2017년 2월 3일 금요일

목성의 환

목성의 환

4개의 환으로부터 구성되는 목성의 환의 개관

목성의 환(도 버릇 있어의 원)은, 태양계에 있어 토성의 고리, 천왕성의 환에 이어 3번째에 발견된 혹성의 환이다.1979년에 보이저 1호에 의해서 발견되어[1], 1990년대에 갈릴레이에 의해서 상세하게 관측된[2].또, 합불 우주 망원경이나 지구의 관측 시설로부터도 관측된[3].지상으로부터의 관측에는, 최대급의 망원경이 필요한[4].

목성의 환은, 희박하고, 주로 티끌의 성분으로 되어 있어[1][5], 4의 주요한 환으로부터 구성된다.가장 안쪽의"할로환", 비교적 밝고 매우 얇은"주환", 대폭으로 두껍고 희박한 외측의 2개의"고사마환"이며, 고사마환은, 각각 아마르테아와 테이베 유래의 티끌로부터 되어 있어, 각각의 위성의 이름을 붙여 불리는[6].

주환과 할로환은, 메티스와 아드라스테아, 그 외의 미발 봐의 친천체에 고속으로 충돌이 일어난 결과 방출된 티끌로부터 구성되어 있는[2].2007년 2월과 3월에 뉴・호라이즌즈에 의해서 촬영된 고정밀도의 화상에 의해서, 주환의 상세한 구조가 분명해진[7].

가시광선이나 근적외선으로는, 환은 빨강 같게 보이지만, 할로환 만일 수 있는은 푸르스름하게 보이는[3].환의 입자의 크기는 다양하지만, 할로환 이외의 횡단면의 부분은, 가장 큰 약 15μm의 비구형의 입자로 구성되는[8].할로환은, 아마 1μm이하의 입자가 대부분이다.환전체(미발 봐의 친천체를 포함한다)의 질량은 거의 불명하지만, 아마, 1011에서 1016 kg의 범위에 있다고 생각할 수 있는[9].환의 연령도 불명하지만, 목성 자체의 형성보다 전부터 존재하고 있던 가능성도 있는[9].

한가 리어의 궤도상에도 환이 존재할 가능성이 있다.S/2000 J 11이 정말로 한가 리어에 충돌하고 있으면, 형성되고 있을 것인[10].

목차

발견과 구조

목성의 환은, 토성과 천왕성에 잇고, 태양계에서 발견된 3번째의 환이다.1979년에 보이저 1호에 의하고 처음으로 관측된[1].4의 주요한 환으로부터 구성된다.목성의 환은, 희박하고, 주로 티끌의 성분으로 되어 있어, 4의 주요한 환으로부터 구성된다.가장 안쪽의"할로환", 비교적 밝고 매우 얇은"주환", 대폭으로 두껍고 희박한 외측의 2개의"고사마환"이며, 고사마환은, 각각 아마르테아와 테이베 유래의 티끌로부터 되어 있어, 각각의 위성의 이름을 붙여 불리는[6].기존의 환의 주요한 성질등은, 이하의 겉(표)대로인[2][5][6][8].

이름 반경(km) 폭(km) 두께(km) 광학적 깊이[c] 티끌의 비율(inτ) 질량, kg 비고
할로환 92 000-122 500 30 500 12 500 ~1×10-6 100%  -
주환 122 500-129 000 6 500 30-300 5.9 ×10-6 ~25% 107- 109 (티끌)
1011- 1016 (큰 입자)
 아드라스테아가 경계
아마르테아・고사마환 129 000-182 000 53 000 2 000 ~1×10-7 100% 107- 109 아마르테아와 접속
테이베・고사마환 129 000-226 000 97 000 8 400 ~3×10-8 100% 107- 109 테이베와 접속

주환

외관과 구조

 
환과 위성의 위치를 나타낸 개략도

폭이 좁고 비교적 두께가 얇은 주환은, 목성의 환 중(안)에서 가장 밝다.그 외단은, 목성의 중심으로부터 약 12만 9,000 km(목성 반경의 1.806배)에 위치해, 목성중혹성으로 가장 작은 아드라스테아의 궤도와 일치하는[2][5].내향적임은, 목성의 중심으로부터 약 12만 2,500 km(목성 반경의 1.72배)로, 위성은 존재하지 않는[2].

