عرض مصدر حلقات المشتري

[[ملف:PIA01627 Ringe-ar.jpg|تصغير|400px|يسار|صورة توضح نظام حلقات كوكب المشتري ويظهر فيها مكونات النظام الأربعة.]]
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>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Smith |الأول=B. A. |مؤلف2=Soderblom, L. A. |مؤلف3=Johnson, T. V. |إظهار المؤلفين= etal  |عنوان=The Jupiter System through the Eyes of Voyager 1 |صحيفة=Science |تاريخ=1979 |المجلد=204 |صفحات=951–957, 960–972 |bibcode=1979Sci...204..951S |doi=10.1126/science.204.4396.951 |pmid=17800430 |العدد=4396}}</ref> 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 [[مقراب|تلسكوب]] [[مقراب هابل الفضائي|هابل الفضائي]] لعدة سنوات.<ref name=dePater1999>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=de Pater |الأول=I. |مؤلف2=Showalter, M. R. |مؤلف3=Burns, J. A. |إظهار المؤلفين= etal  |عنوان=Keck Infrared Observations of Jupiter's Ring System near Earth's 1997 Ring Plane Crossing |صحيفة=Icarus |تاريخ=1999 |المجلد=138 |العدد=2 |صفحات=214–223|doi=10.1006/icar.1998.6068|مسار=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/DePater99.pdf| تنسيق=pdf |bibcode=1999Icar..138..214D| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170214223024/http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/DePater99.pdf | تاريخ أرشيف = 14 فبراير 2017 }}</ref> 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>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Showalter |الأول=M. R. |الأخير2=Burns |الأول2=J. A. |الأخير3=Cuzzi |الأول3=J. N. |مؤلف3-وصلة=James B. Pollack |عنوان=Jupiter's Ring System: New Results on Structure and Particle Properties |صحيفة=Icarus |تاريخ=1987 |المجلد=69 |العدد=3 |صفحات=458–498 |doi=10.1016/0019-1035(87)90018-2 |bibcode=1987Icar...69..458S}}</ref> 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]] و[[ثيبي (قمر)|ثيبي]]» نسبةً للأقمار التي تحتوي على نفس المواد المكونة لهما.<ref name=Esposito2002>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Esposito |الأول=L. W. |مؤلف-وصلة=Larry W. Esposito |عنوان=Planetary rings |صحيفة=Reports on Progress in Physics |تاريخ=2002 |المجلد=65 |العدد=12 |صفحات=1741–1783 |مسار= https://www.iop.org/EJ/abstract/0034-4885/65/12/201 |doi=10.1088/0034-4885/65/12/201|bibcode = 2002RPPh...65.1741E |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20200618004955/https://hkvalidate.perfdrive.com/captcha?ssa=89c21fdb-fce5-4968-9e67-471239789c14&ssb=c2z3g6bek3f1fc3fimpm5mhfd&ssc=http%3A%2F%2Fiopscience.iop.org%2Fabstract%2F0034-4885%2F65%2F12%2F201&ssd=225733867324253&sse=@cldjepmimapjhb&ssf=0c999539a19f46a3e288c021b1b4d3ed96e2f700&ssg=b19a3161-0b22-4e78-b29c-b2c337894842&ssh=95a40841-37e3-4c8d-9fd1-b9f033dd3674&ssi=1ff98bb4-8427-4ea8-9335-31e09d8f0dc9&ssj=48680d40-15e6-424b-aabc-a6630ed2da5e&ssk=support@shieldsquare.com&ssl=374084347054&ssm=68572799828996778104895414064229&ssn=a13497412e444272494896dbe749d15f1412a2978a70-6c18-4686-b1797e&sso=b063e012-d7f6e03c7dd1b779cc1548be443ce34b24239708d2f93114&ssp=96726562121592450379159245245904777&ssq=96392234139344807688041393825899702544930&ssr=MjA3LjI0MS4yMzIuMTIw&sss=Mozilla/4.0%20(compatible;%20MSIE%208.0;%20Windows%20NT%206.1)%20Gecko/20100101%20Firefox/39.0&sst=python-requests/2.23.0&ssu=Mozilla/5.0%20(compatible;%20Yahoo!%20Slurp;%20http://help.yahoo.com/help/us/ysearch/slurp)&ssv=mqrupv1qvl4qo2r&ssw=&ssx=252877226286717&ssy=blicihflhoaiecfjjm@mbhmpbcag@ibblbogceid&ssz=a6b5a2a4796ffcd|تاريخ أرشيف=2019-12-18}}</ref>

