حلقات المشتري: الفرق بين النسختين
| [نسخة منشورة] | [مراجعة غير مفحوصة] |
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
ط بوت:عنونة مرجع غير معنون |
لا ملخص تعديل |
||
سطر 110:
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.
== حلقات رقيقة ==
=== حلقة أمالثيا الرقيقة ===
[[File:Jovian Gosamer Rings PIA00659.jpg|thumb|صورة للحلقات الرقيقة حصلت عليها مركبة الفضاء جاليليو في الضوء المتناثر للخلف]]
حلقة أمالثيا الرقيقة عبارة عن هيكل خافت للغاية مع مقطع عرضي مستطيل الشكل، ويمتد من مدار أمالثيا على مسافة 182000 كيلومتر إلى حوالي 129000 كيلومتر؛<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns2004/> كما لم يتم تعريف حدودها الداخلية بشكل واضح بسبب وجود حلقة الهالة والحلقة الرئيسية الأكثر سطوعًا بشكل كبير.<ref name=Ockert-Bell1999/> يبلغ سمك الحلقة حوالي 2300 كيلومتر بالقرب من مدار أملثيا وينخفض بشكل طفيف في اتجاه [[المشتري]].{{refn|The thickness of the gossamer rings is defined here as the distance between peaks of brightness at their top and bottom edges.<ref name=Showalter2008/>|name=footnoteF|group=lower-alpha}}<ref name=dePater1999/> في الواقع حلقة أمالثيا الرقيقة تكون ألمع بالقرب من حوافها العلوية والسفلية وتصبح أكثر إشراقًا بشكل تدريجي نحو [[المشتري]]؛ وأما الحد الخارجي للحلقة فهو حاد نسبيًا،<ref name=Ockert-Bell1999/> ويسقط سطوع الحلقة فجأة إلى الداخل مباشرة من مدار أملثيا على الرغم من أنه قد يكون له امتداد صغير خارج مدار القمر الصناعي المنتهي بالقرب من رنين 4 : 3 مع ثيبي.<ref name=dePater2008/>
في الضوء المتناثر إلى الأمام تبدو الحلقة وكأنها خافتة بشكل أكثر 30 مرة من الحلقة الرئيسية،<ref name=Ockert-Bell1999/> وتُظهر الصور المتناثرة للخلف هيكل إضافي في الحلقة: زروة في السطوع داخل مدار أمالثيا وتقتصرعلى الحافة العلوية أو السفلية للحلقة.<ref name=dePater1999/><ref name=dePater2008/>
في الفترة 2002 - 2003 مرت المركبة الفضائية غاليليو بمسارَين عبر الحلقات الرقيقة، وأثناء ذلك كشف عداد الغبار عن جزيئات الغبار في نطاق الحجم 0.2-5 ميكرومتر.<ref name=Kruger2003/><ref name=Kruger2008>{{cite journal |last=Krueger|first=Harald |last2=Hamilton |first2=Douglas P. |last3=Moissl |first3=Richard |last4=Gruen |first4=Eberhard
|title=Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings|journal=Icarus|date=2009| bibcode=2009Icar..203..198K|doi=10.1016/j.icarus.2009.03.040 |volume=2003|issue=1|pages=198–213|arxiv=0803.2849}}</ref> بالإضافة إلى ذلك رصد الماسح النجمي لمركبة غاليليو الفضائية أجسام صغيرة منفصلة -أقل من 1 كيلومتر- بالقرب من أمالثيا،<ref>{{cite journal
|last = Fieseler|first = P.D.|display-authors=etal
|title=The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea
|bibcode=2004Icar..169..390F
|journal=Icarus|date=2004|volume=169|issue=2
|pages=390–401|doi = 10.1016/j.icarus.2004.01.012}}</ref> والتي قد تمثل حطام تصادمي ناتج من التصادم مع قمره الصناعي.
=== حلقة ثيبي الرقيقة ===
حلقة ثيبي الرقيقة هي أكثر حلقات المشتري خفوتًا حيث تبدو كهيكل خافت جدًا مع مقطع عرضي مستطيل الشكل، وتمتد من مدار ثيبي من مسافة 226000 كيلومتر إلى حوالي 129000 كيلومتر.<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns2004/> حدود الحلقة الداخلية غير محددة بشكل واضح بسبب وجود الحلقة الرئيسية وحلقة الهالة الأكثر سطوعًا،<ref name=Ockert-Bell1999/> ويبلغ سمكها حوالي 8500 كيلومتر بالقرب من مدار ثيبي ويقل قليلًا في اتجاه الكوكب.<ref group=lower-alpha name=footnoteF /><ref name=dePater1999/> مثل حلقة أمالثيا فإن حلقة ثيبي الرقيقة ألمع بالقرب من حوافها العلوية والسفلية وتصبح أكثر سطوعًا بشكل تدريجي نحو [[المشتري]].<ref name=Showalter2008/> الحدود الخارجية للحلقة ليست حادة بشكل خاص وتمتد على نحو 15000 كيلومتر،<ref name=Ockert-Bell1999/> وهناك استمرارية مرئية بالكاد خارج مدار ثيبي وتمتد حتى 280000 كيلومتر وتسمى امتداد ثيبي.<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Kruger2008/>
في الضوء المتناثر للأمام تبدو الحلقة وكأنها خافتة بشكل أكثر 3 مرات من حلقة أمالثيا الرقيقة،<ref name=Ockert-Bell1999/> وتُظهر صور التناثر الخلفي ذروة في السطوع داخل مدار ثيبي مباشرة.<ref name=dePater1999/> كشف عداد الغبار لمركبة غاليليو الفضائية في الفترة 2002-2003 عن جسيمات غبار حجمها 0.2-5 ميكرومتر مشابهة لتلك الموجودة في حلقة أمالثيا.
