Преглед на кодот на Јупитерови Прстени

[[Податотека:PIA01627_Ringe.jpg|десно|мини|400x400пкс|Шема на Јупитеровиот прстенест систем што ги прикажува четирите главни компоненти. За едноставност, [[Метида (месечина)|Метида]] и [[Адрастеја (месечина)|Адрастеја]] се прикажани како ја делат својата орбита. (Во реалноста, Метида е многу поблиску до Јупитер.)]]

Планетата [[Јупитер]] има систем на слаби [[Планетарени прстени|планетарни прстени]]. Јовијанските прстени биле третиот систем на прстени што бил откриен во [[Сончевиот Систем]], по оние на [[Сатурнови прстени|Сатурн]] и [[Уранови прстени|Уран]]. Главниот прстен бил откриен во [[1979]] година од вселенската сонда ''[[Војаџер 1]]''<ref name="Smith1979">{{Наведено списание|last=Smith|first=B. A.|last2=Soderblom, L. A.|last3=Johnson, T. V.|displayauthors=etal|date=1979|title=The Jupiter System through the Eyes of Voyager 1|journal=Science|volume=204|issue=4396|pages=951–957, 960–972|bibcode=1979Sci...204..951S|doi=10.1126/science.204.4396.951|pmid=17800430}}</ref> и системот бил потемелно истражен во 1990-тите од орбитерот ''[[Галилео (вселенско летало)|Галилео.]]''<ref name="Ockert-Bell1999">{{Наведено списание|last=Ockert-Bell|first=M. E.|last2=Burns, J. A.|last3=Daubar, I. J.|displayauthors=etal|date=1999|title=The Structure of Jupiter's Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment|journal=Icarus|volume=138|issue=2|pages=188–213|bibcode=1999Icar..138..188O|doi=10.1006/icar.1998.6072}}</ref> Главниот прстен е набљудуван и од [[Хабл (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп Хабл]] и од [[Земјата]] неколку години.<ref name="Meier1999">{{Наведено списание|last=Meier|first=R.|last2=Smith, B. A.|last3=Owen, T. C.|displayauthors=etal|date=1999|title=Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea|journal=Icarus|volume=141|issue=2|pages=253–262|bibcode=1999Icar..141..253M|doi=10.1006/icar.1999.6172}}</ref> За набљудување на прстените на земја се потребни најголеми достапни телескопи.<ref name="dePater1999"/>

Јовијанскиот систем на прстени е слаб и се состои главно од прашина.<ref name="Smith1979" /><ref name="Burns1987">{{Наведено списание|last=Showalter|first=M. R.|last2=Burns|first2=J. A.|last3=Cuzzi|first3=J. N.|date=1987|title=Jupiter's Ring System: New Results on Structure and Particle Properties|journal=Icarus|volume=69|issue=3|pages=458–498|bibcode=1987Icar...69..458S|doi=10.1016/0019-1035(87)90018-2}}</ref> Има четири главни компоненти: густ внатрешен [[тор]] од честички; релативно светол (ореол), исклучително тенок „главен прстен“; и два широки, дебели и слаби надворешни „прстени“ наречени по месечините од чиј материјал се составени: [[Амалтеја (месечина)|Амалтеја]] и [[Теба (месечина)|Теба]].<ref name="Esposito2002">{{Наведено списание|last=Esposito|first=L. W.|date=2002|title=Planetary rings|url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0034-4885/65/12/201|journal=Reports on Progress in Physics|volume=65|issue=12|pages=1741–1783|bibcode=2002RPPh...65.1741E|doi=10.1088/0034-4885/65/12/201|access-date=2021-11-20|archive-date=2020-06-16|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|url-status=dead}}</ref>

Главниот и ореол прстените се состојат од прашина исфрлена од месечините [[Метида (месечина)|Метида]], [[Адрастеја (месечина)|Адрастеја]] и можеби помали, ненабљудувани тела како резултат на удари со голема брзина. Сликите со висока резолуција добиени во февруари и март 2007 година од вселенското летало Нови Хоризонти откриле богата структура во главниот прстен.<ref name="Morring2007">{{Наведено списание|last=Morring|first=F.|date=May 7, 2007|title=Ring Leader|journal=Aviation Week & Space Technology|pages=80–83}}</ref>

При видлива и блиска [[инфрацрвена светлина]], прстените имаат црвеникава боја, освен прстенот на ореол, кој е неутрален или сина во боја. Големината на прашината во прстените варира, но површината на напречниот пресек е најголема за несферични честички со полупречник околу 15 [[Микрометар|μm]] во сите прстени освен ореолот.<ref name="Throop2004">{{Наведено списание|last=Throop|first=H. B.|last2=Porco|first2=C. C.|last3=West|first3=R. A.|displayauthors=etal|date=2004|title=The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based Observations|url=http://ciclops.org/media/sp/2007/2687_7449_0.pdf|journal=Icarus|volume=172|issue=1|pages=59–77|bibcode=2004Icar..172...59T|doi=10.1016/j.icarus.2003.12.020}}</ref> На прстенот на ореол веројатно доминира субмикрометарска прашина. Вкупната маса на прстенестиот систем (вклучувајќи ги и нерешените матични тела) е слабо ограничена, но веројатно е во опсег од 10<sup>11</sup>&nbsp;до 10 <sup>16</sup>&nbsp;килограми.  Староста на системот на прстените исто така не е позната, но можно е да постои уште од формирањето на Јупитер.<ref name="Burns2004" />

Се смета дека постои прстен или прстенест лак блиску до орбитата на месечината [[Хималија (месечина)|Хималија]]. Едно објаснување е дека мала месечина неодамна удрила во Хималија и силата на ударот го исфрлила материјалот што го формира прстенот.

== Откривање и структура ==
Системот на прстените на Јупитер бил третиот откриен во [[Сончев Систем|Сончевиот Систем]], по оние на [[Сатурнови прстени|Сатурн]] и [[Уранови прстени|Уран]]. За прв пат бил забележан во 1979 година од [[Вселенска сонда|вселенската сонда]] ''[[Војаџер 1]]''.<ref name="Smith1979" /> Составен е од четири главни компоненти: густ внатрешен [[Тор (геометрија)|тор]] од честички и е познат како „прстен ореол“; релативно светол, исклучително тенок „главен прстен“; и два широки, дебели и слаби надворешни „прстени“ наречени по месечините од чиј материјал се составени: [[Амалтеја (месечина)|Амалтеја]] и [[Теба (месечина)|Теба]].<ref name="Esposito2002"/> Главните атрибути на познатите Јовијански прстени се наведени во табелата.

