목성의 고리

목성은 희미한 행성 고리의 체계를 가지고 있다.조비안 고리는 토성과 천왕성에 이어 태양계에서 발견된 세 번째 고리 시스템이다.메인 링은 1979년 보이저 1호 우주^[1] 탐사선에 의해 발견되었고 이 시스템은 1990년대에 갈릴레오 궤도선에 의해 더욱 철저하게 조사되었다.^[2]주 고리는 허블 우주 망원경과 지구에서 몇 년 동안 관찰되어 왔다.^[3]고리의 지상 관측에는 가장 큰 망원경이 필요하다.^[4]

조비안 링 시스템은 희미하고 주로 먼지로 구성된다.^[1][5]"할로 링"으로 알려진 입자의 두꺼운 내부 토러스, 비교적 밝고 유난히 얇은 "메인 링", 그리고 두껍고 희미한 두 개의 바깥쪽 "고사머 링" 등 네 가지 주요 구성 요소가 있는데, 이 구성되는 달의 이름을 따서 이름이 붙여진 두 개의 넓고 두껍고 희미한 외부 "고사머 링"이다.아말테아와 테베.^[6]

메인 링과 후광 링은 달 메티스, 아드라스테이아에서 배출되는 먼지와 높은 속도 충격의 결과로 아마도 더 작고 눈에 띄지 않는 몸체로 구성되어 있다.^[2]뉴호라이즌스 우주선이 2007년 2월과 3월에 입수한 고해상도 이미지에서는 메인 링의 풍부한 미세 구조가 드러났다.^[7]

가시광선 및 근적외선에서는 후광고리를 제외한 고리는 적갈색을 띠는데, 후광고리는 중색 또는 청색이다.^[3]고리의 먼지 크기는 다양하지만, 후광을 제외한 모든 고리의 반지름 약 15μm의 비구형 입자에 대해서는 단면적이 가장 크다.^[8]후광 고리는 아마도 수중 분진이 지배하고 있을 것이다.링 시스템의 총 질량(미해결 모체 포함)은 제약을 잘 받지 않지만 아마도 10¹¹~10kg의¹⁶ 범위에 있을 것이다.^[9]고리계의 나이도 알 수 없지만 목성 형성 이후 존재했을 가능성이 있다.^[9]

반지 또는 고리 호는 달 히말라야의 궤도 근처에 존재하는 것으로 보인다.한 가지 설명은 작은 달이 최근 히말라야에 충돌했고 그 충격의 힘이 고리를 형성하는 물질을 분출시켰다는 것이다.

발견 및 구조

목성의 고리 시스템은 태양계에서 토성과 천왕성에 이어 세 번째로 발견되었다.보이저 1호 우주 탐사선에 의해 1979년에 처음으로 관측되었다.^[1]그것은 "할로 링"으로 알려진 입자의 두꺼운 내부 토러스, 비교적 밝고 유난히 얇은 "메인 링" 그리고 두껍고 희미한 두 개의 바깥쪽 "고사머 링"의 네 가지 주요 구성 요소로 구성된다.아말테아와 테베.^[6]알려진 조비안 반지의 주요 속성이 표에 열거되어 있다.^[2][5][6][8]

이름	반지름(km)	폭(km)	두께(km)	광학 깊이[a](τ)	분진분수	질량, kg	메모들
헤일로 반지	92,000–122,500	30,500	12,500	~1 × 10−6	100%	—
메인 링	122,500–129,000	6,500	30–300	5.9 × 10−6	~25%	107–109 (먼지) 1011–1016 (큰 입자)	아드라스테아 경계
아말테아 고사머 링	129,000–182,000	53,000	2,000	~1 × 10−7	100%	107– 109	아말테아와 연결됨
테베 고사머 반지	129,000–226,000	97,000	8,400	~3 × 10−8	100%	107– 109	테베와 연결되었다.테베의 궤도 너머에 연장이 있다.