주환의 폭은 약 6,500 km로, 보이는 방법은 각도에 따라서 다른[9].전방 산란빛아래에서는, 주환의 밝기는, 아드라스테아의 궤도의 바로 안쪽, 12만 8,600 km로 급격하게 저하하기 시작해 아드라스테아의 궤도의 바로 외측, 12만 9,300 km로 배경과 같은 레벨이 되는[2].그 때문에, 아드라스테아는, 명확한 목동 위성이 되고 있는[2][5].밝기는, 목성(분)편에 향해 늘어나, 환의 폭의 한가운데 맞아, 12만 6,000 km의 지점에서 최대가 되지만, 메티스의 궤도에 해당되는 12만 8,000 km의 부근에 명확한 공극이 있는[2].대조적으로, 주환의 안쪽의 경계는, 12만 4,000 km에서 12만 km에 들여 서서히 어두워져, 할로환에 연결되는[2][5].전방 산란빛아래에서는, 모든 목성의 환이 밝게 보인다.

 
윗 그림은, 뉴・호라이즌즈가 후방 산란빛으로 촬영한 주환의 화상.외측부에 상세 구조가 보인다.밑그림은, 전방 산란빛으로 촬영한 주환의 화상으로, 메티스의 궤도에 의한 틈새 이외에는 구조는 안보인다.

한편, 후방 산란빛아래에서는, 상황이 다르다.약 12만 9,100 km, 아드라스테아의 궤도의 바로 외측에 위치하는 주환의 외측의 경계는, 매우 뚜렷한[9].위성의 궤도는 환의 공극이 되고 있어 그 궤도의 외측에 링 렛을 만들고 있다.약 12만 8,500 km아드라스테아의 궤도의 바로 안쪽에도 링 렛이 있어[9], 중앙의 공극의 안쪽, 메티스의 궤도의 외측에 3번째의 링 렛이 있는[9].메티스의 궤도의 안쪽은, 전방 산란빛의 경우보다 환의 밝기는 큰폭으로 저하하는[4].그 때문에, 후방 산란측이 보면, 주환은 2개의 부분으로부터 성립되고 있는 것처럼 보인다.12만 8,000 km에서 12만 9,000 km까지 퍼지는 외측은 좁고, 3개의 링 렛을 포함한다.12만 5,000 km에서 12만 8,000 km까지 퍼지는 외측은 희박하고, 전방 산란으로 보이는 구조가 부족한[9][11].메티스의 궤도가 그러한 경계선이 되어 있다.주환의 상세한 구조는, 갈릴레이로부터의 데이터에 의해서 얻을 수 있어 후방 산란빛의 화상은 2007년 2월부터 3월의 뉴・호라이즌즈의 관측으로부터 얻을 수 있던[7][12].합불 우주 망원경[3]이나 결구 천문대[4], 캇시니등에 의하기 이전의 관측으로는, 아마 해상도가 낮은 탓으로, 이것들을 찾아낼 수 없었던[8].그러나, 2002년부터 2003년에, 결구 천문대에서도 보상 광학의 기술을 이용하는 것으로 상세한 구조를 얻을 수 있던[13].

후방 산란빛으로의 관측으로는, 주환은, 면도칼의 칼날과 같이 얇고, 수직 방향에는 30 km나 없는 것처럼 보이는[5].측방 산란빛으로는, 그 두께는 80 km에서 160 km로, 얼마인가 목성에 퍼지고 있는[2][8].전방 산란빛으로는 가장 두껍게 보여 약 300 km가 되는[2].갈릴레이의 성과의 하나는, 주환에 부푼 곳의 부분이 있는 것을 발견한 것인[2].희박하고, 약 600 km와 비교적 두꺼운 물질의 구름이, 안쪽의 부분을 둘러싸고 있는[2].이 부푼 곳은, 주환의 안쪽의 경계로 향해서 두께를 더해, 할로환에 연결되는[2].