{| class="wikitable"
!Име
! Полупречник (км)
! Ширина (км)
! Дебелина (км)
! Оптичка длабочина  (во τ)
! Фракција на прашина
! Маса, кг
! Белешки
|-
! Ореол прстен
| {{Вред|92000}} – {{Вред|122500}}
| {{Вред|30500}}
| {{Вред|12500}}
| ~ 1{{E-sp|−6}} 
| 100%
|&nbsp;-
|
|-
! Главен прстен
| {{Вред|122500}} – {{Вред|129000}}
| {{Вред|6500}}
| 30–300
| 5.9{{E-sp|−6}} 
| ~25%
| 10 <sup>7</sup> - 10 <sup>9</sup> (прашина)<br /><br /><br /><br /><nowiki></br></nowiki> 10 <sup>11</sup> - 10 <sup>16</sup> (големи честички)
| Ограничен со [[Адрастеја (месечина)|Адрастеја]]
|-
! Амалтеја прстен
| {{Вред|129000}} – {{Вред|182000}}
| {{Вред|53000}}
| {{Вред|2000}}
| ~ 1{{E-sp|−7}} 
| 100%
| 10 <sup>7</sup> – 10 <sup>9</sup>
| Поврзан со [[Амалтеја (месечина)|Амалтеја]]
|-
! Теба
прстен
| {{Вред|129000}} – {{Вред|226000}}
| {{Вред|97000}}
| {{Вред|8400}}
| ~ 3{{E-sp|−8}} 
| 100%
| 10 <sup>7</sup> – 10 <sup>9</sup>
| Поврзан со [[Теба (месечина)|Теба]]. Постои продолжување надвор од орбитата на Теба.
|}

== Главен прстен ==

=== Изглед и структура ===
[[Податотека:Jovian_Ring_System_PIA01623.jpg|мини|300x300пкс| Мозаик од слики од Јовијанските прстени со шема што ја прикажува местоположбата на прстените и сателитите]]
[[Податотека:Jovian_main_ring_New_Horizons_050107_10.jpg|десно|мини|300x300пкс| Горната слика го прикажува главниот прстен во задно расеана светлина како што е видена од вселенското летало ''Нови Хоризонти.'' Видлива е фината структура на нејзиниот надворешен дел. Долната слика го прикажува главниот прстен во напред расеаната светлина што го демонстрира неговиот недостаток на каква било структура кај Метида.]]
[[Податотека:PIA09921_Shepherd_Moons.gif|мини|300x300пкс| [[Метида (месечина)|Метида]] орбитира на работ на главниот прстен на Јупитер, како што е снимено од вселенското летало ''Нови Хоризонти'' во 2007 година]]
Тесниот и релативно тенок главен прстен е најсветлиот дел од системот на прстени [[Јупитер|на Јупитер.]] Неговиот надворешен раб се наоѓа на полупречник од околу {{Вред|129000}} ({{Јупитеров полупречник|1.806}}  ; {{Јупитеров полупречник}}  = екваторијален полупречник на Јупитер или {{Вред|71398}}) и се совпаѓа со орбитата на најмалиот внатрешен сателит на Јупитер, [[Адрастеја (месечина)|Адрастеја]]. Неговиот внатрешен раб не е означен со ниту еден сателит и се наоѓа на околу {{Вред|122500}} ({{Јупитеров полупречник|1.72}}).

Така, ширината на главниот прстен е околу {{Вред|6500}} километри. Изгледот на главниот прстен зависи од геометријата на гледање.  При расфрлана светлина напред<ref group="lower-alpha">The forward-scattered light is the light scattered at a small angle relative to solar light.</ref> осветленоста на главниот прстен почнува нагло да се намалува на {{Вред|128600}} (само навнатре од орбитата на [[Адрастеја (месечина)|Адрастеја]]) и го достигнува нивото на позадина на {{Вред|129300}} — надвор од орбитата на [[Адрастеја (месечина)|Адрастеја]]. Затоа, [[Адрастеја (месечина)|Адрастеја]] на {{Вред|129000}} километри јасно го пастира прстенот.<ref name="Ockert-Bell1999" /><ref name="Burns1987"/> Светлината продолжува да се зголемува во правец на Јупитер и има максимум во близина на центарот на прстенот на {{Вред|126000}} километри, иако има изразен јаз (засек) во близина на орбитата на [[Метида (месечина)|Метида]] {{Вред|128000}} километри.<ref name="Ockert-Bell1999" /> Внатрешната граница на главниот прстен се смета дека полека исчезнува од {{Вред|124000}} на {{Вред|120000}} километри, спојувајќи се во прстенот ореол.<ref name="Burns1987" /> При расфрлана светлина нанапред, сите Јовијански прстени се особено светли.

