Visa källa för Jupiters ringar

{{Planetariska ringar
|planet        = Jupiter
|bild          = PIA01627 Ringe.jpg
|bildtext      = Skiss över Jupiters ringsystem som visar dess fyra huvudkomponenter
|Upptäckare    = [[Voyager 1]]
|Upptäckt_år   = [[vetenskapsåret 1979|1979]]
|Avstånd_fr_pl =
|Bredd         =
|op_djup       =
|albedo        = 
|excentricitet =
}}

'''Jupiters ringar''' är ett [[ringsystem]] som kretsar runt planeten [[Jupiter]]. Det var det tredje ringsystemet som upptäcktes i [[solsystemet]] efter [[Saturnus|Saturnus']] och [[Uranus|Uranus']] ringar. Första observationen gjordes [[1979]] av ''[[Voyager 1]]''<ref name=Smith1979>Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Johnson, T. V.; et al. (1979). "The Jupiter System through the Eyes of Voyager 1". Science 204 (4396): 951–957, 960–972. Bibcode:1979Sci...204..951S. doi:10.1126/science.204.4396.951. {{PMID|17800430}}.</ref> och ringarna undersöktes grundligt av rymdsonden ''[[Galileo (rymdsond)|Galileo]]'' på 1990-talet.<ref name=Ockert-Bell1999>Ockert-Bell, M. E.; Burns, J. A.; Daubar, I. J.; et al. (1999). "The Structure of Jupiter’s Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment". Icarus 138 (2): 188–213. Bibcode:1999Icar..138..188O. doi:10.1006/icar.1998.6072.</ref> Det har också observerats av [[Hubbleteleskopet]] och från jordytan;<ref name=Meier1999/> det senare kräver de kraftigaste tillgängliga [[teleskop]]en.<ref name=dePater1999/>

Jupiters ringsystem är svagt och består huvudsakligen av stoft.<ref name=Smith1979/><ref name=Burns1987>Showalter, M. R.; Burns, J. A.; Cuzzi, J. N.; Pollack, J. B. (1987). "Jupiter's Ring System: New Results on Structure and Particle Properties". Icarus 69 (3): 458–498. Bibcode:1987Icar...69..458S. doi:10.1016/0019-1035(87)90018-2.</ref> Det är uppbyggt av fyra huvudkomponenter: En tjock inre [[torus]] av partiklar som kallas "haloringen", en relativt ljus och väldigt tunn "huvudring", och två breda och tjocka yttre "spindelvävsringar" som benämnts efter de månar av vars material de består: [[Amalthea (måne)|Amalthea]] och [[Thebe (måne)|Thebe]].<ref name=Esposito2002>{{tidskriftsref |författare=Esposito, L. W. |år=2002 |url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0034-4885/65/12/201 |rubrik=Planetary rings |arkivurl=https://web.archive.org/web/20200616073630/http://www.iop.org/EJ/abstract/0034-4885/65/12/201 |arkivdatum=2020-06-16 |tidskrift=Reports on Progress in Physics |volym=65 |nummer=12 |sid=1741–1783 |bibcode=2002RPPh...65.1741E |doi=10.1088/0034-4885/65/12/201}}</ref>

Huvudringen och haloringen består av stoft som slungats ut från månarna [[Metis (måne)|Metis]], [[Adrastea]] och andra ej observerade kroppar till följd av kraftiga nedslag.<ref name=Ockert-Bell1999/> Högupplösta bilder som erhölls i februari och mars 2007 av [[Rymdsond|rymdsonden]] ''[[New Horizons]]'' avslöjade en rik finstruktur hos huvudringen.<ref name=Morring2007/>

I synligt och [[nära infrarött]] ljus är ringarna rödaktiga,{{Anmärkning|De reflekterar alltså ljus i de röda och nära infraröda delarna av spektrum}} utom haloringen, som är neutral eller blå till färgen.<ref name=Meier1999/> Stoftet i ringarna varierar i storlek, men tvärsnittsarean är störst för icke-sfäriska partiklar med en radie på cirka 15&nbsp;[[mikrometer|μm]] i alla ringar utom i haloringen, som troligen domineras av stoft som är mindre än 1&nbsp;μm.<ref name=Throop2004/> Ringsystemets massa är dåligt känd, men tros ligga mellan 10<sup>11</sup> och 10<sup>16</sup>&nbsp;kg.<ref name=Burns2004>Burns, J.A.; Simonelli; Showalter; Hamilton; Porco; Throop; Esposito; Simonelli, D. P.;Showalter, M.R. et al. (2004). "[http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf Jupiter's Ring-Moon System]" (pdf). In Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. p. 241. Bibcode:2004jpsm.book..241B.</ref> Ej heller är dess ålder känd, men det kan ha funnits sedan planeten skapades.<ref name=Burns2004/>

Möjligtvis finns det också en ring kring månen [[Himalia (måne)|Himalias]] bana. En möjlig förklaring är att en liten måne kolliderat med Himalia så att material slungats ut av nedslagets kraft.<ref name="HimaliaRing">[http://www.newscientist.com/article/dn18681-moon-marriage-may-have-given-jupiter-a-ring.html#.VEZmNvl_ueE "Moon marriage may have given Jupiter a ring"], [[New Scientist]], March 19, 2010, p. 16.</ref>

==Upptäckt och struktur==
Jupiters ringsystem var det tredje som upptäcktes i [[solsystemet]] efter [[Saturnus ringar|Saturnus]] och [[Uranus ringar|Uranus]]. Det observerades första gången 1979 av [[rymdsonden]] ''[[Voyager 1]]''.<ref name=Smith1979/> Det består av fyra huvudkomponenter: en tjock inre [[torus]] av partiklar som kallas "Haloringen", en relativt ljus och exceptionellt tunn "huvudring" och två svaga yttre "spindelvävsringar" som uppkallats efter de månar av vars material de är sammansatta: [[Amalthea (måne)|Amalthea]] och [[Thebe (måne)|Thebe]].<ref name=Esposito2002/>

Huvudegenskaperna hos de kända ringarna listas i tabellen nedan.<ref name=Ockert-Bell1999/>&nbsp;<ref name=Burns1987/>&nbsp;<ref name=Esposito2002/>&nbsp;<ref name=Throop2004/>

