Перегляд вихідного коду сторінки Кільця Юпітера

<imagemap>
Image:Jupiter Rings uk.svg|thumb|420px|Кільця та внутрішні супутники Юпітера (схема).
rect 473 453 1077 541 [[Кільця Юпітера#Головне кільце]]
rect 93 775 780 958 [[Кільця Юпітера#Павутинні кільця]]
rect 1065 733 1239 808 [[Кільця Юпітера#Кільце-гало]]
rect 499 998 888 1150 [[Амальтея (супутник)]]
rect 1016 966 1393 1116 [[Адрастея (супутник)]]
rect 1630 1050 1929 1185 [[Метида (супутник)]]
rect 2028 1380 2251 1520 [[Теба (супутник)]]
desc bottom-left
</imagemap>
'''Кі́льця Юпі́тера'''&nbsp;— система планетарних кілець планети [[Юпітер (планета)|Юпітер]]. Це третя система кілець, відкрита в [[Сонячна система|Сонячній системі]], після систем [[Кільця Сатурна|кілець Сатурна]] та [[Кільця Урана|Урана]]. Вперше кільця Юпітера були помічені 1979&nbsp;року при підльоті [[Космічний апарат|КА]] [[Вояджер (програма)|«Вояджер»]] до Юпітера<ref name=Smith1979/>, більш детальні відомості про кільця вдалося отримати в 1990-ті завдяки [[Галілео (КА)|КА «Галілео»]]<ref name=Ockert-Bell1999/>. Кільця також спостерігалися з допомогою [[Габбл (телескоп)|телескопа «Габбл»]] і спостерігаються з Землі протягом багатьох років<ref name=Meier1999/>. Наземні спостереження потребують найбільших із доступних телескопів<ref name=dePater1999/>.

Система кілець Юпітера є слабкою та складається переважно з пилу<ref name=Smith1979/><ref name=Burns1987/>. В кільцях можна виділити загалом чотири компоненти системи: товстий [[Тор (геометрія)|тор]] із частинок&nbsp;— відомий   як «кільце-гало» ({{lang-en|halo ring}}) чи просто гало<ref name="Горькавый1997"/>; відносно яскраве, дуже тонке «головне кільце»; і два широких і слабких зовнішніх кільця&nbsp;— відомих як «павутинні кільця» (gossamer rings&nbsp;— кільця тонкі та прозорі, як павутина), що називаються за матеріалом супутників, які їх формують: [[Амальтея (супутник)|Амальтеї]] та [[Теба (супутник)|Теби]]<ref name=Esposito2002/>.

Головне кільце та гало складаються переважно з пилу з [[Метіда (супутник)|Метіди]], [[Адрастея (супутник)|Адрастеї]] та, можливо, ще деяких супутників, що є наслідком високошвидкісних зіткнень<ref name=Ockert-Bell1999/>. Зображення високої роздільності, отримані 2007&nbsp;року КА [[New Horizons|«Нові горизонти»]] дозволили розрізнити насичену та тонку структуру головного кільця<ref name=Morring2007/>.

У видимій частині спектра та близькій інфрачервоній кільця мають червоне забарвлення, за винятком «кільця-гало», що має нейтральне або синє забарвлення<ref name=Meier1999/>. Розмір пилинок у кільцях різний, але площа поперечного перетину найвища для несфероїдальних частинок із радіусом близько 15&nbsp;мкм у всіх кільцях, крім кільця-гало<ref name=Throop2004/>. Ймовірно у кільці-гало переважає пил з поперечником частинок менше мікрометра. Загальна маса системи кілець невідома, але її оцінки коливаються в межах від 10<sup>11</sup> до {{nobr|10<sup>16</sup> кг<ref name=Burns2004/>.}} Вік системи кілець невідомий, але вони могли існувати з моменту остаточного формування Юпітера<ref name=Burns2004/>.

Можливо, що ще одне кільце існує на орбіті [[Гімалія (супутник)|Гімалії]], якщо вона, як вважається, зіштовхувалася колись із [[Дія (супутник)|Дією]]<ref name="HimaliaRing"/>.

== Відкриття та будова ==
Кільця Юпітера&nbsp;— третя відкрита у [[Сонячна система|Сонячній системі]] система кілець, після кілець [[Кільця Сатурна|Сатурна]] й [[Кільця Урана|Урана]]. Вперше кільця Юпітера спостерігалися 1979&nbsp;року космічним апаратом «[[Вояджер-1]]»<ref name=Smith1979/>. Кільцева система має 4 основних компоненти: товстий внутрішній [[тор (геометрія)|тор]] із частинок, відомий як «кільце-гало», відносно яскраве і тонке «головне кільце» та два широких і слабких зовнішніх кільця, відомих як «павутинні кільця», названі за матеріалом супутників, що їх формують: [[Амальтея (супутник)|Амальтеї]] та [[Теба (супутник)|Теби]]<ref name=Esposito2002/>. Основні характеристики кілець Юпітера наведено в таблиці нижче<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/><ref name=Esposito2002/><ref name=Throop2004/>.
{| class="wikitable"
|-
! Назва
! abbr="Radius"    | Радіус (км)
! abbr="Width"     | Ширина (км)
! abbr="Thickness" | Товщина (км)
! [[Оптична товщина]]{{Ref_label|C|c|none}}
! Пилова фракція (в τ)
! Маса, кг
! Примітки
|-
! Кільце-гало
| 92 000—122 500 || 30 500||12 500||~1{{Esp|−6}}|| 100 % || — ||
|-
! Головне кільце
| 122 500—129 000 || 6 500||30—300||5,9{{Esp|−6}}|| ~25 %|| 10<sup>7</sup>—10<sup>9</sup> (пил)<br />10<sup>11</sup>—10<sup>16</sup> (великі фрагменти)|| Обмежується [[Адрастея (супутник)|Адрастеєю]]
|-
! Павутинне кільце Амальтеї
| 129 000—182 000 || 53 000||2 000||~1{{Esp|−7}}||100 %||10<sup>7</sup>—10<sup>9</sup>||Пов'язане з [[Амальтея (супутник)|Амальтеєю]]
|-
! Павутинне кільце Теби
| 129 000—226 000 || 97 000||8 400||~3{{Esp|−8}}||100 %||10<sup>7</sup>—10<sup>9</sup>||Пов'язане з [[Теба (супутник)|Тебою]]. Поширюється і на простір поза орбітою Теби.
|}

== Головне кільце ==
=== Структура та зовнішній вигляд ===
[[Файл:Jovian Ring System PIA01623.jpg|thumb|300px|Мозаїка із зображень кільцевої системи Юпітера, на якій можна розрізнити розташування супутників і кілець]]
Вузьке та відносно тонке головне кільце є найяскравішим у системі кілець Юпітера. Його зовнішній край розташовується на відстані 129&nbsp;000&nbsp;км від Юпітера (або {{nobr|1,806 ''R''<sub>J</sub>}}; {{nobr|''R''<sub>J</sub> —}} екваторіальний радіус Юпітера&nbsp;— 71&nbsp;398&nbsp;км) та збігається з орбітою найменшого внутрішнього супутника Юпітера, [[Адрастея (супутник)|Адрастеї]]<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/>. Його внутрішній край не збігається з орбітою якого-небудь супутника та лежить на відстані 122&nbsp;500&nbsp;км ({{nobr|1,72 ''R''<sub>J</sub>}})<ref name=Ockert-Bell1999/>.