Во задно расеаното светло<ref group="lower-alpha">The back-scattered light is the light scattered at an angle close to 180° relative to solar light.</ref> ситуацијата е поинаква. Надворешната граница на главниот прстен, сместена на {{Вред|129100}} километри, или малку подалеку од орбитата на [[Адрастеја (месечина)|Адрастеја]], е многу стрмна.<ref name="Burns2004">{{cite encyclopedia|last1=Burns|encyclopedia=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere|pages=241|bibcode=2004jpsm.book..241B|url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf|editor3=McKinnon, William B.|editor2=Dowling, Timothy E.|editor=Bagenal, Fran|publisher=Cambridge University Press|date=2004|last7=Esposito|first1=J. A.|last6=Throop|first5=Carolyn C.|last5=Porco|last4=Hamilton|first3=M. R.|last3=Showalter|first2=D. P.|last2=Simonelli|title=Jupiter's ring-moon system}}</ref> Орбитата на Месечината е означена со празнина во прстенот, така што има тенок прстен веднаш надвор од нејзината орбита. Постои уште еден прстен веднаш во орбитата на [[Адрастеја (месечина)|Адрастеја]], проследена со празнина од непознато потекло сместена на околу {{Вред|128500}} километри.<ref name="Burns2004" /> Третиот прстен се наоѓа навнатре од централната празнина, надвор од орбитата на [[Метида (месечина)|Метида]]. Осветленоста на прстенот нагло опаѓа веднаш надвор од орбитата на [[Метида (месечина)|Метида]], формирајќи го засекот на [[Метида (месечина)|Метида]].  Навнатре во орбитата на [[Метида (месечина)|Метида]], осветленоста на прстенот се зголемува многу помалку отколку во светлината што се расфрла напред.<ref name="dePater1999"/> Така, во геометријата со задно расеаното светло, главниот прстен се смета дека се состои од два различни дела: тесен надворешен дел кој се протега од {{Вред|128000}} до {{Вред|129000}} километри, кој сам по себе вклучува три тесни прстени разделени со засеци и послаб внатрешен дел од {{Вред|122500}} до {{Вред|128000}} километри, на кој му недостасува каква било видлива структура.<ref name="Burns2004" />  Засекот на [[Метида (месечина)|Метида]] служи како нивна граница. Фината структура на главниот прстен била откриена во податоците од орбитерот ''[[Галилео (вселенско летало)|Галилео]]'' и е јасно видлива на снимките кои се расфрлани назад, добиени од ''[[Нови Хоризонти]]'' во февруари-март [[2007]] година.<ref name="Morring2007"/><ref name="New Horizons">{{Наведена мрежна страница|url=http://pluto.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=3&gallery_id=2&image_id=16|title=Jupiter's Rings: Sharpest View|date=May 1, 2007|publisher=NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute|archive-url=https://web.archive.org/web/20141113231554/http://pluto.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=3&gallery_id=2&image_id=16|archive-date=November 13, 2014|accessdate=2011-09-29}}</ref> Раните набљудувања од вселенскиот телескоп [[Хабл (вселенски телескоп)|Хабл]] (HST), Кек<ref name="dePater1999" /> и вселенското летало ''[[Касини—Хајгенс]]'', не успеале да го детектираат, веројатно поради недоволната просторна резолуција. Сепак, фината структура била забележана од телескопот Кек користејќи [[адаптивна оптика]] во 2002-2003 година.<ref name="dePater2008">{{Наведено списание|last=De Pater|first=I.|last2=Showalter|first2=M. R.|last3=MacIntosh|first3=B.|year=2008|title=Keck observations of the 2002–2003 jovian ring plane crossing|url=https://digital.library.unt.edu/ark:/67531/metadc902665/|journal=Icarus|volume=195|issue=1|pages=348–360|bibcode=2008Icar..195..348D|doi=10.1016/j.icarus.2007.11.029}}</ref>

Гледано во задно расфрланата светлина, главниот прстен се смета дека е тенок, кој се протега во вертикална насока не повеќе од 30километри.<ref name="Burns1987"/> Во геометријата на странично расејување, дебелината на прстенот е 80–160 километри, малку зголемувајќи се во правец на [[Јупитер]]. Се смета дека прстенот е многу подебел во светлината што се расфрла напред - околу 300 километри.<ref name="Ockert-Bell1999" /> Едно од откритијата на орбитерот ''[[Галилео (вселенско летало)|Галилео]]'' бил расцутот на главниот прстен - слаб, релативно дебел (околу 600 км) облак од материјал кој го опкружува неговиот внатрешен дел,<ref name="Ockert-Bell1999" /> кој расте во дебелина кон внатрешната граница на главниот прстен, каде што преминува во ореол.<ref name="Ockert-Bell1999" />

Деталната анализа на сликите на ''Галилео'' откриле надолжни варијации на осветленоста на главниот прстен кои не се поврзани со геометријата на гледање. Сликите на ''Галилео'', исто така, покажале одредена крпеница во прстенот на 500-1000 километри.

Во февруари-март 2007 година, леталото ''Нови Хоризонти'' спровело длабока потрага по нови мали месечини во главниот прстен.<ref name="Showalter2007">{{Наведено списание|last=Showalter|first=Mark R.|last2=Cheng, Andrew F.|last3=Weaver, Harold A.|displayauthors=etal|date=2007|title=Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter's Ring System|url=http://pdfs.semanticscholar.org/bf6f/f05c5acdb4cf099e309baae922dd8c408093.pdf|journal=Science|volume=318|issue=5848|pages=232–234|bibcode=2007Sci...318..232S|doi=10.1126/science.1147647|pmid=17932287|archive-url=https://web.archive.org/web/20190303004053/http://pdfs.semanticscholar.org/bf6f/f05c5acdb4cf099e309baae922dd8c408093.pdf|archive-date=2019-03-03}}</ref> Камерите на леталото откриле седум мали купчиња прстенести честички. Тие орбитираат само внатре во орбитата на Адрастеја во густ прстен.<ref name="Showalter2007" /> Заклучокот дека тие се купчиња, а не мали месечини, се заснова на нивниот [[азимут]]ално продолжен изглед. Тие продираат 0.1-0.3 ° низ прстенот, кои одговараат на {{Вред|1000}} - {{Вред|3000}} километри.<ref name="Showalter2007" /> Купчињата се поделени во две групи од пет и два члена, соодветно. Природата на купчињата не е јасна, но нивните орбити се блиску до 115:116 и 114:115 [[орбитална резонанција|резонанции]] со Метда.<ref name="Showalter2007" />

