حلقات المشتري: الفرق بين النسختين
| [نسخة منشورة] | [مراجعة غير مفحوصة] |
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
ط بوت:الإبلاغ عن رابط معطوب أو مؤرشف V2.5 |
لا ملخص تعديل وسم: تعديلات طويلة |
||
سطر 1:
[[
لكوكب المشتري نظام حلقي يعرف باسم '''حلقات المشتري''' أو '''نظام الحلقات الجوبترية'''.كان هذا النظام هو النظام الحلقي الثالث الذي يتم اكتشافه في [[المجموعة الشمسية]] بعد حلقات [[حلقات زحل|زحل]] و[[حلقات أورانوس|أورانوس]]، وقد لوحظ لأول مرة عام 1979 بواسطة ا[[مسبار فضائي|لمسبار الفضائي]] [[فوياجر 1]]<ref name=Smith1979/> وتم التحقق منه بدقة في التسعيينات من قِبل المركبة الفضائية [[غاليليو (مسبار فضاء)|غاليليو]]<ref name=Ockert-Bell1999/>، كما لوحظ أيضًا من على كوكب الأرض بواسطة [[تلسكوب]] [[مرصد هابل الفضائي|هابل الفضائي]] لعدة سنوات.<ref name=dePater1999/> عمر النظام الحلقي غير معروف ولكنه ربما كان موجودًا منذ تكوين المشتري.
النظام الحلقي للمشتري خافت ويتألف بشكل رئيسي من [[غبار|الغبار]]،<ref name=Smith1979/><ref name=Burns1987/> ويتكون من أربعة مكونات أساسية: طارة داخلية سميكة من الجزيئات المعروفة باسم "حلقة الهالة"، وحلقة مضيئة نسبيًا ذات سمك رفيع تعرف باسم "الحلقة الرئيسية"، واثنتان من الحلقات السميكة الواسع ولهما إضاءة خافتة وقد سُميتا "[[أمالثيا (قمر)|أمالثيا]] و[[ثيبي (قمر)|ثيبي]]" نسبةً للأقمار التي تحتوي على نفس المواد المكونة لهما<ref name=Esposito2002/>
.
تتكون الحلقة الرئيسية وحلقة الهالة من الغبار الخارج من [[قمر طبيعي|الأقمار]] "[[أدراستيا (قمر)|أدراستيا]] و[[ميتيس (قمر)|ميتيس]]"، وغيرها من الأجسام الأصلية غير الملحوظة نتيجة لتأثيرات السرعة العالية،<ref name=Ockert-Bell1999/> وقد كشفت الصور عالية الدقة -التي تم الحصول عليها في فبراير ومارس عام 2007 من قِبل مركبة الفضاء [[نيو هورايزونز]]- عن بنية دقيقية غنية في الحلقة الرئيسية.<ref name=Morring2007/>
في الضوء المرئي والقريب من [[الأشعة تحت الحمراء]] يكون للحلقات لون مائل للحمرة فيما عدا حلقة الهالة التي لها لون متعادل أو لون مائل للزرقة.<ref name=Meier1999/> يختلف حجم الغبار في الحلقات ولكن المنطقة العرضية أكبر بالنسبة للجسيمات غير الكروية بنصف قطر يبلغ 15 [[ميكرومتر]] في جميع الحلقات باستثناء حلقة الهالة.<ref name=Throop2004/> الكتلة الإجمالية للنظام الحلقي غير معروفة بشكل جيد، ولكنها على الأرجح تتراوح 10<sup>11</sup> إلى 10<sup>16</sup> كجم.<ref name=Burns2004/>
== الاكتشاف والهيكل ==
هذا النظام هو النظام الحلقي الثالث الذي يتم اكتشافه في المجموعة الشمسية بعد حلقات زحل وأورانوس، وقد لوحظ لأول مرة عام 1979 بواسطة المسبار الفضائي فوياجر 1، ويتكون من أربعة مكونات أساسية: طارة داخلية سميكة من الجزيئات المعروفة باسم "حلقة الهالة"، وحلقة مضيئة نسبيًا ذات سمك رفيع تعرف باسم "الحلقة الرئيسية"، واثنتان من الحلقات السميكة الواسع ولهما إضاءة خافتة وقد سُميتا "أمالثيا وثيبي".