Таким чином, ширина кільця 6&nbsp;500&nbsp;км. Зовнішній вигляд кільця залежить від геометрії огляду<ref name=Burns2004/>. В прямо-розсіяному світлі{{Ref_label|A|a|none}} яскравість головного кільця починає зменшуватися з 128&nbsp;600&nbsp;км (всередині орбіти Адрастеї) та досягає фонового рівня на відстані 129&nbsp;300&nbsp;км поза орбітою Адрастеї<ref name=Ockert-Bell1999/>. Таким чином, [[Адрастея (супутник)|Адрастея]] є [[Супутник-пастух|супутником-пастухом]] для цього кільця&nbsp;— аж до відстані 129&nbsp;000&nbsp;км<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/>. Яскравість кільця збільшується в напрямку до Юпітера та досягає максимуму на відстані 126&nbsp;000&nbsp;км, поблизу від центра кільця, однак в ньому спостерігається явний зазор, створений [[Метіда (супутник)|Метідою]] на відстані 128&nbsp;000&nbsp;км<ref name=Ockert-Bell1999/>. Внутрішня межа «головного кільця» поступово «зникає» з 124&nbsp;000 до 120&nbsp;000&nbsp;км, зливаючись із гало<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/>. В прямо-розсіяному світлі всі кільця Юпітера яскраві.
[[Файл:Jovian main ring New Horizons 050107 10.jpg|thumb|300px|right|Головне кільце. Верхнє фото в обернено-розсіяному світлі та було зроблене [[New Horizons|КА «Нові обрії»]]. Видно мікроструктуру його зовнішнього краю. Нижнє фото демонструє головне кільце у прямо-розсіяному світлі, видно що в ньому важко виділити якусь деталь крім «пазу Метіди»]]
В обернено-розсіяному світлі кільце виглядає інакше. Зовнішня межа головного кільця, розташована на відстані 129&nbsp;100&nbsp;км, за орбітою [[Адрастея (супутник)|Адрастеї]], різко обривається<ref name=Burns2004/>. Орбіта супутника відмічається зазором у кільці, таким чином утворюється кільце поза орбітою Адрастеї. Є ще одне кільце на орбіті Адрастеї, що супроводжується зазором невідомого походження, на відстані приблизно 128&nbsp;500&nbsp;км<ref name=Burns2004/>. Третє кільце розташовується поза орбітою Метіди, в центрі ще одного зазору. Яскравість кільця значно зменшується одразу за орбітою Метіди, утворюючи так званий «паз Метіди»<ref name=Burns2004/>. Всередині орбіти Метіди яскравість кільця збільшується значно менше, ніж при прямо-розсіяному світлі<ref name=dePater1999/>. В обернено-розсіяній геометрії здається, що кільце складається з двох частин: вузької зовнішньої частини, що простягається від 128&nbsp;000 до 129&nbsp;000&nbsp;км, яка безпосередньо включає три кільця, розділених зазорами, та слабшої внутрішньої частини, що простягається від 122&nbsp;500 до 128&nbsp;000&nbsp;км, в якій неможливо розрізнити яку-небудь структуру, на відміну від прямо-розсіяної геометрії<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/>. «Паз Метіди» є їхньою границею. Мікроструктура кільця вперше була досліджена за фотографіями, отриманими [[Галілео (космічний апарат)|КА «Галілео»]], а також добре простежується на фото в обернено-розсіяному світлі, отриманому [[New Horizons|КА «Нові обрії»]] у лютому-березні 2007&nbsp;року<ref name=Morring2007/><ref name="New Horizons"/>. Більш ранні спостереження з допомогою [[Габбл (телескоп)|телескопа «Габбл»]] (HST)<ref name=Meier1999/>, [[Обсерваторія Кека|Кека]]<ref name=dePater1999/> та [[Кассіні — Гюйгенс|КА «Кассіні»]] виявились провальними через недостатню роздільну здатність<ref name=Throop2004/>. Однак пізніше мікроструктуру вдалося розрізнити з допомогою телескопа обсерваторії Кек і використанні [[Адаптивна оптика|адаптивної оптики]] в 2002—2003&nbsp;роках<ref name=dePater2008/>.

При спостереженні в обернено-розсіяному світлі кільце здається надзвичайно тонким, і товщиною не більше 30&nbsp;км<ref name=Burns1987/>. При боковому розсіюванні світла товщина кілець від 80 до 160&nbsp;км, збільшуючись у напрямку до Юпітера<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Throop2004/>. Кільце здається особливо товстим при прямо-розсіяному світлі, приблизно 300&nbsp;км<ref name=Ockert-Bell1999/>. Одним із відкриттів [[Галілео (космічний апарат)|КА «Галілео»]] стало відкриття відносно товстої (близько 600 км) хмари матерії, що оточує внутрішній край кільця<ref name=Ockert-Bell1999/>. Хмара збільшується в товщині ближче до внутрішнього краю, де переходить у гало<ref name=Ockert-Bell1999/>.

Детальний аналіз зображень [[Галілео (космічний апарат)|КА «Галілео»]] виявив поздовжні зміни яскравості у головному кільці, не пов'язані з геометрією огляду. Крім цього була виявлена деяка неоднорідність у кільці&nbsp;— в масштабах 500—1000&nbsp;км<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns2004/>.

У лютому-березні 2007&nbsp;року [[New Horizons|КА «Нові обрії»]] виконав детальний пошук нових невеликих супутників у «головному кільці»<ref name=Showalter2007/>. Незважаючи на те, що жоден супутник, більший {{nobr|0,5 км}} виявлений не був, камери апарата зафіксували сім відносно невеликих брил із частинок кільця. Вони рухаються у щільному кільці всередині орбіти Адрастеї<ref name=Showalter2007/>. Припущення про те, що це саме брили, а не невеликі супутники, підтверджується азимутальними замірами. Вони простягаються на {{nobr|0,1—0,3°}} вздовж кільця, що відповідає 1000—3000&nbsp;км<ref name=Showalter2007/>. Брили розділені всередині кільця на 2 групи&nbsp;— із 5 та 2 елементів. Походження брил незрозуміле, однак їхні орбіти перебувають в [[Орбітальний резонанс|резонансах]] 115:116 і 114:115 з [[Метіда (супутник)|Метідою]]<ref name=Showalter2007/>. Можливо, вони є уламками від зіткнення Метіди з деяким об'єктом.

=== Спектр і гранулометричний склад ===
[[Файл:Main Ring Galeleo forward PIA00538.jpg|thumb|300px|right|Зображення головного кільця, отримане [[Галілео (космічний апарат)|«Галілео»]] при прямо-розсіяному світлі, добре видно «паз Метіди».]]

[[Спектр]] кільця був отриманий [[Габбл (телескоп)|«Габблом»]]<ref name=Meier1999/>, [[Обсерваторія Кека|Кеком]]<ref name=Wong2006/>, [[Галілео (космічний апарат)|КА «Галілео»]]<ref name=McMuldroch2000/> та [[Кассіні — Гюйгенс|КА «Кассіні»]]<ref name=Throop2004/>. Це дозволило встановити, що колір частинок у кільці червонуватий, тобто їхнє [[альбедо]] вище на більших довжинах хвилі<ref name=Throop2004/>. Спектр кільця не дозволяє виділити якихось хімічних речовин, однак під час спостережень «Кассіні» були виявлені лінії поглинання на довжині хвиль {{nobr|0,8 мкм}} і {{nobr|2,2 мкм<ref name=Throop2004/>.}} Спектр головного кільця нагадує спектр [[Адрастея (супутник)|Адрастеї]]<ref name=Meier1999/> та [[Амальтея (супутник)|Амальтеї]]<ref name=Wong2006/>.

Властивості головного кільця можуть пояснюватися гіпотезою, згідно з якою воно містить суттєву кількість пилу розмірами {{nobr|0,1—10 мкм}}. Це пояснює більшу яскравість кільця при прямо-розсіяному світлі<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/>. Однак наявність більших частинок потрібна для того, щоб пояснити вищу яскравість і мікроструктуру яскравої зовнішньої частини кільця в обернено-розсіяному світлі<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/>.