=== Спекар и големината на честичките ===
[[Податотека:Main_Ring_Galeleo_forward_PIA00538.jpg|десно|мини|300x300пкс| Сликата на главниот прстен добиена од Галилео во напред-расфрлана светлина. Засекот Метида е јасно видлив.]]
[[Спектар|Спектрите]] на главниот прстен добиени од [[Хабл (вселенски телескоп)|Хабл]], ''Кек'',<ref name="Wong2006">{{Наведено списание|last=Wong|first=M. H.|last2=de Pater|first2=I.|last3=Showalter|first3=M. R.|displayauthors=etal|date=2006|title=Ground-based Near Infrared Spectroscopy of Jupiter's Ring and Moons|journal=Icarus|volume=185|issue=2|pages=403–415|bibcode=2006Icar..185..403W|doi=10.1016/j.icarus.2006.07.007}}</ref> ''Галилео''<ref name="McMuldroch2000">{{Наведено списание|last=McMuldroch|first=S.|last2=Pilortz, S. H.|last3=Danielson, J. E.|displayauthors=etal|date=2000|title=Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter's Ring System|url=http://pdfs.semanticscholar.org/0317/4603ec641b48c92ff9fd30315c3dbb6cc1cd.pdf|journal=Icarus|volume=146|issue=1|pages=1–11|bibcode=2000Icar..146....1M|doi=10.1006/icar.2000.6343|archive-url=https://web.archive.org/web/20200412142052/http://pdfs.semanticscholar.org/0317/4603ec641b48c92ff9fd30315c3dbb6cc1cd.pdf|archive-date=2020-04-12}}</ref> и ''Касини'' покажале дека честичките што го формираат се црвени, односно нивното [[албедо]] е повисоко на подолги бранови должини. Постојните спектри го опфаќаат опсегот 0,5-2,5 μm.<ref name="Throop2004" /> Досега не се пронајдени спектрални одлики што може да се припишат на одредени хемиски соединенија, иако набљудувањата на ''Касини'' дале докази за апсорпциони појаси близу 0,8&nbsp;μm и 2.2&nbsp;μm.<ref name="Throop2004" /> Спектрите на главниот прстен се многу слични на Адрастеја и Амалтеја.<ref name="Wong2006" />

Одликите на главниот прстен може да се објаснат со хипотезата дека содржи значителни количини прашина со 0,1-10&nbsp;μm големини на честички. Ова го објаснува посилното напредно расејување на светлината во споредба со расејувањето назад.   Сепак, потребни се поголеми тела за да се објасни силното расејување наназад и фината структура во светлиот надворешен дел од главниот прстен.<ref name="Burns2004" />

Анализата на достапните фазни и спектрални податоци доведува до заклучок дека дистрибуцијата на големината на малите честички во главниот прстен го почитува законот.

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

каде ''n'' (''r'')&nbsp;''dr'' е број на честички со [[Полупречник|полупречници]] помеѓу ''r'' и ''r''&nbsp;+&nbsp;''д-р'' и <math>A</math> е нормализирачки параметар избран да одговара на познатиот вкупен светлосен [[тек|флукс]] од прстенот. Параметарот ''q'' е 2,0&nbsp;±&nbsp;0,2 за честички со ''r''&nbsp;<&nbsp;15&nbsp;±&nbsp;0.3&nbsp;μm и ''q'' = 5&nbsp;±&nbsp;1 за оние со ''р''&nbsp;>&nbsp;15&nbsp;±&nbsp;0.3&nbsp;μm. Распределбата на големите тела во опсегот на големина mm–km во моментов е неодредена.  Во расејувањето на светлината во овој модел доминираат честички со ''r'' околу 15&nbsp;μm.<ref name="McMuldroch2000"/>

Законот за моќност споменат погоре дозволува проценка на [[Оптичка длабочина|оптичката длабочина]] <math>\scriptstyle\tau</math> од главниот прстен: <math>\scriptstyle\tau_l\,=\,4.7\times 10^{-6}</math> за големите тела и <math>\scriptstyle \tau_s = 1.3\times 10^{-6}</math> за прашината. Оваа оптичка длабочина значи дека вкупниот пресек на сите честички внатре во прстенот е околу 5000&nbsp; км<sup>2</sup>.   Се очекува честичките во главниот прстен да имаат асферични форми.<ref name="Throop2004" /> Се проценува дека вкупната маса на прашината е 10 <sup>7</sup> −10 <sup>9</sup>&nbsp;килогриам.<ref name="Burns2004" /> Масата на големите тела, без Метдаис и Адрастеја, е 10 <sup>11</sup> −10 <sup>16</sup>&nbsp;килогр<sup>и</sup>ам. Тоа зависи од нивната максимална големина - горната вредност одговара на околу 1&nbsp;km максималепречникар.<ref name="Burns2004" /> Овие маси може да се споредат со масите на Адрастеја, што е околу 2{{E-sp|15}} кг,<ref name="Burns2004" /> Амалтеја, околу 2{{E-sp|18}},<ref name="Anderson2005">{{Наведено списание|last=Anderson|first=J. D.|last2=Johnson, T. V.|last3=Shubert, G.|displayauthors=etal|date=2005|title=Amalthea's Density Is Less Than That of Water|journal=Science|volume=308|issue=5726|pages=1291–1293|bibcode=2005Sci...308.1291A|doi=10.1126/science.1110422|pmid=15919987}}</ref> и Земјината [[месечина]], 7,4{{E-sp|22}} &nbsp;килогриам.

Присуството на две популации на честички во главниот прстен објаснува зошто нејзиниот изглед зависи од геометријата на гледање.  Прашината ја расфрла светлината по можност во насока нанапред и формира релативно дебел хомоген прстен ограничен со орбитата на Адрастеја.  Спротивно на тоа, големите честички, кои се распрснуваат во задниот правец, се ограничени во голем број прстени помеѓу орбитите Метида и Адрастеја.<ref name="Burns2004" />