갈릴레이의 화상의 상세한 분석에 의해, 보는 분 모퉁이에 무관계한 세로 방향의 밝기의 변화가 분명해졌다.또, 500 km에서 1,000 km정도의 몇개의 반점이 발견된[2][9].

2007년 2월부터 3월, 뉴・호라이즌즈는 주환의 안쪽에서 새롭게 위성을 발견하기 위한 상세한 관측을 실시한[14].0.5 km를 넘는 크기의 위성은 발견되지 않았지만, 뉴・호라이즌즈의 카메라는, 환을 구성하는 입자가 덩어리진 상태가 되어 있는 것을 7발견했다.그것들은, 아드라스테아의 바로 안쪽의 궤도에서 밀도의 진한 링 렛을 돌고 있었지만[14], 그 형상으로부터, 이것들은 작은 위성이 아니고, 단순한 덩어리이다고 결론 붙일 수 있었다.이것들은, 환에 따라서, 1,000 km에서 3,000 km에 상당하는 0.1о에서 0.3о의 범위에 존재하는[14].이 덩어리는, 2와 5개의 2 그룹으로 분류된다.그 성질은 밝혀지지 않지만, 메티스와의115:116및114:115의 공명 궤도에 가까운 궤도상에 있는[14].이 공명 때문에, 물결과 같은 구조를 하고 있을 가능성이 있다.

스펙트럼과 입자의 크기의 분포

 
갈릴레이에 의해서 전방 산란으로 촬영된 주환의 화상.메티스의 궤도에 의한 틈새가 명확하게 보인다.

합불 우주 망원경[3], 결구 천문대[15], 갈릴레이[16], 캇시니[8]등에 의해서 모아진 주환의 스펙트럼에 의해, 환을 구성하는 입자는 불그스름해는 내려 즉 그 알베도는 긴 파장으로 높아지는 것이 나타났다.스펙트럼의 파장은 0.5에서 2.5μm인[8].특정의 화학물질에 유래하는 스펙트럼은 발견되지 않지만, 캇시니의 관측에 의해, 0.8μm와 2.2μm에 흡수대가 존재하는 증거가 얻어지고 있는[8].주환의 스펙트럼은, 아드라스테아[3]으로 아마르테아[15]의 스펙트럼과 매우 유사하고 있다.

주환의 성질은, 0.1에서 10μm의 지름의 티끌이 대량으로 포함되어 있으면 가정한다고 설명 가능하다.이것으로, 후방 산란과 비교해서 전방 산란이 보다 강하다고 하는 성질을 설명할 수 있는[9][11].그러나, 후방 산란의 힘이나 밝은 주환의 외측 부분의 상세 구조를 설명하기 위해서는, 큰 천체의 존재가 필요한[9][11].

얻어지고 있는 데이터나 스펙트럼을 분석하면, 주환을 구성하는 입자의 크기의 분포는, 멱승칙에 따른다고 하는 결론이 이끌리는[8][17][18].

여기서, n(r) dr는, 반경 r와 r+dr의 사이에 포함되는 입자의 수이며, (은)는, 환으로부터의 기존의 빛의 합계류속에 맞도록(듯이) 선택한 정규화 파라미터이다.파라미터 q는, r < 15±0.3μm의 입자에 대해서 2.0±0.2, r > 15±0.3μm의 입자에 대해서 q = 5±1인[8].mm로부터 km레벨의 큰 천체의 분포는, 정확하게는 결정할 수 없는[9].이 모델에 있어서의 광산란은, 지름이 약 15μm의 입자에 의해서 지배되는[8][16].