Аналіз доступних фазових і спектральних даних дозволяє зробити висновок про те, що розподіл розмірів дрібних частинок у головному кільці підпорядковується [[Степенева функція|степеневому закону]]<ref name=Throop2004/><ref name=Brooks2004/><ref name=Burns2001/>

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

де {{math|''n''(''r'')}}&nbsp;— кількість частинок із радіусами між {{math|''r''}} і {{math|''r'' + ''dr''}}, і {{mvar|A}}&nbsp;— нормувальний параметр, що вибирається для того, щоб відповідати загальному світловому потоку від кільця. Параметр {{math|''q''}}&nbsp;— {{nobr|2,0 ± 0,2}} і застосовується для {{nobr|{{math|''r''}} < 15 ± 0,3 мкм}} і {{nobr|{{math|''q''}} {{=}} 5 ± 1}} для частинок із {{nobr|{{math|''r''}} > 15 ± 0,3 мкм<ref name=Throop2004/>.}} Розподіл великих частинок у мм-км зоні наразі невідомий<ref name=Burns2004/>. Світлове розсіювання в цій моделі переважно здійснюється частинками з {{mvar|r}} близько 15&nbsp;мкм<ref name=Throop2004/><ref name=McMuldroch2000/>.

Степеневий закон, згаданий вище, дозволяє оцінити [[Оптична товщина|оптичну товщину]]{{Ref_label|C|c|none}} <math>\scriptstyle\tau</math> головного кільця: <math>\scriptstyle\tau_l\,=\,4{,}7\times 10^{-6}</math> для великих тіл і <math>\scriptstyle \tau_s = 1{,}3\times 10^{-6}</math> для пилу<ref name=Throop2004/>. Така [[оптична товщина]] означає, що загальний поперечний переріз частинок у кільці&nbsp;— близько 5000&nbsp;км²{{Ref_label|D|d|none}}<ref name=Burns2004/>. Частинки у головному кільці, ймовірно, мають не сферичну форму<ref name=Throop2004/>. Загальна маса пилу в головному кільці оцінюється в {{nobr|10<sup>7</sup>—10<sup>9</sup> кг<ref name=Burns2004/>.}} Маса великих тіл, за винятком [[Метіда (супутник)|Метіди]] й [[Адрастея (супутник)|Адрастеї]], становить {{nobr|10<sup>11</sup>—10<sup>16</sup> кг}}. Це залежить від їхнього максимального розміру, граничне значення&nbsp;— 1&nbsp;км в діаметрі<ref name=Burns2004/>. Для порівняння: маса [[Адрастея (супутник)|Адрастеї]]&nbsp;— близько 2{{Esp|15}}&nbsp;кг<ref name=Burns2004/>, [[Амальтея (супутник)|Амальтеї]]&nbsp;— близько 2{{Esp|18}}&nbsp;кг<ref name=Anderson2005/>, [[Місяць (супутник)|Місяця]]&nbsp;— {{nobr|7,4{{Esp|22}} кг}}.

Наявність в одному кільці одразу двох популяцій частинок, пилу та великих тіл, пояснює відмінності зовнішнього вигляду кільця при різній геометрії огляду<ref name=Burns2001/>. Пил добре видно при прямо-розсіяному світлі та обмежується орбітою Адрастеї<ref name=Burns2004/>. Навпаки, великі тіла, добре розрізнювані при обернено-розсіяному світлі, обмежуються областю між орбітами Адрастеї та Метіди, а також кільцями<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/>.

=== Походження та вік ===
[[Файл:R08 satorb full.jpg|thumb|right|300px|Формування кілець Юпітера]]
Пил залишає кільце через [[ефект Пойнтінга&nbsp;— Робертсона]], а також електромагнітні сили [[Магнітосфера Юпітера|магнітосфери Юпітера]]<ref name=Burns2001/><ref name=Burns1999/>. Леткі речовини, наприклад, льоди, швидко випаровуються. «Час життя» частинок у кільці&nbsp;— від 100 до 1000&nbsp;років<ref name=Burns2004/><ref name=Burns1999/>. Таким чином, пил повинен постійно поповнюється за рахунок зіткнень між тілами розміром від 1&nbsp;см до {{nobr|0,5 км}}<ref name=Showalter2007/> і тими ж тілами та тілами з-за меж системи Юпітера<ref name=Burns2004/><ref name=Burns1999/>. Джерелами наповнення кільця є популяція з відносно великих тіл, обмежена 1000-кілометровою областю на орбіті, яскрава зовнішня частина кільця, а також [[Метіда (супутник)|Метіда]] та [[Адрастея (супутник)|Адрастея]]<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/>. Найбільші тіла, за винятком Метіди й Адрастеї, які є джерелами поповнення, не можуть бути більшими {{nobr|0,5 км}} за розміром. Верхня межа була встановлена спостереженнями [[New Horizons|КА «Нові обрії»]]<ref name=Showalter2007/>. Попередня верхня межа, отримана за рахунок спостережень [[Габбл (телескоп)|«Габбла»]]<ref name=Meier1999/><ref name=Showalter2005/> та [[Кассіні — Гюйгенс|«Кассіні»]]<ref name=Throop2004/>, була близька до 4&nbsp;км<ref name=Burns2004/>. Пил, що утворюється під час зіткнень, зберігає спочатку ті ж орбітальні елементи, що і тіла-джерела, але поступово повільно, по спіралі, починає зміщуватися в напрямку Юпітера, формуючи слабку (в обернено-розсіяному світлі) внутрішню частину головного кільця та гало<ref name=Burns2004/><ref name=Burns1999/>. Наразі вік головного кільця невідомий, але, можливо, він є останніми залишками популяції з маленьких тіл біля Юпітера<ref name=Esposito2002/>.

=== Вертикальні хвилястості ===
Фотографії з [[Галілео (космічний апарат)|КА «Галілео»]] та [[New Horizons|«Нові обрії»]] дозволили розрізнити дві окремі групи хвилястостей всередині головного кільця. Ці групи хвилястостей сильніші ніж ті, що можуть бути викликані диференціальною вузловою регресією гравітаційного поля Юпітера. Ймовірно, найпомітніша хвилястість із двох була викликана [[Комета Шумейкерів—Леві 9|кометою Шумейкерів&nbsp;— Леві 9]], що зіткнулася з Юпітером 1995&nbsp;року, в той час як інша з'явилася, мабуть, у першій половині 1990&nbsp;року<ref name = "forensic"/><ref name = "Jupiter's Ring"/><ref name = "Showalter"/>. Спостереження «Галілео» у листопаді 1996&nbsp;року дозволили виконати вимірювання цих двох «хвилястостей»: довжина: {{nobr|1920 ± 150}} і {{nobr|630 ± 20 км}}, вертикальна амплітуда {{nobr|2,4 ± 0,7}} і {{nobr|0,6 ± 0,2 км}}, для сильнішої та слабшої хвилястості відповідно<ref name = "Showalter"/>. Формування більшої хвилястості можна пояснити дією на кільце частинок комети, повна маса якої становила {{nobr|2—5 x 10<sup>12</sup> кг}}, які відхилили ділянку кільця від екваторіальної площини на 2&nbsp;км<ref name = "Showalter"/>. Схожа хвилястість спостерігалася<ref name = "tilting"/> [[Кассіні — Гюйгенс|«Кассіні»]] в [[Кільця Сатурна|кільцях Сатурна]] C і D<ref name = "Hedman2"/>.

