Վիքիպեդիա

Յուպիտերի օղակներ

Յուպիտերը ունի մոլորակային օղակների համակարգ, որը հայտնի է որպես Յուպիտերի օղակներ կամ Յուպիտերյան օղակների համակարգ։ Սա երրորդ օղակների հայտնաբերված համակարգն է Արեգակնային համակարգում, Սատուրնի և Ուրանի օղակների հայտնաբերումից հետո։ Օղակների գոյությունը ենթադրել է դեռևս 1960 թվականին ռուս աստղագետ Սերգեյ Վսեխսվյատսկին[1][2][3]. որոշ գիսաստղերի ուղեծրերի հեռակա կետերի ուսումնասիրության հիման վրա Վսեխսվյատսկին ենթադրեց, որ այդ գիսաստղերը կարող են առաջանալ Յուպիտերի օղակում, իսկ այս օղակը կարող էր առաջանալ Յուպիտերի արբանյակների վրա հրաբխային գործունեության հետևանքով (Իոյի վրա հրաբուխները հայտնաբերվեցին երկու տասնամյակ անց)[4]։ Առաջին անգամ Յուպիտերի օղակները նկատվել են «Վոյաջեր-1» ԱՄԿ-ից ստացված լուսանկարներում, երբ նա մոտենում էր Յուպիտերին 1979 թվականին[5], օղակների մասին ավելի մանրամասն տեղեկություններ հնարավոր եղավ ստանալ 1990-ականներին, շնորհիվ «Գալիլեո» ԱՄԿ-ի առաքելության[6]։ Օղակները նույնպես դիտվել են Հաբբլ աստղադիտակով, ինչպես նաև Երկրի մակերևույթից[7]։ Երկրի մակերևույթից դիտարկումները կարելի է կատարել միայն առավել մեծ աստղադիտակներով[8]։

Յուպիտերի օղակներ#Հիմնական օղակՅուպիտերի օղակներ#Սարդոստանային օղակներՅուպիտերի օղակներ#Հալո-օղակԱմալթեա (արբանյակ)Ադրաստեա (արբանյակ)Մետիս (արբանյակ)Թեբե (արբանյակ)
Յուպիտերի օղակները և ներքին արբանյակները (սխեմա)։

Յուպիտերյան օղակների համակարգը թույլ է և կազմված է հիմնականում փոշուց[5][9]։ Օղակների համակարգը կարելի է բաժանել հիմնականում չորս մասի՝ հաստ փոշու մասնիկներ թոր, որն անվանում են «Հալո-օղակ» (անգլ.՝ halo ring) կամ պարզապես Հալո; համեմատաբար պայծառ, չափազանց բարակ «Հիմնական օղակը»; և երկու լայն և թույլ պայծառությամբ արտաքին օղակները, որոնք անվանում են «Սարդոստայնային օղակներ» (Gossamer rings - օղակները բարակ և թափանցիկ են ինչպես սարդոստայնը), այս օղակները անվանում են նրանց ձևավորող արբանյակների անուններով՝ Ամալթեայի և Թեբեյի[10]։

Հիմնական օղակը և Հալոն բաղկացած են հիմնականում Մետիսի, Ադրաստեայի և հնարավոր է նաև որ մի քանի այլ արբանյակներից գոյացող փոշուց, ինչ բարձր արագության տակ բախումների հետևանք է[6]։ «Նյու Հորիզոնս» ԱՄԿ-ից 2007 թվականին ստացված բարձր որակի լուսանկարները թույլ տվեցին տեսնել հիմնական օղակի հագեցած և բարակ կառուցվածքը[11]։

Սպեկտրի տեսանելի մասում և ինֆրակարմիրին մոտ, օղակները ունեն կարմրավուն գույն, բացառությամբ «Հալո-օղակի», որն ունի չեզոք կամ կապույտ գույն[7]։ Օղակների մեջ փոշեհատիկների չափերը տարբեր են, սակայն ոչ գնդաձև մասնիկների հատման մակերեսը բավականին մեծ է մոտ 15 միկրոմետր բոլոր օղակներում, բացի Հալո-օղակից[12]։ Հավանաբար Հալո օղակում գերակայում են մասնիկներ, որոնց հատման մակերեսը միկրոմետրից փոքր է։ Օղակների համակարգի ընդհանուր զանգվածը հնարավոր չէ ճշգրիտ գնահատել, նրա գնահատականները տատանվում են 1011-ից մինչև 1016 կգ սահմաններում[13]։ Օղակների տարիքը հայտնի չէ, սակայն նրանք կարող էին գոյություն ունենալ Յուպիտերի վերջնական ձևավորումից ի վեր[13]։

Հնարավոր է, որ գոյություն ունի ևս մի օղակ Հիմալիայի ուղեծրի վրա, եթե այն, ինչպես ենթադրում են բախվել է S/2000 J 11-ի հետ[14]։

Հայտնաբերումը և կազմություն խմբագրել

Յուպիտերի օղակների համակարգը երրորդ օղակների հայտնաբերված համակարգն է Արեգակնային համակարգում, Սատուրնի և Ուրանի օղակների հայտնաբերումից հետո։ Առաջին անգամ Յուպիտերի օղակները նկատվել են «Վոյաջեր-1» ԱՄԿ-ից ստացված լուսանկարներում, երբ նա մոտենում էր Յուպիտերին 1979 թվականին[5]։ Յուպիտերյան օղակների համակարգում կան չորս հիմնական մասեր՝ հաստ ներքին փոշու մասնիկներ թոր, որն անվանում են «Հալո-օղակ» (անգլ.՝ halo ring) կամ պարզապես Հալո; համեմատաբար պայծառ, չափազանց բարակ «Հիմնական օղակը»; և երկու լայն և թույլ պայծառությամբ արտաքին օղակները, որոնք անվանում են «Սարդոստայնային օղակներ» (Gossamer rings - օղակները բարակ և թափանցիկ են ինչպես սարդոստայնը), այս օղակները անվանում են նրանց ձևավորող արբանյակների անուններով՝ Ամալթեայի և Թեբեյի[10]։ Յուպիտերյան օղակների հիմնական տվյալները բերված են ներքևի աղյուսակում[6][9][10][12]։

Անվանումը Շառավիղ (կմ) Լայնությունը (կմ) Հաստությունը (կմ) Օպտիկական հաստությունը[15] Փոշու ֆրակցիա Զանգված, կգ Ծանոթագրություն
Հալո-օղակ 92 000-122 500 30 500 12 500 ~1×10−6 100 %   -
Հիմնական օղակ 122 500-129 000 6 500 30-300 5.9×10−6 ~25 % 107- 109 (փոշի)
1011- 1016 (խոշոր մասնիկներ)		 Սահմանափակվում է Ադրաստեայի ուղեծրով
Ամալթեայի սարդոստանային օղակ 129 000-182 000 53 000 2 000 ~1×10−7 100 % 107- 109 Կապված է Ամալթեայի հետ
Թեբեյի սարդոստանային օղակ 129 000-226 000 97 000 8 400 ~3×10−8 100 % 107- 109 Կապված է Թեբեյի հետ։ Տարածվում է նաև նրա ուղեծրից դուրս։

Հիմնական օղակ խմբագրել

Կազմությունը և արտաքին տեսք խմբագրել

 
Յուպիտերյան օղակների համակարգի լուսանկարների խճանկար, որի վրա կարելի է տարբերել արբանյակների և օղակների տեղաբաշխումը