상기의 멱승칙에 의해, 주환의 광학적 깊이 의 추정이 가능해져, 큰 천체에 대해서는 , 티끌에 대해서는 (와)과 계산되는[8].이 값은, 환안의 모든 입자의 횡단면적은, 약 5,000 km2인 것을 나타내고 있는[9].주환안의 입자는, 비구형을 하고 있다고 예측되는[8].티끌의 총질량은, 107에서 109 kg[9], 메티스와 아드라스테아를 제외한 큰 천체의 총질량은, 1011에서 1016 kg와 추정된다.이것은, 입자의 최대지름에 의존해, 최대치는, 최대의 직경이 약 1 km때인[9].이것들에 대해서, 아드라스테아의 질량은 약 2×1015 kg[9], 아마르테아의 질량은 2×1018 kg[19], 지구의 달의 질량은 7.4×1022 kg이다.

주환을 구성하는 입자가 2 종류의 지름의 그룹으로 분류할 수 있는 것은, 볼 방향에 의한 보이는 방법의 차이를 설명 할 수 있는[18].티끌은 빛을 전방으로 산란하는 경향이 있어, 아드라스테아의 궤도의 외측에 비교적 두꺼운 균질인 환을 형성하는데 대해[9], 큰 입자는 빛을 후방에 산란하는 경향이 있어, 메티스와 아드라스테아의 사이의 안쪽의 영역을 형성하는[9][11].

기원과 연령

 
목성의 환의 형성

티끌은, 포인팅・로버트슨 효과와 목성의 자기권으로부터의 전자력에 의해서 항상 주환으로부터 제거되는[18][20].얼음등의 휘발성 물질은, 곧바로 증발한다.주환안의티끌의 수명은, 100년부터 1,000년이기 위해[9][20], 1 cm에서 0.5 cm정도의 입자끼리의 충돌[14]나 목성계외로부터 오는 천체와의 충돌에 의해서, 티끌이 계속적으로 공급되고 있을 필요가 있는[9][20].이러한 티끌의 친천체는, 주환의 외측의 폭약 1,000 km의 밝은 부분에 모여 있어 메티스나 아드라스테아도 포함되어 있는[9][11].최대의 친천체는, 0.5 km이하의 크기이다.이 상한치는, 뉴・호라이즌즈의 관측에 달려 있는[14].합불 우주 망원경[3][11]이나 캇시니[8]에 의해서 얻을 수 있던 지금까지의 상한치는, 약 4 km인[9].충돌에 의해서 만들어진 티끌은, 친천체와 거의 같은 궤도 요소를 가지지만, 서서히 나선을 그리도록(듯이) 목성의 방향으로 다가가, 주환의 가장 안쪽 부분 및 할로환에까지 달하는[9][20].주환의 연령은, 현재는 불명하지만, 목성 근방의 코아마체의 마지막 잔해가 모여 있을 가능성도 있는[6].

수직 방향의 히다

갈릴레이와 뉴・호라이즌즈로부터의 화상에 의해, 주환에 2열의 소용돌이상의 수직 방향의 히이지만 있는 것이 확인되었다.이러한 히다는, 목성의 중력장을 고려한 미분 계산에 의해서 예측되는 속도로 시간이 지날 때 마다 게다가 세세해지고 있다.과거에 외부 삽입 하면, 2열의 히이지만 가장 밝았던 것은, 1995년, 슈메이카・레비 제 9 혜성이 목성에 충돌했을 무렵으로, 1990년대 전반에는, 몇개의 작은 히이지만 있던[21][22][23].1996년 11월의 갈릴레이의 관측으로, 히라든가 파장은, 1920±150 km와 630±20 km, 수직의 높이는 2.4±0.7 km와 0.6±0.2 km와 각각 측정된[23].큰 분의 히라든가 형성은, 총질량이2-5×1012 kg의 혜성으로부터 방출된 입자의 구름이 환에 충돌해, 환이 적도면으로부터 2 km 비뚤어졌다고 가정한다고 설명할 수 있는[23].경시적으로 세세해지는 비슷한 나선 모양의 히다는[24], 캇시니에 의해서, 토성의 C환과 D환에서도 발견되고 있는[25].