== Кільце-гало ==
=== Структура та зовнішній вигляд ===
[[Файл:Jovian Halo Ring PIA00658.jpg|thumb|300px|Зображення в умовних кольорах кільця-гало, отримане «Галілео» в прямо-розсіяному світлі]]
Гало́ розташовується найближче до самої планети і разом з тим є найтовстішим кільцем планети. Його зовнішній край збігається з внутрішньою межею головного кільця на відстані близько 122&nbsp;500&nbsp;км {{nobr|(1,72&nbsp;''R''<sub>J</sub>)<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/>.}} Починаючи з цієї відстані, кільце стає все товстішим і товстішим у напрямку до Юпітера. Справжня товщина кільця невідома досі, але речовина, що його складає, була зафіксована і на відстані 10&nbsp;000&nbsp;км від площини кільця<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=dePater1999/>. Внутрішня межа кільця відносно різко обривається на відстані 100&nbsp;000&nbsp;км {{nobr|(1,4 ''R''<sub>J</sub>)<ref name=dePater1999/>,}} але деяка кількість речовини фіксується і на відстані 92&nbsp;000&nbsp;км від Юпітера<ref name=Ockert-Bell1999/>. Таким чином, ширина гало&nbsp;— близько 30&nbsp;000&nbsp;км. Своєю формою воно нагадує тор без чіткої внутрішньої структури<ref name=Burns2004/>. На відміну від головного кільця, зовнішній вигляд гало лише трохи залежить від геометрії огляду.

Найяскравішим гало здається у прямо-розсіяному світлі. Саме в такій геометрії воно було сфотографовано [[Галілео (космічний апарат)|«Галілео»]]<ref name=Ockert-Bell1999/>. В той час як його поверхнева яскравість набагато менша, ніж у головного кільця, його вертикальний (перпендикулярний до площини кільця) потік фотонів порівнянний через набагато більшу товщину кільця. Незважаючи на товщину близько 20&nbsp;000&nbsp;км, яскравість кільця-гало строго сконцентрована у площині кільця, та слідує степеневому закону форми: {{nobr|''z''<sup>−0,6</sup>}} до {{nobr|''z''<sup>−1,5</sup><ref name=Burns2004/>,}} де ''z''&nbsp;— відстань від площини кільця. Зовнішній вигляд гало в обернено-розсіяному світлі, що спостерігалося [[Обсерваторія Кека|Кеком]]<ref name=dePater1999/> і [[Габбл (телескоп)|Габблом]]<ref name=Meier1999/>, майже однаковий. Однак його загальний фотонний потік у кілька разів нижчий ніж у головного кільця, і сильніше сконцентрований поблизу площини кільця ніж при прямо-розсіяному світлі<ref name=Burns2004/>.

Спектр гало сильно відрізняється від спектра головного кільця. Розподіл потоку фотонів на довжинах хвиль {{nobr|0,5—2,5 мкм}} більш «плоский» ніж у головного кільця<ref name=Meier1999/>; кільце-гало має не червонувате забарвлення, як головне, а синювате<ref name=Wong2006/>.

=== Походження гало ===
Оптичні властивості гало можуть пояснюватися гіпотезою, згідно з якою в нього входять частинки з розмірами менше 15&nbsp;мкм<ref name=Meier1999/><ref name=Burns2004/><ref name=Brooks2004/>. Частина кільця, розташована далеко від його площини може складатися з пилу розміром менше мікрометра<ref name=Meier1999/><ref name=dePater1999/><ref name=Burns2004/>. Такий пиловий склад пояснює набагато сильніше пряме розсіювання світла, синювате забарвлення та нерозрізнювану структуру кільця. Пил, ймовірно, походить із головного кільця, і це підтверджується фактом того, що оптична товщина кільця-гало <math>\scriptstyle\tau_s\,\sim\,10^{-6}</math> сумірна з пилом із головного кільця<ref name=Burns1987/><ref name=Burns2004/>. Велика товщина гало може пояснюватися збуреннями [[Кеплерові елементи орбіти|орбітального нахилу]] та [[Ексцентриситет орбіти|ексцентриситету]] частинок кільця електромагнітними силами магнітосфери Юпітера. Зовнішня межа гало збігається з розташуванням так званого «резонансу Лоренца» (3:2 з Юпітером){{Ref_label|E|e|none}}<ref name=Burns2001/><ref name=Hamilton1994/><ref name=Burns1985/>. Оскільки [[ефект Пойнтінга&nbsp;— Робертсона]]<ref name=Burns2001/><ref name=Burns1999/> змушує частинки кільця дрейфувати в напрямку до Юпітера, їхній орбітальний нахил змінюється коли вони проходять через цю область. Згадана вище пилова хмара, що огортає внутрішні межі головного кільця, може бути початком кільця-гало<ref name=Burns2004/>. Внутрішня межа гало достатньо близько проходить від сильного 2:1 резонансу Лоренца<ref name=Burns2001/><ref name=Hamilton1994/><ref name=Burns1985/>. Ймовірно, в такому резонансі дуже сильні збурення, що змушує частинки кільця вирушити в напрямку [[Атмосфера Юпітера|атмосфери Юпітера]], визначаючи таким чином різку внутрішню межу<ref name=Burns2004/>. Якщо кільце-гало похідне від головного кільця, то воно має приблизно такий самий вік<ref name=Burns2004/>.

== Павутинні кільця ==
=== Павутинне кільце Амальтеї ===
[[Файл:Jovian Gosamer Rings PIA00659.jpg|thumb|300px|left|Павутинне кільце Амальтеї. Зображення отримане [[Галілео (космічний апарат)|КА «Галілео»]]]]
Павутинне кільце Амальтеї має дуже слабку структуру з прямокутним поперечним перерізом, простягаючись від орбіти Амальтеї з 182&nbsp;000&nbsp;км {{nobr|(2,54 ''R''<small>J</small>)}} до приблизно 129&nbsp;000&nbsp;км {{nobr|(1,80 ''R''<sub>J</sub>)<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns2004/>.}} Його внутрішня межа не визначена чітко через наявність поблизу набагато яскравішого головного кільця та кільця-гало<ref name=Ockert-Bell1999/>. Товщина кільця становить близько 2300&nbsp;км в районі орбіти Амальтеї та дещо зменшується у напрямку до Юпітера{{Ref_label|F|f|none}}<ref name=dePater1999/>. Найяскравішим кільце стає поблизу верхнього та нижнього країв а також у напрямку до Юпітера. Одна з меж кільця часто буває яскравішою за інші<ref name=Showalter2008/>. Зовнішня межа кільця доволі круто обривається<ref name=Ockert-Bell1999/>; яскравість кільця помітна лише всередині орбіти Амальтеї<ref name=Ockert-Bell1999/>, однак кільце має невелике розширення за межі орбіти Амальтеї&nbsp;— там де супутник вступає в 4:3 резонанс із Тебою<ref name=dePater2008/>. В прямо-розсіяному світлі кільце приблизно у 30 разів тьмяніше від головного кільця<ref name=Ockert-Bell1999/>. В обернено-розсіяному світлі кільце можна розрізнити лише [[Обсерваторія Кека|Кеком]]<ref name=dePater1999/> та ACS на [[Габбл (телескоп)|«Габблі»]]<ref name=Showalter2005/>. Зображення в обернено-розсіяному світлі дозволяють розрізнити деякі деталі кільця, наприклад: пікової яскравості кільце досягає всередині орбіти [[Амальтея (супутник)|Амальтеї]], обмежуючись верхньою та нижньою межею кільця<ref name=dePater1999/><ref name=dePater2008/>.

В 2002—2003&nbsp;роках «Галілео» двічі пройшов крізь «павутинні кільця». Під час проходу пилові датчики зафіксували частинки пилу з розмірами 0,2—5&nbsp;мкм<ref name=Kruger2003/><ref name=Kruger2008/>. Крім цього, сканери «Галілео» зафіксували наявність відносно невеликих, (<&nbsp;1&nbsp;км) тіл поблизу Амальтеї<ref name="Fieseler2004"/>. Можливо, це наслідки зіткнень деяких тіл із поверхнею супутника.