{| class="wikitable"
|-
! style=background:#F3BC8F|Namn
! style=background:#F3BC8F|Radie<br>(km)
! style=background:#F3BC8F|Bredd (km)
! style=background:#F3BC8F|Tjocklek (km)
! style=background:#F3BC8F|Optiskt&nbsp;djup&nbsp;{{Anmärkning|Det optiska djupet är ett mått på hur mycket som absorberas av det ljus som passerar genom ringen (exempelvis hur mycket en bakomliggande stjärna förmörkas).<ref name=Throop2004/> Anges som <math>{\tau}</math>. Andelen ljus som passerar genom ringen är <math>I / I_0 = e^{-\tau}</math>, där <math>I_0</math> är den infallande [[ljusstyrka]]n, och <math>I</math> ljusstyrkan efter passagen genom ringen. Ju högre <math>{\tau}</math>, desto högre absorption.}}<br>(τ)
! style=background:#F3BC8F|Stoftandel (%)
! style=background:#F3BC8F|Massa<br>(kg)
! style=background:#F3BC8F|Noter
|-
! Haloringen
| align=center|{{val|92000}} –{{val|122500}} || align=center|{{val|30500}} || align=center|{{val|12500}} ||align=center|~1{{e|−6}}|| align=center|100 ||align=center|— ||
|-
! Huvudringen
| align=center|{{val|122500}} –{{val|129000}} || align=center|{{val|6500}} ||align=center|30 – 300||align=center|5,9{{e|−6}}|| align=center|~25|| align=center|10<sup>7</sup>– 10<sup>9</sup> (stoft)<br>10<sup>11</sup>– 10<sup>16</sup> (stora&nbsp;partiklar)||Avgränsas av [[Adrastea]]
|-
! Amaltheas ring
| align=center|{{val|129000}} –{{val|182000}} || align=center|{{val|53000}} || align=center|{{val|2000}} ||align=center|~1{{e|−7}}||align=center|100||align=center|10<sup>7</sup>– 10<sup>9</sup>||Hänger samman med [[Amalthea (måne)|Amalthea]]
|-
! Thebes ring
| align=center|{{val|129000}} –{{val|226000}} || align=center|{{val|97000}} || align=center|{{val|8400}} ||align=center|~3{{e|−8}}||align=center|100||align=center|10<sup>7</sup>– 10<sup>9</sup>||Hänger samman med [[Thebe (måne)|Thebe]] och har en fortsättning utanför Thebes bana.
|}

==Huvudringen==
===Utseende och struktur===
[[Image:Jovian Ring System PIA01623.jpg|thumb|300px|Mosaik av bilder som visar ringarnas och månarnas läge]]

Den smala och relativt tunna huvudringen är den ljusaste delen av [[Jupiter]]s ringsystem. Dess yttre gräns har en radie på cirka 129&nbsp;000&nbsp;km (1.806 ''R''<sub>J</sub>{{Anmärkning|Jupiters radie: 71398&nbsp;km.}}) och sammanfaller med banan hos Jupiters minsta inre satellit [[Adrastea]].<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/> Dess inre gräns markeras inte av någon satellit och har en radie på ungefär 122&nbsp;500&nbsp;km  (1.72 ''R''<sub>J</sub>).<ref name=Ockert-Bell1999/>

Sålunda är huvudringens bredd ungefär 6 500&nbsp;km. Dess utseende beror på i vilket ljus den betraktas.<ref name=Burns2004/> I framåtspritt ljus{{Anmärkning|Framåtspritt ljus sprids i en liten vinkel i förhållande till solljuset.}} sjunker huvudringens ljusstyrka abrupt vid 128&nbsp;600&nbsp;km (precis innanför Adrasteas bana) och når bakgrundsnivån vid 129&nbsp;300&nbsp;km (precis utanför Adrasteas bana).<ref name=Ockert-Bell1999/> Därför är det tydligt att Adrastea fungerar som [[herdemåne|herde]] åt ringen.<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/> Ljusstyrkan ökar successivt in mot Jupiter och når maximum vid 126&nbsp;000&nbsp;km, men visar en tydlig lucka vid [[Metis (måne)|Metis]] bana vid 128&nbsp;000&nbsp;km.<ref name=Ockert-Bell1999/> Ljuset kring huvudringens inre gräns förefaller däremot att avmattas långsamt från 124&nbsp;000 till 120&nbsp;000&nbsp;km och blandas med ljuset från haloringen.<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/> I framåtspritt ljus är alla jupiterringarna speciellt klara.

[[Image:Jovian main ring New Horizons 050107 10.jpg|thumb|300px|right|Jupiters huvudring från New Horizons. Den övre bilden visar ringen i bakåtspritt ljus och den yttre delens finstruktur är synlig. Den undre bilden visar ringen i framåtspritt ljus och visar ingen struktur utöver Metis-luckan.]]

I bakåtspritt ljus {{Anmärkning|Bakåtspritt ljus sprids i en vinkel nära 180° i förhållande till solljuset.}} är situationen annorlunda. Huvudringens yttergräns som ligger vid 129&nbsp;100&nbsp;km, eller strax bortom Adrasteas bana är mycket skarp.<ref name=Burns2004/> Månens bana markeras av en lucka i ringen så det bildas en liten tunn ring precis utanför månen. Det finns också en tunn ring precis innanför månbanan som följs av en lucka av okänt ursprung vid ungefär 128&nbsp;500&nbsp;km.<ref name=Burns2004/> En tredje tunn ring syns på insidan av den centrala luckan utanför Metis bana. Ringens styrka avtar skarpt precis utanför Metis bana vid "metisluckan".<ref name=Burns2004/> Innanför Metis bana ökar ljusstyrkan mycket mindre än i framåtspritt ljus<ref name=dePater1999/> så att ringen i bakåtspritt ljus ser ut att bestå av två olika delar: En smal yttre del från 128&nbsp;000 till 129&nbsp;000&nbsp;km, som innefattar tre smalare ringar som skils åt av luckor, och en svagare inre del från 122&nbsp;500 till 128&nbsp;000&nbsp;km som saknar struktur (liksom den gör i framåtspritt ljus).<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005>{{bokref |efternamn=Showalter |förnamn=M. R. |medförfattare=Burns, J. A.; de Pater, I.; et al. |kapitel=Updates On The Dusty Rings Of Jupiter, Uranus And Neptune |datum=26–28 September 2005 |titel=Proceedings of the Conference held September 26–28, 2005 in Kaua'i, Hawaii. LPI Contribution No. 1280 |sid=130 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005LPICo1280..130S}}</ref> Metisluckan utgör gräns mellan delarna. Huvudringens finstruktur upptäcktes av [[Galileo (rymdsond)|Galileo]] och syns tydligt på bilderna från [[New Horizons]] tagna i februari och mars 2007.<ref name=Morring2007>{{tidskriftsref |efternamn=Morring |förnamn=F. |rubrik=Ring Leader |tidskrift=Aviation Week & Space Technology |datum=7 maj 2007 |sid=80–83}}</ref><ref name="New Horizons">{{webbref |titel=Jupiter's Rings: Sharpest View |datum=1 maj 2007 |utgivare=NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute |url=http://pluto.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=3&gallery_id=2&image_id=16 |hämtdatum=2011-09-29 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20141113231554/http://pluto.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=3&gallery_id=2&image_id=16 |arkivdatum=13 november 2014 }}</ref> De tidiga observationerna med [[Hubbleteleskopet]]<ref name=Meier1999/>, [[Keck-observatoriet]]<ref name=dePater1999/> och rymdsonden ''[[Cassini-Huygens|Cassini]]'' misslyckades med att upptäcka finstrukturen, troligtvis på grund av för dålig [[optisk upplösning|upplösning]],<ref name=Throop2004/> men genom att använda [[Teleskop#Adaptiv optik|adaptiv optik]] kunde man 2002 - 2003 observera den med Kecks teleskop.<ref name=":0">{{Tidskriftsref|rubrik=Keck observations of the 2002–2003 jovian ring plane crossing|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S001910350700588X|tidskrift=Icarus|år=2008-05-01|hämtdatum=2022-08-28|issn=0019-1035|sid=348–360|volym=195|nummer=1|doi=10.1016/j.icarus.2007.11.029|språk=en|förnamn=Imke|efternamn=de Pater|förnamn2=Mark R.|efternamn2=Showalter|förnamn3=Bruce|efternamn3=Macintosh}}</ref>

