلقة الرئيسية في ضوء مُشتت للأمام، مُبينةً افتقارها لأي تركيب باستثناء شق ميتيس.
ميتيس تدور على حافة الحلقة الرئيسية لكوكب المشتري، كما صورتها المركبة الفضائية نيو هورايزونز في عام 2007

تُعدّ الحلقة الرئيسية الضيقة والرقيقة نسبيًا الجزء الأكثر سطوعًا في نظام حلقات كوكب المشتري . تقع حافتها الخارجية على نصف قطر يبلغ حوالي129,000  كم ( 1.806 R J ؛ R J = نصف قطر كوكب المشتري عند خط الاستواء أو يبلغ طوله 71,398  كم ، ويتطابق مع مدار أصغر قمر داخلي لكوكب المشتري، وهو أدراستيا . [ 2 ] [ 5 ] حافته الداخلية غير محددة بأي قمر صناعي، وتقع على بعد حوالي122,500  كم ( 1.72 ر ي ). [ 2 ] 

وبالتالي فإن عرض الحلقة الرئيسية يبلغ حوالي٦٥٠٠  كم . يعتمد مظهر الحلقة الرئيسية على هندسة الرؤية. [ ٩ ] في الضوء المتناثر للأمام [ ب ] ، يبدأ سطوع الحلقة الرئيسية في الانخفاض بشكل حاد عند128,600  كم (داخل مدار أدراستيان مباشرةً) ويصل إلى مستوى الخلفية عند129,300  كم - خارج مدار أدراستيا مباشرةً. [ 2 ] لذلك، تقع أدراستيا عند يبلغ قطر الحلقة 129,000 كيلومتر بوضوح. [ 2 ] [ 5 ] ويستمر سطوعها في الازدياد باتجاه كوكب المشتري، ويبلغ ذروته بالقرب من مركز الحلقة عند126,000  كم ، على الرغم من وجود فجوة واضحة (شق) بالقرب من مدار ميتيديان عند128,000  كم . [ 2 ] في المقابل، يبدو أن الحد الداخلي للحلقة الرئيسية يتلاشى ببطء من124000 إلىيبلغ قطرها 120,000  كيلومتر ، وتندمج في حلقة الهالة. [ 2 ] [ 5 ] في الضوء المتناثر للأمام، تكون جميع حلقات المشتري ساطعة بشكل خاص.

في الضوء المتناثر للخلف [ ج ]، يختلف الوضع. يقع الحد الخارجي للحلقة الرئيسية عنديبلغ ارتفاع مدار القمر 129,100  كيلومتر ، أو ما يزيد قليلاً عن مدار أدراستيا، وهو مرتفع للغاية. [ 9 ] يتميز مدار القمر بوجود فجوة في الحلقة، مما يُشكل حلقة رقيقة خارج مداره مباشرةً. توجد حلقة أخرى داخل مدار أدراستيا، تليها فجوة مجهولة المصدر تقع على بُعد حوالي128,500  كم . [ 9 ] تقع الحلقة الثالثة داخل الفجوة المركزية، خارج مدار ميتيس. ينخفض ​​سطوع الحلقة بشكل حاد خارج مدار ميتيس مباشرةً، مُشكِّلاً فجوة ميتيس. [ 9 ] داخل مدار ميتيس، يرتفع سطوع الحلقة بشكل أقل بكثير مما هو عليه في الضوء المُشتَّت للأمام. [ 4 ] لذا، في هندسة التشتت الخلفي، تبدو الحلقة الرئيسية وكأنها تتكون من جزأين مختلفين: جزء خارجي ضيق يمتد من128000 إلى129,000  كم ، والتي تشمل بدورها ثلاث حلقات ضيقة تفصل بينها فجوات، وجزء داخلي باهت من122,500 إلىيبلغ قطرها 128,000  كيلومتر ، وتفتقر إلى أي بنية مرئية كما هو الحال في هندسة التشتت الأمامي. [ 9 ] [ 12 ] ويُشكل شق ميتيس حدودها. وقد اكتُشفت البنية الدقيقة للحلقة الرئيسية في بيانات من مركبة غاليليو المدارية ، وهي واضحة في صور التشتت الخلفي التي التقطتها مركبة نيو هورايزونز في فبراير/مارس 2007. [ 7 ] [ 13 ] إلا أن الملاحظات المبكرة التي أجراها تلسكوب هابل الفضائي [ 3 ] ، وتلسكوب كيك [ 4 ] ، ومركبة كاسيني الفضائية لم تتمكن من رصدها، ربما بسبب عدم كفاية الدقة المكانية. [ 8 ] ومع ذلك، رُصدت البنية الدقيقة بواسطة تلسكوب كيك باستخدام البصريات التكيفية في الفترة 2002-2003. [ 14 ]

عند رصدها بالضوء المتناثر للخلف، تبدو الحلقة الرئيسية رقيقة للغاية، ولا يتجاوز امتدادها الرأسي 30  كيلومترًا. [ 5 ] أما في حالة التشتت الجانبي، فيتراوح سمك الحلقة بين 80 و160  كيلومترًا، ويزداد قليلًا باتجاه كوكب المشتري . [ 2 ] [ 8 ] وتبدو الحلقة أكثر سمكًا بكثير في حالة الضوء المتناثر للأمام، حيث يبلغ سمكها حوالي 300  كيلومتر. [ 2 ] ومن بين اكتشافات مركبة غاليليو المدارية ، ظاهرة ازدهار الحلقة الرئيسية، وهي  سحابة خافتة وسميكة نسبيًا (حوالي 600 كيلومتر) من المادة تُحيط بجزئها الداخلي. [ 2 ] ويزداد سمك هذه الظاهرة باتجاه الحد الداخلي للحلقة الرئيسية، حيث تتحول إلى هالة. [ 2 ]

كشف تحليلٌ مُفصّل لصور غاليليو عن اختلافات طولية في سطوع الحلقة الرئيسية لا علاقة لها بزاوية الرؤية. كما أظهرت صور غاليليو بعض التباينات في الحلقة على نطاق يتراوح بين 500 و1000  كيلومتر. [ 2 ] [ 9 ]