Спостереження павутинних кілець із Землі, з борту [[Космічний апарат|КА]] [[Галілео (космічний апарат)|«Галілео»]] та прямі вимірювання пилу, дозволили визначити гранулометричний склад кільця, який, мабуть, підпорядковується все тому ж степеневому закону, що і головне кільце, з {{nobr|{{mvar|q}} {{=}} 2 ± 0,5<ref name=Showalter2005/><ref name=Kruger2008/>.}} Оптична товщина кільця, близько 10<sup>−7</sup>, що на декілька порядків нижче, ніж у головного кільця, однак сумарна маса пилу в кільці {{nobr|(10<sup>7</sup>—10<sup>9</sup> кг)}} є сумірною<ref name=Esposito2002/><ref name=Burns1999/><ref name=Kruger2008/>.

=== Павутинне кільце Теби ===
Павутинне кільце [[Теба (супутник)|Теби]] є найтьмянішим і найвіддаленішим із відомих. Воно має дуже неясну структуру та прямокутний поперечний переріз. Кільце починається поблизу орбіти Теби на відстані 226&nbsp;000&nbsp;км {{nobr|(3,11 ''R''<sub>J</sub>)}} та поширюється аж до 129&nbsp;000&nbsp;км {{nobr|(1,80 ''R''<sub>J</sub>)<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns2004/>.}} Внутрішня межа кільця не визначається через набагато яскравіші головне кільце та гало<ref name=Ockert-Bell1999/>. Товщина кільця&nbsp;— близько 8400&nbsp;км поблизу орбіти Теби та поступово зменшується в напрямку до планети{{Ref_label|F|f|none}}<ref name=dePater1999/>. Павутинне кільце Теби, як і павутинне кільце Амальтеї, яскраве поблизу нижньої та верхньої межі, а також стає яскравішим при наближенні до Юпітера<ref name=Showalter2008/>. Зовнішня межа кільця не обривається різко, простягаючись ще на 15&nbsp;000&nbsp;км<ref name=Ockert-Bell1999/>. Є ледь помітне продовження кільця за межі орбіти Теби, приблизно до 280&nbsp;000&nbsp;км {{nobr|(3,75 ''R''<sub>J</sub>)}} і називається розширенням Теби<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Kruger2008/>. У прямо-розсіяному світлі кільце втричі менш яскраве, ніж кільце Амальтеї<ref name=Ockert-Bell1999/>. В обернено-розсіяному світлі кільце змогли розрізнити лише телескопи [[Обсерваторія Кека|обсерваторії Кека]]<ref name=dePater1999/>. На фото в обернено-розсіяному світлі видно, що пікова яскравість кільця починається одразу за орбітою Теби<ref name=dePater1999/>. В 2002—2003 детектори пилу на «Галілео» зафіксували наявність частинок розмірами {{nobr|0,2—5 мкм}} як і в кільці Амальтеї, а також підтвердили результати дослідження зображень<ref name=Kruger2003/><ref name=Kruger2008/>.

[[Оптична товщина]] кільця Теби приблизно 3{{Esp|−8}}, що втричі нижче, ніж у кільця Амальтеї, однак загальна маса пилу в кільці приблизно така ж: {{nobr|10<sup>7</sup>—10<sup>9</sup> кг<ref name=Esposito2002/><ref name=Burns1999/><ref name=Kruger2008/>.}} Гранулометричний склад пилу в кільці трохи дрібніший ніж у кільці Амальтеї. Пил у кільці також підпорядковується степеневому закону з {{nobr|{{mvar|q}} < 2}}. У розширенні Теби&nbsp;— параметр {{mvar|q}} може бути навіть меншим<ref name=Kruger2008/>.

=== Походження павутинних кілець ===
Пил у павутинних кільцях поповнюється тим самим механізмом, що і в головному кільці та в гало<ref name=Burns1999/>. Джерелами є внутрішні супутники Юпітера&nbsp;— [[Амальтея (супутник)|Амальтея]] та [[Теба (супутник)|Теба]] відповідно, а також менші тіла. Високоенергетичні зіткнення між цими тілами й тілами ззовні системи Юпітера продукують пилові маси<ref name=Burns1999/>. Спочатку частинки зберігають ті ж орбітальні елементи, що і їх тіла-джерела, але поступово по спіралі переміщуються, через [[ефект Пойнтінга&nbsp;— Робертсона]]<ref name=Burns1999/>. Товщина павутинних кілець визначається вертикальними відхиленнями орбіт супутників через їхні ненульові нахили<ref name=Burns2004/>. Ця гіпотеза пояснює майже всі помітні властивості павутинних кілець: прямокутний поперечний переріз, зменшення товщини в напрямку до Юпітера та яскравість верхніх і нижніх меж кілець<ref name=Showalter2008/>.

Однак деякі властивості не пояснені досі, наприклад, розширення Теби, яке може створюватися поки що невидимим тілом з-за орбіти Теби, а також структури помітні при обернено-розсіяному світлі<ref name=Burns2004/>. Одним із можливих пояснень розширення Теби може бути дія електромагнітних сил атмосфери Юпітера. Коли пил входить у тінь позаду Юпітера, він швидко втрачає свій [[електричний заряд]]. Починаючи з невеликих частинок, пил з'єднується з планетою, він рухається назовні вийшовши з тіні, створюючи таким чином розширення Теби<ref name=Hamilton2008/>. Тими ж самими силами можна пояснити зменшення кількості частинок і яскравості між орбітами Амальтеї та Теби<ref name=Kruger2008/><ref name=Hamilton2008/>.

Пік яскравості одразу за орбітою Амальтеї, а також вертикальна асиметрія павутинного кільця Амальтеї можуть пояснюватися захопленими частинками із точок Лагранжа (L<sub>4</sub>) та (L<sub>5</sub>) супутника<ref name=Showalter2008/>. Частинки кільця можуть рухатися по [[Підковоподібна орбіта|підковоподібних орбітах]] між точками Лагранжа<ref name=dePater2008/>. Неподалік від Теби відбувається такий самий процес. Це відкриття означає, що у павутинних кільцях є два типи частинок: одні повільно по спіралі дрейфують в напрямку Юпітера, а інші залишаються поблизу своїх джерел, захоплені в 1:1 резонанс із ними<ref name=Showalter2008/>.

== Кільце Гімалії ==
[[Файл:Himalia ring.jpg|thumb|150px|left|Гіпотетичне кільце [[Гімалія (супутник)|Гімалії]]]]
Супутник [[Дія (супутник)|{{nobr|S/2000 J 11}}]] діаметром 4&nbsp;км зник після його відкриття 2000&nbsp;року<ref name="JPL-SSD"/>. За однією з версій, він зіткнувся з більшим супутником [[Гімалія (супутник)|Гімалією]] діаметром 170&nbsp;км, створивши тим самим невелике та тонке кільце. Гіпотетичне кільце виглядає як бліда смуга поблизу Гімалії. Це припущення вказує також на те, що Юпітер іноді втрачає малі [[супутники Юпітера|супутники]] в результаті зіткнень<ref name="HimaliaRing"/>.

== Дослідження ==
[[File:JupiterRings.jpg|thumb|right|400px|Задня половина Юпітера, відзнята супутником [[Галілео (космічний апарат)|«Галілео»]].]]
Існування кілець Юпітера було доведено після спостережень планетарного поясу КА «[[Піонер-11]]» 1975&nbsp;року<ref name=Fillius1976/>. 1979&nbsp;року КА «[[Вояджер-1]]» зробив зображення переекспонованої кільцевої системи<ref name=Smith1979/>. Детальніші зображення були зроблені того ж року КА «[[Вояджер-2]]», що допомогло визначити наближену структуру кілець<ref name=Burns1987/>. Зображення чудової якості, отримані [[Галілео (космічний апарат)|КА «Галілео»]] з 1995 по 2003&nbsp;року, значно розширили наявні знання про кільця Юпітера<ref name=Ockert-Bell1999/>. Наземні спостереження кілець [[Обсерваторія Кека|обсерваторією Кека]] 1997 і 2002&nbsp;років<ref name=dePater1999/> і телескопом «Габбл» 1999&nbsp;року<ref name=Meier1999/> показали багату структуру, видиму в боковому розсіяному світлі. Зображення, передані [[New Horizons|КА «Нові обрії»]] у лютому-березні 2007&nbsp;року<ref name="New Horizons"/>, дозволили вперше вивчити структуру головного кільця. 2000&nbsp;року [[Кассіні — Гюйгенс|КА «Кассіні»]] на шляху до Сатурна виконав різноманітні спостереження системи кілець Юпітера.<ref name=Brown2003/> В майбутньому плануються нові місії для вивчення кілець Юпітера.