할로환

외관과 구조

 
갈릴레이에 의해서 전방 산란으로 찍힌 할로환의 채색 화상

할로환은, 가장 안쪽에 있어 두께도 가장 두껍다.외단은, 반경 약 12만 2,500 km(1.72 목성 반경)로[2][5], 주환의 안쪽의 경계와 접하고 있다.이 지점으로부터 목성 측에 향하고, 환은 급속히 두께를 더한다.할로의 정확한 두께는 잘 모르지만, 환을 구성하는 물질이, 환의 평면으로부터 수직 방향으로 1만 km 멀어진 장소에서도 발견되고 있는[2][4].할로환의 안쪽의 경계는 비교적 급격하고, 대체로 반경 1만 km(1.4 목성 반경) 이지만[4], 또한 안쪽, 약 9만 2,000 km의 곳까지 얼마인가의 물질이 존재하는[2].그 때문에, 할로환의 폭은 약 3만 km가 된다.그 형태는, 안쪽의 구조가 불명료한 두꺼운 원환체와 닮아 있는[9].주환과는 대조적으로, 할로환의 외관은, 보는 각도에 거의 의존하지 않는다.

할로환은, 전방 산란으로 보았을 때에 가장 밝고, 광범위하게 건너 갈릴레이로 촬영된[2].표면의 밝기는 주환보다 작지만, 두께가 크기 때문에, 수직 방향에의 광자의 류속은, 동일한 정도이다.수직 방향의 두께는 2만 km이상으로 하는 설도 있지만, 할로의 밝기는 환평면으로 향해 강해져, 멱승칙에 따라서 z-0. 6으로부터 z-1. 5로 저하하는[9].여기서, z는, 환평면으로부터의 고도이다.결구 천문대[4]나 합불 우주 망원경[3]으로 관측된 후방 산란빛아래에서의 할로의 외관도 똑같이 보인다.그러나, 합계의 광자의 류속은, 주환의 몇분의 1인가여, 전방 산란으로 보는 것보다도 환평면에의 밝기의 집중이 강한[9].

할로환의 스펙트럼의 성질은, 주환과는 다르다.류속의 분포는, 0.5-2. 5μm이며, 주환보다 균질인[3].할로환은 불그스름해는 있지 않고, 오히려 푸르스름하게 보이는[15].

할로환의 기원

할로환의 광학적인 성질은, 할로환이 15μm이하의 입자만으로 구성되어 있으면 가정한다고 설명할 수 있는[3][9][17].환평면에서 멀게 멀어진 할로환의 일부는,μm이하의 티끌로 되어 있을 가능성도 있는[3][4][9].이 티끌이 풍부한 조성은, 전방 산란이 강한 일, 푸르스름하게 보이는 것, 구조를 볼 수 없는 것등을 설명 할 수 있다.할로의 광학적 깊이 그리고, 주환의 티끌의 값과 동일한 정도 있는 것부터, 이 티끌은, 주환의 티끌이 유래가 되고 있을 가능성이 있는[5][9].할로의 두께가 큰 일로, 목성의 자기권으로부터의 전자력을 받아 티끌 입자의 궤도 경사각이나 궤도 이심율이 커진다.할로환의 외단은,3:2의 강한 로렌트 공명의 장소에 있는[18][26][27].포인팅・로버트슨 효과로[18][20]입자가 천천히 목성의 방향으로 끌려가는 것에 의해서, 그 궤도 경사각은 한층 더 커진다.주환의 부푼 곳은, 할로환의 시작일지도 모르는[9].할로환의 안쪽의 경계는 가장 강한2:1의 로렌트 공명의 안쪽에는 가지 않은[18][26][27].이 공명 효과에 의해서, 여기가 매우 커져, 입자는 목성의 대기권에 낙하해, 안쪽의 명료한 경계를 형성하는[9].할로환의 입자가 주환에 유래한다고 하면, 양자의 연령은 같게 되는[9].