يتم سرد السمات الرئيسية لحلقات المشتري المعروفة في هذا الجدول:
{| class="wikitable"
|-
! الاسم
! abbr="Radius" | القطر (كم)
! abbr="Width" | العرض (كم)
! abbr="Thickness" | السمك (كم)
! انكسار الغبار
! الكتلة (كجم)
! ملاحظات
|-
! حلقة الهالة
| {{val|92000}}–{{val|122500}} || {{val|30500}} || {{val|12500}} || 100% || — ||
|-
! الحلقة الرئيسية
| {{val|122500}}–{{val|129000}} || {{val|6500}} ||30–300|| ~25%|| 10<sup>7</sup>– 10<sup>9</sup> (غبار)<br>10<sup>11</sup>– 10<sup>16</sup> (جزيئات كبيرة)||محكومة [[أدراستيا (قمر)|بأدراسيتا]]
|-
! حلقة أمالثيا الرقيقة
| {{val|129000}}–{{val|182000}} || {{val|53000}} || {{val|2000}} ||100%||10<sup>7</sup>– 10<sup>9</sup>||مرتبطة [[أمالثيا (قمر)|بأمالثيا]]
|-
! حلقة ثيبي الرقيقة
| {{val|129000}}–{{val|226000}} || {{val|97000}} || {{val|8400}} ||100%||10<sup>7</sup>– 10<sup>9</sup>||مرتبطة [[ثيبي (قمر)|بثيبي]]. وهناك امتداد خلف مدار ثيبي.
|}
== الحلقة الرئيسية ==
=== الشكل والهيكل ===
الحلقة الرئيسية الضيقة والرفيعة نسبيًا هي ألمع جزء في نظام المشتري الحلقي، وتقع حافتها الخارجية على مسافة 129000 كيلومتر تقريبًا حيث تتزامن مع مدار أصغر قمر صناعي داخلي -أدراستيا-<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/> وتقع حافتها الداخلية على مسافة 122500 كيلومتر؛<ref name=Ockert-Bell1999>{{cite journal |last=Ockert-Bell |first=M. E. |author2=Burns, J. A. |author3=Daubar, I. J. |display-authors= etal |title=The Structure of Jupiter’s Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment |journal=Icarus |date=1999 |volume=138 |issue=2 |pages=188–213 |doi=10.1006/icar.1998.6072 |bibcode= 1999Icar..138..188O}}</ref> نتيجة لذلك فإن عرض الحلقة الرئيسية حوالي 6500 كيلومتر.
في الضوء المتناثر إلى الأمام<ref group=lower-alpha>The forward-scattered light is the light scattered at a small angle relative to solar light.</ref> يبدأ سطوع الحلقة الرئيسية بالانخفاض بشكل حاد عند 128600 كيلومتر، ويصل إلى مستوى إضاءة الخلفية عند 129300 كيلومتر.<ref name=Ockert-Bell1999/> تستمر زيادة السطوع في اتجاه المشتري ويبلغ الحد الأقصى بالقرب من مركز الحلقة عند 126000 كيلومتر بالرغم من وجود فجوة واضحة بالقرب من مدار قمر ميتيس عند 128000 كيلومتر.<ref name=Ockert-Bell1999/> على عكس ذلك يبدو أن الحدود الداخلية للحلقة الرئيسية تتلاشى ببطء من 124000 إلى 120000 كيلومتر لتندمج في حلقة الهالة.<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/>
يُحدَدْ مدار القمر بفجوة موجودة في الحلقة ولذا فهناك حليقة رفيعة خارج مداره، وتوجد حليقة صغيرة أخرى داخل مدار أدراستيا تتبعها فجوة مجهولة المصدر على بعد 128500 كيلومتر.<ref name=Burns2004/> عُثر على الحلقة الثالثة نحو الداخل للفجوة المركزية خارج مدار قمر ميتيس.