Բարակ և համեմատաբար պայծառ Հիմնական օղակը ամենապայծառն է Յուպիտերի օղակների համակարգում։ Նրա արտաքին ծայրը գտնվում է 129 000 կմ հեռավորության վրա Յուպիտերից (կամ 1,806 RJ; RJ = Յուպիտերի հասարակածային շառավիղ - 71 398 կմ), և համընկնում է Յուպիտերի ամենափոքր ներքին արբանյակի, Ադրաստեայի ուղեծրի հետ[6][9]։ Այս օղակի ներքին ծայրը չի համընկնում որևիցե մի արբանյակի ուղեծրի հետ և տեղաբաշխված է 122 500 կմ (1,72 RJ) հեռավորության վրա Յուպիտերից[6]։

Այսպիսով, օղակի լայնությունը կազմում է 6 500 կմ։ Օղակի արտաքին տեսքը կախված է դիտարկման անկյունից[13]։ Ուղիղ-ցրված լույսի[16] ներքո Հիմնական օղակի պայծառությունը սկսում է փոքրանալ 128 600 կմ-ից (ադրաստեայի ուղեծրից ներս) և հասնում է ֆոնային մակարդակի 129 300 կմ հեռավորության վրա Ադրաստեայի ուղեծրից դուրս[6]։ Այսպիսով Ադրաստեան «հովիվ արբանյակի» դեր է կատարում այս օղակի համար, ընդհուպ մինչև 129 000 կմ հեռավորությունը[6][9]։ Օղակի պայծառությունը ավելանում է դեպի Յուպիտեր և հասնում է իր առավելագույն արժեքին 126 000 կմ հեռավորության վրա, օղակի կենտրոնին մոտ, սակայն նրանում դիտարկվում է ակնհայտ ճեղք, որը ստեղծում է Մետիսը 128 000 կմ հեռավորության վրա[6]։ «Հիմնական օղակի» ներքին սահմանը աստիճանաբար «անհետանում է» 124 000 - 120 000 կմ հեռավորության վրա, ձուլվելով Հալոյի հետ[6][9]։ Ուղիղ-ցրված լույսում Յուպիտերի բոլոր օղակները պայծառ են։

 
Հիմնական օղակ: Վերին լուսանկարը կատարվել է Նոր հորիզոններ ԱՄԿ-ից և կատարվել է հակառակ ցրված լույսում: Երևում է օղակի ծայրի միրոկառուցվածքը: Ներքևի լուսանկարում պատկերված է Հիմնական օղակը ուղիղ-ցրված լույսում, երևում է, որ դժվար է այնտեղ տարբերել ինչ-որ մանրամասնություն բացի «Մետիսի ճեղքից»

Հակառակ ցրված լույսում[17] օղակը երևում է այլ ձևով։ Հիմնականա օղակի արտաքին սահմանը, որը գտնվում է 129 100 կմ հեռավորության վրա, մի փոքր Ադրաստեայի ուղեծրից դուրս, կտրուկ ընդհատվում է[13]։ Արբանյակի ուղեծիրը նշագծում է ճեղք օղակի մեջ, այսպիսով առաջանում է փոքր օղակ Ադրաստեայի ուղեծրից դուրս։ Կա ևս մի օղակ անմիջապես Ադրաստեայի ուղեծրի վրա, որը ուղեկցվում է անհայտ ծագման ճեզքով, մոտ 128 500 կմ հեռավորության վրա[13]։ Երրորդ օղակը գտնվում է Մետիսի ուղեծրից դուրս, ևս մի ճեղքի կենտրոնում։ Օղակի պայծառությունը զգալիորեն ընկնում է անմիջապես Մետիսի ուղեծրից այն կողմ, ստեղծելով, այսպես կոչված «Մետիսի ճեղքը»[13]։ Մետիսի ուղեծրի ներսում օղակի պայծառությունը աճում է զգալիորեն ավելի քիչ, քան ուղիղ ցրված լույսի տակ[8]։ Հակառակ-ցրված երկրաչափությունում օղակը թվում է թե կազմված է երկու մասերից՝ նեղ արտաքին մասից, որը տարածվում է 128 000 - 129 000 կմ միջակայքում, որը իր մեջ է ներառում երեք օղակներ անջատված ճեղքերով, և ավելի թույլ ներքին մասից, որը տարածվում է 122 500 - 128 000 կմ միջակայքում, որում չի կարելի առանձնացնել ինչ-որ մի կառուցվածք, ի տարբերություն ուղիղ-ցրված երկրաչափության[13][18]։ «Մետիսի ճեղքը» նրանց համար ծառայում է որպես սահման։ Օղակի միկրոկառուցվածքը առաջին անգամ հաջողվեց հետազոտել «Գալիլեո» ԱՄԿ-ից ստացված լուսանկարներով, ինչպես նաև պարզ հնարավոր է հետևել հակառակ ցրված լույսում կատարված լուսանկարներում, որոնք ստացվել են 2007 թվականի փետրվար-մարտ ամիսներին «Նյու Հորիզոնս» ԱՄԿ-ի միջոցով[11][19]։ «Հաբբլի» (HST)[7], Կեկի[8] և «Կասսինիի» միջոցով ավելի վաղ կատարված դիտարկումները ձախողվեցին, սարքավորումների անբավարար ճշգրտության պատճառով[12]։ Սակայն ավելի ուշ միրոկառուցվածքը հնարավոր եղավ դիտարկել Կեկի աստղադիտարանի աստղադիտակով, ադապտիվ օպտիկայի օգտագործմամբ 2002 - 2003 թվականներին[20]։

Հակառակ ցրված լույսի տակ դիտարկումների ընթացքում օղակը թվում է թե ածելու նման բարակ է, ոչ ավել քան 30 կմ հաստությամբ[9]։ Կողային լույսի ցրման դեպքում օղակի հաստությունը 80 - 160 կմ է, մեծանալով դեպի Յուպիտեր[6][12]։ Օղակը թվում է հատկապես հաստ ուղիղ ցրվող լույսի ներքո, մոտ 300 կմ[6]։ «Գալիլեո» ԱՄԿ-ի կատարած հայտնագործություններից մեկը դարձավ համեմատաբար հաստ (մոտ 600 կմ) նյութի ամպի հայտնաբերումը օղակի ներքին սահմանին մոտ[6]։ Ամպը հաստանում է ավելի մոտ ներքին սահմանին և անցնում է Հալո-օղակին[6]։

«Գալիլեո» ԱՄԿ-ից ստացված լուսանկարների մանրակրկիտ վերլուծությունը վերծանեց Հիմնական օղակի մեջ երկայնական պայծառության փոփոխություններ, որոնք կապված չեն դիտարկման երկրաչափության հետ։ Բացի այդ հայտնաբերվեց նաև որոշ անհամասեռություն օղակի մեջ, 500 - 1000 կմ մասշտաբներում[6][13]։

2007 փետրվար-մարտ ամիսներին «Նյու Հորիզոնս» ԱՄԿ-ի միջոցով կատարվեց նոր փոքր արբանյակների խորքային որոնում «Հիմնական օղակում»[21]։ Չնայած այն բանին, որ ոչ մի 0,5 կմ-ից մեծ արբանյակ չհայտնաբերվեց, սարքի տեսախցիկները գրանցեցին համեմատաբար մեծ յոթ ժայռաբեկորներ, կազմված օղակի նյութից։ Նրանք շարժվում են խիտ օղակի մեջ Ադրաստեայի ուղեծրի ներսում[21]։ Կարծիքը այն մասին, որ դա հենց ժայռաբեկորներ են այլ ոչ թե փոքր արբանյակներ ապացուցվում է ազիմուտային չափումներով։ Նրանք տարածվում են 0,1 - 0,3° օղակի երկայնքով, ինչ համապատասխանում է 1000 - 3000 կմ-ի[21]։ Ժայռաբեկորները բաժանված են օղակի ներսում երկու խմբի՝ 5 և 2 մասնիկներից։ Այս ժայռաբեկորների ծագումը անհայտ է, սակայն նրանց ուղեծրերը գտնվում են 115:116 և 114:115 ուղեծրային ռեզոնանսում Մետիսի հետ[21]։ Հնարավոր է որ դրանք բեկորներ են, որոնք առաջացել են Մետիսի և մի այլ մարմնի բախումից։