메인 링

외관 및 구조

좁고 비교적 얇은 메인 링은 목성의 링 시스템에서 가장 밝은 부분이다.그것의 바깥쪽 가장자리는 약 129,000 km (1.806)의 반지름에 위치해 있다. R_J;R_J = 목성의 적도 반지름 또는 71,398km)이며 목성의 가장 작은 내부 위성인 아드라스테아의 궤도와 일치한다.^[2][5]그것의 안쪽 가장자리는 어떤 위성으로도 표시되지 않으며 약 122,500km(1.72km)에 위치한다. R_J).^[2]

따라서 메인 링의 폭은 약 6,500 km이다.메인 링의 모양은 보기 도형에 따라 달라진다.^[9]전방 가시광선에서는^[b] 메인 링의 밝기가 12만8,600km(아드라스티안 궤도의 바로 안쪽)에서 가파르게 감소하기 시작하여 12만9,300km(아드라스티안 궤도의 바로 바깥쪽)에서 배경 수준에 도달한다.^[2]그러므로 12만 9천 킬로미터에 있는 아드라스테아는 분명히 그 반지를 목도한다.^[2][5]12만 8천 km의 메티디안 궤도 부근에는 뚜렷한 간격(노치)이 있지만, 목성 방향으로 밝기는 계속 증가하고 12만 6천 km의 반지 중심 부근에는 최대치를 가진다.^[2]반면 메인 링의 내부 경계는 12만4000km에서 12만2000km까지 서서히 희미해져 후광 링으로 합쳐지는 것으로 보인다.^[2][5]앞이 가려진 조명에서 모든 조비앙 고리는 특히 밝다.

뒷걸음질치는 조명에서는^[c] 상황이 다르다.12만9100km, 즉 아드라스테아의 궤도를 약간 벗어난 곳에 위치한 메인 고리의 바깥 경계는 매우 가파르다.^[9]달의 공전 궤도는 고리의 틈새로 표시되기 때문에 궤도 바로 바깥쪽에 가는 고리가 있다.아드라스티안 공전 바로 안쪽에 또 다른 링렛이 있고, 그 뒤에 128,500km에 위치한 미지의 기원을 가진 간격이 있다.^[9]세 번째 링렛은 메티스의 궤도를 벗어나 중앙 간격의 안쪽에서 발견된다.반지의 밝기는 메티디안 궤도 바로 바깥쪽으로 급격히 떨어져 메티스 노치를 형성한다.^[9]메티스의 궤도 안쪽으로, 반지의 밝기는 전방 가시광선보다 훨씬 적게 상승한다.^[4]그래서 뒤쪽의 경사 기하학에서 메인 고리는 12만 8천에서 12만 9천 킬로미터까지 뻗어 있는 좁은 외측 부분과 12만 2천 5백 킬로미터에서 12만 8천 킬로미터까지 가는 기절된 내측 부분 두 부분으로 구성되어 있는데, 이 부분에는 전방 경사 기하학에서와 같이 눈에 보이는 어떤 구조도 결여되어 있다.^[9][10]메티스 노치는 그들의 경계 역할을 한다.메인 링의 미세한 구조는 갈릴레오 궤도선으로부터 얻은 데이터에서 발견되었으며 2007년 2월~3월 뉴호라이즌스에서 입수한 역스크래트 영상에서 선명하게 볼 수 있다.^[7][11]허블우주망원경(^[3]HST)과 케크^[4], 카시니 우주선의 초기 관측은 공간 분해능이 미흡한 탓인지 이를 탐지하지 못했다.^[8]그러나 이 미세한 구조는 2002-2003년에 적응 광학 장치를 이용한 Keck 망원경에 의해 관측되었다.^[12]

백스캐터 조명에서 관찰되는 메인 링은 30km 이하의 수직 방향으로 연장된 면도날처럼 얇아 보인다.^[5]측면 산란 기하학에서 고리 두께는 80–160 km로 목성 방향으로 다소 증가한다.^[2][8]이 고리는 전방 가시광선(약 300km)에서 훨씬 더 두꺼운 것으로 보인다.^[2]갈릴레오 궤도선의 발견 중 하나는 주 고리의 꽃이었는데, 그것은 그 내부를 둘러싸고 있는 희미하고 비교적 두꺼운 (약 600km)의 물질 구름이다.^[2]꽃은 본고리의 내경계를 향해 굵게 자라며, 거기서 후광으로 변한다.^[2]

갈릴레오 영상에 대한 상세한 분석은 시야 기하학과는 무관한 메인 링의 밝기의 종적 변화를 보여주었다.갈릴레오 이미지는 또한 500–1000 킬로미터의 저울에 있는 링에서 약간의 패치성을 보여주었다.^[2][9]