När den observeras i bakåtspritt ljus förefaller huvudringen att vara rakknivstunn och har en vertikal utbredning på högst 30&nbsp;km<ref name=Burns1987/> Vid studier av sidospritt ljus{{Anmärkning|Sidospritt ljus sprids i en vinkel nära 90° i förhållande till solljuset.}} framstår ringen som 80&nbsp;-&nbsp;160&nbsp;km tjock och ökar något då man närmar sig Jupiter.<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Throop2004/> Ringen verkar vara mycket tjockare i framåtspritt ljus - ungefär 300&nbsp;km.<ref name=Ockert-Bell1999/> En av ''Galileos'' upptäckter var huvudringens "luddighet" - ett ljussvagt, ganska tjockt (ungefär 600&nbsp;km), moln av materia som omger dess inre del.<ref name=Ockert-Bell1999/> "Luddigheten" tilltar i tjocklek mot huvudringens inre gräns, där den övergår i haloringen.<ref name=Ockert-Bell1999/>

Detaljerad analys av ''Galileos'' bilder avslöjade längsgående variationer av huvudringens ljusstyrka som var oberoende av vinkeln i vilken den observerades. Bilderna uppvisade också en fläckighet hos ringen med en storleksordning på sådär 500–1000&nbsp;km.<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns2004/>

''New Horizons'' genomförde i februari och mars 2007 en noggrann genomsökning av området innanför huvudringen efter nya månar.<ref name=Showalter2007/> Fast man inte hittade några månar med större diameter än 500&nbsp;m hittade satellitens kameror sju små samlingar av ringpartiklar. De kretsar strax innanför Adrasteas bana i en tät ring.<ref name=Showalter2007/> Slutsatsen, att de är partikelsamlingar och inte månar, baseras på deras utbredning i höjd som är 0.1–0.3°, vilket motsvarar 1000–3000&nbsp;km.<ref name=Showalter2007/> Samlingarna uppträder i två grupper, den ena med fem och den andra med två. Samlingarnas natur är inte klar, men deras banor ligger nära [[banresonans]]erna 115:116 och 114:115 med Metis och kan vara våglika strukturer som orsakas av denna interaktion.<ref name=Showalter2007>{{tidskriftsref |efternamn=Showalter |förnamn=Mark R. |författare2=Cheng, Andrew F. |författare3=Weaver, Harold A. |författare4=et al. |rubrik=Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter's Ring System |tidskrift=Science |år=2007 |volym=318 |sid=232–234 |doi=10.1126/science.1147647 |bibcode=2007Sci...318..232S |pmid=17932287 |nummer=5848 }}</ref>

===Spektrum och partiklarnas storleksfördelning===
[[Image:Main Ring Galeleo forward PIA00538.jpg|thumb|300px|right|Bild av huvudringen i framåtspritt ljus. "Metisluckan" framträder tydligt.]]
Huvudringens [[spektrum]] från [[Hubbleteleskopet]]<ref name=Meier1999/>, [[Keck-observatoriet]]<ref name=Wong2006>{{tidskriftsref |efternamn=Wong |förnamn=M. H. |medförfattare=de Pater, I.; Showalter, M. R.; et al. |rubrik=Ground-based Near Infrared Spectroscopy of Jupiter's Ring and Moons |tidskrift=Icarus |år=2006 |volym=185 |nummer=2 |sid=403–415 |doi=10.1016/j.icarus.2006.07.007 |bibcode=2006Icar..185..403W}}</ref>, ''[[Galileo (rymdsond)|Galileo]]''<ref name=McMuldroch2000>{{tidskriftsref |efternamn=McMuldroch |förnamn=S. |författare2=Pilortz, S. H. |författare3=Danielson, J. E. |författare4=et al. |rubrik=Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter's Ring System |tidskrift=Icarus |år=2000 |volym=146 |nummer=1 |sid=1–11 |doi=10.1006/icar.2000.6343 |bibcode=2000Icar..146....1M}}</ref> och ''[[Cassini-Huygens|Cassini]]''<ref name=Throop2004/> visar att partiklarna som ringen utgörs av är röda, d.v.s. deras [[albedo]] är större vid längre våglängder. De spektra som erhållits spänner över 0,5–2,5 μm.<ref name=Throop2004/> Inga spektrala egenskaper har hittills upptäckts som kan hänföras till speciella kemiska föreningar, fast observationerna med ''Cassini'' gav belägg för absobstionsband runt 0.8&nbsp;μm och 2.2&nbsp;μm.<ref name=Throop2004/> Huvudringens spektrum är mycket likt Adrasteas<ref name=Meier1999>{{tidskriftsref |efternamn=Meier |förnamn=R. |författare2=Smith, B. A. |författare3=Owen, T. C. |författare4=et al. |rubrik=Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea |tidskrift=Icarus |år=1999 |volym=141 |nummer=2 |sid=253–262 |doi=10.1006/icar.1999.6172 |bibcode=1999Icar..141..253M}}</ref> och Amaltheas.<ref name=Wong2006/>

Huvudringens egenskaper kan förklaras av hypotesen att den innehålles påtagliga mängder av stoft i storleken 0,1–10&nbsp;μm, vilket förklarar att framåtspridningen är större än bakåtspridningen.<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/> Emellertid krävs förekomst av större kroppar för att förklara den starka bakåtspridningen och finstrukturen i den ljusa yttre delen.<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/>

Analys av tillgängliga fas- och spektraldata leder till slutsatsen att storleksfördelningen av småpartiklar i huvudringen följer en [[Potenslag (statistik)|potenslag]].<ref name=Throop2004/><ref name=Brooks2004>{{tidskriftsref |efternamn=Brooks |förnamn=S. M. |författare2=Esposito, L. W. |författare3=Showalter, M. R. |författare4=et al. |rubrik=The Size Distribution of Jupiter's Main Ring from Galileo Imaging and Spectroscopy |tidskrift=Icarus |år=2004 |volym=170 |nummer=1 |sid=35–57 |doi=10.1016/j.icarus.2004.03.003 |bibcode=2004Icar..170...35B}}</ref><ref name=Burns2001>{{bokref |efternamn=Burns |förnamn=J.A. |författare2=Hamilton, D.P. |författare3=Showalter, M.R. |kapitel=Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics |titel=Interplanetary Dust |år=2001 |utgivare=Springer |utgivningsort=Berlin |redaktör=Grun, E.; Gustafson, B. A. S.; Dermott, S. T.; Fechtig H. |sid=641–725 |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf |format=pdf}}</ref>