في فبراير/مارس 2007، أجرت مركبة الفضاء "نيو هورايزونز" بحثًا معمقًا عن أقمار صغيرة جديدة داخل الحلقة الرئيسية. [ 15 ] ورغم عدم  العثور على أي أقمار يزيد قطرها عن 0.5 كيلومتر، رصدت كاميرات المركبة سبع تجمعات صغيرة من جزيئات الحلقة. تدور هذه التجمعات داخل مدار أدراستيا مباشرةً ضمن حلقة كثيفة. [ 15 ] ويستند الاستنتاج، بأنها تجمعات وليست أقمارًا صغيرة، إلى امتدادها السمتي . فهي تغطي زاوية تتراوح بين 0.1 و0.3 درجة على طول الحلقة، وهو ما يتوافق مع1000 –٣٠٠٠  كم . [ ١٥ ] تنقسم التكتلات إلى مجموعتين، إحداهما تضم ​​خمسة أعضاء والأخرى عضوين. طبيعة هذه التكتلات غير واضحة، لكن مداراتها قريبة من رنينات ١١٥:١١٦ و١١٤:١١٥ مع ميتيس. [ ١٥ ] قد تكون هذه التكتلات هياكل موجية ناتجة عن هذا التفاعل.

الأطياف وتوزيع حجم الجسيمات

صورة للحلقة الرئيسية التقطها غاليليو باستخدام الضوء المتناثر للأمام. ويمكن رؤية شق ميتيس بوضوح.

أظهرت أطياف الحلقة الرئيسية التي تم الحصول عليها بواسطة تلسكوب هابل الفضائي [ 3 ] ، ومسبار كيك [ 16 ] ، ومسبار غاليليو [ 17 ] ، ومسبار كاسيني [ 8 ] أن الجسيمات المكونة لها حمراء اللون، أي أن بياضها أعلى عند الأطوال الموجية الأطول. وتغطي الأطياف الموجودة نطاق 0.5-2.5 ميكرومتر. [ 8 ] لم يتم العثور حتى الآن على أي خصائص طيفية يمكن نسبها إلى مركبات كيميائية محددة، على الرغم من أن رصد كاسيني قدّم أدلة على وجود نطاقات امتصاص بالقرب من 0.8  ميكرومتر و2.2  ميكرومتر. [ 8 ] وتتشابه أطياف الحلقة الرئيسية بشكل كبير مع أطياف أدراستيا [ 3 ] وأمالثيا. [ 16 ]

يمكن تفسير خصائص الحلقة الرئيسية بافتراض احتوائها على كميات كبيرة من الغبار بأحجام جسيمات تتراوح بين 0.1 و10  ميكرومتر. وهذا يفسر التشتت الأمامي الأقوى للضوء مقارنةً بالتشتت الخلفي. [ 9 ] [ 12 ] مع ذلك، يتطلب تفسير التشتت الخلفي القوي والبنية الدقيقة في الجزء الخارجي الساطع من الحلقة الرئيسية وجود أجسام أكبر. [ 9 ] [ 12 ]

يؤدي تحليل بيانات الطور والطيف المتاحة إلى استنتاج مفاده أن توزيع حجم الجسيمات الصغيرة في الحلقة الرئيسية يخضع لقانون القوة [ 8 ] [ 18 ] [ 19 ].

ن(ر)=أ×ر-q{\displaystyle n(r)=A\times r^{-q}}

حيث n ( r ) dr هو عدد الجسيمات التي تتراوح أنصاف أقطارها بين r و r + dr و   أ{\displaystyle A}معامل تطبيع يُختار ليُطابق إجمالي تدفق الضوء المعروف من الحلقة. قيمة المعامل q هي 2.0  ±  0.2 للجسيمات ذات نصف قطر r  <  15  ±  0.3  ميكرومتر، و q = 5  ±  1 للجسيمات ذات نصف قطر r  >  15  ±  0.3  ميكرومتر. [ 8 ] توزيع الأجسام الكبيرة في نطاق الأحجام من المليمتر إلى الكيلومتر غير محدد حاليًا. [ 9 ] يهيمن تشتت الضوء في هذا النموذج على الجسيمات ذات نصف قطر r حوالي 15  ميكرومتر. [ 8 ] [ 17 ]

يسمح قانون القوة المذكور أعلاه بتقدير العمق البصري [ أ ]τ{\displaystyle \scriptstyle \tau }من الحلقة الرئيسية:τل=4.7×10-6{\displaystyle \scriptstyle \tau _{l}\,=\,4.7\times 10^{-6}}بالنسبة للأجسام الكبيرة وτs=1.3×10-6{\displaystyle \scriptstyle \tau _{s}=1.3\times 10^{-6}}بالنسبة للغبار. [ 8 ] يعني هذا العمق البصري أن المقطع العرضي الكلي لجميع الجسيمات داخل الحلقة يبلغ حوالي 5000 كم²  . [ د ] [ 9 ] من المتوقع أن تكون الجسيمات في الحلقة الرئيسية ذات أشكال غير كروية. [ 8 ] تُقدّر الكتلة الإجمالية للغبار بـ 10⁷ - 10⁹ كجم . [ 9 ] تبلغ كتلة الأجسام الكبيرة، باستثناء ميتيس وأدراستيا، 10¹¹ - 10¹⁶ كجم. وتعتمد على حجمها الأقصى - القيمة العليا تُقابل قطرًا أقصى يبلغ حوالي 1 كم . [ 9 ] يمكن مقارنة هذه الكتل بكتل أدراستيا، التي تبلغ حوالي 2 × 10¹⁵ كجم، [ 9 ] وأمالثيا، حوالي 2 × 10¹⁸ كجم، [ 20 ] وقمر الأرض ، 7.4 × 10²² كجم .            