2007년 2월~3월 뉴호라이즌스 우주선은 메인 링 안에 있는 새로운 작은 달을 심층적으로 탐사했다.^[13]0.5km 이상의 위성은 발견되지 않았지만, 우주선의 카메라는 7개의 작은 고리 입자를 감지했다.그들은 아드라스테아 궤도의 바로 안쪽을 울창한 링틀 안에서 공전한다.^[13]그들이 작은 달이 아니라 덩어리라는 결론은 그들의 방위적으로 확장된 외모를 바탕으로 한다.그들은 링을 따라 0.1–0.3°의 하위 구간으로, 1,000–3,000 km에 해당한다.^[13]덩어리들은 각각 5인조, 2인조로 나뉘어진다.덩어리의 성질은 분명하지 않지만, 그들의 궤도는 메티스와 115:116, 114:115 공진에 가깝다.^[13]그들은 이 상호작용에 의해 흥분되는 와블라이크 구조일 수 있다.

스펙트럼 및 입자 크기 분포

HST,^[3] Keck,^[14] Galileo^[15] 및 Cassini가^[8] 획득한 메인 링의 스펙트럼은 이를 형성하는 입자가 빨간색, 즉 알베도가 더 긴 파장에서 더 높다는 것을 보여주었다.기존 스펙트럼은 0.5~2.5μm 범위에 걸쳐 있다.^[8]카시니 관측 결과 0.8 μm와 2.2 μm에 가까운 흡수 대역에 대한 증거가 나왔지만, 아직까지 특정 화학 화합물에 기인할 수 있는 스펙트럼 특성은 발견되지 않았다.^[8]메인 링의 스펙트럼은 아드라스테이아^[3], 아말테아와 매우 유사하다.^[14]

주링의 성질은 입자 크기가 0.1~10μm인 상당한 양의 먼지를 함유하고 있다는 가설로 설명할 수 있다.이것은 백스캐터링에 비해 강한 전방스캐터링의 빛을 설명한다.^[9][10]다만 메인 링의 밝은 바깥쪽 부분에 강한 백캐터링과 미세한 구조를 설명하기 위해서는 더 큰 몸집이 요구된다.^[9][10]

사용 가능한 위상 및 스펙트럼 데이터의 분석은 주 링에서 작은 입자의 크기 분포가 전력 법칙에^[8][16][17] 따른다는 결론을 도출한다.

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

여기서 n(r) dr은 r과 r + dr 사이에 반지름을 가진 다수의 입자이며, ${\displaystyle A}$은 링에서 알려진 총 광속과 일치하도록 선택한 정규화 파라미터다.매개변수 q는 r < 15 ± 0.3 μm인 입자의 경우 2.0 ± 0.2이고, r > 15 ± 0.3 μm인 입자의 경우 q = 5 ± 1이다.^[8]mm–km 크기 범위의 대형 차체의 분포는 현재 결정되지 않았다.^[9]이 모델에서 산란하는 빛은 약 15μm의 입자가 지배한다.^[8][15]

The power law mentioned above allows estimation of the optical depth^[a] ${\displaystyle \scriptstyle \tau }$ of the main ring: ${\displaystyle \scriptstyle \tau _{l}\,=\,4.7\times 10^{-6}}$ for the large bodies and ${\displaystyle \scriptstyle \tau _{s}=1.$$먼지$ 3\$$^[8]cHB 10^{-6}}이 광학 깊이는 링 안에 있는 모든 입자의 총 단면이 약 5000 km²라는 것을 의미한다.^[d][9]메인 링의 입자들은 비구형 형태를 가질 것으로 예상된다.^[8]먼지 총 질량은 10-10⁷⁹ kg으로 추정된다.^[9]메티스와 아드라스테이아를 제외한 대체의 질량은 10~10kg이다¹¹¹⁶.이 값은 최대 크기에 따라 달라진다. 상한 값은 최대 직경 약 1km에 해당한다.^[9]이 질량은 약 2 × 10¹⁵ kg인 아드라스테아 질량,^[9] 약 2 × 10¹⁸ kg인 아말테아 질량,^[18] 그리고 지구의 달 7.4 × 10²² kg과 비교할 수 있다.