:<math>n(r)=A\times r^{-q}</math>

där ''n''(''r'')&nbsp;''dr'' är antalet partiklar med radier mellan ''r'' och ''r''&nbsp;+&nbsp;''dr'' och <math>A</math> är en normaliserande parameter som valts för att stämma med det totala [[ljusflöde]]t från ringen. Parametern ''q'' är 2,0&nbsp;±&nbsp;0,2 för partiklar med ''r''&nbsp;<&nbsp;15&nbsp;±&nbsp;0,3&nbsp;μm och ''q'' = 5&nbsp;±&nbsp;1 för dem med ''r''&nbsp;>&nbsp;15&nbsp;±&nbsp;0,3&nbsp;μm.<ref name=Throop2004/> Fördelningen av kroppar i millimeter- till kilometerstorlek är för närvarande inte klarlagd.<ref name=Burns2004/> Ljusspridningen i den här modellen domineras av partiklar med en radie kring 15&nbsp;μm.<ref name=Throop2004>{{tidskriftsref |efternamn=Throop |förnamn=H. B. |medförfattare=[[Carolyn C. Porco |Porco, C. C.]]; West, R. A.; et al. |rubrik=The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based Observations |tidskrift=Icarus |år=2004 |volym=172 |nummer=1 |sid=59–77 |doi=10.1016/j.icarus.2003.12.020 |url=http://ciclops.org/media/sp/2007/2687_7449_0.pdf |format=pdf |bibcode=2004Icar..172...59T}}</ref><ref name=McMuldroch2000/>

Den ovannämnda potenslagen medger uppskattningar av huvudringens [[optiskt djup|optiska djup]] <math>\scriptstyle\tau</math>. För huvudringen är <math>\scriptstyle\tau_l\,=\,4.7\times 10^{-6}</math>för de större kropparna och <math>\scriptstyle \tau_s = 1.3\times 10^{-6}</math> för stoftet. Detta optiska djup innebär att det totala tvärsnittet för alla partiklar i ringen är ungefär 5000&nbsp;km².{{Anmärkning|Vilket skall jämföras med ett totalt tvärsnitt på 1700&nbsp;km² för Metis och Adrastea<ref name=Burns2004/>}} <ref name=Burns2004/> Huvudringens partiklar förväntas att ej vara sfäriska.<ref name=Throop2004/> Stoftets totala massa uppskattas vara 10<sup>7</sup>−10<sup>9</sup>&nbsp;kg.<ref name=Burns2004/>. Massan av större kroppar, exklusive Metis och Adrastea, är 10<sup>11</sup>−10<sup>16</sup>&nbsp;kg. Beroende på deras maximala storlek motsvarar det övre värdet ungefär högst 1&nbsp;km i diameter.<ref name=Burns2004/> Dessa massor kan jämföras med Adrasteas massa som är ungefär 2&nbsp;⋅&nbsp;10<sup>15</sup>&nbsp;kg,<ref name=Burns2004/> Amaltheas ungefär 2&nbsp;⋅&nbsp;10<sup>18</sup>&nbsp;kg<ref name=Anderson2005>{{tidskriftsref |efternamn=Anderson |författarlänk=John D. Anderson |förnamn=J. D. |författare2=Johnson, T. V. |författare3=Shubert, G. |författare4=et al. |rubrik=Amalthea's Density Is Less Than That of Water |tidskrift=Science |år=2005 |volym=308 |sid=1291–1293 |doi=10.1126/science.1110422 |bibcode=2005Sci...308.1291A |pmid=15919987 |nummer=5726}}</ref> och jordens månes 7,4&nbsp;⋅&nbsp;10<sup>22</sup>&nbsp;kg

Närvaron av två grupper av partiklar i huvudringen förklarar varför dess utseende varierar med betraktningsvinkeln.<ref name=Burns2001/> Stoftet sprider ljuset huvudsakligen framåt och bildar en förhållandevis tjock och homogen ring som begränsas av Adrasteas bana<ref name=Burns2004/>, medan däremot de större partiklarna som sprider ljus bakåt är samlade i ett antal småringar mellan Metis och Adrasteas banor.<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/>

===Ursprung och ålder===
[[Image:R08 satorb full.jpg|thumb|right|300px|Hur ringarna bildats?]]
Stoftet i ringen försvinner hela tiden på grund av en kombination av [[Poynting-Robertsoneffekten]] och [[elektromagnetisk]]a krafter från Jupiters [[magnetosfär]].<ref name=Burns2001/><ref name=Burns1999>{{tidskriftsref |efternamn=Burns |förnamn=J. A. |författare2=Showalter, M. R. |författare3=Hamilton, D. P. |författare4=et al. |rubrik=The Formation of Jupiter's Faint Rings |tidskrift=Science |år=1999 |volym=284 |sid=1146–1150 |doi=10.1126/science.284.5417.1146 |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/BurnsShowHam99.pdf |format=pdf |pmid=10325220 |nummer=5417 |bibcode=1999Sci...284.1146B}}</ref> Flyktiga ämnen, t.ex. isar, avdunstar snabbt. Partiklarnas livslängd i ringen ligger mellan 100 och 1 000&nbsp;år, så stoftet måste hela tiden förnyas genom kollisioner mellan större kroppar av storlek 1&nbsp;cm till 0,5&nbsp;km<ref name=Showalter2007>{{tidskriftsref |efternamn=Showalter |förnamn=Mark R. |författare2=Cheng, Andrew F. |författare3=Weaver, Harold A. |författare4=et al. |rubrik=Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter's Ring System |tidskrift=Science |år=2007 |volym=318 |sid=232–234 |doi=10.1126/science.1147647 |bibcode=2007Sci...318..232S |pmid=17932287 |nummer=5848 }}</ref> och mellan dessa kroppar och partiklar som kommer med hög hastighet utifrån.<ref name=Burns2004/><ref name=Burns1999/> Denna grupp av "moderkroppar" begränsas till den smala (ungefär 1000&nbsp;km) yttre delen av ringen, inkluderande Metis och Adrastea.<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/> De största moderkropparna måste i övrigt vara mindre än 500&nbsp;m stora, vilket konstaterades genom ''[[New Horizons]]''.<ref name=Showalter2007/> Den tidigare övre gränsen, som erhållits från observationer med [[Hubbleteleskopet]]<ref name=Meier1999/><ref name=Showalter2005/> och ''[[Cassini-Huygens|Cassini]]''<ref name=Throop2004/> var nästan 4&nbsp;km.<ref name=Burns2004/> Det stoft som bildas vid kollisionerna behåller ungefär samma [[banelement]] som moderkroppen och faller långsamt i spiral in mot Jupiter och bildar den (i bakåtspritt ljus) svaga inre delen av huvudringen och haloringen.<ref name=Burns2004/><ref name=Burns1999/> Huvudringens ålder är för närvarande ej känd, men den kan utgöra de sista spillrorna av ett tidigare bestånd av mindre kroppar nära Jupiter.<ref name=Esposito2002/>