Սպեկտրը և մասնիկների կազմություն խմբագրել

 
Հիմնական օղակի լուսանկարը, ստացված Գալիլեո ԱՄԿ-ից ուղիղ ցրված լույսի ներքո, պարզ երևում է «Մետիսի ճեղքը»:

Օղակի սպեկտրի պատկերներ են ստացվել Հաբբլի[7], Կեկի[22], «Գալիլեո» ԱՄԿ-ի[23] և «Կասինի» ԱՄԿ-ի[12] միջոցով։ Դա թույլ տվեց պարզել, որ օղակների մասնիկների գույնը կարմրավուն է, այսինքն նրանց ալբեդոն ավելին ավելի մեծ ալիքի երկարությունների վրա[12]։ Օղակի սպեկտրը թույլ չի տալիս առանձնացնել որևէ մի քիմիական տարր, սակայն «Կասինիի» միջոցով կատարվող դիտարկումների ժամանակ հայտնաբերվեցին կլանման գծեր 0,8 մկմ և 2,2 մկմ ալիքի երկարությունների վրա[12]։ Հիմնական օղակի սպեկտրը հիշեցնում է Ադրաստեայի[7] և Ամալթեայի[22] սպեկտրները։

Հիմնական օղակի առանձնահատկությունները կարող են բացատրվել վարկածով, ըստ որի այն պարունակում է 0,1 - 10 մկմ չափերով փոշեհատիկների զգալի քանակ։ Դա բացատրում է օղակի ավելի մեծ պայծառությունը ուղիղ ցրված լույսի տակ[13][18]։ Սակայն որպեսզի բացատրվի օղակի ավելի մեծ պայծառությունը և միկրոկառուցվածքը հակառակ ցրված լույսի տակ անհրաժեշտ է, որ օղակում լինեն ավելի մեծ մասնիկներ[13][18]։

Հասանելի ֆազային և սպեկտրալ տվյալների վերլուծությունը բերում է այն եզրահանգման, որ փոքր մասնիկների չափերի բաշխումը Հիմնական օղակում տեղի է ունենում աստիճանային օրենքի համաձայն[12][24][25]։

 

Որտեղ՝ n(r)  մասնիկների քանակն է, որոնց տրամագիծը ընկած է r և r +  միջակայքում, , դա նորմալիզացնող ցուցանիշն է, որն ընտրվում է որպեսզի համապատասխանեցվի օղակից եկող ընդհանուր լույսի հոսքին։ q ցուցիչը հավասար է 2,0 ± 0,2, r < 15 ± 0.3 մկմ մասնիկների դեպքում և q = 5 ± 1 r > 15 ± 0.3 մկմ դեպքում[12]։ Խոշոր, մմ - կմ չափերի միջակայքի, մասնիկների բաշխումը օղակում այս պահին անհայտ է[13]։ Լույսի ցրումը այս մոդելի մեջ տեղի է ունենում առավելապես r = 15 մկմ շրջակայքում գտնվող մասնիկների միջոցով[12][23]։

Վերը նշված աստիճանային օրենքը, թույլ է տալիս գնահատել Հիմնական օղակի օպտիկական հաստությունը  ՝   խոշոր մասնիկների համար և   փոշու համար[12]։ Այսպիսի օպտիկական հաստությունը նշանակում է, որ մասնիկների ընդհանուր անկյունագծային հատման մակերեսը մոտ 5000 կմ² է[13]։ Կարծիք կա, որ Հիմնական օղակի մասնիկները հիմնականում չունեն գնդաձև ձև[12]։ Օղակում գոյություն ունեցող փոշու ընդհանուր զանգվածը գնահատվում է 107−109 կգ[13]։ Խոշոր մասնիկների զանգվածը, չհաշված Մետիսը և Ադրաստեան, 1011−1016 կգ։ Սա կախված է նրանց առավելագույն տրամագծից, առավելագույն արժեքը ընդունվում է 1 կմ տրամագիծը[13]։ Համեմատության համար, Ադրաստեայի զանգվածը մետ 2×1015 կգ է[13], Ամալթեայինը մոտ 2×1018 կգ[26], Երկրի Լուսնինը - 7.4×1022 կգ։

Մեկ օղակում միանգամից երկու մասնիկների խմբերի ներկայությունը, փոշու և խոշոր մասնիկների, բացատրում է օղակի տարբեր արտաքին տեսքերը տարբեր տեսադաշտի երկրաչափության դեպքում[25]։ Փոշին լավ է երևում ուղիղ ցրվող լույսի ներքո և սահմանափակվում է Ադրաստեայի ուղեծրով[13], իսկ խոշոր մասնիկները ավելի լավ են տեսանելի դառնում հակադարձ սրված լույսի ներքո և գտնվում են Ադրաստեայի և Մետիսի ուղեծրերի միջև[13][18]։

Ծագումը և տարիք խմբագրել

 
Յուպիտերի օղակների ձևավորումը

Փոշին լքում է օղակը Փոյնթինգ - Ռոբերտսոնի էֆեկտի, ինչպես նաև Յուպիտերի մագնիսոլորտի էլեկտրոմագնիսական ուժերի պատճառով[25][27]։ Ցնդող նյութերը, օրինակ սառույցները, արագ ցնդում են։ Օղակների մեջ մասնիկների «Կյանքի տևողությունը» 100 - 1000 տարի է[13][27]։ Այսպիսով, փոշին անընդհատ պետք է լրացվի 1 սմ - 0.5 կմ չափերով մարմինների բախումների հաշվին[21] օղակի ներսում, ինչպես նաև Յուպիտերի համակարգից դուրս գտնվող մարմինների հետ[13][27]։ Օղակի լրացման աղբյուր են հանդիսանում համեմատաբար մեծ մինչև 1000 մ չափերով մարմինների խումբը, որը գտնվում է օղակի պայծառ արտաքին մասում, ինչպես նաև Մետիսը և Ադրաստեան[13][18]։ Առավել մեծ մարմինները, բացառելով Մետիսն ու Ադրաստեան, որոնք ծառայում են որպես օղակի համար փոշու աղբյուր չեն կարող լինել ավելի մեծ քան 0,5 կմ։ Վերին սահմանը դրվել է «Նյու Հորիզոնս» ԱՄԿ-ից կատարված դիտարկումներվ[21]։ Նախկին վերին սահմանը, որը հաշվարկվել էր Հաբբլից[7][18] և Կասինիից[12] մոտ էր 4 կմ-ին[13]։ Փոշին, որը առաջանում է բախումներից պահպանում է սկզբում նույն ուղեծիրը, որը ունեին աղբյուր մարմինները, սակայն աստիճանաբար, դանդաղ, պարորաձև սկսում է տեղաշարժվել դեպի Յուպիտեր, առաջացնելով Հիմնական օղակի թույլ (հակառակ ցրված լույսի ներքո) ներքին մասը և Հալոն[13][27]։ Այս պահին Հիմնական օղակի տարիքը հայտնի չէ, սակայն հնարավոր է, որ այն իրենից ներկայացնում է Յուպիտերի մոտ գտնվող փոքր մարմինների խմբի վերջին մնացորդները[10]։