메인 링에 두 개의 입자 모집단의 존재는 그것의 외관이 보기 형상에 따라 달라지는 이유를 설명한다.^[17]먼지는 가급적 전방향으로 빛을 흩뿌려 아드라스테아 궤도에 둘러싸인 비교적 두꺼운 균질 고리를 형성한다.^[9]이와는 대조적으로 뒷방향으로 흩어지는 큰 입자들은 메티디안과 아드라스티안 궤도 사이의 수많은 고리 모양으로 갇혀 있다.^[9][10]

기원과 나이

푸아닝-로버트슨 드래그와 조비아 자석권의 전자기력의 조합에 의해 메인 링에서 끊임없이 먼지가 제거되고 있다.^[17][19]예를 들어, 아이스와 같은 휘발성 물질은 빠르게 증발한다.고리 안의 먼지 입자의 수명은 100년에서 1000년까지이므로 1cm에서 0.5km까지의^[13] 크기의 큰 몸체와 조비아계 밖에서 들어오는 같은 큰 몸체와 고속 입자 사이의 충돌에서 먼지를 지속적으로 보충해야 한다.^{[9][19][9][19]}이 모체 모집단은 폭이 좁은(약 1,000km) 주 고리의 바깥쪽 밝은 부분에 국한되며, 메티스와 아드라스테이아를 포함한다.^[9][10]가장 큰 모체는 크기가 0.5km 미만이어야 한다.그들의 크기에 대한 상한선은 뉴호라이즌스 우주선에 의해 얻어졌다.^[13]HST와^[3][10] 카시니^[8] 관측에서 얻은 이전의 상한은 거의 4km에 가까웠다.^[9]충돌에서 생성된 먼지는 모체와 거의 동일한 궤도 원소를 유지하고 주 링과 후광 링의 가장 안쪽 가장 안쪽의 희미한 (백스캐터 빛에서) 목성 방향으로 서서히 나선형을 형성한다.^[9][19]주 고리의 나이는 현재 알 수 없지만 목성 부근의 과거 작은 몸집의 마지막 남은 것인지도 모른다.^[6]

수직 골판

갈릴레오와 뉴호라이즌스 우주탐사선의 이미지는 메인 링에 나선형 수직 골재 두 세트의 존재를 보여준다.이러한 파도는 시간이 지남에 따라 목성의 중력장에서 차등 결절 퇴행으로 예상되는 속도로 더욱 단단하게 감겨졌다.거꾸로 추론해 보면, 두 세트의 파도 중 더 두드러진 것은 1995년, 목성과 함께 슈메이커-레비 9 혜성이 충돌할 무렵에 흥분한 것으로 보이는 반면, 작은 세트는 1990년 상반기까지 거슬러 올라간다.^[20][21][22]갈릴레오의 1996년 11월 관측은 파장 1920 ± 150 및 630 ± 20 km, 수직 진폭은 2.4 ± 0.7 및 0.2 km로 각각 크고 작은 파장에 대해 일치한다.^[22]2–5 × 10¹² kg의 순서에 따라 혜성이 방출한 입자 구름에 의해 2–5 × 10 kg의 질량으로 링이 충격을 받은 경우, 더 큰 파형의 형성은 설명할 수 있다.^[22]시간이^[23] 지남에 따라 팽팽해지는 비슷한 나선형 파도 패턴이 토성의 C와 D 고리에서 카시니에 의해 관측되었다.^[24]

헤일로 반지

외관 및 구조

후광 고리는 가장 안쪽과 수직으로 가장 두꺼운 조비안 고리다.그것의 바깥쪽 가장자리는 대략 12 microp km (1.72 km) 반경에 있는 메인 링의 내부 경계와 일치한다. R이 반경에서 목성을 향해 고리가 빠르게 두꺼워진다_J.^[2][5]후광의 실제 수직 범위는 알려져 있지 않지만 그 물질의 존재는 링 평면 위로 10000km까지 감지되었다.^[2][4]후광의 내부 경계는 비교적 날카로우며 반경 100,000km(1.4)에 위치한다. R_J()^[4] 그러나 일부 물질은 약 92000 km까지 안쪽으로 더 많이 존재한다.^[2]따라서 후광 고리의 폭은 약 3만 km이다.그것의 모양은 뚜렷한 내부 구조가 없는 두꺼운 토러스 모양을 닮았다.^[9]메인 링과 대조적으로 후광의 외형은 시야 기하학에 따라 약간만 달라진다.