== Пояснення ==
<div class="references-small">
<ol type="a">
<li>{{Note_label|A|a|none}} Прямо (вперед) розсіяне світло&nbsp;— світло, розсіяне під малим кутом відносно світла Сонця ([[Кут фази (астрономія)|кут фази]] близький до 180°).
<li>{{Note_label|B|b|none}} Обернено-розсіяне світло&nbsp;— світло, розсіяне під кутом близьким до 180° відносно сонячного світла ([[Кут фази (астрономія)|кут фази]] близький до 0°).
<li>{{Note_label|C|c|none}} Нормальна оптична товщина&nbsp;— співвідношення між повним поперечним перерізом частинок кільця та квадратною площею кільця<ref name=Throop2004/>.
<li>{{Note_label|D|d|none}} Це повинно відповідати ймовірному, загальному 1700&nbsp;км² поперечному перерізу [[Метіда (супутник)|Метіди]] й [[Адрастея (супутник)|Адрастеї]]<ref name=Burns2004/>.
<li>{{Note_label|E|e|none}} Резонанс Лоренца&nbsp;— резонанс між орбітальним рухом частинок кілець і обертанням планетарної магнітосфери, коли відношення їхніх періодів&nbsp;— раціональне число<ref name=Hamilton1994/>.
<li>{{Note_label|F|f|none}} Товщина павутинних кілець визначається як відстань між їхніми найяскравішими верхніми та нижніми межами<ref name=Showalter2008/>.
</li>
</ol>
</div>