تتكون الحلقة الرئيسية وحلقة الهالة من الغبار الخارج من [[قمر طبيعي|الأقمار]] «[[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>{{استشهاد بدورية محكمة 
|الأخير=Throop |الأول=H. B.
|الأخير2=Porco |الأول2=C. C. |مؤلف2-وصلة=Carolyn C. Porco
|الأخير3=West |الأول3=R. A.
|إظهار المؤلفين=etal 
|عنوان=The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based Observations |صحيفة=Icarus |تاريخ=2004 |المجلد=172 |العدد=1 |صفحات=59–77 |doi=10.1016/j.icarus.2003.12.020 |مسار=http://ciclops.org/media/sp/2007/2687_7449_0.pdf|تنسيق=pdf |bibcode=2004Icar..172...59T| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180308200057/http://ciclops.org/media/sp/2007/2687_7449_0.pdf | تاريخ أرشيف = 8 مارس 2018 }}</ref> الكتلة الإجمالية للنظام الحلقي غير معروفة بشكل جيد، ولكنها على الأرجح تتراوح 10<sup>11</sup>&nbsp;إلى 10<sup>16</sup>&nbsp;كجم.<ref name=Burns2004>{{استشهاد بموسوعة |الأخير=Burns|الأول=J. A. |الأخير2=Simonelli|الأول2=D. P. |الأخير3=Showalter|الأول3=M. R. |الأخير4=Hamilton |الأخير5=Porco |الأخير6=Throop |الأخير7=Esposito |الفصل=Jupiter's Ring-Moon System |موسوعة=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere|تاريخ=2004|ناشر=Cambridge University Press|محرر= Bagenal, F.|محرر2= Dowling, T.E.|محرر3= McKinnon, W.B.|مسار الفصل=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf| تنسيق الفصل=pdf|bibcode=2004jpsm.book..241B|صفحات=241}}</ref>

== 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% ||&nbsp;— ||
|-
! 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|بأدراسيتا]]
|-
! حلقة أمالثيا الرقيقة
| {{val|129000}}–{{val|182000}} || {{val|53000}} || {{val|2000}} ||100%||10<sup>7</sup>– 10<sup>9</sup>||مرتبطة [[أمالثيا|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 ===
[[ملف:Jovian Ring System PIA01623.jpg|تصغير|300px|صورة توضح نظام حلقات المشتري مع توضيح للحلقات وأماكن تواجد الأقمار]]
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>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Ockert-Bell |الأول=M. E. |مؤلف2=Burns, J. A. |مؤلف3=Daubar, I. J. |إظهار المؤلفين= etal  |عنوان=The Structure of Jupiter’s Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment |صحيفة=Icarus |تاريخ=1999 |المجلد=138 |العدد=2 |صفحات=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>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Morring |الأول=F. |عنوان=Ring Leader |صحيفة=Aviation Week & Space Technology |تاريخ=May 7, 2007 |صفحات=80–83}}</ref><ref name="New Horizons">{{استشهاد ويب|عنوان=Jupiter's Rings: Sharpest View |تاريخ=May 1, 2007 |ناشر=NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute |مسار=http://pluto.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=3&gallery_id=2&image_id=16 |تاريخ الوصول=2011-09-29 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20141113231554/http://pluto.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=3&gallery_id=2&image_id=16 |تاريخ أرشيف=November 13, 2014 |url-status=dead}}</ref>