يُفسر وجود مجموعتين من الجسيمات في الحلقة الرئيسية سبب اعتماد مظهرها على زاوية الرؤية. [ 19 ] يُشتت الغبار الضوء بشكل أساسي في الاتجاه الأمامي، مُشكلاً حلقة متجانسة سميكة نسبيًا مُحاطة بمدار أدراستيا. [ 9 ] في المقابل، تنحصر الجسيمات الكبيرة، التي تُشتت الضوء في الاتجاه الخلفي، في عدد من الحلقات الصغيرة بين مداري ميتيديان وأدراستيا. [ 9 ] [ 12 ]

الأصل والعمر

رسم تخطيطي يوضح تكوين حلقات كوكب المشتري

تُزال جزيئات الغبار باستمرار من الحلقة الرئيسية بفعل مزيج من مقاومة بوينتينغ-روبرتسون والقوى الكهرومغناطيسية من الغلاف المغناطيسي لكوكب المشتري . [ 19 ] [ 21 ] تتبخر المواد المتطايرة، مثل الجليد، بسرعة. يتراوح عمر جزيئات الغبار في الحلقة من 100 إلىألف  عام ، [ 9 ] [ 21 ] لذا يجب تجديد الغبار باستمرار في التصادمات بين الأجسام الكبيرة التي يتراوح حجمها من 1  سم إلى 0.5  كم [ 15 ] وبين نفس الأجسام الكبيرة وجزيئات عالية السرعة قادمة من خارج نظام المشتري. [ 9 ] [ 21 ] يقتصر وجود هذه الأجسام الأم على نطاق ضيق - حوالييبلغ قطرها 1000  كيلومتر ، وهي الجزء الخارجي الساطع من الحلقة الرئيسية، وتضم ميتيس وأدراستيا. [ 9 ] [ 12 ] يجب ألا يتجاوز  حجم أكبر الأجسام الأم 0.5 كيلومتر. وقد تم تحديد الحد الأقصى لحجمها بواسطة مركبة نيو هورايزونز الفضائية. [ 15 ] وكان الحد الأقصى السابق، الذي تم الحصول عليه من خلال رصد تلسكوب هابل الفضائي [ 3 ] [ 12 ] ومركبة كاسيني [ 8 ] ، يقارب 4  كيلومترات. [ 9 ] يحتفظ الغبار الناتج عن التصادمات بنفس العناصر المدارية تقريبًا للأجسام الأم، ويدور ببطء في اتجاه كوكب المشتري، مكونًا الجزء الداخلي الخافت (في الضوء المتناثر) من الحلقة الرئيسية وحلقة الهالة. [ 9 ] [ 21 ] عمر الحلقة الرئيسية غير معروف حاليًا، ولكنها قد تكون آخر بقايا مجموعة سابقة من الأجسام الصغيرة بالقرب من كوكب المشتري . [ 6 ]

التموجات الرأسية

تُظهر صورٌ من مركبتي غاليليو ونيو هورايزونز الفضائيتين وجود مجموعتين من التموجات الرأسية الحلزونية في الحلقة الرئيسية. وقد ازدادت هذه الموجات التواءً بمرور الوقت بالمعدل المتوقع لتراجع العقد التفاضلي في مجال جاذبية المشتري. وبالاستقراء إلى الوراء، يبدو أن المجموعة الأبرز من الموجات قد ظهرت في عام 1995، تقريبًا في وقت اصطدام المذنب شوميكر-ليفي 9 بالمشتري، بينما يبدو أن المجموعة الأصغر تعود إلى النصف الأول من عام 1990. [ 22 ] [ 23 ] [ 24 ] وتتوافق ملاحظات غاليليو في نوفمبر 1996 مع أطوال موجية تبلغ 1920 ± 150 و 630 ± 20 كيلومترًا ، وسعات رأسية تبلغ 2.4 ± 0.7 و 0.6 ± 0.2 كيلومترًا ، للمجموعتين الأكبر والأصغر من الموجات، على التوالي. [ 24 ] يمكن تفسير تكوّن المجموعة الأكبر من الموجات بافتراض اصطدام الحلقة بسحابة من الجسيمات المنبعثة من المذنب، بكتلة إجمالية تتراوح بين 2 و5 تريليونات  كيلوغرام، مما أدى إلى إمالة الحلقة عن مستوى خط الاستواء بمقدار كيلومترين  . [ 24 ] وقد رصدت مركبة كاسيني نمطًا مشابهًا من الموجات الحلزونية التي تضيق بمرور الوقت [ 25 ] في حلقتي زحل C و D. [ 26 ]

خاتم هالة

المظهر والبنية

صورة ملونة زائفة لحلقة الهالة التي التقطها غاليليو في ضوء متناثر للأمام

حلقة الهالة هي الحلقة الأقرب إلى سطح كوكب المشتري والأكثر سمكًا من الناحية الرأسية. تتطابق حافتها الخارجية مع الحد الداخلي للحلقة الرئيسية تقريبًا عند نصف القطر122500 كم  ( 1.72 نصف قطر كوكب المشتري ). [ 2 ] [ 5 ] من هذا القطر، يصبح محيط الحلقة أكثر سمكًا بسرعة باتجاه كوكب المشتري. لا يُعرف المدى الرأسي الحقيقي للهالة، ولكن تم رصد وجود مادتها على ارتفاع يصل إلى 10000 كم  فوق مستوى الحلقة. [ 2 ] [ 4 ] الحد الداخلي للهالة حاد نسبيًا ويقع عند نصف القطر100000 كم  ( 1.4 R J ) ، [ 4 ] ولكن توجد بعض المواد في الداخل إلى ما يقرب من 92000 كم  . [ 2 ] وبالتالي فإن عرض حلقة الهالة يبلغ حوالييبلغ قطرها 30000 كيلومتر  . يشبه شكلها حلقة سميكة بدون بنية داخلية واضحة. [ 9 ] على عكس الحلقة الرئيسية، فإن مظهر الهالة يعتمد بشكل طفيف فقط على هندسة الرؤية.

تظهر حلقة الهالة بأبهى صورها في الضوء المتناثر للأمام، حيث تم تصويرها على نطاق واسع بواسطة مركبة غاليليو الفضائية . [ 2 ] ورغم أن سطوع سطحها أقل بكثير من سطوع الحلقة الرئيسية، إلا أن تدفق الفوتونات المتكامل عموديًا (عموديًا على مستوى الحلقة) يُقارن بها نظرًا لسمكها الأكبر بكثير. على الرغم من الادعاء بأن امتدادها الرأسي يزيد عنعلى مسافة 20,000 كيلومتر  ، يتركز سطوع الهالة بشدة باتجاه مستوى الحلقة، ويتبع قانونًا أُسّيًا على الصورة z −0.6 إلى z −1.5 ، [ 9 ] حيث z هو الارتفاع فوق مستوى الحلقة. ويظهر مظهر الهالة في الضوء المتناثر للخلف، كما رُصد بواسطة مرصد كيك [ 4 ] وتلسكوب هابل الفضائي [ 3 ] ، بنفس الشكل. مع ذلك، فإن تدفق الفوتونات الكلي فيها أقل بعدة مرات من تدفق الفوتونات في الحلقة الرئيسية، ويتركز بشكل أكبر بالقرب من مستوى الحلقة مقارنةً بالضوء المتناثر للأمام. [ 9 ]