== Примітки ==
{{примітки|refs=
<ref name="Горькавый1997">Н. Горькавый. Гигант Юпитер // Энциклопедия для детей. Астрономия / глав. ред. М. Аксёнова — М: Аванта+, 1997. — С. 549. {{ref-ru}}</ref>
<ref name="HimaliaRing">[http://www.newscientist.com/article/mg20527523.400-lunar-marriage-may-have-given-jupiter-a-ring.html «Lunar marriage may have given Jupiter a ring»] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20140222050737/http://www.newscientist.com/article/mg20527523.400-lunar-marriage-may-have-given-jupiter-a-ring.html |date=22 лютого 2014 }}, [[New Scientist]], March 20, 2010, p. 16. {{ref-en}}</ref>
<ref name=Smith1979>{{cite journal
 |last=Smith |first=B. A.
 |coauthors=Soderblom, L. A.; Johnson, T. V.; ''et al.''
 |title=The Jupiter System through the Eyes of Voyager 1
 |journal=Science
 |year=1979
 |volume=204
 |pages=951–957, 960–972
 |bibcode=1979Sci...204..951S
 |doi=10.1126/science.204.4396.951
 |pmid=17800430
 |issue=4396
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Esposito2002>{{cite journal
 |last=Esposito
 |first=L. W.
 |title=Planetary rings
 |journal=Reports on Progress in Physics
 |year=2002
 |volume=65
 |issue=12
 |pages=1741–1783
 |url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0034-4885/65/12/201
 |doi=10.1088/0034-4885/65/12/201
 |bibcode=2002RPPh...65.1741E
 |accessdate=1 квітня 2017
 |archive-date=16 червня 2020
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200616073630/https://hkvalidate.perfdrive.com/captcha?ssa=c3f22f43-1b05-49c0-b512-7258ce109b98&ssb=b64mpk1g5zpk0pp5bmpd0f3mz&ssc=http%3A%2F%2Fiopscience.iop.org%2F%2Fabstract%2F0034-4885%2F65%2F12%2F201&ssd=032429776486416&sse=ibp%40fjiladmlmla&ssf=9fdb51f1252be180d3e222fb0dbf4ad8778eb4a8&ssg=58694441-d665-4a78-b37d-4e1dbbd2fa5c&ssh=fae5edf9-5b78-4210-a145-35ee8afc4da9&ssi=3f116cc7-8427-4cba-8b75-678e2866c8be&ssj=20e6779a-ad69-4f41-95b7-190ac5d1c1dc&ssk=support%40shieldsquare.com&ssl=418220199399&ssm=86089471003809836105874142622933&ssn=db07be1a67518e02f2626518d3373803edf393e9393d-ef9e-4944-868f79&sso=ce31f39e-50d966be57a2329d20682f0ee7c0781127111e979c9e3b47&ssp=13036241841592253725159221755409225&ssq=61709339299082377220792990853922990208194&ssr=MjA3LjI0MS4yMjUuMTU5&sss=Mozilla%2F5.0%20%28compatible%3B%20Googlebot%2F2.1%3B%20+http%3A%2F%2Fwww.google.com%2Fbot.html%29&sst=Mozilla%2F5.0%20%28Windows%20NT%2010.0%3B%20Win64%3B%20x64%29%20AppleWebKit%2F537.36%20%28KHTML%2C%20like%20Gecko%29%20Chrome%2F74.0.3729.169%20Safari%2F537.36&ssu=Chrome%2F5.0%20%28iPhone%3B%20U%3B%20CPU%20iPhone%20OS%203_0%20like%20Mac%20OS%20X%3B%20en-us%29%20AppleWebKit%2F528.18%20%28KHTML%2C%20like%20Gecko%29%20Version%2F4.0%20Mobile%2F7A341%20Safari%2F528.16&ssv=v34vumln3ur3943&ssw=&ssx=126968914553564&ssy=hcj%40hjhmokckfgfdkj%40jolcjd%40jojlccdnopmbc%40&ssz=449466d2a20b056
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Burns1987>{{cite journal
 |last=Showalter |first=M. R.
 |coauthors=Burns, J. A.; Cuzzi, J. N.; Pollack, J. B.
 |title=Jupiter's Ring System: New Results on Structure and Particle Properties
 |journal=Icarus
 |year=1987
 |volume=69
 |issue=3
 |pages=458–498
 |doi=10.1016/0019-1035(87)90018-2
 |bibcode=1987Icar...69..458S
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Ockert-Bell1999>{{cite journal
 |last=Ockert-Bell |first=M. E.
 |coauthors=Burns, J. A.; Daubar, I. J.; ''et al.''
 |title=The Structure of Jupiter’s Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment
 |journal=Icarus
 |year=1999
 |volume=138
 |issue=2
 |pages=188–213
 |doi=10.1006/icar.1998.6072
 |bibcode= 1999Icar..138..188O
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Burns2004>{{cite encyclopedia
 |last=Burns
 |first=J.A.
 |coauthors=Simonelli, D. P.;Showalter, M.R. et al.
 |title=Jupiter’s Ring-Moon System
 |encyclopedia=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere
 |year=2004
 |publisher=Cambridge University Press
 |editor=Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.
 |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf
 |format=pdf
 |accessdate=1 квітня 2017
 |archivedate=12 травня 2006
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060512204155/http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Showalter2005>{{cite conference
 |last=Showalter
 |first=M. R.
 |coauthors=Burns, J. A.; de Pater, I.; ''et al.''
 |title=Updates On The Dusty Rings Of Jupiter, Uranus And Neptune
 |date=26–28 September 2005
 |booktitle=Proceedings of the Conference held September 26–28, 2005 in Kaua'i, Hawaii. LPI Contribution No. 1280
 |pages=130
 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005LPICo1280..130S
 |accessdate=1 квітня 2017
 |archive-date=12 листопада 2007
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20071112214804/http://adsabs.harvard.edu/abs/2005LPICo1280..130S
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Morring2007>{{cite journal
 |last=Morring |first=F.
 |title=Ring Leader
 |journal=Aviation Week & Space Technology
 |date=7 травня 2007
 |pages=80–83
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name="New Horizons">
{{cite web
 |title=Jupiter's Rings: Sharpest View
 |date=1 травня 2007
 |publisher=NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute
 |url=http://pluto.jhuapl.edu/gallery/missionPhotos/pages/050107/050107_10.html
 |accessdate=2007-05-31
 }}{{Недоступне посилання|date=квітень 2019 |bot=InternetArchiveBot }} {{ref-en}}
</ref>
<ref name=dePater2008>{{стаття
 |автор       = Imke de Patera, Mark R. Showalterb и Bruce Macintosh
 |назва       = Keck observations of the 2002–2003 jovian ring plane crossing 
 |посилання   = http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S001910350700588X
 |мова        = en
 |видання     = Icarus
 |тип         = 
 |місце       = 
 |видавництво = 
 |рік         = 2008
 |том         = 195
 |випуск      = 1
 |сторінки    = 348-360
 |isbn        = 
 |issn        = 
 |doi         = 10.1016/j.icarus.2007.11.029
 |pmid        = 
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Wong2006>{{cite journal
 |last=Wong |first=M. H.
 |coauthors=de Pater, I.; Showalter, M. R.; ''et al.''
 |title=Ground-based Near Infrared Spectroscopy of Jupiter’s Ring and Moons
 |journal=Icarus
 |year=2006
 |volume=185
 |issue=2
 |pages=403–415
 |doi=10.1016/j.icarus.2006.07.007
 |bibcode=2006Icar..185..403W
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=McMuldroch2000>{{cite journal
 |last=McMuldroch |first=S.
 |coauthors=Pilortz, S. H.; Danielson, J. E.; ''et al.''
 |title=Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter’s Ring System
 |journal=Icarus
 |year=2000
 |volume=146
 |issue=1
 |pages=1–11
 |doi=10.1006/icar.2000.6343
 |bibcode=2000Icar..146....1M
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Meier1999>{{cite journal
 |last=Meier |first=R.
 |coauthors=Smith, B. A.; Owen, T. C.; ''et al.''
 |title=Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea
 |journal=Icarus
 |year=1999
 |volume=141
 |issue=2
 |pages=253–262
 |doi=10.1006/icar.1999.6172
 |bibcode=1999Icar..141..253M
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Brooks2004>{{cite journal
 |last=Brooks |first=S. M.
 |coauthors=Esposito, L. W.; Showalter, M. R.; ''et al.''
 |title=The Size Distribution of Jupiter’s Main Ring from Galileo Imaging and Spectroscopy
 |journal=Icarus
 |year=2004
 |volume=170
 |issue=1
 |pages=35–57
 |doi=10.1016/j.icarus.2004.03.003
 |bibcode=2004Icar..170...35B
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Burns2001>{{cite encyclopedia
 |last=Burns
 |first=J.A.
 |coauthors=Hamilton, D.P.; Showalter, M.R.
 |title=Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics
 |encyclopedia=Interplanetary Dust
 |year=2001
 |publisher=Springer
 |place=Berlin
 |editor=Grun, E.; Gustafson, B. A. S.; Dermott, S. T.; Fechtig H.
 |pages=641–725
 |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf
 |format=pdf
 |accessdate=1 квітня 2017
 |archivedate=3 червня 2016
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20160603201340/http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Throop2004>{{cite journal
 |last=Throop
 |first=H. B.
 |coauthors=[[Керолайн Порко|Porco, C. C.]]; West, R. A.; ''et al.''
 |title=The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based Observations
 |journal=Icarus
 |year=2004
 |volume=172
 |issue=1
 |pages=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
 |accessdate=1 квітня 2017
 |archive-date=20 травня 2011
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110520122934/http://ciclops.org/media/sp/2007/2687_7449_0.pdf
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Anderson2005>{{cite journal
 |last=Anderson |first=J. D.
 |coauthors=Johnson, T. V.; Shubert, G.; ''et al.''
 |title=Amalthea’s Density Is Less Than That of Water
 |journal=Science
 |year=2005
 |volume=308
 |pages=1291–1293
 |doi=10.1126/science.1110422
 |bibcode=2005Sci...308.1291A
 |pmid=15919987
 |issue=5726
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Burns1999>{{cite journal
 |last=Burns
 |first=J. A.
 |coauthors=Showalter, M. R.; Hamilton, D. P.; ''et al.''
 |title=The Formation of Jupiter's Faint Rings
 |journal=Science
 |year=1999
 |volume=284
 |pages=1146–1150
 |doi=10.1126/science.284.5417.1146
 |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/BurnsShowHam99.pdf
 |format=pdf
 |pmid=10325220
 |issue=5417
 |bibcode=1999Sci...284.1146B
 |accessdate=1 квітня 2017
 |archive-date=3 червня 2016
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160603190838/http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/BurnsShowHam99.pdf
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Showalter2007>{{cite journal
 |last=Showalter|first=Mark R.
 |coauthors=Cheng, Andrew F.; Weaver, Harold A.; et al.
 |title= Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter’s Ring System
 |journal=Science
 |year=2007
 |volume=318
 |pages=232–234
 |doi=10.1126/science.1147647
 |bibcode=2007Sci...318..232S
 |pmid= 17932287
 |issue=5848
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name = "forensic">{{Cite web
 |last        = Mason
 |first       = J.
 |authorlink  = 
 |coauthors   = Cook, J.-R. C.
 |title       = Forensic sleuthing ties ring ripples to impacts
 |work        = [[Space Science Institute|CICLOPS]] press release
 |publisher   = Cassini Imaging Central Laboratory for Operations
 |date        = 2011-03-31
 |url         = http://www.ciclops.org/view.php?id=6762
 |format      = 
 |doi         = 
 |accessdate  = 2011-04-04
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20110530095933/http://www.ciclops.org/view.php?id=6762
 |archivedate = 2011-05-30
 |deadurl     = yes
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name = "Jupiter's Ring">{{Cite web
 |url         = http://www.ciclops.org/view/6760/Subtle_Ripples_in_Jupiters_Ring
 |title       = Subtle Ripples in Jupiter's Ring
 |work        = PIA 13893 caption
 |publisher   = The Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS)
 |date        = 2011-03-31
 |accessdate  = 2014-04-19
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20140419221526/http://www.ciclops.org/view/6760/Subtle_Ripples_in_Jupiters_Ring
 |archivedate = 2014-04-19
 |deadurl     = yes
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name = "Showalter">{{Cite journal
  | last = Showalter
  | first = M. R.
  | coauthors = Hedman, M. M.; Burns, J. A.
  | title = The impact of comet Shoemaker-Levy 9 sends ripples through the rings of Jupiter
  | journal = Science
  | volume = 332
  | issue = 
  | pages = 
  | publisher = [[American Association for the Advancement of Science|AAAS]]
  | location = 
  | date = 2011-03-31
  | url = http://www.sciencemag.org/content/early/2011/03/30/science.1202241.abstract
  | issn = 
  | doi = 10.1126/science.1202241
  | accessdate = 2011-04-05
  | archive-date = 5 серпня 2011
  | archive-url = https://web.archive.org/web/20110805184737/http://www.sciencemag.org/content/early/2011/03/30/science.1202241.abstract
  }} {{ref-en}}</ref>
<ref name = "tilting">{{Cite web
 |last        = 
 |first       = 
 |authorlink  = 
 |coauthors   = 
 |title       = Tilting Saturn's rings
 |work        = PIA 12820 caption
 |publisher   = NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute
 |date        = 2011-03-31
 |url         = http://www.ciclops.org/view/6748/Tilting_Saturns_Rings
 |format      = 
 |doi         = 
 |accessdate  = 2011-04-04
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20110413022742/http://www.ciclops.org/view/6748/Tilting_Saturns_Rings
 |archivedate = 2011-04-13
 |deadurl     = yes
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name = "Hedman2">{{Cite journal
 |last         = Hedman
 |first        = M. M.
 |coauthors    = Burns, J. A.; Evans, M. W.; Tiscareno, M. S.; Porco, C. C.
 |title        = Saturn's curiously corrugated C Ring
 |journal      = [[Science (journal)|Science]]
 |volume       = 332
 |issue        = 
 |pages        = 
 |publisher    = [[American Association for the Advancement of Science|AAAS]]
 |location     = 
 |date         = 2011-03-31
 |url          = http://www.sciencemag.org/content/early/2011/03/30/science.1202238.short
 |issn         = 
 |doi          = 10.1126/science.1202238
 |accessdate   = 2011-04-05
 |archive-date = 3 травня 2011
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20110503040037/http://www.sciencemag.org/content/early/2011/03/30/science.1202238.short
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=dePater1999>{{cite journal
 |last=de Pater
 |first=I.
 |coauthors=Showalter, M. R.; Burns, J. A.; ''et al.''
 |title=Keck Infrared Observations of Jupiter’s Ring System near Earth’s 1997 Ring Plane Crossing
 |journal=Icarus
 |year=1999
 |volume=138
 |issue=2
 |pages=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
 |accessdate=1 квітня 2017
 |archive-date=14 лютого 2017
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20170214223024/http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/DePater99.pdf
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Hamilton1994>{{cite journal
 |last=Hamilton
 |first=D. P.
 |title=A Comparison of Lorentz, Planetary Gravitational, and Satellite Gravitational Resonances
 |journal=Icarus
 |year=1994
 |volume=109
 |issue=2
 |pages=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
 |accessdate=1 квітня 2017
 |archive-date=3 червня 2016
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160603190841/http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/Ham94.pdf
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Burns1985>{{cite journal
 |last=Burns |first=J.A.
 |coauthors=Schaffer, L. E.; Greenberg, R. J. ''et al.''
 |title=Lorentz Resonances and the Structure of the Jovian Ring
 |year=1985
 |journal=Nature
 |volume=316
 |issue=6024
 |pages=115–119
 |bibcode=1985Natur.316..115B
 |doi=10.1038/316115a0
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Showalter2008>{{cite journal
 |last=Showalter
 |first=Mark R.
 |coauthors=de Pater, Imke; Verbanac, Guili et al.
 |title=Properties and dynamics of Jupiter’s gossamer rings from Galileo, Voyager, Hubble and Keck images
 |journal=Icarus
 |year=2008
 |volume=195
 |issue=1
 |pages=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
 |accessdate=1 квітня 2017
 |archive-date=3 червня 2016
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160603190848/http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/ShoPatVer08.pdf
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Kruger2008>{{cite journal
 |last=Kruger|first=Harald
 |coauthors=Hamilton, Duglas P.Moissl, Richard; and Grun, Eberhard
 |title=Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter’s Gossamer Rings
 |journal=Icarus
 |year=2009
 |bibcode=2009Icar..203..198K
 |doi=10.1016/j.icarus.2009.03.040
 |volume=2003
 |issue=1
 |pages=198–213
 |arxiv=0803.2849
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name="Fieseler2004">{{cite journal
 |last = Fieseler|first = P.D.
 |coauthors=''et al.''
 |title=The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea
 |bibcode=2004Icar..169..390F
 |journal=Icarus
 |year=2004
 |volume=169
 |issue=2
 |pages=390–401
 |doi = 10.1016/j.icarus.2004.01.012
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Kruger2003>{{cite conference
 |last=Krüger
 |first=H.
 |coauthors=Grün, E.; Hamilton, D. P.
 |title=Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings
 |date=18–25 July 2004
 |booktitle=35th COSPAR Scientific Assembly
 |pages=1582
 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004cosp...35.1582K
 |accessdate=1 квітня 2017
 |archive-date=12 листопада 2007
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20071112214759/http://adsabs.harvard.edu/abs/2004cosp...35.1582K
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Hamilton2008>{{cite journal
 |last=Hamilton
 |first=Douglas P.
 |coauthors=Kruger, Harold
 |title=The sculpting of Jupiter’s gossamer rings by its shadow
 |journal=Nature
 |year=2008
 |volume=453
 |pages=72–75
 |doi=10.1038/nature06886
 |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/HamKru08.pdf
 |format=pdf
 |pmid=18451856
 |issue=7191
 |bibcode=2008Natur.453...72H
 |accessdate=1 квітня 2017
 |archive-date=3 червня 2016
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160603190856/http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/HamKru08.pdf
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name="JPL-SSD">{{cite web
 |title       = FAQ: Why don't you have Jovian satellite S/2000 J11 in your system?
 |publisher   = JPL Solar System Dynamics
 |author      = IAUC 7555, January 2001
 |url         = http://ssd.jpl.nasa.gov/?faq#A07
 |accessdate  = 2011-02-13
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20110721053822/http://ssd.jpl.nasa.gov/?faq#A07
 |archivedate = 2011-07-21
 |deadurl     = yes
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Fillius1976>{{cite journal
 |last=Fillius |first=R. W.
 |coauthors=McIlwain, C. E.; Mogro-Campero, A.
 |title=Radiation Belts of Jupiter—A Second Look
 |journal=Science
 |year=1975
 |volume=188
 |pages=465–467
 |bibcode=1975Sci...188..465F
 |doi=10.1126/science.188.4187.465
 |pmid=17734363
 |issue=4187
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Brown2003>{{cite journal
 |last=Brown |first=R. H.
 |coauthors=Baines, K. H.; Bellucci, G.; ''et al.''
 |title=Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini’s Flyby of Jupiter
 |year=2003
 |journal=Icarus
 |volume=164
 |issue=2
 |pages=461–470
 |doi=10.1016/S0019-1035(03)00134-9
 |bibcode=2003Icar..164..461B
}} {{ref-en}}</ref>
}}