===Vertikala veckningar===
[[File:Subtle Ripples in Jupiter's Rings by Galileo PIA13893 modest.jpg|thumb|Bild på veckningarna från ''Galileo''. Överst originalbilden, därunder en datorförbättrad version och underst en datorgenererad modell från rådata.]]
Bilder från sonderna ''Galileo'' och ''New Horizons'' visar förekomsten av två uppsättningar spiralformade vertikala veckningar i huvudringen. Dessa vågor har dragits tätare samman med den hastighet som kan förväntas från differentiell regression av noderna i Jupiters gravitationsfält. Om man extrapolerar bakåt förefaller det mera framträdande vågsystemet ha uppstått 1995, kring tiden för kollisionen mellan [[komet]]en [[Shoemaker–Levy 9]] och Jupiter, medan det mindre verkar härröra från första halvan av 1990-talet.<ref name = "forensic">{{Webbref
 |efternamn  = Mason
 |förnamn   = J.
 |efternamn2 = Cook
 |förnamn2  = J.-R. C.
 |titel      = Forensic sleuthing ties ring ripples to impacts
 |verk       = ciclops.org
 |utgivare   = Cassini Imaging Central Laboratory for Operations
 |datum      = 2011-03-31
 |url        = http://www.ciclops.org/view.php?id=6762
 |hämtdatum = 2011-04-04
 |arkivurl   = https://web.archive.org/web/20110530095933/http://www.ciclops.org/view.php?id=6762
 |arkivdatum = 2011-05-30
}}</ref><ref name = "Jupiter's Ring">{{Webbref
 | efternamn = 
 | förnamn = 
 | titel = Subtle Ripples in Jupiter's Ring
 | verk = PIA 13893 caption
 | utgivare = NASA / Jet Propulsion Laboratory-Caltech / SETI
 | datum = 2011-03-31
 | url = http://www.ciclops.org/view/6760/Subtle_Ripples_in_Jupiters_Ring
 | hämtdatum = 2011-04-04
 | arkivurl = https://web.archive.org/web/20140419221526/http://www.ciclops.org/view/6760/Subtle_Ripples_in_Jupiters_Ring
 | arkivdatum = 2014-04-19
 }}</ref><ref name = "Showalter">
{{tidskriftsref
 |efternamn=Showalter |förnamn=M. R. |medförfattare=Hedman, M. M.; Burns, J. A. 
 |rubrik=The impact of comet Shoemaker-Levy 9 sends ripples through the rings of Jupiter
 |tidskrift=[[Science]]
 |volym=332 |nummer=6030 |sid=711
 |år=2011
 |doi=10.1126/science.1202241 
 |bibcode=2011Sci...332..711S
}}</ref> De observationer som gjordes med ''Galileo'' i november 1996 överensstämmer med våglängder på {{nowrap|1920 ± 150}} och {{nowrap|630 ± 20 km}}, och vertikala amplituder på {{nowrap|2,4 ± 0,7}} och {{nowrap|0,6 ± 0,2 km}} för de större respektive mindre vågsystemen.<ref name = "Showalter"/> Bildandet av det större systemet kan förklaras om ringen träffades av ett partikelmoln från kometen med en total massa i storleksordningen 2–5&nbsp;⋅&nbsp;10<sup>12</sup>&nbsp;kg, vilket skulle ha knuffat ut ringen 2&nbsp;km från ekvatorialplanet.<ref name = "Showalter"/> Ett liknande spiraliserande vågmönster som dras samman över tiden<ref name = "tilting">{{Webbref
 | efternamn = 
 | förnamn = 
 | titel = Tilting Saturn's rings
 | verk = PIA 12820 caption
 | utgivare = NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute
 | datum = 2011-03-31
 | url = http://www.ciclops.org/view/6748/Tilting_Saturns_Rings
 | hämtdatum = 2011-04-04
 | arkivurl = https://web.archive.org/web/20110413022742/http://www.ciclops.org/view/6748/Tilting_Saturns_Rings
 | arkivdatum = 2011-04-13
 }}</ref> har observerats med ''Cassini'' i Saturnus [[Saturnus ringar#C-ringen|C-]] och [[Saturnus ringar#D-ringen|D-ring]].<ref name = "Hedman2">
{{tidskriftsref
 |efternamn=Hedman |förnamn=M. M. |medförfattare=Burns, J. A.; Evans, M. W.; Tiscareno, M. S.; Porco, C. C. 
 |rubrik=Saturn's curiously corrugated C Ring
 |tidskrift=[[Science]]
 |volym=332 |nummer=6030 |sid=708
 |år=2011
 |doi=10.1126/science.1202238 
 |bibcode=2011Sci...332..708H
}}</ref>

==Haloringen==
===Utseende och struktur===
[[Image:Jovian Halo Ring PIA00658.jpg|thumb|300px|right|Bild (falska färger) tagen av ''Galileo'' i framåtspritt ljus.]]
Haloringen är den innersta och vertikalt tjockaste av Jupiters ringar. Dess yttre kant sammanfaller med huvudringens inre gräns ungefär vid radien 122&nbsp;500&nbsp;km (1.72&nbsp;''R''<sub>J</sub>).<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/> Från ytterkanten tjocknar den in mot Jupiter. Dess faktiska vertikala utbredning är inte känd, men närvaro av dess material har konstaterats så högt som 10&nbsp;000&nbsp;km över ringplanet.<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=dePater1999/> Haloringens inre gräns är ganska skarp och befinner sig vid radien 100&nbsp;000&nbsp;km (1.4&nbsp;''R''<sub>J</sub>),<ref name=dePater1999/> men en del material förekommer inåt till 92&nbsp;000&nbsp;km.<ref name=Ockert-Bell1999/> Haloringens bredd är sålunda ungefär 30&nbsp;000&nbsp;km. Den liknar en tjock [[torus]] utan klar inre struktur.<ref name=Burns2004/> Till skillnad från huvudringen förändras dess utseende endast lite beroende på betraktelsevinkeln.