Ուղղահայաց հուզումներ խմբագրել

«Գալիլեո» և «Նոր հորիզոններ» ԱՄԿ-ներից ստացված լուսանկարները թույլ տվեցին տարբերել Հիմնական օղակի ներսում հուզումների երկու առանձին խմբեր։ Այս հուզումների խմբերը ավելի ուժեղ են քան կարող էր առաջանալ Յուպիտերի գրավիտացիոն դաշտի դիֆերենցիալ հանգուցային ռեգրեսիայի հետևանքով։ Հավանաբար, երկուսից առավել նկատելի հուզումը կարող էր առաջանալ Յուպիտերի հետ բախված Շումեյկեր-Լևիի գիսաստղի պատճառով 1995 թվականին, իսկ երկրորդը կարող էր առաջանալ, ամենայն հավանականությամբ 1990-ականների առաջին կեսում[28][29][30]։ «Գալիլեո» ԱՄԿ-ից կատարված դիտարկումները 1996 թվականի նոյեմբերին, թույլ տվեցին չափել այս երկու «հուզումները»՝ երկարությունը - 1920 ± 150 և 630 ± 20 կմ, ուղղահայաց ամպլիտուդը 2,4 ± 0,7 և 0,6 ± 0,2 կմ, համապատասխանաբար ուժեղ և թույլ օղակների համար[30]։ Ավելի ուժեղ հուզման առաջացումը կարելի է բացատրել օղակի վրա գիսաստղի մասնիկների ազդեցությամբ, որոնց ընդհանուր զանգվածը կազմել էր 2 - 5 x 1012 կգ, որոնք և շեղել են այս մասի օղակի մասնիկներին հասարակածային հարթությունից 2 կմ-ով[30]։ Նման հուզում է դիտվել[31] «Կասինիի» կողմից C և D Սատուրնի օղակներում[32]։

Հալո-օղակ խմբագրել

Կազմությունը և արտաքին տեսք խմբագրել

 
Հալո-օղակի կեղծ-գունավոր լուսանկարը, ստացվել է Գալիլեո կայանից ուղիղ-ցրված լույսում

Հալո օղակը ամենամոտն է մոլորակին և միևնույն ժամանակ ամենահաստ օղակն է։ Նրա արտաքին սահմանը համընկնում է Հիմնական օղակի ներքին սահմանի հետ մոտ 122 500 կմ (1,72 RJ) հեռավորության վրա[6][9]։ Այս հեռավորությունից սկսած օղակը դառնում է ավելի ու ավելի հաստ դեպի Յուպիտեր։ Օղակի իրական հաստությունը հայտնի չէ մինչ օրս, բայց նրա նյութի առկայությունը գրանցվել է 10 000 կմ հեռավորության վրա օղակի հարթությունից[6][8]։ Օղակի ներքին սահմանը համեմատաբար կտրուկ անհետանում է 100 000 կմ (1,4 RJ) հեռավորության վրա[8], սակայն նյութի որոշ քանակ գրանցվում է նաև Յուպիտերից 92 000 կմ հեռավորության վրա[6]։ Այսպիսով, Հալոյի լայնությունը մոտավորապես կազմում է 30 000 կմ։ Իր ձևով այն հիշեցնում է առանց հստակ ներքին կառուցվածքի թոր[13]։ Ի տարբերություն Հիմնական օղակի, Հալոյի արտաքին տեսքը շատ չէ կախված տեսադաշտի երկրաչափությունից։

Հալո օղակը ավելի պայծառ է թվում ուղիղ ցրված լույսում, հենց այս երկրաչափությամբ էլ այն լուսանկարվել է «Գալիլեո» կայանի կողմից[6]։ Այն դեպքում, երբ Հալո-օղակի մակերևութային պայծառությունը շատ ավելի փոքր է քան Հիմնական օղակինը, նրա ուղղահայաց (ուղղահայաց օղակի հարթությանը) ֆոտոնների հոսքը համեմատելի է Հիմնական օղակինի հետ, շատ ավելի մեծ հաստության պատճառով։ Չնայած մոտ 20 000 կմ հաստության, Հալո-օղակի պայծառությունը խիստ կենտրոնացած է օղակի հարթության մեջ, և ենթարկվում է աստիճանային օրենքին՝ z−0.6 к z−1.5[13], որտեղ z - օղակի հարթությունից հեռավորությունն է։ Հալոյի արտաքին ընդհանուր տեսքը հակառակ ցրված լույսում, դիտված Կեկի աստղադիտարանից[8] և Հաբբլից[7], համարյա հնարավոր չե տարբերակել։ Սակայն նրա ընդհանոր ֆոտոնային հոսքը մի քանի անգամ ցածր է Հիմնական օղակից, և ավելի ուժեղ է կենտրոնացած օղակի հարթության մոտ քան ուղիղ ցրված լույսում[13]։

Հալոյի սպեկտրը խիստ տարբերվում է Հիմնական օղակի սպեկտրից։ Ֆոտոնների հոսքի բաշխումը երկար ալիքների վրա (0,5 - 2,5 մկմ) ավելի «հարթ» է քան Հիմնական օղակի դեպքում[7], Հալո-օղակը չունի նաև կարմրավուն գույն ինչպես Հիմնական օղակինն է, նրա գույնը ավելի կապտավուն է[22]։

Հալոյի առաջացում խմբագրել

Հալոյի առանձնահատկությունները կարող են բացատրվել այն վարկածով, ըստ որի նրա կազմի մեջ են մտնում մասնիկներ, որոնց չափերը ավելի փոքր են քան 15 մկմ[7][13][24]։ Օղակի մասը, որը գտնվում է նրա հարթությունից հեռու հնարավոր է, որ բաղկացած է մեկ միկրոմետրից էլ փոքր չափերով փոշուց[7][8][13]։ Այսպիսի փոշիային կառուցվածքը շատ ավելի ուժեղ ուղիղ լույսի ցրումը, կապտավուն գույնը և չտարբերվող օղակի կառուցվածքը։ Փոշին, հավանաբար, առաջանում է Հիմնական օղակից, և սա ապացուցվում է այն փաստով, որ Հալո-օղակի օպտիկական հաստությունը   համեմատելի է Հիմնական օղակի փոշու չափերի հետ[9][13]։ Հալոյի մեծ հաստությունը կարող է բացատրվել Յուպիտերի մագնիսոլորտի կողմից օղակի մասնիկների ուղեծրի թեքման և էքսցենտրիսիտետի շեղումով։ Հալոյի արտաքին սահմանը համընկնում է այսպես կոչված «Լորենցի ռեզոնանսի» տեղաբաշխման հետ (3:2 Յուպիտերի հետ)[25][33][34][35]։ Քանի որ Փոյնթինգ - Ռոբերտսոնի էֆեկտը[25][27] ստիպում է օղակի մասնիկներին ժամանակի հետ տեղաշարժվել դեպի Յուպիտեր, նրանց ուղեծրային թեքումը փոխվում է երբ նրանք սկսում են այս շարժումը։ Վերը նշված փոշու ամպը, որը պարուրում է Հիմնական օղակի ներքին սահմանները, կարող է ծառայել որպես Հալո-օղակի սկիզբ[13]։ Հալո-օղակի ներքին սահմանը բավականին մոտենում է 2:1 հզոր Լորենցի ռեզոնանսին[25][34][35]։ Հավանաբար, այսպիսի ռեզոնանսում չափազանց ուժեղ հուզումներ կան, որոնք ստիպում են օղակի մասնիկներին ուղղվել Յուպիտերի մթնոլորտի ուղղությամբ, դրանով իսկ սահմանելով օղակի կտրուկ խզվող ներքին սահմանը[13]։ Եթե Հալո-օղակը դա Հիմնական օղակի ածանցյալն է, ապա այն ունի մոտավորապես նույն տարիքը[13]։