تختلف الخصائص الطيفية لحلقة الهالة عن الحلقة الرئيسية. توزيع التدفق في نطاق 0.5-2.5  ميكرومتر أكثر استواءً منه في الحلقة الرئيسية؛ [ 3 ] الهالة ليست حمراء وقد تكون زرقاء. [ 16 ]

أصل حلقة الهالة

يمكن تفسير الخصائص البصرية لحلقة الهالة بفرضية أنها تتكون فقط من غبار بأحجام جسيمات أقل من 15  ميكرومترًا. [ 3 ] [ 9 ] [ 18 ] قد تتكون أجزاء من الهالة البعيدة عن مستوى الحلقة من غبار دون الميكرومتر. [ 3 ] [ 4 ] [ 9 ] يفسر هذا التركيب الغباري التشتت الأمامي الأقوى بكثير، والألوان الأكثر زرقة، وانعدام البنية المرئية في الهالة. من المحتمل أن يكون مصدر الغبار هو الحلقة الرئيسية، وهو ادعاء تدعمه حقيقة أن العمق البصري للهالةτs∼10-6{\displaystyle \scriptstyle \tau _{s}\,\sim \,10^{-6}}يُقارن سمك الهالة بسمك الغبار في الحلقة الرئيسية. [ 5 ] [ 9 ] يُعزى سُمك الهالة الكبير إلى إثارة ميول مدارات جزيئات الغبار وانحرافاتها المدارية بفعل القوى الكهرومغناطيسية في الغلاف المغناطيسي لكوكب المشتري. يتطابق الحد الخارجي لحلقة الهالة مع موقع رنين لورنتز قوي بنسبة 3:2. [ e ] [ 19 ] [ 27 ] [ 28 ] وبما أن سحب بوينتينغ-روبرتسون [ 19 ] [ 21 ] يتسبب في انجراف الجزيئات ببطء نحو المشتري، فإن ميول مداراتها تُثار أثناء مرورها عبره. قد يكون ازدهار الحلقة الرئيسية بدايةً للهالة. [ 9 ] لا يبعد الحد الداخلي لحلقة الهالة كثيرًا عن أقوى رنين لورنتز بنسبة 2:1. [ 19 ] [ 27 ] [ 28 ] في هذا الرنين، من المحتمل أن يكون الإثارة بالغة الأهمية، مما يجبر الجسيمات على الانغماس في الغلاف الجوي للمشتري، وبالتالي تحديد حد داخلي حاد. [ 9 ] وبما أن الهالة مشتقة من الحلقة الرئيسية، فإن لها نفس العمر. [ 9 ]

خواتم رقيقة كالخيوط

خاتم أمالثيا الرقيق

صورة حلقات العنكبوت التي التقطها غاليليو باستخدام الضوء المتناثر للأمام

حلقة أمالثيا الرقيقة عبارة عن بنية خافتة للغاية ذات مقطع عرضي مستطيل، تمتد من مدار أمالثيا عند182000 كم  (2.54 R J ) إلى حوالي129000 كم  ( 1.80 R J ). [ 2 ] [ 9 ] حدودها الداخلية غير محددة بوضوح بسبب وجود الحلقة الرئيسية والهالة الأكثر سطوعًا. [ 2 ] يبلغ سمك الحلقة حوالي 2300 كم بالقرب من مدار أمالثيا ، ويتناقص قليلاً باتجاه المشتري . [ f ] [ 4 ] تكون حلقة أمالثيا الرقيقة في الواقع أكثر سطوعًا بالقرب من حافتيها العلوية والسفلية، وتزداد سطوعًا تدريجيًا باتجاه المشتري؛ وغالبًا ما تكون إحدى الحافتين أكثر سطوعًا من الأخرى. [ 29 ] الحد الخارجي للحلقة شديد الانحدار نسبيًا؛ [ 2 ] ينخفض ​​سطوع الحلقة فجأةً داخل مدار أمالثيا مباشرةً، [ 2 ] على الرغم من أنها قد تمتد قليلاً خارج مدار القمر الصناعي، وتنتهي بالقرب من رنين 4:3 مع ثيبي. [ 14 ] في الضوء المتناثر للأمام، تبدو الحلقة أضعف بنحو 30 مرة من الحلقة الرئيسية. [ 2 ] في الضوء المتناثر للخلف، لم يتم رصدها إلا بواسطة تلسكوب كيك [ 4 ] وكاميرا ACS ( الكاميرا المتقدمة للاستطلاعات ) على متن تلسكوب هابل الفضائي . [ 12 ] تُظهر صور التشتت الخلفي بنية إضافية في الحلقة: ذروة في السطوع داخل مدار أمالثيان مباشرةً، محصورة في الحافة العلوية أو السفلية للحلقة. [ 4 ] [ 14 ]  

في عامي 2002 و2003، مرّت مركبة غاليليو الفضائية مرتين عبر حلقات الغبار الرقيقة. وخلال هاتين المرتين، رصد عداد الغبار جزيئات غبار يتراوح حجمها بين 0.2 و5  ميكرومتر. [ 30 ] [ 31 ] إضافةً إلى ذلك، رصد ماسح النجوم في مركبة غاليليو الفضائية أجسامًا صغيرة منفصلة (أقل من 1  كيلومتر) بالقرب من أمالثيا. [ 32 ] قد تمثل هذه الأجسام حطامًا ناتجًا عن اصطدامات مع هذا القمر الصناعي.