=== Потекло и возраст ===
[[Податотека:R08_satorb_full.jpg|десно|мини|300x300пкс| Шема што го илустрира формирањето на Јупитеровите Прстени]]
Прашината постојано се отстранува од главниот прстен со комбинација на [[Појнтинг-Робертсонов ефект|Појнтинг-Робертсоновиот ефект]] и електромагнетни сили од [[Јупитер|магнетосферата]] на Јовијанските прстени.<ref name="Burns1999">{{Наведено списание|last=Burns|first=J. A.|last2=Showalter, M. R.|last3=Hamilton, D. P.|displayauthors=etal|date=1999|title=The Formation of Jupiter's Faint Rings|url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/BurnsShowHam99.pdf|journal=Science|volume=284|issue=5417|pages=1146–1150|bibcode=1999Sci...284.1146B|doi=10.1126/science.284.5417.1146|pmid=10325220}}</ref> Испарливите материјали брзо испаруваат. Животниот век на честичките прашина во прстенот е од 100 до {{Вред|1000}} години,<ref name="Burns1999" /> така што прашината мора постојано да се надополнува при судирите меѓу големите тела со големини од 1см до 0,5 км<ref name="Showalter2007"/> и помеѓу истите големи тела и честичките со голема брзина кои доаѓаат надвор од системот на Јовијански прстени.<ref name="Burns2004" /><ref name="Burns1999" /> Оваа популација на родителското тело е ограничена на тесниот - околу {{Вред|1000}} км — и светлиот надворешен дел од главниот прстен, а ги вклучува Метида и Адрастеја.<ref name="Burns2004" />  Најголемите матични тела мора да бидат помали од 0,5&nbsp;км во големина. Горната граница на нивната големина ја добило вселенското летало „ ''[[Нови хоризонти|Нови Хоризонти“.]]''<ref name="Showalter2007" /> Претходната горна граница, добиена од набљудувањата на [[Хабл (вселенски телескоп)|Хабл]]<ref name=Showalter2005>{{cite conference |last1=Showalter |first1=M. R. |last2=Burns |first2=J. A. |last3=de Pater |first3=I. |display-authors=etal |title=Updates On The Dusty Rings Of Jupiter, Uranus And Neptune |date=26–28 September 2005 |book-title=Proceedings of the Conference held September 26–28, 2005 |location=Kaua'i, Hawaii. |id=LPI Contribution No. 1280 |pages=130 |bibcode=2005LPICo1280..130S}}</ref> и ''Касини'', била близу 4&nbsp;км.<ref name="Burns2004" /> Прашината произведена во судирите ги задржува приближно истите орбитални елементи како и матичните тела и полека се спирала во правец на [[Јупитер]] формирајќи го слабиот (во задно расеана светлина) највнатрешен дел од главниот прстен и прстенот ореол.<ref name="Burns2004" /><ref name="Burns1999" /> Возраста на главниот прстен моментално е непозната, но можеби е последниот остаток од минатото население на мали тела во близина на [[Јупитер]].<ref name="Esposito2002"/>

=== Вертикални брановидни бранови ===
Сликите од вселенските сонди ''на Галилео'' и ''Нови Хоризонти'' покажуваат присуство на две групи на спирални вертикални бранови во главниот прстен. Овие бранови станале поцврсто намотани со текот на времето со брзината што се очекувала за диференцијална јазолна регресија во гравитациското поле на Јупитер. Екстраполација наназад, повеќе познат на две групи на бранови се смета дека е возбуден во 1995 година, во времето на влијанието на [[Комета Шумејкер-Леви 9|кометата Шумејкер-Леви 9]] со Јупитер, додека помала група се појавила во текот на првата половина на [[1990]] година<ref name="forensic">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.ciclops.org/view.php?id=6762|title=Forensic sleuthing ties ring ripples to impacts|last=Mason|first=J.|last2=Cook, J.-R. C.|date=2011-03-31|work=[[Space Science Institute|CICLOPS]] press release|publisher=Cassini Imaging Central Laboratory for Operations|accessdate=2011-04-04|archive-date=2011-05-30|archive-url=https://web.archive.org/web/20110530095933/http://www.ciclops.org/view.php?id=6762|url-status=dead}}</ref><ref name="Jupiter's Ring">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.ciclops.org/view/6760/Subtle_Ripples_in_Jupiters_Ring|title=Subtle Ripples in Jupiter's Ring|date=2011-03-31|work=PIA 13893 caption|publisher=NASA / Jet Propulsion Laboratory-Caltech / SETI|accessdate=2011-04-04|archive-date=2014-04-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20140419221526/http://www.ciclops.org/view/6760/Subtle_Ripples_in_Jupiters_Ring|url-status=dead}}</ref><ref name="Showalter">
{{Наведено списание|last=Showalter|first=M. R.|last2=Hedman|first2=M. M.|last3=Burns|first3=J. A.|date=2011|title=The impact of comet Shoemaker-Levy 9 sends ripples through the rings of Jupiter|url=https://pdfs.semanticscholar.org/60ad/a53885fb7ec3566f9c3c26bbf5f9df9a47fd.pdf|journal=Science|volume=332|issue=6030|pages=711–3|bibcode=2011Sci...332..711S|doi=10.1126/science.1202241|pmid=21454755|archive-url=https://web.archive.org/web/20200212230930/https://pdfs.semanticscholar.org/60ad/a53885fb7ec3566f9c3c26bbf5f9df9a47fd.pdf|archive-date=2020-02-12}}</ref> Набљудувањата на ''Галилео'' од ноември 1996 година се конзистентни со бранови должини од {{Безпрелом|1920 ± 150}} и {{Безпрелом|630 ± 20 km}}, и вертикални амплитуди од {{Безпрелом|2.4 ± 0.7}} и {{Безпрелом|0.6 ± 0.2 km}}, за поголемите и помалите групи бранови, соодветно.<ref name="Showalter" /> Формирањето на поголем сет на бранови може да се објасни ако прстенот бил погоден од облак од честички ослободени од кометата со вкупна маса од 2–5 × 10 <sup>12кг</sup>, што би го навалил прстенот надвор од екваторската рамнина за 2&nbsp;км.<ref name="Showalter" /> Сличен модел на спирален бран кој се затегнува со текот на времето<ref name="tilting">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.ciclops.org/view/6748/Tilting_Saturns_Rings|title=Tilting Saturn's rings|date=2011-03-31|work=PIA 12820 caption|publisher=NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute|accessdate=2011-04-04|archive-date=2011-04-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20110413022742/http://www.ciclops.org/view/6748/Tilting_Saturns_Rings|url-status=dead}}</ref> е забележан од ''Касини'' во прстените [[Сатурнови прстени|C]] и [[Сатурнови прстени|D на Сатурн]].<ref name="Hedman2">
{{Наведено списание|last=Hedman|first=M. M.|last2=Burns, J. A.|last3=Evans, M. W.|last4=Tiscareno, M. S.|last5=Porco, C. C.|date=2011|title=Saturn's curiously corrugated C Ring|journal=[[Science (journal)|Science]]|volume=332|issue=6030|pages=708–11|bibcode=2011Sci...332..708H|citeseerx=10.1.1.651.5611|doi=10.1126/science.1202238|pmid=21454753}}</ref>