Սարդոստանային օղակներ խմբագրել

Ամալթեայի սարդոստանային օղակ խմբագրել

 
Ամալթեայի սարդոստանային օղակը: Լուսանկարը ստացվել է «Գալիլեո» ԱՄԿ-ից

Ամալթեայի սարդոստանային օղակը ունի չափազանց թույլ կառուցվածք ուղղանկյուն հատույթով, ձգվում է Ամալթեայի ուղեծրից 182 000 կմ (2,54 RJ) մինչև մոտ 129 000 կմ (1,80 RJ)[6][13]: Նրա ներքին սահմանը հստակ չի որոշված, մոտակայքում ավելի պայծառ Հիմնական և Հալո օղակների առկայության պատճառով[6]։ Օղակի հաստությունը կազմում է մոտ 2300 կմ Ամալթեայի ուղեծրի շրջանում և մի փոքր փոքրանում է դեպի Յուպիտեր[8]։ Առավել պայծառ օղակը դառնում է վերին և ներքին սահմանների մոտ, ինչպես նաև Յուպիտերի ուղղությամբ։ Օղակի սահմաններից մեկը հաճախ լինում է ավելի պայծառ քան մյուսները[36]։ Օղակի արտաքին սահմանը բավականին կտրուկ կտրվում է[6]։ Օղակի պայծառությունը տեսանելի է միայն Ամալթեայի ուղեծրի ներսում[6], սակայն օղակը ունի նաև ոչ մեծ ընդլայնում նաև Ամալթեայի ուղեծրից այն կողմ, այնտեղ, որտեղ արբանյակը մտնում է 4:3 ռեզոնանսի մեջ Թեբեյի հետ[20]։ Ուղիղ ցրված լույսի մեջ օղակը մոտ 30 անգամ աղոտ է քան Հիմնական օղակը[6]։ Հակառակ ցրված լույսում օղակը հնարվոր է եղել դիտել միայն Կեկից[8] և Կատարելագործված շրջահայաց խցիկով (ACS) Հաբբլից[18]։ Հակառակ ցրված լույսում ստացված լուսանկարները թույլ են տալիս տարբերել օղակի որոշ առանձնահատկությունները, օրինակ՝ օղակը հասնում է պիկային պայծառության Ամալթեայի ուղեծրի ներսում, սահմանափակվելով օղակի վերևի և ներքևի սահմաններով[8][20]։

2002 - 2003 թվականներին «Գալիլեոն» երկու անգամ անցավ «սարդոստանային օղակների» միջով։ Անցման ժամանակ փոշու տվիչները գրանցեցին 0,2-5 մկմ չափերով փոշու մասնիկներ[37][38]։ Դրանից բացի, Գալիլեոյի սկաներները գրանցեցին նաև համեմատաբար փոքր (< 1 կմ) մարմինների առկայությունը Ամալթեայի մոտ[39]։ Հնարավոր է, որ դա ինչ-որ մարմինների բախման հետևանքներն են արբանյակի հետ։

Սարդոստայնային օղակներ դիտարկումները Երկրից, «Գալիլեո» ԱՄԿ-ից և փոշու անմիջական չափումները թույլ տվեցին որոշել փոշու հատիկային կառուցվածքը, այն, կարծես թե, հետևում է նույն աստիճանային օրենքին, ինչպես և Հիմնական օղակը, q=2 ± 0,5[18][38]: Օղակի օպտիկական հաստությունը մոտ 10−7 է, ինչը մի քանի կարգ ցածր է քան Հիմնական օղակինն է, սակայն փոշու ընդհանուր զանգվածը (107−109 կգ) համեմատելի է Հիմնական օղակի զանգվածի հետ[10][27][38]։

Թեբեյի սարդոստանային օղակ խմբագրել

Թեբեյի սարդոստանային օղակը ամենաաղոտն ու հեռավորն է մոլորակից։ Օղակը ունի շատ աղոտ կառուցվածք և ուղղանկյուն հատույթ։ Օղակը սկսում է Թեբեյի ուղեծրի մոտ 226 000 կմ (3,11 RJ) և տարածվում է մինչև 129 000 կմ (1,80 RJ)[6][13]: Օղակի ներքին սահմանը չի որոշվում շատ ավելի պայծառ Հիմնական և Հալո օղակների պատճառով[6]։ Օղակի հաստությունը մոտ 8400 կմ է Թեբեյի ուղեծրի մոտ և աստիճանաբար փոքրանում է մոլորակի ուղղությամբ[8]։ Թեբեյի սարդոստանային օղակը, ինչպես և Ամալթեայի սարդոստանային օղակը, պայծառ է ներքին և արտաքին սահմանների մոտ, ինչպես նաև դառնում է ավելի պայծառ Յուպիտերին մոտենալու համընթաց[36]։ Օղակի արտաքին սահմանը կտրուկ չի ընդհատվում, և տարածվում է ևս 15 000 կմ[6]։ Կա նաև հազիվ նկատելի օղակի շարունակություն Թեբեյի ուղեծրից դուրս, մոտ 280 000 կմ (3,75 RJ) հեռավորության վրա և անվանվում է Թեբեյան ընդլայնում[6][38]։ Ուղիղ ցրվող լույսում օղակը երեք անգամ ավելի աղոտ է Ամալթեայի սարդոստանային օղակից[6]։ Հակառակ ցրված լույսում օղակը հնարավոր է եղել տարբերել միայն Կեկի աստղադիտարանից[8]։ Հակառակ ցրվող լույսում կատարված լուսանկարում երևում է, որ օղակի պիկային պայծառությունը սկսում է անմիջապես Թեբեյի ուղեծրի մոտ[8]։ 2002 - 2003 «Գալիլեոյի» փոշու տվիչները գրանցեցին 0,2-5 մկմ չափերով մասնիկներ, ինչպես և Ամալթեայի սարդոստանային օղակում, ինչպես նաև հաստատեցին լուսանկարների հետազոտությունների արդյունքները[37][38]։

Թեբեյի օղակի օպտիկական հաստությունը մոտ 3×10−8, ինչը երեք անգամ փոքր է Ամալթեայի օղակից, սակայն փոշու ընդհանուր զանգվածը օղակում մոտավորապես նույնն է՝ 107−109 կգ[10][27][38]։ Փոշու հատիկային կառուցվածքը մի փոքր ավելի փոքր է քան Ամալթեայի օղակինը։ Փոշին օղակում նույնպես ենթարկվում է աստիճանային օրենքին q < 2: Թեբեյան ընդլայնման մեջ q ցուցիչը կարող է նույնիսկ ավելի փոքր լինել[38]։

Սարդոստանային օղակների ծագում խմբագրել

Սարդոստանային օղակներում փոշին լրացվում է նույն մեխանիզմով, ինչ և Հիմնական կամ Հալո օղակների դեպքում[27]։ Աղբյուր են հանդիսանում Յուպիտերի ներքին արբանյակները` Ամալթեան և Թեբեն համապատասխանաբար, ինչպես նաև ավելի փոքր չափերով մարմինները։ Այս մարմինների միջև բախումները ինչպես նաև Յուպիտերի համակարգի դրսից եկած մարմինների բախումները այս մարմինների հետ առաջացնում են փոշու զանգվածներ[27]։ Մասնիկները սկզբից պահպանում են աղբյուր-մարմինների ուղեծրային առանձնահատկությունները, սակայն հետո, աստիճանաբար, պարուրաձև են սկսում շարժվել Փոյնթինգ - Ռոբերտսոնի էֆեկտի ազդեցության տակ[27]։ Սարդոստանային օղակների հաստությունը պայմանավորված է արբանյակների ուղղահայաց շեղումով մոլորակի հասարակածի հարթությունից, քանի-որ այս արբանյակները ունեն ոչ զրոյական ուղեծրի թեքումներ[13]։ Այս վարկածը բացատրում է սարդոստանային օղակների համարյա բոլոր հայտնի առանձնահատկությունները` ուղղանկյուն հատույթը, հաստության նվազումը դեպի Յուպիտեր և վերին ու ներքևի սահմանների պայծառությունը[36]։