Haloringen ser ljusast ut i framåtspritt ljus, i vilket den har omsorgsfullt avbildats av ''[[Galileo (rymdsond)|Galileo]]''.<ref name=Ockert-Bell1999/> Medan dess [[albedo]] är mycket mindre än huvudringens är dess totala vertikala (vinkelrätt mot ringplanet) [[ljusflöde]] jämförbart beroende på att den är mycket tjockare. Trots att dess vertikala utbredning har angetts till över 20&nbsp;000&nbsp;km, är haloringens ljushet starkt koncentrerad mot ringplanet och följer en potenslag av formen ''z''<sup>−0,6</sup> till ''z''<sup>−1,5</sup>,<ref name=Burns2004/> där ''z'' är höjden över ringplanet. Haloringens utseende i bakåtspritt ljus, som det observerats vid [[Keck-observatoriet]]<ref name=dePater1999>{{tidskriftsref |efternamn=de Pater |förnamn=I. |författare2=Showalter, M. R. |författare3=Burns, J. A. |författare4=et al. |rubrik=Keck Infrared Observations of Jupiter's Ring System near Earth's 1997 Ring Plane Crossing |tidskrift=Icarus |år=1999 |volym=138 |nummer=2 |sid=214–223 |doi=10.1006/icar.1998.6068 |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/DePater99.pdf |format=pdf |bibcode=1999Icar..138..214D}}</ref> och av [[Hubbleteleskopet]],<ref name=Meier1999/> är detsamma. Dock är det totala ljusflödet flera gånger större hos huvudringen, och haloringens ljus är mer koncentrerat till ringplanet än i framåtspritt ljus.<ref name=Burns2004/>

Haloringens [[spektrum|spektrala egenskaper]] skiljer sig från huvudringens. [[Ljusflöde]]t i området 0,5 till 2,5&nbsp;μm är lägre än för huvudringen.<ref name=Meier1999/> Haloringen är inte röd, och kan till och med vara blå.<ref name=Wong2006/>

===Haloringens ursprung===
Haloringens optiska egenskaper kan förklaras av hypotesen att den bara består av stoftpartiklar som är mindre än 15&nbsp;μm.<ref name=Meier1999/><ref name=Burns2004/><ref name=Brooks2004/> Delar av ringen som ligger långt från ringplanet kan bestå av stoft under mikrometerstorlek.<ref name=Meier1999/><ref name=dePater1999/><ref name=Burns2004/> En sådan sammansättning av stoftet förklarar den mycket större framåtspridningen, den blåare färgen och frånvaron av synlig struktur. Stoftet kommer sannolikt från huvudringen, ett antagande som stöds av det faktum att ringens [[optiskt djup|optiska djup]] <math>\scriptstyle\tau_s\,\sim\,10^{-6}</math> är jämförbar med den hos stoftet i huvudringen.<ref name=Burns1987/><ref name=Burns2004/> Haloringens tjocklek kan också hänföras till inverkan på [[banlutning|inklination]]en och [[excentricitet]]en för stoftpartiklarna till följd av de elektromagnetiska krafterna i Jupiters magnetosfär. Den yttre gränsen för haloringen sammanfaller väl med en stark 2:3 lorentzresonans.{{Anmärkning|Lorentzresonans är en resonans mellan partikelns banrörelse och rotationen hos planetens magnetosfär, där kvoten mellan deras perioder är ett heltalsbråk.<ref name=Hamilton1994/>}}<ref name=Burns2001/><ref name=Hamilton1994>{{tidskriftsref |efternamn=Hamilton |förnamn=D. P. |rubrik=A Comparison of Lorentz, Planetary Gravitational, and Satellite Gravitational Resonances |tidskrift=Icarus |år=1994 |volym=109 |nummer=2 |sid=221–240 |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/Ham94.pdf |format=pdf |doi=10.1006/icar.1994.1089 |bibcode=1994Icar..109..221H}}</ref><ref name=Burns1985>{{tidskriftsref |efternamn=Burns |förnamn=J.A. |medförfattare=Schaffer, L. E.; Greenberg, R. J. et al. |rubrik=Lorentz Resonances and the Structure of the Jovian Ring |år=1985 |tidskrift=Nature |volym=316 |nummer=6024 |sid=115–119 |bibcode=1985Natur.316..115B |doi=10.1038/316115a0}}</ref> Eftersom [[Poynting-Robertsoneffekten]]<ref name=Burns2001/><ref name=Burns1999/> får partiklar att långsamt falla mot Jupiter ökar deras [[banlutning|inklination]]. Huvudringens "luddighet" kan också utgöra början på haloringen.<ref name=Burns2004/> Ringens inre gräns ligger inte långt från den starkaste 2:1 lorenzresonansen.<ref name=Burns2001/><ref name=Hamilton1994/><ref name=Burns1985/> Vid denna resonans är påverkan troligen mycket märkbar så att partiklarna slungas in i jupiteratmosfären, vilket ger upphov till en skarp gräns.<ref name=Burns2004/> Om haloringen uppkommer ur huvudringen har den också samma ålder.<ref name=Burns2004/>

=="Spindelvävsringarna"==
===Amaltheas ring===
[[Fil:Jovian Gosamer Rings PIA00659.jpg|miniatyr|300px|vänster|Bild av "spindelvävsringarna" från Galileo i framåtspritt ljus.]]
[[Amalthea (måne)|Amaltheas]] spindelvävsring är en mycket svag struktur med ett rektangulärt tvärsnitt som sträcker sig från Amaltheas bana vid radien 182&nbsp;000&nbsp;km (2,54 ''R''<sub>J</sub>) in till ungefär 129&nbsp;000&nbsp;km (1,80 ''R''<sub>J</sub>).<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns2004/> Dess inre gräns är inte klart definierad på grund av närvaron av de mycket ljusare huvud- och haloringarna.<ref name=Ockert-Bell1999/> Dess tjocklek är ungefär 2300&nbsp;km vid Amaltheas bana och minskar något när man närmar sig Jupiter{{Anmärkning|Spindelvävsringarnas tjocklek definieras här som avståndet mellan ljustoppar vid deras övre och undre kanter.<ref name=Showalter2008/>}}<ref name=dePater1999/>. Amaltheas ring är faktiskt som ljusast nära dess övre och undre kanter och blir gradvis ljusare in mot Jupiter; den ena av kanterna är ljusare än den andra.<ref name=Showalter2008>{{tidskriftsref |efternamn=Showalter |förnamn=Mark R. |medförfattare=de Pater, Imke; Verbanac, Guili et al. |rubrik=Properties and dynamics of Jupiter's gossamer rings from Galileo, Voyager, Hubble and Keck images |tidskrift=Icarus |år=2008 |volym=195 |nummer=1 |sid=361–377 |doi=10.1016/j.icarus.2007.12.012 |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/ShoPatVer08.pdf |format=pdf |bibcode=2008Icar..195..361S}}</ref> Ringens yttre gräns är relativt skarp<ref name=Ockert-Bell1999/> och ljusstyrkan faller plötsligt precis innanför Amaltheas bana,<ref name=Ockert-Bell1999/> fast den kan ha en liten utbredning bortom satelliten som tar slut nära 4:3 resonansen med Thebe.<ref name=":0" /> I framåtspritt ljus förefaller ringen 30 gånger svagare än huvudringen.<ref name=Ockert-Bell1999/> I bakåtspritt ljus har den upptäckts bara av [[Keck-observatoriet]]s teleskop<ref name=dePater1999/> och Hubbleteleskopets [[Advanced Camera for Surveys]]<ref name=Showalter2005/>. Bilder på bakåtspridning visar på ytterligare struktur i ringen, som en topp i ljusstyrkan precis innanför Amaltheas bana som är begränsad till ringens övre eller undre kant.<ref name=dePater1999/><ref name=":0" />