== Ореолски прстен ==

=== Изглед и структура ===
[[Податотека:Jovian_Halo_Ring_PIA00658.jpg|десно|мини|300x300пкс| Слика со лажна боја на прстенот на ореолот добиен од ''Галилео'' во напред-расфрлана светлина]]
Ореол-прстенот е највнатрешниот и вертикално најдебелиот од Јовијанските прстени. Неговиот надворешен раб се совпаѓа со внатрешната граница на главниот прстен приближно на полупречникот {{Вред|122500}} километри ({{Јупитеров полупречник|1.72}}).<ref name="Burns1987"/> Од овој полупречник прстенот станува брзо подебел кон Јупитер. Вистинскиот вертикален опсег не е познат, но присуството на неговиот материјал е откриено дури до {{Вред|10000}} километри над неговиот кружен опсег.<ref name="Ockert-Bell1999" /><ref name="dePater1999"/> Внатрешната граница на ореолот е релативно остра и се наоѓа на полупречник {{Вред|100000}} километри ({{Јупитеров полупречник|1.4}}),<ref name="dePater1999" /> но некој материјал е присутен понатаму навнатре до приближно {{Вред|92000}} километри.<ref name="Ockert-Bell1999" /> Така, ширината на прстенот-ореол е околу {{Вред|30000}} километри. Неговата форма наликува на дебел [[тор]] без јасна внатрешна структура.  За разлика од главниот прстен, изгледот на ореолот зависи само малку од геометријата на гледање.

Ореол-прстенот се појавува најсветло на напред расеаната светлина, во која е опширно снимен од ''Галилео''. Додека неговата површинска осветленост е многу помала од онаа на главниот прстен, нејзиниот вертикално (нормален на рамнината на прстенот) интегриран фотонски [[тек|флукс]] е споредлив поради неговата многу поголема дебелина. И покрај вертикалниот опсег од повеќе од {{Вред|20000}} километри, осветленоста е силно концентрирана кон рамнината на прстенот и го следи законот за моќ од формата ''z'' <sup>−0,6</sup> до ''z'' <sup>−1,5</sup>,  каде што ''z'' е висина над рамнината на прстенот. Појавата на ореолот во задно расеаното светло, како што е забележано од [[Кекова опсерваторија|Кек]]<ref name="dePater1999"/> и [[Хабл (вселенски телескоп)|Хабл]], е ист. Сепак, неговиот вкупен фотонски флукс е неколку пати помал од оној на главниот прстен и е посилно концентриран во близина на рамнината на прстенот отколку во светлината што се расфрла напред.<ref name="Burns2004" />

[[Спектар|Спектралните својства]] на овој прстен се различни од главниот прстен. [[тек|Распределбата на флуксот]] во опсегот 0,5-2,5&nbsp;μm е порамно отколку во главниот прстен; ореолот не е црвен и можеби е дури и сино.<ref name="Wong2006"/>

=== Потекло ===
Оптичките својства на ореол-прстенот може да се објаснат со хипотезата дека тој содржи само прашина со големини на честички помали од 15&nbsp;μm. Делови од ореолот сместени далеку од прстенестата рамнина може да се состојат од субмикрометарска прашина.<ref name="Meier1999" /><ref name="dePater1999">{{Наведено списание|last=de Pater|first=I.|last2=Showalter, M. R.|last3=Burns, J. A.|displayauthors=etal|date=1999|title=Keck Infrared Observations of Jupiter's Ring System near Earth's 1997 Ring Plane Crossing|url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/DePater99.pdf|journal=Icarus|volume=138|issue=2|pages=214–223|bibcode=1999Icar..138..214D|doi=10.1006/icar.1998.6068}}</ref><ref name="Burns2004" /> Оваа правлива композиција го објаснува многу посилното расејување нанапред, посините бои и недостатокот на видлива структура во ореолот. Прашината веројатно потекнува од главниот прстен, тврдење поткрепено со фактот дека [[Оптичка длабочина|оптичката длабочина]] <math>\scriptstyle\tau_s\,\sim\,10^{-6}</math> е споредлива со прашината во главниот прстен.<ref name="Burns1987"/><ref name="Burns2004" /> Големата дебелина на ореолот може да се припише на возбудувањето на [[Наклон (орбита)|орбиталните склоности]] и [[Орбитално занесување|ексцентричностите]] на прашинските честички од електромагнетните сили во магнетосферата на Јовијански прстени. Надворешната граница на прстенот се совпаѓа со местоположбата на силната Лоренцова резонанца 3:2.<ref name="Hamilton1994">{{Наведено списание|last=Hamilton|first=D. P.|date=1994|title=A Comparison of Lorentz, Planetary Gravitational, and Satellite Gravitational Resonances|url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/Ham94.pdf|journal=Icarus|volume=109|issue=2|pages=221–240|bibcode=1994Icar..109..221H|doi=10.1006/icar.1994.1089}}</ref><ref name="Burns1985">{{Наведено списание|last=Burns|first=J.A.|last2=Schaffer|first2=L. E.|last3=Greenberg|first3=R. J. =author4=|displayauthors=etal|date=1985|title=Lorentz Resonances and the Structure of the Jovian Ring|journal=Nature|volume=316|issue=6024|pages=115–119|bibcode=1985Natur.316..115B|doi=10.1038/316115a0}}</ref> Додека Појнтинг-Робертсовиот<ref name="Burns1999"/><ref name=Burns2001>{{cite encyclopedia|last=Burns|first=J.A.|author2=Hamilton, D.P. |author3=Showalter, M.R. |chapter=Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics |encyclopedia=Interplanetary Dust|date=2001 |publisher=Springer |place=Berlin  |editor=Grun, E. |editor2=Gustafson, B. A. S. |editor3=Dermott, S. T. |editor4=Fechtig H. |pages=641–725|chapter-url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf}}</ref> предизвикува честичките полека да се движат кон Јупитер, нивните [[Наклон (орбита)|орбитални склоности]] се возбудуваат додека минуваат низ него. Цветањето на главниот прстен може да биде почеток на ореолот.<ref name="Burns2004" /> Внатрешната граница на прстенот не е далеку од најсилната [[резонанција]] на Лоренц 2:1.<ref name="Hamilton1994" /><ref name="Burns1985" /><ref name="Burns2001" /> Во оваа резонанца, возбудата е веројатно многу значајна, принудувајќи ги честичките да се фрлат во атмосферата на Јовијан, со што се дефинира остра внатрешна граница.<ref name="Burns2004" /> Бидејќи е изведен од главниот прстен, ореолот има иста старост.<ref name="Burns2004" />