Սակայն որոշ առանձնահատկություններ դեռևս չեն ստացել իրենց բացատրությունը, օրինակ Թեբեյան ընդլայնումը, որը կարող է ստեղծվել Թեբեյի ուղեծրից դուրս գտնվող առայժմ չհայտնաբերված մարմնի կողմից, ինչպես նաև կառուցվածքները, որոնք տեսանելի են դառնում հակառակ ցրված լույսի ներքո[13]։ Թեբեյան ընդլայնման առաջացման հավանական բացատրություններից մեկը կարող է լինել Յուպիտերի մթնոլորտի էլեկտրամագնիսական ուժերի ազդեցությունը։ Երբ փոշին մտնում է Յուպիտերի շողքի մեջ, այն արագ կորցնում է իր էլեկտրական լիցքը։ Սկսած ոչ մեծ մասնիկներից, փոշին մոլորակի ազդեցության տակ շարժվում է դեպի դուրս, այսպիսով առաջացնելով ընդլայնումը[40]։ Այդ նույն ուժերով կարելի է բացատրել նաև մասնիկների թվի և պայծառության պակասումը Ամալթեայի և Թեբեյի ուղեծրերի միջև[38][40]։

Անմիջապես Ամալթեայի ուղեծրից այնկողմ գտնվող պայծառության պիկը, ինչպես նաև Ամալթեայի սարդոստանային օղակի ուղղահայաց ասիմետրիկությունը կարող են բացատրվել արբանյակի Լագրանժի (L4) և (L5) կետերից գրաված մասնիկներով[36]։ Օղակի մասնիկները կարող են շարժվել պայտաձև ուղեծրերով Լագրանժի կետերի միջև[20]։ Թեբեյի մոտ տեղի է ունենում ճիշտ նույնպիսի գործընթաց։ Այս հայտնաբերումը ենթադրում է, որ սարդոստանային օղակների մեջ կան երկու տեսակի մասնիկներ՝ առաջինները դանդաղ ու պարուրաձև շարժվում են դեպի Յուպիտեր, իսկ մյուսները մնում են իրենց աղբյուր-արբանյակների շուրջ, գտնվելով նրանց հետ 1:1 ռեզոնանսի մեջ[36]։

Հիմալիայի օղակ խմբագրել

 
Հիպոթետիկ Հիմալիայի օղակը

S/2000 J 11 արբանյակը, որի տրամագիծն էր 4 կմ անհետացել է անմիջապես հայտնագործությունից հետո 2000 թվականին[41]։ Վարկածներից մեկի համաձայն, այն բախվել է ավելի մեծ Հիմալիայի հետ, որի տրամագիծն է 170 կմ, այսպիսով ստեղծելով փոքր նեղ օղակ։ Այս հիպոթետիկ օղակը երևում է որպես գունատ գիծ Հիմալիայի մոտ։ Այս ենթադրությունը խոսում է նաև այն բանի մասին, որ Յուպիտերը երբեմն կորցնում է իր փոքր արբանյակները բախումների արդյունքում[14]։

Հետազոտություններ խմբագրել

Յուպիտերի օղակների գոյությունը ապացուցվեց 1975 թվականին մոլորակի Պիոներ 11 ԱՄԿ-ով դիտարկումներից հետո[42]։ 1979 թվականին «Վոյաջեր-1» ԱՄԿ-ն կատարեց օղակների համակարգի լուսանկարը[5]։ Ավելի մանրամասն լուսանկարներ ստացվեցին նույն թվականին «Վոյաջեր-2» ԱՄԿ-ից, ինչը թույլ տվեց որոշելու օղակների մոտավոր կառուցվածքը[9]։ «Գալիլեո» կայանից ստացված բարձրագույն որակի լուսանկարները 1995 - 2003 թվականներին, զգալիորեն ընդլայնեցին գոյություն ունեցող գիտելլիքները Յուպիտերի օղակների մասին[6]։ Երկրի վրայից Կեկի աստղադիտարանում կատարվող դիտարկումները 1997 և 2002 թվականներին[8] և Հաբբլ տիեզերական աստղադիտակով կատարված լուսանկարները 1999 թվականին[7] ցույց տվեցին տեսանելի կողմային լույսի ցրման հարուստ կառուցվածքը։ «Նյու Հորիզոնս» ԱՄԿ-ից 2007 թվականի փետրվարին[19] ստացված լուսանկարները թույլ տվեցին առաջին անգամ հետազոտել Հիմնական օղակի կառուցվածքը։ 2003 թվականին «Կասինին» դեպի Սատուրն ճանապարհին կատարեց Յուպիտերի օղակների բազմազան դիտարկումներ[43]։