== Посилання ==
{{commons category|Jupiter (rings)}}
* [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupringfact.html Збірка фактів про кільця Юпітера] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20060822191244/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupringfact.html |date=22 серпня 2006 }}
* [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jupiter&Display=Rings Кільця Юпітера] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070516222458/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jupiter&Display=Rings |date=16 травня 2007 }} на [http://solarsystem.nasa.gov NASA's Solar System Exploration] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110219084029/http://solarsystem.nasa.gov/ |date=19 лютого 2011 }}
* [https://web.archive.org/web/20060206090452/http://spaceprojects.arc.nasa.gov/Space_Projects/pioneer/PNhome.html Сторінка проєкту NASA Pioneer]
* [http://voyager.jpl.nasa.gov Сторінка проєкту NASA Voyager] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170301102317/http://voyager.jpl.nasa.gov/spacecraft/spacecraftlife.html |date=1 березня 2017 }}
* [http://www2.jpl.nasa.gov/galileo Сторінка проєкту NASA Galileo] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20041220040741/http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/ |date=20 грудня 2004 }}
* [https://web.archive.org/web/20070426162116/http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm Сторінка проєкту NASA Cassini]
* [http://pluto.jhuapl.edu Сторінка проєкту New Horizont] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20020124144329/http://pluto.jhuapl.edu/ |date=24 січня 2002 }}
* [http://pds-rings.seti.org/jupiter/ Вузли планетарних кілець: система кілець Юпітера] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070630042839/http://pds-rings.seti.org/jupiter/ |date=30 червня 2007 }}

{{Юпітер}}
{{Супутники Юпітера}}
{{Сонячна система}}

[[Категорія:Юпітер]]
[[Категорія:Астрономічні об'єкти, відкриті 1979]]
[[Категорія:Кільця планет]]