==== Прстен-Амалтеја ====
[[Податотека:Jovian_Gosamer_Rings_PIA00659.jpg|лево|мини|300x300пкс| Сликата на прстените добиена од Галилео во напред-расфрлана светлина]]
Прстенот ''Алтамеја'' претставува многу слаба структура со правоаголен пресек, кој се протега од орбитата на [[Амалтеја (месечина)|Амалтеја]] на {{Вред|182000}} километри (2,54 ''R'' <small>J</small> ) до околу {{Вред|129000}} километри ({{Јупитеров полупречник|1.80}}). Неговата внатрешна граница не е јасно дефинирана поради присуството на многу посветлиот главен прстен и ореол прстен.<ref name="Ockert-Bell1999" /> Дебелината на прстенот е приближно 2300километри во близина на орбитата на [[Амалтеја (месечина)|Амалтеја]] и благо се намалува во правец на [[Јупитер]].<ref name="dePater1999"/> Прстенот Амалјтеа е најсветлиот во близина на неговите горни и долни рабови и постепено станува посветлен кон Јупитер; еден од рабовите е често посветол од друг.<ref name="Showalter2008"/> Надворешната граница на прстенот е релативно стрмна;<ref name="Ockert-Bell1999" /> осветленоста на прстенот нагло паѓа веднаш навнатре од орбитата на [[Амалтеја (месечина)|Амалтеја]],<ref name="Ockert-Bell1999" /> иако може да има мало проширување надвор од орбитата на сателитот што завршува во резонанца 4:3 со [[Теба (месечина)|Теба]].<ref name="dePater2008"/> При расфрлана светлина нанапред прстенот ссмета и дека е околу 30 пати послаб од главниот прстен.<ref name="Ockert-Bell1999" /> При распрскана светлина, тој е откриен само од телескопот <nowiki><i>Кек</i></nowiki><ref name="dePater1999" /> и ACS( [[:en:Advanced Camera for Surveys|Advanced Camera for Surveys]]) нХабл[[Хабл (вселенски телескоп)|ST]]. Сликите кои се расејуваат назад покажуваат дополнителна структура во прстенот: врв на осветленоста веднаш во Амалтејската орбита и ограничена на горниот или долниот раб на прстенот.<ref name="dePater1999" /><ref name="dePater2008" />

Во 2002-2003 година, вселенското летало ''Галилео'' имало два премина низ прстените. За време на нив, неговиот бројач за прашина открил честички од прав во опсег од 0,2-5&nbsp;μm.<ref name="Kruger2008"/> Покрај тоа, скенерот за ѕвезди на вселенското летало ''Галилео'' открило мали, дискретни тела (< 1&nbsp;км) во близина на Амалтеја.<ref>{{Наведено списание|last=Fieseler|first=P.D.|displayauthors=etal|date=2004|title=The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea|journal=Icarus|volume=169|issue=2|pages=390–401|bibcode=2004Icar..169..390F|doi=10.1016/j.icarus.2004.01.012}}</ref> Овие може да претставуваат остатоци од судир генерирани од удари со овој сателит.

Откривањето на прстенот на Амалтеја од земја, на сликите на ''[[Галилео (вселенско летало)|Галилео]]'' и директните мерења на прашината овозможиле да се определи дистрибуцијата на големината на честичките, што се смета дека го следи истиот закон за моќност како и прашината во главниот прстен со ''q'' =2&nbsp;±&nbsp;0,5.<ref name="Kruger2008"/> [[Оптичка длабочина|Оптичката длабочина]] на овој прстен е околу 10 <sup>−7</sup>, што е ред на големина помала од онаа на главниот прстен, но вкупната маса на прашината (10 <sup>7</sup> -10 <sup>9кг</sup>) е споредлива.<ref name="Esposito2002"/><ref name="Burns1999"/><ref name="Kruger2008" />

=== Прстен-Теба ===
Прстенот теба е најслабиот Јовијански прстен. Се појавува како многу слаба структура со правоаголен пресек, која се протега од орбитата на [[Теба (месечина)|Теба]] на {{Вред|226000}} километри ({{Јупитеров полупречник|3.11}} ) до околу {{Вред|129000}} километри ({{Јупитеров полупречник|1.80}}). Неговата внатрешна граница не е јасно дефинирана поради присуството на многу посветлиот главен прстен и ореол.<ref name="Ockert-Bell1999" /> Дебелината на прстенот е приближно 8400 километри во близина на орбитата на Теба и благо се намалува во правец на планетата.<ref name="dePater1999"/> Прстенот Теба е најсветол во близина на горните и долните рабови и постепено станува посветлен кон [[Јупитер]] - слично како прстенот Амалтеја.<ref name="Showalter2008"/> Надворешната граница на прстенот не е особено стрмна, се протега над {{Вред|15000}} километри.<ref name="Ockert-Bell1999" /> Има едвај видливо продолжение на прстенот надвор од орбитата на Теба, кое се протега до {{Вред|280000}} километри ({{Јупитеров полупречник|3.75}} ) наречено Тебанска Екстензија.<ref name="Ockert-Bell1999" /><ref name="Kruger2008">{{Наведено списание|last=Krueger|first=Harald|last2=Hamilton|first2=Douglas P.|last3=Moissl|first3=Richard|last4=Gruen|first4=Eberhard|date=2009|title=Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings|journal=Icarus|volume=2003|issue=1|pages=198–213|arxiv=0803.2849|bibcode=2009Icar..203..198K|doi=10.1016/j.icarus.2009.03.040}}</ref> При расфрлана светлина нанапред прстенот се смета дека е околу 3 пати послаб од прстенот Амалтеја.<ref name="Ockert-Bell1999" /> Во задно расеаното светло е откриен само со телескопот ''Кек''.<ref name="dePater1999" /> Сликите кои се расејуваат назад покажуваат врв на осветленост веднаш во орбитата на Теба.<ref name="dePater1999" /> Во 2002-2003 година бројачот на прашина на вселенското летало ''Галилео'' открило честички прашина во опсег од 0,2-5&nbsp;μm - слични на оние во прстенот Амалтеја - и ги потврдил резултатите добиени од снимањето.<ref name="Kruger2008" />