Տես նաև խմբագրել

Ծանոթագրություններ խմբագրել

  1. ↑ Սերգեյ Վսեխսվյատսկի (1960). «Գիսաստղերի և երկնաքարերի օղակը Յուպիտերի շուրջ» (9). Պրիրոդա ամսագիր: 87–88. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (օգնություն)
  2. ↑ Եֆրեմ Լևիտան (2004). Աստղագիտություն. 11-րդ դասարանի դասագիրք (9-րդ հրատարակություն ed.). Մոսկվա: Պրոսվյաշենիե. ISBN 5-09-013370-0.
  3. ↑ «Երկնքում՝ Յուպիտերը։ Մոլորակների արքան և նրա ընտանիքը». Վոկրուգ սվետա. Վիրտուալ ճանապարհորդությունների ամսագիր. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (օգնություն)
  4. ↑ Վլադիմիր Ցեսևիչ (1984). Ինչը և ինչպես դիտել երկնքում (6-րդ հրատարակություն ed.). Մոսկվա: Նաուկա. էջ 304.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 Սմիթ, Բ. Ա.; Սոդերբլոմ Լ. Ա.; Ջոնսոն Տ. Վ.; և ընկ. (1979). «Յուպիտերի համակարգը Վոյաջեր 1-ի աչքերով». Սայենս. 204 (4396): 951–957, 960–972. Bibcode:1979Sci...204..951S. doi:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  6. ↑ 6,00 6,01 6,02 6,03 6,04 6,05 6,06 6,07 6,08 6,09 6,10 6,11 6,12 6,13 6,14 6,15 6,16 6,17 6,18 6,19 6,20 6,21 6,22 6,23 6,24 6,25 6,26 6,27 6,28 Օկերտ-Բելլ, Մ. Ի.; Բարնս, Ջ. Ա.; Դեուբար, Ի. Ջ.; և ընկ. (1999). «Յուպիտերի օղակների համակարգի կառուցվածքը Գալիլեո սարքից դիտարկումների հիման վրա». Իկարուս. 138 (2): 188–213. Bibcode:1999Icar..138..188O. doi:10.1006/icar.1998.6072.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  7. ↑ 7,00 7,01 7,02 7,03 7,04 7,05 7,06 7,07 7,08 7,09 7,10 Մեյեր, Ռ.; Սմիթ, Բ. Ա.; Օուեն, Թ. Ս.; և ընկ. (1999). «Յուպիտերի օղակների և Ադրաստեայի մոտ ինֆրակարմիր սպեկտրները». Իկարուս. 141 (2): 253–262. Bibcode:1999Icar..141..253M. doi:10.1006/icar.1999.6172.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  8. ↑ 8,00 8,01 8,02 8,03 8,04 8,05 8,06 8,07 8,08 8,09 8,10 8,11 8,12 8,13 դե Պետեր, Ի.; Շոուոլտեր, Մ. Ռ.; Բարնս, Ջ. Ա.; և ընկ. (1999). «Յուպիտերի օղակների համակարգի ինֆրակարմիր դիտարկումները կատարված Կեկում 1997» (pdf). Իկարուս. 138 (2): 214–223. Bibcode:1999Icar..138..214D. doi:10.1006/icar.1998.6068.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 9,4 9,5 9,6 9,7 9,8 Շոուոլտեր, Մ. Ռ.; Բարնս, Ջ. Ա.; Քազի, Ջ. Ն.; Պոլակ, Ջ. Բ. (1987). «Յուպիտերի օղակների համակարգը. Կառուցվածքի և մասնիկների չափանիշների հետազոտության նոր արդյունքները». Իկարուս. 69 (3): 458–498. Bibcode:1987Icar...69..458S. doi:10.1016/0019-1035(87)90018-2.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 10,5 Էսպոզիտո, Լ. Վ. (2002). «Մոլորակների օղակներ». Ֆիզիկայի առաջխաղացումների ամսագիր. 65 (12): 1741–1783. Bibcode:2002RPPh...65.1741E. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201. Արխիվացված է օրիգինալից 2020 թ․ հունիսի 16-ին. Վերցված է 2012 թ․ հոկտեմբերի 29-ին.
  11. ↑ 11,0 11,1 Մորինգ, Ֆ. (2007 թ․ մայիսի 7). «Օղակների առաջատարը». Ավիացիոն շաբաթ և Տիեզերական տեխնոլոգիաներ: 80–83.
  12. ↑ 12,00 12,01 12,02 12,03 12,04 12,05 12,06 12,07 12,08 12,09 12,10 12,11 12,12 Թրուպ, Հ. Բ.; Պորկո Ք. Ք.; Վեստ, Ռ. Ա.; և ընկ. (2004). «Յուպիտերի օղակները. Կասինի, Գալիլեո, Վոյաջեր սարքերից և երկրի վրայից կատարված դիտարկումների նոր արդյունքներ» (pdf). Իկարուս. 172 (1): 59–77. Bibcode:2004Icar..172...59T. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.020.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  13. ↑ 13,00 13,01 13,02 13,03 13,04 13,05 13,06 13,07 13,08 13,09 13,10 13,11 13,12 13,13 13,14 13,15 13,16 13,17 13,18 13,19 13,20 13,21 13,22 13,23 13,24 13,25 13,26 13,27 13,28 13,29 13,30 13,31 13,32 13,33 13,34 Բարնս, Ջ. Ա.; Սիմոնելլի, Դ. Պ.; Շոուոլտեր, Մ. Ռ. և ընկ. (2004). «Յուպիտերի օղակային-արբանյակային համակարգը» (pdf). In Բեգենալ, Ֆ.; Դոուլինգ, Թ. Ի.; ՄակԿինոն, Վ. Բ. (ed.). Յուպիտեր։ Մոլորակը, արբանյակները և մագնիսոլորտը. Քեմբրիջի համալսարանի հրատարակություն.{{cite encyclopedia}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  14. ↑ 14,0 14,1 «Լուսինների ամուսնությունը կարող էր տալ Յուպիտերին օղակ», Նյու Սայենթիսթ, 20 մարտի 2010, էջ 16.
  15. ↑ Նորմալ օպտիկական հաստություն, օղակի մասնիկների ամբողջական հատույթների մակերեսի և օղակի մակերեսի հարաբերւթյունը
  16. ↑ Ուղիղ (առաջ) ցրված լույս - լույս, որը ցրվում է Արեգակի լույսի նկատմամբ փոքր անկյան տակ (ֆազայի անկյունը մոտ է 180°)
  17. ↑ Հակառակ ցրված լույս - լույս, որը ցրվում է Արեգակի լույսի նկատմամբ 180° անկյան տակ (ֆազայի անկյունը մոտ է 0°)
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 18,3 18,4 18,5 18,6 18,7 Շոուոլտեր, Մ. Ռ.; Բարնս, Ջ. Ա; դը Պատեր, Ի.; և ընկ. (2005 թ․ սեպտեմբերի 28). Յուպիտերի, Ուրանի և Նեպտունի փոշոտ օղակների մասին նորություններ. էջ 130. {{cite book}}: Unknown parameter |book-title= ignored (օգնություն)CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  19. ↑ 19,0 19,1 «Յուպիտերի օղակները. Ամենամոտ հայացք». ՆԱՍԱ/Ջոնս Հոպկինսի համալսարանի կիրառական ֆիզիկայի լաբորատորիա/Հարավ-արևելյան հետազոտական ինստիտուտ. 2007 թ․ մայիսի 1. Վերցված է 2007 թ․ մայիսի 31-ին.(չաշխատող հղում)
  20. ↑ 20,0 20,1 20,2 20,3 Իմկե դը Պատերա, Մարկ Ռ. Շոուոլտեր և Բրյուս Մակինտոշ (2008). «Յուպիտերյան օղակների դիտարկումները Կեկի աստղադիտարանից 2002 – 2003 թվականներին» (անգլերեն). 195 (1). Իկարուս: 348–360. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.029. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (օգնություն)
