[轉貼] 木星環

godzilla

木星環，是指圍繞在木星周圍的行星環系統。它是太陽系第三個被發現的行星環系統，第一個和第二個分別是土星環及天王星環。木星環首次被觀測到是在1979年，由航海家一號發現及在1990年代受到伽利略號進行詳細調查。木星環在25年來亦可以由哈勃太空望遠鏡及地球觀察。在地上需要現存最大的望遠鏡才能夠進行木星環的觀察。


隱約的木星環系統主要由塵埃組成。木星環分成四個部分：厚厚的粒子環面內層稱為"光環"；一個相對光亮的而且特別幼的"主環"；與及兩個外部既厚又隱約的"薄紗光環"，其名稱由形成她們的物質的衛星而來：木衛五（阿馬爾塞）和木衛十四（底比斯）。

木星環的主環及光環由衛星木衛十六（墨提斯）、木衛十五（阿德剌斯忒亞）及其他不能觀測的主體因為高速撞擊而噴出的塵埃組成。在2007年二月至三月由新視野號取得的高解像度圖像顯示主環有豐富的精細結構。

在可見光及近紅外線光線下，除了光環呈現灰色或藍色外，木星環會呈現紅色。在環內的塵埃大小不定，但是所有環除了光環以外的塵埃橫切面面積最大為半徑約15微米的非球體粒子。光環主要由亞微米級塵埃組成。環狀系統的主要質量（包括不可見的主體）約為1016 公斤，和木衛十五質量相當。環狀系統的年齡不詳，但是可能在木星形成時已經存在。


範圍

狹窄又幼細的主環的木星環系統最光的地方。她的外部邊界位於半徑1.806RJ（~129,000 km; RJ = 木星赤道半徑或是71,398 km）並與木星最小內部衛星木衛十五軌道吻合。她的內部邊界不受任何衛星定位並位於~122,500 km （1.72 RJ）。


受到正面散射時的特徵

由以上的數據得知主環闊度為~6,500 km。主環的外貌依觀察角度而改變。受正面散射（scattering）的光線（即光線散射的角度相對太陽光的為小）照射的主環的光度在128,600 km 急速下降（剛好在木衛十五軌道的內部）並在129,300 km 達到背景等級（background level）（剛好在木衛十五軌道的外部）。所以位於 129,000 km 的木衛十五可以清楚指示出主環位置。除了位於128,000 km 的木衛十六軌道附近的部分顯著的缺口外，光度越接近木星便越會增加，並在環的中心點128,000 km 達至最高光度。主環的內部邊界與此相反，由124,000 至120,000 km 慢慢地變得暗淡，與光環融合。所有木星環在受到正面散射的光線照射下都會變得特別光亮。


受到背向散射時的特徵

情況在背向散射光線（即光線以相對於太陽光的180°作出散射）照射的情況下變得不同。位於129,100 km，即略為在木衛十五軌道外的主環外部邊界變得十分陡峭。衛星的軌道被主環的一個裂口所標示，所以有一個幼小的小環剛好在軌道外。另外一個小環位於木衛十五軌道內，接著又有一個來源不明的裂口位於~128,500 km。第三個小環在被發現在木衛十六的軌道外的中央裂口內部。主環的光度在木衛十六軌道外部急速下降，形成木衛十六裂口。受到背向散射光線照射的木衛十六軌道內部的主環光度比起正面散射光線照射的上升程度少很多。所以在背向散射角度下主環表現出兩個不同部分：一個狹窄的外部由128,000 伸延至 129,000 km，其中包含了三個由裂口所分隔的小環；與及一個較暗淡的內部由122,500 伸延至 128,000 km，缺乏任何在正面散射中可見的結構。木衛十六裂口成為她們兩者的邊界。主環的精細結構由伽利略號的數據發現，新視野號在2007年二月至三月的背向散射圖像令主環可以清楚被看見。但是哈勃太空望遠鏡、凱克天文台和卡西尼-惠更斯號的觀測不能偵測到其存在，有可能因為其不足的角分辨度。


主環的光華

主環在背向散射光線觀察下像是剃刀般薄，在垂直方向伸延不足30 km。在側向散射角度下主環闊度是80–160 km，闊度以木星方向上升。主環在正向散射角度會顯得厚很多(~300 km)。伽利略號的其中一個發現是主環的光華，其光華是一個暗淡、相對厚(~600 km)的物質雲包圍其內部。她的光華越向內部，即往光環過渡的邊界方向便會變得越厚。伽利略號的詳細分析影像顯示主環光度的縱向轉變與觀察角度無關係。在500–1000 km的尺度中伽利略號的影像亦顯示出主環有不規則情況出現。


七個細小的環物質團

在2007年二月至三月的新視野號航天器對主環中的新衛星進行了一個深入的探索。雖然無大於0.5km的衛星被發現，航天器的照相機偵測到七個細小的環物質團。她們的軌道剛好在木衛十五軌內，在一個密集的小環中。有關她們只是一團物質而非衛星的結論建基於她們延長了的方位角特徵。她們沿著主環的1000–3000 km間形成了一個0.1–0.3°的角。那些團塊分為兩組，分別有五位及兩位成員。現在對那些團塊的性質仍然不清晰，但是她們的軌道與木衛十六的有一個接近 115:116 和 114:115 的軌道共振。而這個相互作用引致她們可以有一個波狀結構。


光譜與粒子大小分佈

由哈勃太空望遠鏡、凱克天文台、伽利略號和卡西尼-惠更斯號取得的主環的光學頻譜，顯示出組成主環的粒子是紅色的，所以她們的反照率在較長的波長較高。現存的光譜橫跨0.5–2.5 μm的範圍。現階段無任何光譜特徵可以指出那些粒子是那一種個別的化合物。主環的光譜特徵與木衛十五及木衛五的十分類似。


嘗試解釋主環光譜特徵的假說

主環的性質可以由她包含顯著數量的 0.1–10 μm 粒子大小的塵埃假說得到解釋。以上假說解釋了為何主環的正面散射比背向散射較強。但是需要有較大的物體才能解釋主環光亮外部的強背向散射及精細構造。


由數據推算下形成的模型

現存相態及光譜數據的分析引導出一個主環中的細小粒子的大小分佈遵守冪次法則（Power law）的結論：


其中 n(r) dr為半徑在 r 與 r + dr 之間的粒子數目，而A是一個歸一化（normalizing）參數（parameter）去配合已知的主環放出光通量的總和。參數q 在粒子的 r <15 ± 0.3 μm 時為 2.0 ± 0.2 、 在粒子的 r > 15 ± 0.3 μm 時為 = 5±1 。大小在 mm–km 之間的較大物體分佈情況目前不明。在此模型下的光線散射由 r ~15 μm 的粒子主導。