이 후광 고리는 갈릴레오에 의해 광범위하게 이미징된 전방 가시광선으로 가장 밝게 보인다.^[2]표면 밝기는 메인링에 비해 훨씬 적은 반면, 수직(링 평면에 수직) 통합 광자 플럭스는 두께가 훨씬 크기 때문에 비교가 가능하다.2만 km 이상의 수직 범위가 주장되었음에도 불구하고 후광의 밝기는 링 평면을 향해 강하게 집중되며 z가 링 평면 위로 고도가 되는^−0.6 z to^−1.5 z 형식의 동력 법칙을 따른다.^[9]케크와^[4] HST가 관찰한 후광의 모습은 똑같다.^[3]그러나 그것의 총 광자 플럭스는 메인 링보다 몇 배 낮으며 전방 가시광선보다 링 평면 근처에 더 강하게 집중된다.^[9]

헤일로 링의 스펙트럼 특성은 메인 링과 다르다.0.5~2.5μm 범위의 플럭스 분포는 메인 링보다 평탄하다.^[3] 후광은 빨갛지 않고 심지어 파랑색일 수도 있다.^[14]

헤일로 링의 기원

헤일로 링의 광학적 특성은 입자 크기가 15μm 미만인 먼지만 구성한다는 가설로 설명할 수 있다.^[3][9][16]링 평면에서 멀리 떨어진 곳에 위치한 후광의 일부는 수중 분진으로 구성될 수 있다.^[3][4][9]이 먼지투성이의 구성은 훨씬 더 강한 전방 스카터링, 더 푸르른 색채와 후광의 눈에 보이는 구조물의 부족을 설명한다.먼지는 아마도 메인 링에서 발생하는데, 후광의 광학 깊이 ${\displaystyle {\tau s}_{}{}_{}}$~ ${\displaystyle {10}^{}}$- ${\displaystyle 6^{}}$ ${\$이$$ 메인 링에 있는 먼지와 비교된다는 사실에 의해 뒷받침되는 주장이다.^[5][9]후광의 큰 두께는 조비안 자력권의 전자기력에 의한 궤도경향과 먼지 입자의 편심현상이 발생했기 때문이라고 볼 수 있다.후광 고리의 외부 경계는 강력한 3:2 로렌츠 공명의 위치와 일치한다.^{[e][17][25][26]}포앵팅-로버트슨 드래그로^[17][19] 인해 입자가 목성을 향해 천천히 표류하게 되면서, 입자의 궤도경사가 목성을 통과하는 동안 흥분된다.메인 링의 꽃망울은 후광의 시작일지도 모른다.^[9]후광 고리의 내부 경계는 가장 강한 2:1 로렌츠 공명으로부터 멀지 않다.^[17][25][26]이 공진에서 흥분은 아마도 매우 유의하여 입자들이 조비앙 대기 속으로 빠져들게 하고 따라서 날카로운 내부 경계를 규정한다.^[9]메인 링에서 파생된 후광은 나이가 같다.^[9]

고사머 링

아말테아 고사머 링

아말테아 고사머 링은 직사각형의 단면을 가진 매우 희미한 구조물로, 182000km(2.54RJ)의 아말테아 궤도에서 약 12만9000km(1.80)까지 뻗어 있다. R_J)^[2][9] 그것의 내부 경계는 훨씬 밝은 메인 링과 후광이 존재하기 때문에 명확하게 정의되어 있지 않다.^[2]고리의 두께는 아말테아 궤도 부근 약 2300km이며 목성 방향으로 약간 감소한다.^[f][4]아말테아 고사머 고리는 실제로 위아래 가장자리에서 가장 밝게 빛나며 목성 쪽으로 점차 밝아진다; 가장자리 중 하나는 종종 다른 것보다 더 밝다.^[27]링의 바깥 경계는 비교적 가파르다; 테베와 4:3 공명에 가까운 위성 궤도를 벗어난 작은 확장을 가질 수도 있지만,^[2] 링의 밝기는 아말테아 궤도의 바로 안쪽으로 갑자기 떨어진다.^[2][12]앞이 가려진 조명에서 반지는 메인 반지보다 약 30배 더 희미해 보인다.^[2]백스캐터 조명에서는 HST의 Keck 망원경과^[4] ACS(Advanced Camera for Surveys)에 의해서만 검출되었다.^[10]뒷면 스캐닝 이미지는 링의 추가 구조를 보여준다. 즉, 아말테아 궤도 바로 안쪽의 밝기에서 가장자리 또는 가장자리 위나 가장자리로 제한된다.^[4][12]

2002-2003년 갈릴레오 우주선은 고사리 고리를 두 번 통과했다.그 동안 그것의 먼지 카운터는 0.2~5μm 크기의 먼지 입자를 감지했다.^[28][29]게다가 갈릴레오 우주선의 별 스캐너는 아말테아 근처에서 작고 분리된 몸체(<1km)를 감지했다.^[30]이는 이 위성과의 충돌로 생성된 충돌 파편을 나타낼 수 있다.