  21. ↑ 21,0 21,1 21,2 21,3 21,4 21,5 Շոուոլտեր, Մարկ Ռ.; Չենգ, Էնդրյու Ֆ.; Վեյվեր, Հարոլդ Ա.; և ընկ. (2007). «Մեծ մասնիկները և Յուպիտերի օղակների և արբանյակների համակարգի սահմանները». Սայենս. 318 (5848): 232–234. Bibcode:2007Sci...318..232S. doi:10.1126/science.1147647. PMID 17932287.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  22. ↑ 22,0 22,1 22,2 Վոնգ, Մ. Հ.; դը Պատեր, Ի.; Շոուոլտեր, Մ. Ռ.; և ընկ. (2006). «Երկրի վրա գտնվող սարքերով մոտ ինֆրակարմիր սպեկտրում Յուպիտերի օղակների և արբանյակների ուսումնասիրությունները». Իկարուս. 185 (2): 403–415. Bibcode:2006Icar..185..403W. doi:10.1016/j.icarus.2006.07.007.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  23. ↑ 23,0 23,1 ՄակՄալդրոչ, Ս.; Պիլորց, Ս. Հ.; Դանիելսոն, Ջ. Ե.; և ընկ. (2000). «Գալիլեոյով կատարված Յուպիտերի օղակների համակարգի մոտ-ինֆրակարմիր սպեկտրի ուսումնասիրությունները». Իկարուս. 146 (1): 1–11. Bibcode:2000Icar..146....1M. doi:10.1006/icar.2000.6343.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  24. ↑ 24,0 24,1 Բրուկս, Ս. Մ.; Էսպոզիտո, Լ. Վ.; Շոուոլտեր, Մ. Ռ.; և ընկ. (2004). «Յուպիտերի Հիմնական օղակի մասնիկների չափերի բաշխումը Գալիլեո սարքից ստացված լուսանկարներով և սպեկտրներով». Իկարուս. 170 (1): 35–57. Bibcode:2004Icar..170...35B. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.003.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  25. ↑ 25,0 25,1 25,2 25,3 25,4 25,5 Բարնս, Ջ. Ա.; Համիլտոն, Դ. Պ.; Շոուոլտեր, Մ. Ռ. (2001). «Փոշոտ օղակները և փոշին մոլորակի շուրջ. Դիտարկումներ և պարզ ֆիզիկա» (pdf). In Գրան, Ե.; Գուստաֆսոն, Բ. Ա. Ս.; Դերմոտ, Ս. Տ.; Ֆեչտիգ Հ. (ed.). Միջմոլորակային փոշի. Բեռլին: Սփրինգեր. էջեր 641–725.{{cite encyclopedia}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  26. ↑ Անդերսոն, Ջ. Դ.; Ջոնսոն, Թ. Վ.; Շուբերտ, Ջ.; և ընկ. (2005). «Ամալթեայի խտությունը ավելի փոքր է քան ջրինը». Սայենս. 308 (5726): 1291–1293. Bibcode:2005Sci...308.1291A. doi:10.1126/science.1110422. PMID 15919987.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  27. ↑ 27,00 27,01 27,02 27,03 27,04 27,05 27,06 27,07 27,08 27,09 Բարնս, Ջ. Ա.; Շոուոլտեր, Մ. Ռ.; Համիլտոն, Դ. Պ.; և ընկ. (1999). «Յուպիտերի թույլ օղակների ձևավորումը» (pdf). Սայենս. 284 (5417): 1146–1150. Bibcode:1999Sci...284.1146B. doi:10.1126/science.284.5417.1146. PMID 10325220.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  28. ↑ Մեյսոն, Ջ.; Կուկ, Ջ.-Ռ. Ս. (2011 թ․ մարտի 31). «Մանրակրկիտ հետախուզման արդյունքում պարզվեց որ օղակի հուզումները բախման հետևանքով են». Տիեզերական գիտությունների ինստիտուտի մամլո հաղորդագրություն. Կասինիի կենտրոնական լաբորատորիա. Արխիվացված է օրիգինալից 2012 թ․ հունիսի 4-ին. Վերցված է 2011 թ․ ապրիլի 4-ին.
  29. ↑ «Հուզումները Յուպիտերի օղակներում». PIA 13893 լուսանկարի բացատրագիր. ՆԱՍԱ / Ռեակտիվ Շարժման Լաբորատորիա-Կալտեխ / SETI. 2011 թ․ մարտի 31. Արխիվացված է օրիգինալից 2012 թ․ հունիսի 4-ին. Վերցված է 2011 թ․ ապրիլի 4-ին.
  30. ↑ 30,0 30,1 30,2 Շոուոլտեր, Մ. Ռ.; Հեդման, Մ. Մ.; Բարնս, Ջ. Ա. (2011 թ․ մարտի 31). «Շումեյկեր - Լևի 9 գիսաստղի ազդեցությունը Յուպիտերի օղակների վրա». Սայենս. Ամերիկյան գիտության առաջխաղացման ասոցիացիա. 332. doi:10.1126/science.1202241. Վերցված է 2011 թ․ ապրիլի 5-ին.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  31. ↑ «Սատուրնի օղակների հուզումը». PIA 12820 լուսանկարի բացատրագիր. ՆԱՍԱ / Ռեակտիվ Շարժման Լաբորատորիա / Տիեզերական գիտությունների ինստիտուտ. 2011 թ․ մարտի 31. Արխիվացված է օրիգինալից 2012 թ․ հունիսի 4-ին. Վերցված է 2011 թ․ ապրիլի 4-ին.
  32. ↑ Հեդման, Մ. Մ.; Բարնս, Ջ. Ա.; Էվանս, Մ. Վ.; Տիսկարենո, Մ. Ս.; Պորկո, Ս. Ս.. (2011 թ․ մարտի 31). «Սատուրնի C օղակը հետաքրքիր կերպով շեղվեց». Սայենս. Ամերիկյան գիտության առաջխաղացման ասոցիացիա. 332. doi:10.1126/science.1202238. Վերցված է 2011 թ․ ապրիլի 5-ին.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  33. ↑ Լորենցի ռեզոնանսը, ռեզոնանս է մասնիկների ուղեծրային շարժման և մոլորակի մագնիսոսֆերայի պտույտի միջև, երբ իրենց պարբերությունների հարաբերությունը ռացիոնալ թիվ է
  34. ↑ 34,0 34,1 Համիլտոն, Դ. Պ. (1994). «Լորենցի համեմատությունը, մոլորակների և արբանյակների գրավիտացիոն ռեզոնանսները» (pdf). Իկարուս. 109 (2): 221–240. Bibcode:1994Icar..109..221H. doi:10.1006/icar.1994.1089.
  35. ↑ 35,0 35,1 Բարնս, Ջ. Ա.; Շաֆեր, Լ. Ե.; Գրինբերգ, Ռ. Ջ. և ընկ. (1985). «Լորենցի ռեզոնանսը և Յուպիտերի օղակի կառուցվածքը». Նեյչր. 316 (6024): 115–119. Bibcode:1985Natur.316..115B. doi:10.1038/316115a0.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  36. ↑ 36,0 36,1 36,2 36,3 36,4 Շոուոլտեր, Մարկ Ռ.; դե Պատեր, Իմկե; Վերբանակ, Գույլի և ընկ. (2008). «Յուպիտերի սարդոստանային օղակների հատկությունները և շարժումը Գալիլեոից, Վոյաջերից, Հաբբլից և Կեկից ստացված լուսանկարներով» (pdf). Իկարուս. 195 (1): 361–377. Bibcode:2008Icar..195..361S. doi:10.1016/j.icarus.2007.12.012.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  37. ↑ 37,0 37,1 Կրյուգեր, Հ.; Գրյուն, Ե.; Համիլտոն, Դ. Պ. (18–25 հուլիս 2004). «Գալիլեոյի կատարած փոշու չափումները Յուպիտերի սարդոստայնային օղակներում». 35-րդ COSPAR Գիտական ասամբլեա: 1582. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (օգնություն)CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  38. ↑ 38,0 38,1 38,2 38,3 38,4 38,5 38,6 38,7 Կրյուգեր, Հերալդ; Համիլտոն, Դագլաս Պ., Մոյսլ, Ռիչարդ; և Գրան, Էբերհարդ (2009). «Գալիլեոյի կատարած փոշու չափումները Յուպիտերի սարդոստայնային օղակներում». Իկարուս. 2003 (1): 198–213. arXiv:0803.2849. Bibcode:2009Icar..203..198K. doi:10.1016/j.icarus.2009.03.040.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  39. ↑ Ֆիեսլեր, Պ. Դ.; և ընկ. (2004). «Գալիլեոյի աստղային սկաների դիտարկումները Ամալթեայի մոտ». Իկարուս. 169 (2): 390–401. Bibcode:2004Icar..169..390F. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.012.
  40. ↑ 40,0 40,1 Համիլտոն, Դուգլաս Պ.; Կրյուգեր, Հարոլդ (2008). «Յուպիտերի սարդոստանային օղակների ձևի փոփոխությունները մոլորակի շողքով» (pdf). Նեյչր. 453 (7191): 72–75. Bibcode:2008Natur.453...72H. doi:10.1038/nature06886. PMID 18451856.
  41. ↑ IAUC 7555, հունվար 2001. «ՀՏՀ. Ինչու Ձեր համակարգում չկա Յուպիտերի S/2000 J11 արբանյակը». ՌՇԼ Արեգակնային համակարգի դինամիկան. Արխիվացված օրիգինալից 2012 թ․ ապրիլի 7-ին. Վերցված է 2011 թ․ փետրվարի 13-ին.{{cite web}}: CS1 սպաս․ թվային անուններ: authors list (link)
  42. ↑ Ֆիլիուս, Ռ. Վ.; ՄակԻլվեյն, Ս. Ի.; Մոգրո-Կամպերո, Ա. (1975). «Յուպիտորի շրջանաձև գոտիները - Երկրորդ հայացք». Սայենս. 188 (4187): 465–467. Bibcode:1975Sci...188..465F. doi:10.1126/science.188.4187.465. PMID 17734363.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)
  43. ↑ Բրաուն, Ռ. Հ.; Բեյնս, Կ. Հ.; Բելուչի, Գ.; և ընկ. (2003). «Տեսանելի և ինֆրակարմիր սպեկտրոմետրով կատարված դիտարկումները Յուպիտերի կողքով Կասինիի թռիչքի ժամանակ». Իկարուս. 164 (2): 461–470. Bibcode:2003Icar..164..461B. doi:10.1016/S0019-1035(03)00134-9.{{cite journal}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)

Արտաքին հղումներ խմբագրել

Այս հոդվածն ընտրվել է Հայերեն Վիքիպեդիայի օրվա հոդված:
Ստացված է «https://hy.wikipedia.org/w/index.php?title=Յուպիտերի_օղակներ&oldid=9799965» էջից