고사마환

아마르테아・고사마환

 
갈릴레이에 의해서 전방 산란으로 찍힌 고사마환의 화상

아마르테아・고사마환은 매우 희박한 구조로, 반경 약 18만 2,000 km(2.54 목성 반경)의 아마르테아의 궤도에서 반경 약 12만 9,000 km(1.80 목성 반경)까지를 차지하는[2][9].보다 밝은 할로환과 주환이 있기 위해, 안쪽의 경계는 명료하지 않다.환의 두께는 약 2,300 km로, 대체로 아마르테아의 궤도 근처로부터 목성의 방향을 향해 완만하게 감소하고 있는[4].아마르테아・고사마환은, 상단과 하단의 부근에서 가장 밝고, 또 목성의 방향을 향하는에 따라서 밝게 되어 가는[28].환의 외단은 비교적 명료하고[2], 환의 밝기가 아마르테아의 궤도의 바로 안쪽에서 갑자기 떨어지지만[2], 위성의 궤도를 약간 넘어 테이베와의4:3의 공명 궤도에까지 달하는[13].전방 산란으로는, 환의 밝기는 주환의 약 30분의 1인[2].후방 산란으로는, 결구 천문대[4]로 합불 우주 망원경의 소천관측용 고성능 카메라[11]으로 밖에 파악되고 있지 않다.후방 산란의 화상에서는, 환의 새로운 구조가 관측되어 밝기의 피크는 아마르테아의 궤도의 바로 안쪽, 환의 상단과 하단에 있는 것을 아는[4][13].

2002년부터 2003년, 갈릴레이는 고사마환을 2도 통과했다.그 때, 탐사기의 더스트 카운터는, 0.2-5μm의 크기의 입자를 검출한[29][30].한층 더 스타 스캐너는, 아마르테아의 근처에 1 km이하의 작은 천체를 검출한[31].이것들은, 위성에 충돌한 티끌이 모여서 할 수 있던 것일지도 모른다.

고사마환의 지상으로부터의 관측이나 갈릴레이의 사진, 직접적인 티끌의 측정에 의해서, 티끌의 크기의 분포는 주환의 티끌의 크기를 나타내는 멱승칙과 같은 식에서, q=2±0.5가 되는 것을 안[11][30].이 환의 광학적 깊이는 약10-7으로, 주환보다 작지만, 티끌의 질량은 1017-1019 kg로 동일한 정도인[6][20][30].

테이베・고사마환

테이베・고사마환은, 목성의 환으로 가장 희박하다.테이베의 궤도인 반경 22만 6,000 km(3.11 목성 반경)에서 12만 9,000 km(1.80 목성 반경)까지 퍼지는[2][9].보다 밝은 주환과 할로환이 있기 위해, 안쪽의 경계는 불명료한[2].이 환의 두께는, 테이베의 궤도 부근에서 약 8,400 km이며, 목성에 가까워지는에 따라서 완만하게 감소하는[4].아마르테아・고사마환과 같게, 테이베・고사마환은, 상단과 하단의 부근에서 가장 밝고, 또 목성의 방향을 향하는에 따라서 밝게 되어 가는[28].또, 외측의 경계는 그만큼 명료하지 않고, 1만 5,000 km이상으로 퍼지고 있는[2].테이베의 궤도를 넘으면 거의 안보이지만, 28만 km(3.75 목성 반경)까지 퍼지고 있어 Thebe Extension로 불리고 있는[2][30].전방 산란으로는, 테이베・고사마환은, 아마르테아・고사마환의 3분의 1 정도의 밝기로 보이는[2].후방 산란은, 결구 천문대에서 밖에 파악되고 있지 않지만[4], 테이베의 궤도의 바로 안쪽에 밝기의 피크가 보이는[4].2002년부터 2003년, 갈릴레이의 더스트 카운터는, 아마르테아・고사마환과 같은 0.2-5μm의 크기의 입자를 검출해, 이 결과는, 화상으로부터도 확인된[29][30].

테이베・고사마환의 광학적 깊이는, 약 3×10-8으로, 아마르테아・고사마환의 3분의 1 정도이지만, 티끌의 합계 질량은 거의 같은 107-109 kg인[6][20][30].그러나, 입자 지름의 분포는 아마르테아・고사마환보다 얼마인가 작고, 멱승칙의 q의 값은, q< 2이다.Thebe Extension의 q의 값은, 더 작을지도 모르는[30].