أتاح رصد حلقة أمالثيا الرقيقة من الأرض، في صور غاليليو والقياسات المباشرة للغبار، تحديد توزيع حجم الجسيمات، والذي يبدو أنه يتبع نفس قانون القوة الخاص بالغبار في الحلقة الرئيسية مع q = 2  ±  0.5. [ 12 ] [ 31 ] يبلغ العمق البصري لهذه الحلقة حوالي 10⁻⁷ ، وهو أقل بعشر مرات من العمق البصري للحلقة الرئيسية، لكن الكتلة الإجمالية للغبار (10⁷ - 10⁹ كجم  ) متقاربة. [ 6 ] [ 21 ] [ 31 ]

خاتم ثيبي الرقيق

حلقة طيبة الرقيقة هي أضعف حلقات كوكب المشتري. تظهر كبنية خافتة للغاية ذات مقطع عرضي مستطيل، تمتد من مدار طيبة عند226000 كم  ( 3.11 R J ) إلى حوالي 129000 كم  ( 1.80 R J ;). [ 2 ] [ 9 ] حدودها الداخلية غير واضحة المعالم بسبب وجود الحلقة الرئيسية والهالة الأكثر سطوعًا. [ 2 ] يبلغ سمك الحلقة حوالي 8400 كم بالقرب من مدار ثيبي ، ويتناقص قليلًا باتجاه الكوكب. [ f ] [ 4 ] تكون حلقة ثيبي الرقيقة في أقصى سطوعها بالقرب من حافتيها العلوية والسفلية، وتزداد سطوعًا تدريجيًا باتجاه المشتري، تمامًا مثل حلقة أمالثيا. [ 29 ] الحد الخارجي للحلقة ليس شديد الانحدار، ويمتد على  15000 كم  . [ 2 ] يوجد امتداد بالكاد مرئي للحلقة خارج مدار ثيبي، ويمتد حتىيبلغ قطرها 280,000  كيلومتر ( 3.75 R J ) وتُعرف باسم امتداد ثيبي. [ 2 ] [ 31 ] في الضوء المتناثر للأمام، تبدو الحلقة أضعف بثلاث مرات تقريبًا من حلقة أمالثيا الرقيقة. [ 2 ] في الضوء المتناثر للخلف، لم يتم رصدها إلا بواسطة تلسكوب كيك . [ 4 ] تُظهر صور التشتت الخلفي ذروة سطوع داخل مدار ثيبي مباشرةً. [ 4 ] في الفترة 2002-2003، رصد عداد الغبار في مركبة غاليليو الفضائية جزيئات غبار يتراوح حجمها بين 0.2 و5 ميكرومتر، وهي مشابهة لتلك الموجودة في حلقة أمالثيا، مما أكد النتائج التي تم الحصول عليها من التصوير. [ 30 ] [ 31 ]  

يبلغ العمق البصري لحلقة ثيبي الرقيقة حوالي 3 × 10⁻⁸ ، أي أقل بثلاث مرات من حلقة أمالثيا الرقيقة، لكن الكتلة الإجمالية للغبار متساوية تقريبًا، حوالي 10⁷ - 10⁹ كجم. [ 6 ] [ 21 ] [ 31 ] مع ذلك، فإن توزيع حجم الجسيمات في الغبار أقل عمقًا نوعًا ما منه في حلقة أمالثيا، ويتبع قانونًا أُسّيًا حيث q < 2. في امتداد ثيبي، قد تكون قيمة المعامل q أصغر من ذلك. [ 31 ]     

أصل حلقات العنكبوت

ينشأ الغبار في الحلقات الرقيقة بنفس الطريقة التي ينشأ بها الغبار في الحلقة الرئيسية والهالة. [ 21 ] مصدره قمرا المشتري الداخليان، أمالثيا وثيبي على التوالي. تقذف اصطدامات عالية السرعة من مقذوفات قادمة من خارج نظام المشتري جزيئات الغبار من أسطحهما. [ 21 ] تحتفظ هذه الجزيئات في البداية بنفس مدارات أقمارها، ثم تدور تدريجيًا نحو الداخل بفعل مقاومة بوينتينغ-روبرتسون . [ 21 ] يتحدد سمك الحلقات الرقيقة بالانحرافات الرأسية للأقمار نتيجة لميول مداراتها غير الصفرية . [ 9 ] تفسر هذه الفرضية بشكل طبيعي جميع الخصائص المرصودة تقريبًا للحلقات: المقطع العرضي المستطيل، وتناقص السمك باتجاه المشتري ، وتوهج الحواف العلوية والسفلية للحلقات. [ 29 ]

مع ذلك، لا تزال بعض الخصائص غير مُفسَّرة، مثل امتداد ثيبي، الذي قد يعود إلى وجود أجسام غير مرئية خارج مدار ثيبي، وبنى مرئية في الضوء المُشتَّت. [ 9 ] أحد التفسيرات المُحتملة لامتداد ثيبي هو تأثير القوى الكهرومغناطيسية من الغلاف المغناطيسي للمشتري. فعندما يدخل الغبار إلى الظل خلف المشتري، يفقد شحنته الكهربائية بسرعة نسبية. وبما أن جزيئات الغبار الصغيرة تدور جزئيًا مع دوران الكوكب، فإنها تتحرك للخارج أثناء مرورها بالظل، مما يُؤدي إلى امتداد حلقة ثيبي الرقيقة للخارج. [ 33 ] ويمكن للقوى نفسها أن تُفسِّر انخفاض توزيع الجسيمات وسطوع الحلقة، والذي يحدث بين مداري أمالثيا وثيبي. [ 31 ] [ 33 ]

تقع ذروة السطوع داخل مدار أمالثيا مباشرةً، ولذلك، قد يكون عدم التناظر الرأسي لحلقة أمالثيا الرقيقة ناتجًا عن جزيئات الغبار المحتجزة عند نقطتي لاغرانج الأمامية (L4 ) والخلفية (L5 ) لهذا القمر. [ 29 ] قد تتبع الجزيئات أيضًا مدارات حدوة حصان بين نقطتي لاغرانج . [ 14 ] قد يكون الغبار موجودًا أيضًا عند نقطتي لاغرانج الأمامية والخلفية لثيبي. يشير هذا الاكتشاف إلى وجود مجموعتين من الجزيئات في الحلقات الرقيقة: إحداهما تنجرف ببطء في اتجاه المشتري كما هو موضح أعلاه، بينما تبقى الأخرى بالقرب من قمر مصدر محتجز في رنين 1:1 معه. [ 29 ]

خاتم الهيمالايا

صورة مركبة من ست صور التقطتها مركبة "نيو هورايزونز" لحلقة الهيمالايا المحتملة. تم وضع دائرة حول التعريض المزدوج للهيمالايا. يشير السهم إلى كوكب المشتري.