=== توزيع حجم الأطياف والجسيمات ===
أظهرت أطياف الحلقة الرئيسية التي تم الحصول عليها بواسطة [[مقراب هابل الفضائي|تلسكوب هابل الفضائي]]،<ref name=Meier1999/> ومرصد [[مرصد كيك|كيك]]،<ref name=Wong2006>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Wong |الأول=M. H. |الأخير2=de Pater |الأول2=I. |الأخير3=Showalter |الأول3=M. R. |إظهار المؤلفين=etal |عنوان=Ground-based Near Infrared Spectroscopy of Jupiter's Ring and Moons |صحيفة=Icarus |تاريخ=2006 |المجلد=185 |العدد=2 |صفحات=403–415 |doi=10.1016/j.icarus.2006.07.007 |bibcode=2006Icar..185..403W}}</ref> ومسبار [[غاليليو (مسبار فضاء)|غاليليو]] الفضائي،<ref name=McMuldroch2000>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=McMuldroch |الأول=S. |مؤلف2=Pilortz, S. H. |مؤلف3=Danielson, J. E. |إظهار المؤلفين= etal  |عنوان=Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter's Ring System |صحيفة=Icarus |تاريخ=2000 |المجلد=146 |العدد=1 |صفحات=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>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Meier |الأول=R. |مؤلف2=Smith, B. A. |مؤلف3=Owen, T. C. |إظهار المؤلفين= etal  |عنوان=Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea |صحيفة=Icarus |تاريخ=1999 |المجلد=141 |العدد=2 |صفحات=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>{{استشهاد بمنشورات مؤتمر |الأخير=Showalter |الأول=M. R. |الأخير2=Burns |الأول2=J. A. |الأخير3=de Pater |الأول3=I. |إظهار المؤلفين=etal |عنوان=Updates On The Dusty Rings Of Jupiter, Uranus And Neptune |تاريخ=26–28 September 2005 |عنوان الكتاب=Proceedings of the Conference held September 26–28, 2005 |مكان=Kaua'i, Hawaii. |المعرف=LPI Contribution No. 1280 |صفحات=130 |bibcode=2005LPICo1280..130S}}</ref> 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>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Brooks |الأول=S. M. |مؤلف2=Esposito, L. W. |مؤلف3=Showalter, M. R. |إظهار المؤلفين= etal  |عنوان=The Size Distribution of Jupiter's Main Ring from Galileo Imaging and Spectroscopy |صحيفة=Icarus |تاريخ=2004 |المجلد=170 |العدد=1 |صفحات=35–57 |doi=10.1016/j.icarus.2004.03.003 |bibcode=2004Icar..170...35B}}</ref><ref name=Burns2001>{{استشهاد بموسوعة|الأخير=Burns|الأول=J.A.|مؤلف2=Hamilton, D.P. |مؤلف3=Showalter, M.R. |الفصل=Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics |موسوعة=Interplanetary Dust|تاريخ=2001 |ناشر=Springer |مكان=Berlin  |محرر=Grun, E. |محرر2=Gustafson, B. A. S. |محرر3=Dermott, S. T. |محرر4=Fechtig H. |صفحات=641–725|مسار الفصل=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf|تنسيق الفصل=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 بحوالي 10<sup>7</sup>−10<sup>9</sup>&nbsp;كجم، وكتلة الأجسام -باسثناء ميتيس وأدراستيا- هي 10<sup>11</sup>−10<sup>16</sup>&nbsp;كجم. هذا الكتل يمكن مقارنتها بكتل أدراستيا 10<sup>11</sup>−10<sup>16</sup>&nbsp;كجم، وأملثيا 2x 10<sup>18</sup> كجم، وقمر الأرض 7.4x 10<sup>22</sup> كجم

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>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Burns |الأول=J. A.|مؤلف2=Showalter, M. R. |مؤلف3=Hamilton, D. P. |إظهار المؤلفين= etal  |عنوان=The Formation of Jupiter's Faint Rings |صحيفة=Science |تاريخ=1999 |المجلد=284 |صفحات=1146–1150 |doi=10.1126/science.284.5417.1146 |مسار=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/BurnsShowHam99.pdf|تنسيق=pdf |pmid=10325220 |العدد=5417 |bibcode=1999Sci...284.1146B| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160603190838/http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/BurnsShowHam99.pdf | تاريخ أرشيف = 3 يونيو 2016 }}</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>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Showalter|الأول=Mark R.|مؤلف2=Cheng, Andrew F. |مؤلف3=Weaver, Harold A. |إظهار المؤلفين= etal |عنوان= Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter's Ring System|صحيفة=Science|تاريخ=2007|المجلد=318|صفحات=232–234|doi=10.1126/science.1147647| bibcode=2007Sci...318..232S|pmid= 17932287|العدد=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 ===
[[ملف:Jovian Halo Ring PIA00658.jpg|تصغير|300px|يسار|صورة بألوان غير حقيقية لحلقة الهالة من مسبار جاليليو]]
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 الخاصة 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''<sup>−0.6</sup> إلى ''z''<sup>−1.5</sup> 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.

== حلقات رقيقة ==
=== حلقة أمالثيا الرقيقة ===
[[ملف:Jovian Gosamer Rings PIA00659.jpg|تصغير|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>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Showalter|الأول=Mark R. |الأخير2=de Pater|الأول2=Imke |الأخير3=Verbanac|الأول3=Guili |إظهار المؤلفين=etal |عنوان= Properties and dynamics of Jupiter's gossamer rings from Galileo, Voyager, Hubble and Keck images|صحيفة=Icarus|تاريخ=2008|المجلد=195|العدد=1|صفحات=361–377|doi=10.1016/j.icarus.2007.12.012| مسار=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/ShoPatVer08.pdf|تنسيق=pdf|bibcode=2008Icar..195..361S| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160603190848/http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/ShoPatVer08.pdf | تاريخ أرشيف = 3 يونيو 2016 }}</ref>|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>{{استشهاد بدورية محكمة | الأخير1 = De Pater | الأول1 = I. | الأخير2 = Showalter | الأول2 = M. R. | الأخير3 = MacIntosh | الأول3 = B. | عنوان = Keck observations of the 2002–2003 jovian ring plane crossing | doi = 10.1016/j.icarus.2007.11.029 | صحيفة = Icarus | المجلد = 195 | صفحات = 348–360 | سنة = 2008 | bibcode=2008Icar..195..348D}}</ref>