Under 2002 och 2003 passerade ''Galileo'' genom spindelvävsringarna två gånger och dess stoftdetektor registrerade då partiklar av storleken 0,2&nbsp;–&nbsp;5&nbsp;μm.<ref name=Kruger2003/><ref name=Kruger2008>{{tidskriftsref |efternamn=Kruger |förnamn=Harald |medförfattare=Hamilton, Duglas P.Moissl, Richard; and Grun, Eberhard |rubrik=Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings |tidskrift=Icarus |år=2009 |bibcode=2009Icar..203..198K |doi=10.1016/j.icarus.2009.03.040 |volym=2003 |nummer=1 |sid=198–213 |url=https://arxiv.org/abs/0803.2849}}</ref> Därutöver upptäckte ''Galileos'' stjärnscanner små diskreta kroppar (mindre än 1&nbsp;km stora) nära Amalthea,<ref>{{tidskriftsref
 |efternamn=Fieseler |förnamn=P.D. |författare2=et al.
 |rubrik=The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea
 |bibcode=2004Icar..169..390F
 |tidskrift=Icarus |år=2004 |volym=169 |nummer=2
 |sid=390–401 |doi=10.1016/j.icarus.2004.01.012}}</ref> vilka kan utgöra rester efter kollisioner med månen.

Observationerna av Amaltheas ring från marken, bilderna från ''Galileo'' och de direkta stoftmätningarna tillåter en beskrivning av fördelningen av partiklarnas storlekar, vilken verkar följa samma potenslag som stoftet i huvudringen med ''q'' = 2&nbsp;±&nbsp;0,5.<ref name=Showalter2005/><ref name=Kruger2008/>. Ringens [[optiskt djup|optiska djup]], τ, är ungefär 10<sup>−7</sup>, vilket är en storleksordning mindre än huvudringens, men stoftets totala massa (10<sup>7</sup>&nbsp;–&nbsp;10<sup>9</sup>&nbsp;kg) är jämförbar.<ref name=Esposito2002/><ref name=Burns1999/><ref name=Kruger2008/>

===Thebes ring===
Thebes ring är den svagaste av Jupiters ringar. Den uppträder som en mycket svag struktur med ett rektangulärt tvärsnitt och sträcker sig från Thebes bana vid 226&nbsp;000&nbsp;km (3,11 ''R''<sub>J</sub>) till ungefär 129&nbsp;000&nbsp;km (1,80 ''R''<sub>J</sub>).<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns2004/> Dess inre gräns är inte klart definierad på grund av närvaron av de mycket ljusare huvud- och haloringarna.<ref name=Ockert-Bell1999/>  Dess tjocklek är ungefär 8400&nbsp;km vid Thebes bana och minskar något när man närmar sig Jupiter<ref name=dePater1999/>. Liksom Amaltheas ring är Thebes ring också som ljusast vid de övre och undre kanterna och blir gradvis ljusare inåt mot Jupiter.<ref name=Showalter2008/> Ringens yttre gräns är inte speciellt skarp och sträcker sig över 15&nbsp;000&nbsp;km.<ref name=Ockert-Bell1999/> Det finns en knappt synbar fortsättning på ringen bortom Thebes bana som sträcker sig ut till 280&nbsp;000&nbsp;km (3,75 ''R''<sub>J</sub>) och kallas Thebes extension.<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Kruger2008/> I framåtspritt ljus förefaller ringen en tredjedel så ljus som Amaltheas ring.<ref name=Ockert-Bell1999/> I bakåtspritt ljus har den kunnat upptäckas bara med [[Keck-observatoriet]]s teleskop.<ref name=dePater1999/> Bilder på bakåtspritt ljus uppvisar en ljustopp strax innanför Thebes bana.<ref name=dePater1999/> 2002 till 2003 upptäckte ''Galileos'' stofträknare partiklar i storleksområdet 0,2&nbsp;–&nbsp;5&nbsp;μm (precis som för Amaltheas ring) och bekräftade resultaten från foton.<ref name=Kruger2003>{{bokref |efternamn=Krüger |förnamn=H. |författare2=Grün, E. |författare3=Hamilton, D. P. |kapitel=Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings |datum=18–25 July 2004 |titel=35th COSPAR Scientific Assembly |sid=1582 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004cosp...35.1582K}}</ref><ref name=Kruger2008/>

Det [[optiskt djup|optiska djupet]], τ, för Thebes ring är ungefär 3⋅10<sup>−7</sup>, vilket är en tredjedel av värdet för Amaltehas, men den totala mängden stoft är ungefär densamma (10<sup>7</sup>&nbsp;–&nbsp;10<sup>9</sup>&nbsp;kg).<ref name=Esposito2002/><ref name=Burns1999/><ref name=Kruger2008/> Dock är storleksfördelningen hos stoftet något grundare än hos Amaltheas ring och följer en potenslag med q&nbsp;<&nbsp;2. I Thebes extension kan parametern q vara ännu lägre.<ref name=Kruger2008/>

===Ursprung===
Stoftet i "spindelvävsringarna" uppstår i stort sett på samma sätt som i huvudringen och haloringen.<ref name=Burns1999/> Dess ursprung är de inre jupitermånarna Amalthea respektive Thebe. Nedslag av projektiler med hög hastighet, som kommer in i jupitersystemet utifrån, slungar ut stoft och partiklar från månarnas ytor.<ref name=Burns1999/> Till en början bibehåller dessa partiklar i stort sett samma bana som månen, men genom [[Poynting-Robertsoneffekten]] börjar de röra sig inåt i spiral.<ref name=Burns1999/> Ringarnas tjocklek bestäms av den vertikala avvikelsen i månbanorna i förhållande till Jupiters ekvatorialplan (månbanornas [[banlutning|inklination]]).<ref name=Burns2004/> Denna hypotes förklarar på ett naturligt sätt nästan alla observerbara egenskaper hos ringarna: rektangulärt tvärsnitt, avtagande tjocklek in mot Jupiter och att de övre och undre kanterna på ringarna är ljusast.<ref name=Showalter2008/>