في سبتمبر/أيلول 2006، وبينما كانت مهمة "نيو هورايزونز" التابعة لناسا تقترب من كوكب المشتري للاستفادة من جاذبيته ، التقطت صورًا لما بدا أنه حلقة كوكبية خافتة أو قوس حلقي غير معروف سابقًا، موازية لمدار القمر غير المنتظم "هيماليا" وداخله قليلًا . وقد بلغت كمية المادة في الجزء الذي صورته " نيو هورايزونز"  من الحلقة أو القوس 0.04 كيلومتر مكعب على الأقل ، بافتراض أن له نفس البياض الذي يتمتع به "هيماليا". وإذا كانت الحلقة (أو القوس) من مخلفات "هيماليا"، فلا بد أنها تشكلت حديثًا نسبيًا، نظرًا لترنح مدار "هيماليا" الذي يحدث على مدى قرن. ومن المحتمل أن تكون الحلقة من مخلفات اصطدام قمر صغير جدًا غير مكتشف بـ"هيماليا"، مما يشير إلى أن كوكب المشتري قد يستمر في اكتساب وفقدان أقمار صغيرة من خلال الاصطدامات. [ 34 ]

استكشاف

استُدل على وجود حلقات كوكب المشتري من خلال رصد أحزمة الإشعاع الكوكبية بواسطة المركبة الفضائية بايونير 11 عام 1975. [ 35 ] وفي عام 1979، التقطت المركبة الفضائية فوياجر 1 صورة واحدة مُفرطة التعريض لنظام الحلقات. [ 1 ] وفي العام نفسه ، أجرت فوياجر 2 تصويرًا أكثر شمولًا ، مما سمح بتحديد تقريبي لبنية الحلقات. [ 5 ] وقد ساهمت الجودة العالية للصور التي التقطها المسبار غاليليو بين عامي 1995 و2003 في توسيع المعرفة الحالية حول حلقات كوكب المشتري بشكل كبير. [ 2 ] وكشف الرصد الأرضي للحلقات بواسطة تلسكوب كيك [ 4 ] عامي 1997 و2002، وتلسكوب هابل الفضائي عام 1999 [ 3 ] عن البنية الغنية المرئية في الضوء المتناثر. أتاحت الصور التي أرسلتها المركبة الفضائية "نيو هورايزونز" في فبراير/مارس 2007 [ 13 ] رصد البنية الدقيقة في الحلقة الرئيسية لأول مرة. وفي عام 2000، أجرت المركبة الفضائية "كاسيني" ، أثناء توجهها إلى زحل، عمليات رصد مكثفة لنظام حلقات كوكب المشتري. [ 36 ] وستوفر البعثات المستقبلية إلى نظام المشتري معلومات إضافية حول هذه الحلقات. [ 37 ]

انظر أيضاً

ملحوظات

  1. 1 2 العمق البصري الطبيعي هو النسبة بين المقطع العرضي الكلي لجزيئات الحلقة إلى المساحة المربعة للحلقة. [ 8 ]
  2. ↑ الضوء المتناثر للأمام هو الضوء المتناثر بزاوية صغيرة بالنسبة لضوء الشمس.
  3. ↑ الضوء المتناثر للخلف هو الضوء المتناثر بزاوية قريبة من 180 درجة بالنسبة لضوء الشمس.
  4. ↑ ^ ينبغي مقارنتها بمساحة إجمالية تبلغ حوالي 1700 كيلومتر مربع من المقطع العرضي لميتيس وأدراستيا. [ 9 ]
  5. ↑ رنين لورنتز هو رنين بين الحركة المدارية للجسيم ودوران الغلاف المغناطيسي للكوكب، عندما تكون نسبة فتراتهما عددًا نسبيًا . [ 27 ]
  6. 1 2 يُعرَّف سُمك حلقات العنكبوت هنا بأنه المسافة بين ذروتي السطوع عند حافتيها العلوية والسفلية. [ 29 ]