지상에서 아말테아 고사머 링을 검출하고 갈릴레오 영상과 직접 먼지 측정으로 입자 크기 분포를 결정할 수 있게 되었는데, 입자 크기 분포를 q=2 ± 0.5로 메인 링의 먼지와 동일한 동력 법칙을 따르는 것으로 보인다.^[10][29]이 고리의 광학 깊이는 약 10으로⁻⁷ 메인 고리의 광학 깊이보다 작지만 먼지 총 질량(10~10kg⁷⁹)은 비교 가능하다.^[6][19][29]

테베 고사머 반지

테베 고사머 반지는 가장 희미한 조비안 반지다.226000km(3.11)의 테빈 궤도에서 뻗어나온 직사각형의 단면을 가진 매우 희미한 구조물로 보인다. R_J) ~ 약 129,000km(1.80) R_J;).^[2][9] 훨씬 밝은 메인 링과 후광이 존재하기 때문에 그것의 내부 경계는 명확하게 정의되어 있지 않다.^[2]고리의 두께는 테베의 궤도 근처 약 8400 km이며 행성의 방향으로 약간 감소한다.^[f][4]테베 고사머 고리는 위쪽과 아래쪽 가장자리 근처에서 가장 밝게 빛나며 점차 목성을 향해 밝아진다. 아말테아 고리처럼 닮았다.^[27]고리의 바깥 경계는 특별히 가파르지 않고 15,000km 이상 뻗어 있다.^[2]테베의 궤도를 넘어 280000km(3.75km)까지 뻗어나가는 고리가 거의 보이지 않는다. R_J) 그리고 테베 익스텐션을 불렀다.^[2][29]앞이 가려진 빛에서 반지는 아말테아 고사머 반지보다 약 3배 더 희미해 보인다.^[2]역점광선에서는 케크 망원경에 의해서만 검출되었다.^[4]뒷걸음질치는 이미지들은 테베의 궤도 바로 안쪽에 있는 밝기의 최고점을 보여준다.^[4]2002-2003년 갈릴레오 우주선의 먼지 카운터는 아말테아 링과 유사한 0.2~5μm 크기의 먼지 입자를 감지하여 영상을 통해 얻은 결과를 확인했다.^[28][29]

테베 고사머 링의 광학 깊이는 약 3 × 10으로⁻⁸ 아말테아 고사머 링보다 3배 낮지만, 먼지의 총 질량은 약 10⁷–10⁹ kg이다.^[6][19][29]그러나 먼지의 입자 크기 분포는 아말테아 링에 비해 다소 얕다.q < 2를 가진 권력 법칙을 따른다.Thebe 확장자에서는 파라미터 q가 더 작을 수 있다.^[29]

고사머 링의 기원

고사마 링의 먼지는 본질적으로 메인 링과 후광의 먼지와 같은 방식으로 발생한다.^[19]그것의 근원은 각각 조비안 위성 아말테아와 테베이다.조비안 시스템 외부에서 들어오는 발사체에 의한 고속 충격은 그 표면에서 먼지 입자를 배출한다.^[19]이 입자들은 처음에는 달과 같은 궤도를 유지하지만, 점차적으로 포앵팅-로버트슨 드래그에 의해 안쪽으로 소용돌이친다.^[19]고사리 고리의 두께는 0이 아닌 궤도경사로 인해 달의 수직 이동에 의해 결정된다.^[9]이 가설은 거의 모든 관측 가능한 고리의 특성을 설명하는데, 직사각형 단면, 목성 방향의 두께 감소, 고리의 상하 가장자리 밝기 등이다.^[27]