اكتُشفت البيئة الدقيقة للحلقة الرئيسية من المركبة الفضائية [[غاليليو (مسبار فضاء)|غاليليو]] وهي مرئية بوضوح في صور عُثر عليها من [[نيو هورايزونز|نيوهورايزونز]] في فبراير ومارس 2007.<ref name=Morring2007>{{cite journal |last=Morring |first=F. |title=Ring Leader |journal=Aviation Week & Space Technology |date=May 7, 2007 |pages=80–83}}</ref><ref name="New Horizons">{{cite web|title=Jupiter's Rings: Sharpest View |date=May 1, 2007 |publisher=NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute |url=http://pluto.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=3&gallery_id=2&image_id=16 |accessdate=2011-09-29 |deadurl=yes |archiveurl=https://web.archive.org/web/20141113231554/http://pluto.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=3&gallery_id=2&image_id=16 |archivedate=November 13, 2014 |df= }}</ref>
=== توزيع حجم الأطياف والجسيمات ===
أظهرت أطياف الحلقة الرئيسية التي تم الحصول عليها بواسطة [[مرصد هابل الفضائي|تلسكوب هابل الفضائي]]،<ref name=Meier1999/> ومرصد [[مرصد كيك|كيك]]،<ref name=Wong2006>{{cite journal |last=Wong |first=M. H. |last2=de Pater |first2=I. |last3=Showalter |first3=M. R. |display-authors=etal |title=Ground-based Near Infrared Spectroscopy of Jupiter's Ring and Moons |journal=Icarus |date=2006 |volume=185 |issue=2 |pages=403–415 |doi=10.1016/j.icarus.2006.07.007 |bibcode=2006Icar..185..403W}}</ref> ومسبار [[غاليليو (مسبار فضاء)|غاليليو]] الفضائي،<ref name=McMuldroch2000>{{cite journal |last=McMuldroch |first=S. |author2=Pilortz, S. H. |author3=Danielson, J. E. |display-authors= etal |title=Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter's Ring System |journal=Icarus |date=2000 |volume=146 |issue=1 |pages=1–11 |doi=10.1006/icar.2000.6343 |bibcode=2000Icar..146....1M}}</ref> و[[كاسيني-هويجنز|كاسيني]]<ref name=Throop2004/> أن الجسيمات التي تشكلها لونها أحمر أي أن الوضاءة تكون أعلى عند الأطوال الموجية الأكثر طولًا، وتمتد الأطياف الموجودة في النطاق من 0.5 إلى 2.5 ميكرومتر.<ref name=Throop2004/> لم يتم العثور على خصائص طيفية حتى الآن والتي يمكن أن تعزى إلى مركبات كيميائية معينة على الرغم من أن ملاحظات كاسيني أسفرت عن أدلة على نطاقات الامتصاص القريبة من 0.8و 2.2 ميكرومتر؛<ref name=Throop2004/> كما تتشابه أطياف الحلقة الرئيسية مع أدريستيا<ref name=Meier1999>{{cite journal |last=Meier |first=R. |author2=Smith, B. A. |author3=Owen, T. C. |display-authors= etal |title=Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea |journal=Icarus |date=1999 |volume=141 |issue=2 |pages=253–262 |doi=10.1006/icar.1999.6172 |bibcode=1999Icar..141..253M}}</ref> وأملثيا.<ref name=Wong2006/>
يمكن تفسير خصائص الحلقة الرئيسية بالفرضية القائلة بأنها تحتوي على كميات كبيرة من الغبار بأحجام جزيئات 0.1 - 10 ميكرومتر، وهذا يفسر تشتت الضوء للأمام بشكل أقوى مقارنة بالانتثار الخلفي؛<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/> ومع ذلك فهناك هيئات أكبر لشرح الانتثار الخلفي القوي والبنية الدقيقة في الجزء الخارجي المضيء للحلقة الرئيسية.<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/>
تحليل الطور المتوفر وبيانات الطيف يؤدي إلى الستنتاج أن توزيع حجم الجزيئات الصغيرة في الحلقة الرئيسية يخضع لقانون الطاقة.<ref name=Throop2004/><ref name=Brooks2004>{{cite journal |last=Brooks |first=S. M. |author2=Esposito, L. W. |author3=Showalter, M. R. |display-authors= etal |title=The Size Distribution of Jupiter's Main Ring from Galileo Imaging and Spectroscopy |journal=Icarus |date=2004 |volume=170 |issue=1 |pages=35–57 |doi=10.1016/j.icarus.2004.03.003 |bibcode=2004Icar..170...35B}}</ref><ref name=Burns2001>{{cite encyclopedia|last=Burns|first=J.A.|author2=Hamilton, D.P. |author3=Showalter, M.R. |chapter=Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics |encyclopedia=Interplanetary Dust|date=2001 |publisher=Springer |place=Berlin |editor=Grun, E. |editor2=Gustafson, B. A. S. |editor3=Dermott, S. T. |editor4=Fechtig H. |pages=641–725|chapter-url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf|chapter-format=pdf}}</ref>
:<math>n(r)=A\times r^{-q}</math>
• حيث n(r) dr عبارة عن عدد من الجسيمات ذات نص القطر بين r و r + dr
• <math>A</math> هو معامل متغير تم اختياره لمطابقة إجمالي تدفق الضوء المعروف من الحلقة.