مراجع

  1. 1 2 3 4 سميث، ب.أ.؛ سودربلوم، ل.أ.؛ جونسون، ت.ف.؛ وآخرون . (1979). "نظام المشتري من  خلال عيون فوياجر 1". مجلة ساينس . 204 (4396): 951-957 ، 960-972 . Bibcode : 1979Sci...204..951S . doi : 10.1126/science.204.4396.951 . PMID 17800430. S2CID 33147728 .  
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 أوكرت-بيل، إم إي؛ بيرنز، جيه إيه؛ دوبار، آي جيه؛ وآخرون . (1999). "بنية نظام حلقات المشتري كما كشفت عنها تجربة التصوير بواسطة غاليليو" . إيكاروس . 138 (2): 188-213 . Bibcode : 1999Icar..138..188O . doi : 10.1006/icar.1998.6072 . 
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 ماير، ر.؛ سميث، ب.أ.؛ أوين، ت.س.؛ وآخرون . (1999). "القياس الضوئي بالأشعة تحت الحمراء القريبة لحلقة المشتري وأدراستيا". إيكاروس . 141 (2): 253-262 . Bibcode : 1999Icar..141..253M . doi : 10.1006/icar.1999.6172 . 
  4. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 دي باتر ، آي.؛ شوالتر، إم آر؛ بيرنز، جيه إيه؛ وآخرون . (1999). "ملاحظات كيك بالأشعة تحت الحمراء لنظام حلقات المشتري بالقرب من عبور مستوى حلقات الأرض عام 1997" (ملف PDF) . إيكاروس . 138 (2): 214-223 . Bibcode : 1999Icar..138..214D . doi : 10.1006/icar.1998.6068 . 
  5. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 شوالتر، إم آر؛ بيرنز، جيه إيه؛ كوزي، جيه إن (1987). "نظام حلقات المشتري: نتائج جديدة حول البنية وخصائص الجسيمات". إيكاروس . 69 (3): 458-498 . Bibcode : 1987Icar...69..458S . doi : 10.1016/0019-1035(87)90018-2 .
  6. 1 2 3 4 5 6 إسبوزيتو، ل. و. (2002). "الحلقات الكوكبية" . تقارير عن التقدم في الفيزياء . 65 (12): 1741-1783 . رمز Bibcode : 2002RPPh...65.1741E . doi : 10.1088/0034-4885/65/12/201 . S2CID 250909885. مؤرشف من الأصل في 16 يونيو 2020. تم الاسترجاع في 17 يونيو 2007 . 
  7. 1 2 مورينغ، ف. (7 مايو 2007). "زعيم الحلقة". أسبوع الطيران وتكنولوجيا الفضاء : 80-83 .
  8. ١ ٢ ٣ ٤ ٥ ٦ ٧ ٨ ٩ ١٠ ١١ ١٢ ١٣ ١٤ ثروب، إتش بي؛ بوركو، سي سي ؛ ويست، آر إيه؛ وآخرون . (٢٠٠٤). "حلقات المشتري: نتائج جديدة مستمدة من كاسيني، وغاليليو، وفويجر، والملاحظات الأرضية" (ملف PDF) . إيكاروس . ١٧٢ (١): ٥٩-٧٧ . Bibcode : 2004Icar..172...59T . doi : 10.1016/j.icarus.2003.12.020 . 
  9. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 بيرنز، جيه إيه؛ سيمونيلي، دي بي؛ شوالتر، إم آر؛ هاميلتون؛ بوركو، كارولين سي؛ ثروب؛ إسبوزيتو (2004). "نظام حلقات وأقمار كوكب المشتري" (ملف PDF) . في: باجينال، فران؛ داولينج، تيموثي إي؛ ماكينون، ويليام بي (محررون). المشتري: الكوكب والأقمار والغلاف المغناطيسي . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 241. رمز Bibcode : 2004jpsm.book..241B . 
  10. ↑ شوالتر، مارك (1997). "المشتري: نظام الحلقات". موسوعة علوم الكواكب . موسوعة علوم الأرض. سبرينغر، دوردريخت. ص 373-375 . doi : 10.1007/1-4020-4520-4_205 . ISBN  978-1-4020-4520-2تم الاطلاع عليه بتاريخ 5 مارس 2023 .
  11. ↑ ستيفن آر كين وزيكسينغ لي (26 أغسطس/آب 2022). "الجدوى الديناميكية لنظام حلقات المشتري الممتد" . مجلة علوم الكواكب . 3 (7): 179. arXiv : 2207.06434 . Bibcode : 2022PSJ.....3..179K . doi : 10.3847/PSJ/ac7de6 . S2CID 250526615 . 
  12. 1 2 3 4 5 6 7 8 شوالتر، إم آر؛ بيرنز، جيه إيه؛ دي باتر، آي؛ وآخرون . (26-28 سبتمبر 2005). "تحديثات حول الحلقات الغبارية لكوكب المشتري وأورانوس ونبتون". وقائع المؤتمر المنعقد في الفترة من 26 إلى 28 سبتمبر 2005. كاواي، هاواي. ص 130. رمز Bibcode : 2005LPICo1280..130S . رقم مساهمة LPI 1280.  
  13. ١ ٢ "حلقات المشتري: أوضح رؤية" . ناسا/مختبر الفيزياء التطبيقية بجامعة جونز هوبكنز/معهد ساوث ويست للأبحاث. ١ مايو ٢٠٠٧. مؤرشف من الأصل في ١٣ نوفمبر ٢٠١٤. تم الاطلاع عليه بتاريخ ٢٩ سبتمبر ٢٠١١ .
  14. 1 2 3 4 دي باتر، آي.؛ شوالتر، إم آر؛ ماكنتوش، بي. (2008). "ملاحظات مرصد كيك لعبور مستوى حلقات المشتري في الفترة 2002-2003" . إيكاروس . 195 (1): 348-360 . Bibcode : 2008Icar..195..348D . doi : 10.1016/j.icarus.2007.11.029 .
  15. 1 2 3 4 5 6 شوالتر، مارك ر.؛ تشينغ، أندرو ف.؛ ويفر، هارولد أ.؛ وآخرون . (2007). "اكتشافات التكتلات وحدود الأقمار في نظام حلقات المشتري" ( ملف PDF) . مجلة ساينس . 318 (5848): 232-234 . Bibcode : 2007Sci...318..232S . doi : 10.1126/science.1147647 . PMID 17932287. S2CID 12995172. مؤرشف من النسخة الأصلية (ملف PDF) بتاريخ 3 مارس 2019.   
  16. وونغ ، إم إتش ؛ دي باتر، آي؛ شوالتر، إم آر؛ وآخرون (2006). "مطيافية الأشعة تحت الحمراء القريبة الأرضية لحلقات وأقمار كوكب المشتري". إيكاروس . 185 (2): 403-415 . Bibcode : 2006Icar..185..403W . doi : 10.1016/j.icarus.2006.07.007 . 
  17. 1 2 ماكمولدروخ، س.؛ بيلورتز، ش.هـ.؛ دانييلسون، ج.إ.؛ وآخرون . (2000). "ملاحظات غاليليو NIMS بالأشعة تحت الحمراء القريبة لنظام حلقات المشتري" (ملف PDF) . إيكاروس . 146 (1): 1-11 . Bibcode : 2000Icar..146....1M . doi : 10.1006/icar.2000.6343 . S2CID 53941924. مؤرشف من النسخة الأصلية (PDF) بتاريخ 12 أبريل 2020.  
  18. 1 2 بروكس، إس إم؛ إسبوزيتو، إل دبليو؛ شوالتر، إم آر؛ وآخرون (2004). "توزيع حجم الحلقة الرئيسية لكوكب المشتري من خلال التصوير الطيفي بواسطة غاليليو". إيكاروس . 170 (1): 35-57 . Bibcode : 2004Icar..170...35B . doi : 10.1016/j.icarus.2004.03.003 . 