그러나 테베의 궤도 바깥에서 보이지 않는 시신들, 뒤가 가려진 빛에서 보이는 구조물들 때문에 테베 연장처럼 지금까지 어떤 성질은 설명되지 않은 채 가버렸다.^[9]테베 확장에 대한 한 가지 가능한 설명은 조비안 자력권에서 오는 전자기력의 영향이다.이 먼지가 목성 뒤의 그림자에 들어가면, 꽤 빠르게 전하를 잃는다.이 작은 먼지 입자들은 행성과 부분적으로 상관되기 때문에, 그들은 테베 고사머 링의 바깥쪽 확장을 형성하면서 그림자가 지나가는 동안 바깥쪽으로 움직일 것이다.^[31]동일한 힘은 아말테아와 테베의 궤도 사이에서 발생하는 입자 분포와 링의 밝기의 딥을 설명할 수 있다.^[29][31]

아말테아 궤도의 바로 안쪽에 있는 밝기의 최고점, 따라서 아말테아 고사머 링의 수직 비대칭은 이 달의 선행(L₄) 및 후행(L₅) 라그랑주 지점에 갇힌 먼지 입자 때문일 수 있다.^[27]이 입자들은 또한 라그랑가 점들 사이의 편자 궤도를 따라갈 수도 있다.^[12]먼지는 테베의 선두 및 후행 라그랑주 지점에도 존재할 수 있다.이 발견은 두 개의 입자 집단이 고사암 고리 안에 있다는 것을 암시한다. 하나는 위에서 설명한 것처럼 목성 방향으로 천천히 표류하는 반면 다른 하나는 그것과 1:1 공명에 갇힌 원천 달 근처에 남아 있다.^[27]

히말라야 반지

2006년 9월, 명왕성에 대한 NASA의 뉴 호라이즌스 임무가 중력 보조를 위해 목성에 접근했을 때, 그것은 불규칙한 위성 히말리아 궤도와 평행하고 약간 내부에 있는 희미한, 이전에 알려지지 않았던 행성 고리 또는 고리 호로 보이는 것을 촬영했다.뉴호라이즌스가 이미징한 고리나 호 부분의 재료 양은 히말라야와 알베도가 같다고 가정했을 때 최소 0.04km였다³.반지(arc)가 히말라야의 잔해라면, 히말라야 궤도의 세기적 규모를 감안할 때 꽤 최근에 형성된 것이 틀림없다.이 고리는 아주 작은 미발견 달이 히말라야에 충돌했을 때 생긴 파편일 가능성이 있으며, 이는 목성이 충돌을 통해 작은 달을 계속 얻고 잃을 수도 있다.^[32]

탐험

조비안 고리의 존재는 1975년 파이오니어 11 우주선에 의해 행성의 방사선 벨트를 관찰한 것에서 추론되었다.^[33]1979년 보이저 1호 우주선은 고리 시스템의 과대 노출 이미지를 얻었다.^[1]같은 해 보이저 2호에 의해 보다 광범위한 영상이 진행되어 반지의 구조를 대략적으로 결정할 수 있었다.^[5]1995년과 2003년 사이에 갈릴레오 궤도선에 의해 획득된 영상의 우수한 품질은 조비안 고리에 대한 기존의 지식을 크게 확장시켰다.^[2]1997년과 2002년 케크^[4] 망원경과 1999년^[3] HST가 지상으로 고리를 관찰한 결과 뒤편에서 볼 수 있는 풍부한 구조가 드러났다.2007년^[11] 2~3월 뉴호라이즌스 우주선에 의해 전송된 영상은 처음으로 메인 링의 미세 구조를 관찰할 수 있게 했다.2000년에 토성으로 가는 카시니 우주선은 조비안 링 시스템에 대한 광범위한 관측을 실시했다.^[34]조비안 시스템에 대한 향후 임무는 반지에 대한 추가 정보를 제공할 것이다.^[35]

갤러리

갈릴레오에 의해 이미징된 반지 시스템

2016년 8월 27일 주노가 내부에서 관찰한 반지

참고 항목

• 목성의 위성

메모들

참조

외부 링크

위키미디어 커먼스는 목성(링)과 관련된 미디어를 보유하고 있다.

• 목성 반지 자료표
• NASA 태양계 탐사에 의한 목성의 고리
• NASA 파이오니어 프로젝트 페이지
• NASA 보이저 프로젝트 페이지
• NASA 갈릴레오 프로젝트 페이지
• NASA 카시니 프로젝트 공간
• 새 호라이즌 프로젝트 페이지
• 행성 링 노드: 목성의 링 시스템
• USGS 행성 명명 페이지에서 본 목성 명명법