== نشأة الحلقات الرقيقة ==
ينشأ الغبار الموجود في الحلقات الرقيقة بشكل أساسي كما هو الحال في الحلقة الرئيسية وحلقة الهالة<ref name=Burns1999/> ومصدره هو أقمار المشتري الداخلية أمالثيا وثيبي. يتم تحديد سمك الحلقات الرقيقة من خلال التحركات الرأسية للأقمار بسبب [[زاوية ميلان|زاوية ميلانهم]] غير الصفرية.<ref name=Burns2004/> تشرح هذه الفرضية تقريبًا جميع الخصائص المرصودة للحلقات: المقطع العرضي المستطيل، وانخفاض السماكة في اتجاه المشتري، وسطوع الحواف العلوية والسفلية للحلقات؛<ref name=Showalter2008/> بالرغم من ذلك بقيت بعض الخصائص الآن دون تفسير مثل امتداد ثيبي الذي قد يكون بسبب أجسام غير مرئية خارج مدار ثيبي، والهيكل المرئي في الضوء المتناثر للخلف.<ref name=Burns2004/> أحد التفسيرات المحتملة لامتداد ثيبي هو تأثير القوى الكهرومغناطيسية من الغلاف المغناطيسي للمشتري.
== حلقة هيمالايا ==
[[File:Himalia ring.jpg|thumb|صورة نيو هورايزونز لحلقة الهيمالايا المحتملة]]
كان القمر الصغير [[ديا (قمر)|ديا]] -قطره 4 كيلومتر- قد اختفى منذ اكتشافه عام 2000،<ref name="JPL-SSD">
{{cite web
|title=FAQ: Why don't you have Jovian satellite S/2000 J11 in your system?
|publisher=JPL Solar System Dynamics
|author=IAUC 7555, January 2001
|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?faq#A07
|accessdate=2011-02-13}}</ref> وكانت إحدي النظريات أنه قد تحطم في قمر [[هيمالايا (قمر)|الهيمالايا]] الأكبرحجمًا بكثير -قطره 170 كيلومتر- مما خلق حلقة خافتة. تظهر هذه الحلقة -في الصور التي التقطت من رحلة [[نيو هورايزونز]] الخاص بوكالة ناسا إلى كوكب [[بلوتو]]- على شكلة سلسلة خافتة بالقرب من الهيمالايا. كل هذا يشير إلى أن المشتري في بعض الأحيان يكسب ويفقد أقمار صغيرة من خلال الاصطدامات،<ref name="HimaliaRing" /> ومع ذلك فإن إعادة اكتشاف ديا في عامي 2010 و 2011<ref name="MPEC2012-R22">{{cite web
|date=2012-09-11
|title=MPEC 2012-R22 : S/2000 J 11
|publisher=Minor Planet Center
|author=Gareth V. Williams
|url=http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12R22.html
|accessdate=2012-09-11
}}</ref> يبطل الرابط بين حلقة ديا و الهيمالايا.
== استكشاف ==
استُنتج وجود حلقات المشتري من ملاحظات [[حزام فان آلن الإشعاعي|الأحزمة الإشعاعية]] للكواكب بواسطة مركبة الفضاءء [[بيونير 11|بايونير11]] عام 1975،<ref name=Fillius1976>{{cite journal |last=Fillius |first=R. W. |author2=McIlwain, C. E. |author3=Mogro-Campero, A. |title=Radiation Belts of Jupiter—A Second Look |journal=Science |date=1975 |volume=188 |pages=465–467 |bibcode=1975Sci...188..465F |doi=10.1126/science.188.4187.465 |pmid=17734363 |issue=4187 }}</ref> وقد وسعت الجودة الفائقة للصور التي حصلت عليها المركبة الفضائية [[غاليليو (مسبار فضاء)|غاليليو]] بين عامي 1995 و 2003 بشكل كبير المعرفة الموجودة حول حلقات المشتري.<ref name=Ockert-Bell1999/> كشفت المراقبة الأرضية للحلقات بواسطة تلسكوب [[مرصد كيك|كيك]] في عامي 1997 و 2002 و[[مرصد هابل الفضائي|تلسكوب هابل الفضائي]] عام 1999 عن الهيكل الغني الظاهر في الضوء المتناثر للخلف. سمحت الصور المرسلة من قبل مركبة الفضاء نيوهورايزونز في فبراير ومارس عام 2007 بمراقبة البنتية الدقيقة في الحلقة الرئيسية لأول مرة؛ وفي عام 2002 أجرت المركبة الفضائية [[كاسيني-هويجنز|كاسيني]] في طريقها إلى [[زحل]] ملاحظات واسعة النطاق على نظام حلقات المشتري.
== مراجع ==
| |||