  19. 1 2 3 4 5 6 بيرنز، جيه إيه؛ هاميلتون، دي بي؛ شوالتر، إم آر (2001). "الحلقات الغبارية والغبار المحيط بالكواكب: ملاحظات وفيزياء بسيطة" (ملف PDF) . في: غرون، إي؛ غوستافسون، بي إيه إس؛ ديرموت، إس تي؛ فيشتيغ، إتش (محررون). الغبار بين الكواكب . برلين: سبرينغر. الصفحات 641-725 . 
  20. ↑ أندرسون، جيه دي ؛ جونسون، تي في؛ شوبرت، جي؛ وآخرون (2005). "كثافة نبات الأمالثيا أقل من كثافة الماء". مجلة ساينس . 308 (5726): 1291-1293 . Bibcode : 2005Sci...308.1291A . doi : 10.1126/science.1110422 . PMID 15919987. S2CID 924257 .   
  21. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 بيرنز، جيه إيه؛ شوالتر، إم آر؛ هاميلتون، دي بي؛ وآخرون . (1999). "تكوين حلقات المشتري الخافتة" (ملف PDF) . مجلة ساينس . 284 (5417): 1146-1150 . رمز Bibcode : 1999Sci...284.1146B . doi : 10.1126/science.284.5417.1146 . PMID 10325220 .  
  22. ↑ ماسون، ج.؛ كوك، ج.-آر سي (31 مارس 2011). "التحقيقات الجنائية تربط بين تداعيات الأحداث وتأثيراتها" . بيان صحفي صادر عن مختبر كاسيني المركزي للتصوير والعمليات . تم الاطلاع عليه بتاريخ 4 أبريل 2011 .
  23. ↑ "تموجات خفيفة في حلقة المشتري" . تعليق PIA 13893. ناسا / مختبر الدفع النفاث - معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا / SETI. 31 مارس 2011. تاريخ الاسترجاع: 4 أبريل 2011 .
  24. 1 2 3 شوالتر، إم آر؛ هيدمان، إم إم؛ بيرنز، جيه إيه (2011). "تأثير المذنب شوميكر-ليفي 9 يُحدث تموجات عبر حلقات كوكب المشتري" ( ملف PDF) . مجلة ساينس . 332 (6030): 711-713 . رمز Bibcode : 2011Sci...332..711S . doi : 10.1126/science.1202241 . PMID 21454755. S2CID 27371440. مؤرشف من النسخة الأصلية (ملف PDF) بتاريخ 12 فبراير 2020.  
  25. ↑ "إمالة حلقات زحل" . تعليق PIA 12820. ناسا / مختبر الدفع النفاث / معهد علوم الفضاء. 31 مارس 2011. تاريخ الاسترجاع: 4 أبريل 2011 .
  26. ↑ هيدمان، إم إم؛ بيرنز، جيه إيه؛ إيفانز، إم دبليو؛ تيسكارنو، إم إس؛ بوركو، سي سي (2011). "حلقة سي المتموجة بشكل غريب على كوكب زحل". مجلة ساينس . 332 (6030): 708-11 . رمز Bibcode : 2011Sci...332..708H . CiteSeerX 10.1.1.651.5611 . doi : 10.1126/science.1202238 . PMID 21454753. S2CID 11449779 .   
  27. 1 2 3 هاميلتون، د.ب. (1994). "مقارنة بين رنين لورنتز، والرنين الجاذبي الكوكبي، والرنين الجاذبي للأقمار الصناعية" (ملف PDF) . إيكاروس . 109 (2): 221-240 . Bibcode : 1994Icar..109..221H . doi : 10.1006/icar.1994.1089 .
  28. 1 2 بيرنز، جيه إيه؛ شافير، إل إي؛ غرينبيرغ، آر جيه؛ شوالتر، مارك آر؛ وآخرون (1985). "رنين لورنتز وبنية حلقة المشتري". نيتشر . 316 (6024): 115-119 . Bibcode : 1985Natur.316..115B . doi : 10.1038/316115a0 . S2CID 36269909 .  
  29. 1 2 3 4 5 6 شوالتر، مارك ر.؛ دي باتر، إمكي؛ فيرباناك، غويلي؛ وآخرون . (2008). "خصائص وديناميكيات حلقات المشتري الرقيقة من صور غاليليو، وفويجر، وهابل، وكيك" (ملف PDF) . إيكاروس . 195 (1): 361-377 . Bibcode : 2008Icar..195..361S . doi : 10.1016/j.icarus.2007.12.012 . 
  30. 1 2 كروجر، هـ.؛ غرون، إ.؛ هاميلتون، د.ب. (18-25 يوليو 2004). "قياسات غاليليو للغبار في حلقات المشتري الرقيقة". المؤتمر العلمي الخامس والثلاثون للجنة أبحاث الفضاء الصينية (COSPAR) . ص 1582. رمز Bibcode : 2004cosp...35.1582K . 
  31. 1 2 3 4 5 6 7 8 كروجر، هارالد؛ هاميلتون، دوغلاس ب.؛ مويسل، ريتشارد؛ غروين، إيبرهارد (2009). "قياسات غاليليو للغبار في حلقات المشتري الرقيقة". إيكاروس . 2003 (1): 198-213 . arXiv : 0803.2849 . Bibcode : 2009Icar..203..198K . doi : 10.1016/j.icarus.2009.03.040 . S2CID 1154579 . 
  32. ^ فيسيلر، بي.دي. وآخرون . (2004). “ملاحظات الماسح الضوئي لجاليليو ستار في أمالثيا”. ايكاروس . 169 (2): 390– 401. بيب كود : 2004Icar..169..390F . دوى : 10.1016/j.icarus.2004.01.012 . 
  33. 1 2 هاميلتون، دوغلاس ب.؛ كروجر، هارولد (2008). "نحت حلقات المشتري الرقيقة بظله" (ملف PDF) . مجلة نيتشر . 453 (7191): 72-75 . Bibcode : 2008Natur.453...72H . doi : 10.1038/ nature06886 . PMID 18451856. S2CID 205212936 .  
  34. ↑ تشنغ، أ.ف.؛ ويفر، هـ.أ.؛ نغوين، ل.؛ هاميلتون، د.ب.؛ ستيرن، س.أ.؛ ثروب، هـ.ب. (مارس 2010). حلقة جديدة أم قوس حلقي لكوكب المشتري؟ (ملف PDF) . المؤتمر الحادي والأربعون لعلوم القمر والكواكب. معهد القمر والكواكب. ص 2549. رمز Bibcode : 2010LPI....41.2549C . 
  35. ↑ فيليوس، ر. و.؛ ماكيلوين، س. إ.؛ موغرو-كامبيرو، أ. (1975). "أحزمة الإشعاع لكوكب المشتري - نظرة ثانية". مجلة ساينس . 188 (4187): 465-467 . Bibcode : 1975Sci...188..465F . doi : 10.1126/science.188.4187.465 . PMID 17734363. S2CID 32239999 .  
  36. ↑ براون، آر إتش؛ باينز، كيه إتش؛ بيلوتشي، جي؛ وآخرون (2003). "ملاحظات باستخدام مطياف رسم الخرائط المرئية والأشعة تحت الحمراء (VIMS) أثناء تحليق كاسيني بالقرب من كوكب المشتري". إيكاروس . 164 (2): 461-470 . Bibcode : 2003Icar..164..461B . doi : 10.1016/S0019-1035(03)00134-9 . 
  37. ↑ "جونو - مهمة ناسا للآفاق الجديدة إلى كوكب المشتري" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2007-06-06 .