Men några egenskaper saknar ännu förklaring, som Thebes extension, vilken kan bero på oupptäckta kroppar utanför Thebes bana, och strukturer som syns i det bakåtspridda ljuset.<ref name=Burns2004/> En möjlig förklaring till Thebes extension är inflytande från elektromagnetiska krafter från Jupiters magnetosfär. När stoftet hamnar i [[solvinden]]s skugga bakom Jupiter förlorar de strax sin elektriska laddning. Eftersom de små partiklarna delvis roterar med planeten, vill de röra sig utåt när de passerar skuggan, vilket leder till en ökad utsträckning av Thebes ring.<ref name=Hamilton2008>{{tidskriftsref |efternamn=Hamilton |förnamn=Douglas P. |författare2=Kruger, Harold |rubrik=The sculpting of Jupiter's gossamer rings by its shadow |tidskrift=Nature |år=2008 |volym=453 |sid=72–75 |doi=10.1038/nature06886 |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/HamKru08.pdf |format=pdf |pmid=18451856 |nummer=7191 |bibcode=2008Natur.453...72H }}</ref> Samma krafter kan förklara en minskning av partikeltätheten och ringens [[albedo]] som uppträder mellan Thebes och Amaltheas banor.<ref name=Kruger2008/><ref name=Hamilton2008/>

Ljusstyrkans topp alldeles innanför Amaltheas bana och därmed Amalthearingens vertikala asymmetri kan bero på att stoftpartiklarna fångas i [[Lagrangepunkter]]na L<sub>4</sub> och L<sub>5</sub> för månen.<ref name=Showalter2008/> Partiklarna kan också följa [[hästskobana|hästskobanor]] mellan Lagrangepunkterna.<ref name=":0" /> Även i Thebes bana kan det finnas stoft i L<sub>4</sub> och L<sub>5</sub>. Denna upptäckt antyder att det finns två populationer av partiklar i spindelvävsringarna: en som sakta driver in mot Jupiter som beskrivits ovan och en annan som håller sig i närheten av sin ursprungsmånes bana fångad i en 1:1-resonans med den.<ref name=Showalter2008/>

==Himalias ring==
[[Fil:Himalia ring.jpg|miniatyr|200px|höger|[[New Horizons]] bild av Himalias möjliga ring. Ringen är det diagonala strecket och Himalia ligger inom cirkeln.]]
Den lilla månen [[Dia (måne)|Dia]], fyra kilometer i diameter, hade varit försvunnen sedan dess upptäckt år 2000.<ref name="JPL-SSD">
{{webbref
  |titel=FAQ: Why don't you have Jovian satellite S/2000 J11 in your system?
  |utgivare=JPL Solar System Dynamics
  |författare=IAUC 7555, January 2001
  |url=https://ssd.jpl.nasa.gov/?faq#A07
  |hämtdatum=2011-02-13}}</ref> En tanke var att den hade kraschat in i den mycket större månen [[Himalia (måne)|Himalia]], 170 kilometer i diameter, och skapat en svag ring. Denna möjliga ring visar sig som ett svagt streck nära Himalia på bilder som Nasas ''[[New Horizons]]'' tog när den passerade på sin väg mot [[Pluto]]. Detta antyder att Jupiter av och till förlorar (eller vinner) små månar genom kollisioner.<ref name="HimaliaRing" /> Dock motbevisas sambandet mellan Himalias ring och Dia av återupptäckten av den senare år 2010 och 2011,<ref name="MPEC2012-R22">{{webbref
  |datum=2012-09-11
  |titel=MPEC 2012-R22 : S/2000 J 11
  |utgivare=Minor Planet Center
  |författare=Gareth V. Williams
  |url=https://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12R22.html
  |hämtdatum=2012-09-11
}}</ref> men det är ju fortfarande möjligt att någon annan liten måne varit inblandad.

==Utforskande==
[[File:JupiterRings.jpg|thumb|right|400px|Jupiter och dess ringar fotograferade av ''Galileo'' från planetens nattsida.]]
Att Jupiter hade ett ringsystem indikerades av de studier av planetens [[strålningsbälte]]n som gjordes av [[rymdsonden]] ''[[Pioneer 11]]'' 1975.<ref name=Fillius1976>{{tidskriftsref |efternamn=Fillius |förnamn=R. W. |författare2=McIlwain, C. E. |författare3=Mogro-Campero, A. |rubrik=Radiation Belts of Jupiter—A Second Look |tidskrift=Science |år=1975 |volym=188 |sid=465–467 |bibcode=1975Sci...188..465F |doi=10.1126/science.188.4187.465 |pmid=17734363 |nummer=4187 }}</ref> 1979 fick ''[[Voyager 1]]'' en enda överexponerad bild av ringsystemet.<ref name=Smith1979/> Mer omfattande bilder togs av ''[[Voyager 2]]'' samma år, vilka tillät en grov uppskattning av ringarnas struktur.<ref name=Burns1987/> Den överlägsna kvaliteten hos bilderna som togs av ''[[Galileo (rymdsond)|Galileo]]'' mellan 1995 och 2003 utökade vår kunskap om ringarna betydligt.<ref name=Ockert-Bell1999/> Markbaserade observationer från [[Keck-observatoriet]]s<ref name=dePater1999/> teleskop 1997 och 2002 och [[Hubbleteleskopet]] 1999<ref name=Meier1999/> avslöjade den rika strukturen hos det bakåtspridda ljuset. Bilder som sänts från ''New Horizons'' i februari och mars 2007<ref name="New Horizons"/> tillät observationer av finstrukturen hos huvudringen för första gången. År 2000 genomförde ''[[Cassini-Huygens|Cassini]]'' omfattande observationer av Jupiters ringsystem på sin väg mot Saturnus.<ref name=Brown2003>{{tidskriftsref |efternamn=Brown |förnamn=R. H. |författare2=Baines, K. H. |författare3=Bellucci, G. |författare4=et al. |rubrik=Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter |år=2003 |tidskrift=Icarus |volym=164 |nummer=2 |sid=461–470 |doi=10.1016/S0019-1035(03)00134-9 |bibcode=2003Icar..164..461B}}</ref> Framtida resor till Jupitersystemet kommer att ge oss ytterligare information om ringarna, som Nasas [[Juno (rymdsond)|Juno Mission]] med beräknad ankomst till hösten 2016.<ref name=Juno>{{webbref|titel=Juno—NASA New Frontiers Mission to Jupiter |url=http://juno.wisc.edu/juno-mission.html |hämtdatum=2014-10-21 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20141126095443/http://juno.wisc.edu/juno-mission.html |arkivdatum=2014-11-26 }}</ref>

==Kommentarer==
{{Anmärkningslista}}

==Referenser==
''Den här artikeln är helt, eller delvis, översatt från [https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Rings_of_Jupiter&oldid=624120651 engelskspråkiga Wikipedia]''
<references/>
== Externa länkar ==
*{{Commonscat|Jupiter (rings)}}
{{Jupiter}}
{{Solsystemet}}
{{Utmärkt}}

[[Kategori:Jupiter]]
[[Kategori:Planetariska ringar]]