고사마환의 기원

고사마환의 티끌은, 본질적으로 주환이나 할로환과 같은 기원이며[20], 그 근원은, 각각 목성의 위성 아마르테아와 테이베이다.목성계로부터 온 천체의 고속의 충돌로, 그 표면으로부터 티끌의 입자가 방출되는[20].이러한 입자는, 당초는 위성과 같은 궤도에 머물고 있지만, 포인팅・로버트슨 효과에 의해, 서서히 나선 모양에 안쪽에 향해 천이 하는[20].고사마환의 두께는, 위성의 궤도 경사각에 기인하는 수직 방향에의 편위운동에 의해서 정해진[9].이 가설은, 환의 단면적이나 목성으로 향해 두께가 감소하는 것, 환의 상하단이 밝은 일등 , 관측되는 거의 모든 성질을 자연스럽게 설명하는[28].

그러나, Thebe Extension의 존재나 후방 산란으로 보이는 구조등 , 몇개의 성질은 설명이 붙어 있지 않은[9].Thebe Extension의 하나의 가능한 설명은, 목성의 중력권의 전자력의 영향이다.티끌이 목성의 뒤의 그림자에 들어가자, 곧바로 그 전하를 잃는다.작은 티끌의 입자는, 부분적으로 혹성의 자전과 동기 하고 있기 때문에, 그림자를 통과하는 동안은, 외측으로 향해 이동해, 테이베・고사마환의 외측에 퍼진다고 하는 것인[32].같은 작용으로, 아마르테아와 테이베의 궤도의 사이로, 입자 지름의 분포나 환의 밝기가 작은 일도 설명할 수 있는[30][32].

아마르테아의 궤도의 바로 안쪽에 있는 밝기의 피크나 아마르테아・고사마환의 수직 방향의 비대칭성은, 위성의 라그란쥬점(L4 및 L5)에 입자가 포착되는 것에 의한[28].테이베・고사마환에서도 같이이다.이 발견은, 고사마환내의 입자의 운동이 2 종류로 나눌 수 있는 것을 시사하고 있다.하나는, 상기와 같이 목성으로 향해 천천히 감도는 것으로, 이제 하나는, 위성과의1:1의 궤도 부근에 머무는 것인[28].

한가 리어의 환

 
뉴・호라이즌즈가 촬영한 한가 리어의 환 같은 것

직경 4 km의 작은 위성 S/2000 J 11이, 2000년의 발견의 뒤, 잃어진[33].1개의 설은, 직경 170 km의 것보다 큰 위성 한가 리어에 충돌해, 희박한 환을 형성했다고 하는 것이다.이 환은, 뉴・호라이즌즈에 의한 화상으로, 한가 리어 가까이의 희박한 줄기로서 검출되었다.이것은, 목성의 주위에서는, 때때로, 충돌에 의해서 작은 위성이 없어지거나 할 수 있거나 하는 것을 시사하고 있는[10].

탐색

목성의 환의 존재는, 1975년의 선구자 11호에 의한 밴・알렌대의 관측 결과로부터 추측된 것인[34].1979년에 보이저 1호는, 노광 과도의 목성의 환의 사진을 1장 촬영한[1].같은 나이, 보이저 2호에 의해서 한층 더 광범위의 사진이 촬영되어 환의 구조가 대체로 판명된[5].1995년부터 2003년에 걸치고, 갈릴레이에 의해서 게다가 세밀한 사진이 촬영되어 목성의 환에 관한 지견이 큰폭으로 향상한[2].1997년과 2002년에는, 지상의 결구 천문대로부터[4], 1999년에는 합불 우주 망원경으로 관측되어[3], 후방 산란빛아래에서의 풍부한 구조가 분명해졌다.2007년 2월부터 3월에는, 뉴・호라이즌즈로부터 사진이 전송되어[12], 주환의 세밀한 구조가 처음으로 분명해졌다.2000년, 토성으로 향하는 도중의 캇시니도 목성의 환을 광범위하게 관측한[35].목성의 환을 관측하는 장래의 미션에 의해서, 환에 대한 한층 더 정보를 얻을 수 있다고 기대되고 있는[36].

관련 항목

출전

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외부 링크

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