• معامل التغير q هو 0.2 ± 2.0 للجسميات عندما r > 15 ± 0.3 ميكرومتر
• q هو 5 ± 1 عندما r < 15 ±0.3.
قانون الطاقة يسمح بتقدير العمق الضوئي<ref group=lower-alpha name=footnoteC /> <math>\scriptstyle\tau</math> للحلقة الرئيسية : <math>\scriptstyle\tau_l\,=\,4.7\times 10^{-6}</math> للأجسام الكبيرة، و <math>\scriptstyle \tau_s = 1.3\times 10^{-6}</math> للغبار.هذا العمق الضوئي يعني أن إجمالي المقطع العرضي لجميع الجسيمات داخل الحلقة حوالي 5000 كيلومتر مربع.
تقدر كتلة إجمالي الغبار بـ # 10^7 - # 10^9 كيلوجرام، وكتلة الأجسام -باسثناء ميتيس وأدراستيا- هي # 10^11 - # 10^16 كيلوجرام. هذا الكتل يمكن مقارنتها بكتل أدراستيا #(2 * 10^15 كيلوجرام)، وأملثيا #(2 * 10^18)، وقمر الأرض #(7.4 * 10^22 كيلوجرام)
إن وجود مجموعتين من الجسيمات في الحلقة الرئيسية يفسر سبب اعتمادها على العرض الهندسي، حيث الغبار ينثر الضوء بشكل أفضل في الاتجاه الأمامي ويشكل حلقة متجانسة وسميكة نسبيًا يحدها مدار أدراستيا،<ref name=Burns2004/> والجسيمات الكبيرة التي تتناثر في الاتجاه الخلفي تنحصر في عدد من الحليقات بين مداري ميتيديان وأدراستيا.<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/>
=== العمر والنشأة ===
يتم إزالة الغبار باستمرار من الحلقة الرئيسية عن طريق مزيج من قوة سحب [[ظاهرة بوينتنج - روبرتسون|بوينتنج وروبرتسون]]، و[[المشتري|القوى الكهرومغناطيسية لكوكب المشتري]].<ref name=Burns2001/><ref name=Burns1999>{{cite journal |last=Burns |first=J. A.|author2=Showalter, M. R. |author3=Hamilton, D. P. |display-authors= etal |title=The Formation of Jupiter's Faint Rings |journal=Science |date=1999 |volume=284 |pages=1146–1150 |doi=10.1126/science.284.5417.1146 |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/BurnsShowHam99.pdf|format=pdf |pmid=10325220 |issue=5417 |bibcode=1999Sci...284.1146B}}</ref> عمر جزيئات الغبار في الحلقة تتراوح من 100 إلى 1000 سنة<ref name=Burns2004/><ref name=Burns1999/> لذلك يجب تجديد الغبار باستمرار في التصادمات بين أجسام كبيرة بأحجام تتراوح من 1 سنتيمتر إلى 0.5 كيلومتر،<ref name=Showalter2007>{{cite journal|last=Showalter|first=Mark R.|author2=Cheng, Andrew F. |author3=Weaver, Harold A. |display-authors= etal |title= Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter's Ring System|journal=Science|date=2007|volume=318|pages=232–234|doi=10.1126/science.1147647| bibcode=2007Sci...318..232S|pmid= 17932287|issue=5848 }}</ref> وبين نفس الأجسام الكبيرة والجسيمات عالية السرعة القادمة من خارج نظام المشتري.<ref name=Burns2004/><ref name=Burns1999/> عمر الحلقة الرئيسية غير معروفة حاليًا ولكنه قد يكون آخر مجموعة متبقية من الأجسام الصغيرة القريبة من المشتري.<ref name=Esposito2002/>
=== التموج الرأسي ===
تُظهر الصور المأخوذة من مسبار الفضاء نيوهورايزونز وغاليليو وجود مجموعتين من التموج الرأسي في الحلقة الرئيسية.