 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>{{استشهاد بمنشورات مؤتمر |الأخير=Krüger |الأول=H. |مؤلف2=Grün, E. |مؤلف3=Hamilton, D. P.  |عنوان=Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings |تاريخ=18–25 July 2004 |عنوان الكتاب=35th COSPAR Scientific Assembly |صفحات=1582 |bibcode=2004cosp...35.1582K}}</ref><ref name=Kruger2008>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Krueger|الأول=Harald |الأخير2=Hamilton |الأول2=Douglas P. |الأخير3=Moissl |الأول3=Richard |الأخير4=Gruen |الأول4=Eberhard
|عنوان=Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings|صحيفة=Icarus|تاريخ=2009| bibcode=2009Icar..203..198K|doi=10.1016/j.icarus.2009.03.040 |المجلد=2003|العدد=1|صفحات=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>{{استشهاد بدورية محكمة
 |الأخير = Fieseler|الأول = P.D.|إظهار المؤلفين=etal
 |عنوان=The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea
 |bibcode=2004Icar..169..390F
 |صحيفة=Icarus|تاريخ=2004|المجلد=169|العدد=2
 |صفحات=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]]هم 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 ==
[[ملف:Himalia ring.jpg|تصغير|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">
{{استشهاد ويب
  |عنوان=FAQ: Why don't you have Jovian satellite S/2000 J11 in your system?
  |ناشر=JPL Solar System Dynamics
  |مؤلف=IAUC 7555, January 2001
  |مسار= https://ssd.jpl.nasa.gov/?faq#A07
  |تاريخ الوصول=2011-02-13|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20190821145435/https://ssd.jpl.nasa.gov/?faq|تاريخ أرشيف=2019-08-21}}</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">[https://www.newscientist.com/article/mg20527523-400-lunar-marriage-may-have-given-jupiter-a-ring/?ignored=irrelevant "Lunar marriage may have given Jupiter a ring"], [[نيو ساينتست]], March 20, 2010, p. 16. {{استشهاد ويب |مسار=http://www.newscientist.com/article/mg20527523.400-lunar-marriage-may-have-given-jupiter-a-ring.html |عنوان=نسخة مؤرشفة |تاريخ الوصول=15 مارس 2018 |تاريخ أرشيف=22 فبراير 2014 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20140222050737/http://www.newscientist.com/article/mg20527523.400-lunar-marriage-may-have-given-jupiter-a-ring.html |حالة المسار=bot: unknown }}</ref> ومع ذلك فإن إعادة اكتشاف ديا في عامي 2010 و 2011<ref name="MPEC2012-R22">{{استشهاد ويب
  |تاريخ=2012-09-11
  |عنوان=MPEC 2012-R22 : S/2000 J 11
  |ناشر=Minor Planet Center
  |مؤلف=Gareth V. Williams
  |مسار=http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12R22.html
  |تاريخ الوصول=2012-09-11
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170731004151/http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12R22.html | تاريخ أرشيف = 31 يوليو 2017 }}</ref> يبطل الرابط بين حلقة ديا والهيمالايا.

== 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>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Fillius |الأول=R. W. |مؤلف2=McIlwain, C. E. |مؤلف3=Mogro-Campero, A.  |عنوان=Radiation Belts of Jupiter—A Second Look |صحيفة=Science |تاريخ=1975 |المجلد=188 |صفحات=465–467 |bibcode=1975Sci...188..465F |doi=10.1126/science.188.4187.465 |pmid=17734363 |العدد=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[[مقراب 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 البنية 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.

== ملاحظات ==
<references group="lower-alpha"/>

== مراجع ==
{{مراجع}}

{{تصنيف كومنز|Jupiter (rings)}}
{{جدول النظام الشمسي}}
{{أقمار المشتري}}
{{حلقات كوكبية}}
{{المشتري}}
{{شريط بوابات|علم الفلك|الفضاء|المشتري|المجموعة الشمسية}}

[[تصنيف:أجرام فلكية اكتشفت في 1979]]
[[تصنيف:اكتشافات فوياجر 1]]
[[تصنيف:المشتري]]
[[تصنيف:حلقات كوكبية]]