== حلقة الهالة ==
=== الشكل والهيكل ===
حلقة الهالة هي الأكثر توغلًا وأكثر حلقات المشتري سمكًا من الناحية الرأسية. تتزامن حافتها الخارجية مع الحدود الداخلية للحلقة الرئيسية على مسافة نصف قطر 122500 كيلومتر تقريبًا.<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/> لا يُعرف المدى الرأسي الحقيقي للهالة ولكن تم الكشف عن وجود موادها على ارتفاع يصل إلى 10000 كيلومتر فوق مستوى الحلقة.<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=dePater1999/> الحدود الداخلية للهالة تكون حادة نسبيًا وتقع عند نصف القطر 100000 كيلومتر<ref name=dePater1999/> ولكن بعض المواد موجودة في الداخل إلى مايقرب من 92000 كيلومتر؛<ref name=Ockert-Bell1999/> ونتيجة لذلك فإن حلقة الهالة سمكها حوالي 30000 كيلومتر.
تبدو حلقة الهالة ألمع في الضوء المتناثر للأمام حيث تم تصويره على نطاق واسع من قِبل [[غاليليو (مسبار فضاء)|غاليليو]].<ref name=Ockert-Bell1999/> وفي حين أن سطوع سطحه أقل بكثير من الحلقة الرئيسية، إلا أن تدفق الفوتونات الخاصه به بشكل عمودي يكون مماثل نتيجة لسماكته الكبيرة. سطوع الهالة يتركز بقوة نحو المستوى الدائري بالرغم من وجود نطاق رأسي يزيد عن 20000 كيلومتر ويتبع قانونًا للطاقة على شكل # Z^-6 إلى # Z^-1.5 حيث Z هو الارتفاع فوق مستوى الحلقة.
في الضوء المتناثر للخلف فإن مظهر الهالة -كما لاحظه [[مرصد كيك|كيك]] وتلسكوب هابل الفضائي- هو نفسه، ومع ذلك فإن تدفق الفوتونات أقل بأضعاف من الحلقة الرئيسية ويتركز بقوة أكبر بالقرب من مستوى الحلقة مقارنةً بالضوء المتناثر للأمام.<ref name=Burns2004/>
تختلف [[طيف (فيزياء)|الخصائص الطيفية]] لحلقة الهالة عن الحلقة الرئيسية حيث أن انتشار التدفق في نطاق 0.5-2.5 ميكرون هو أكثر اتساعًا من الحلقة الرئيسية،<ref name=Meier1999/> فالهالة ليست حمراء وإنما قد تكون زرقاء.<ref name=Wong2006/>
=== نشأة حلقة الهالة ===
يمكن تفسير الخصائص البصرية لحلقة الهالة من خلال الفرضية القائلة بأنها تتكون فقط من غبار ذات أحجام جسيمية أقل من 15 ميكرومتر.<ref name=Meier1999/><ref name=Burns2004/><ref name=Brooks2004/> هذه التركيبة المتربة تشرح الانتثار الأمامي الأكثر قوة، والألوان الأكثر زرقة، وعدم وجود بنية مرئية في الهالة. من المحتمل أن يكون الغبار قد نشأ في الحلقة الرئيسية، وهذا ادعاء مدعوم بحقيقة أن [[عمق ضوئي|العمق الضوئي]]<math>\scriptstyle\tau_s\,\sim\,10^{-6}</math> لحلقة الهالة مشابه للغبار في الحلقة الرئيسية،<ref name=Burns1987/><ref name=Burns2004/> كما يمكن أن تُعزى السماكة الكبيرة للهالة إلى تحفيز [[زاوية ميلان|زاوية الميلان]] و[[انحراف مداري|الانحراف المداري]] لجزيئات الغبار بواسطة القوى الكهرومغناطيسية الموجودة في الغلاف المغناطيسي للمشتري.
إن [[ظاهرة بوينتنج - روبرتسون|ظاهرة بوينتنج وروبرتسون]] تسبب انحراف بطيء للجزيات ناحية المشتري ولذلك تُحفز زاوية الميلان أثناء مرورهم من خلاله.
== مراجع ==
{{مراجع}}
| |||