Оптичката длабочина на обрачот на Теба е околу 3{{E-sp|−8}} , што е трипати пониско од прстенот Амалтеја, но вкупната маса на прашината е иста - околу 10 <sup>7</sup> -10 <sup>9</sup>&nbsp;килограми.<ref name="Esposito2002"/><ref name="Burns1999"/><ref name="Kruger2008"/> Сепак, распределбата на големината на честичките на прашината е нешто поплитка отколку во прстенот Амалтеја. Следи закон за моќ со q&nbsp;<&nbsp;2. Во наставката параметарот q може да биде уште помал.<ref name="Kruger2008" />

=== Потекло на прстените ===
Прашината во обрачите на прстените потекнува на ист начин како и во главниот прстен и ореолот.<ref name="Burns1999"/> Неговите извори се внатрешните месечини на Јовијанските Амалтеја и Теба, соодветно. Ударите со голема брзина од проектили кои доаѓаат надвор од системот на Јовијански прстени исфрлаат честички од прашина од нивните површини.<ref name="Burns1999" /> Овие честички првично ги задржуваат истите орбити како нивните месечини, но потоа постепено се спирала навнатре со ''Појнтинг''-''Робертсоновиот'' ефект<ref name="Burns1999" /> Дебелината на обрачите се определува со вертикални екскурзии на месечините поради нивните ненулти [[Наклон (орбита)|орбитални склоности]].  Оваа хипотеза природно ги објаснува речиси сите забележливи својства на прстените: правоаголен пресек, намалување на дебелината во правец на [[Јупитер]] и осветлување на горните и долните рабови на прстените.<ref name="Showalter2008">{{Наведено списание|last=Showalter|first=Mark R.|last2=de Pater|first2=Imke|last3=Verbanac|first3=Guili|displayauthors=etal|date=2008|title=Properties and dynamics of Jupiter's gossamer rings from Galileo, Voyager, Hubble and Keck images|url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/ShoPatVer08.pdf|journal=Icarus|volume=195|issue=1|pages=361–377|bibcode=2008Icar..195..361S|doi=10.1016/j.icarus.2007.12.012}}</ref>

Сепак, некои својства досега останале необјаснети, како што е проширувањето на Теба, што може да се должи на невидени тела надвор од орбитата на Теба, и структури видливи во светлината што се расфрла назад.  Едно можно објаснување за проширувањето на Теба е влијанието на електромагнетните сили од Јовијанската магнетосфера. Кога прашината ќе влезе во сенката зад Јупитер, таа прилично брзо го губи електричното полнење. Бидејќи малите честички прашина делумно се коротираат со планетата, тие ќе се движат нанадвор за време на поминувањето на сенката, создавајќи надворешно продолжување на прстенот на теба.<ref name="Hamilton2008">{{Наведено списание|last=Hamilton|first=Douglas P.|last2=Kruger, Harold|date=2008|title=The sculpting of Jupiter's gossamer rings by its shadow|url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/HamKru08.pdf|journal=Nature|volume=453|issue=7191|pages=72–75|bibcode=2008Natur.453...72H|doi=10.1038/nature06886|pmid=18451856}}</ref> Истите сили можат да го објаснат падот во распределбата на честичките и осветленоста на прстенот, што се случува помеѓу орбитите на Амалтеја и Теба.<ref name="Kruger2008"/><ref name="Hamilton2008" />

Врвот на осветленоста во внатрешноста на орбитата на Амалтеја и, според тоа, вертикалната асиметрија на прстенот на Амалтеја може да се должи на честичките прашина заробени во предните (L <sub>4</sub> ) и заостанатите (L <sub>5</sub> ) [[Лагранжова точка|Лагранжови точки]] на оваа месечина.<ref name="Showalter2008"/> Честичките може да следат и по потковичести орбити помеѓу Лагранжовите точки.<ref name="dePater2008"/> Прашината може да биде присутна и на водечките и задоцнетите точки. Ова откритие имплицира дека има две популации на честички во прстените: едната полека се движи во насока на Јупитер како што е опишано погоре, додека другата останува во близина на изворната месечина заробена во резонанца 1:1 со неа.<ref name="Showalter2008" />

== Прстен-Хималија ==
[[Податотека:Himalia_ring.jpg|лево|мини|150x150пкс| Составен од шест ''слики на Нови Хоризонти'' од можниот прстен на Хималија. Заокружена е двојната изложеност на Хималија. Стрелката покажува на Јупитер.]]
Во септември 2006 година, додека мисијата на НАСА ''[[Нови хоризонти|Нови Хоризонти]]'' до Плутон се приближувала до Јупитер за помош од [[Гравитациски маневар|гравитација]], фотографирала нешто што изгледало како слаб, претходно непознат планетарен прстен или прстенест лак, паралелен и малку внатре во орбитата на неправилниот сателит [[Хималија (месечина)|Хималија]]. Количината на материјалот во делот од прстенот или лакот снимен од ''Нови Хоризонти'' бил најмалку 0,04 км<sup>3</sup>, под претпоставка дека има исто албедо како Хималија. Ако прстенот (лак) е отпад од Хималија, тој мора да се формирал неодамна, со оглед на вековната прецесија на хималиската орбита. Можно е прстенот да биде остаток од ударот на многу мала неоткриена месечина во Хималија, што сугерира дека Јупитер би можел да продолжи да добива и губи мали месечини преку судири.

== Истражување ==
Постоењето на Јовијански прстени било заклучено од набљудувањата на планетарните [[Ван Аленов појас|радијациони појаси]] од страна на вселенското летало ''[[Пионер 11]]'' во 1975 година.<ref name="Fillius1976">{{Наведено списание|last=Fillius|first=R. W.|last2=McIlwain, C. E.|last3=Mogro-Campero, A.|date=1975|title=Radiation Belts of Jupiter—A Second Look|journal=Science|volume=188|issue=4187|pages=465–467|bibcode=1975Sci...188..465F|doi=10.1126/science.188.4187.465|pmid=17734363}}</ref> Во 1979 година, вселенското летало ''[[Војаџер 1]]'' добило единечна преекспонирана слика од системот на прстените.<ref name="Smith1979" /> Посеопфатна слика била спроведена од ''[[Војаџер 2]]'' во истата година, што овозможило грубо определување на структурата на прстенот.<ref name="Burns1987"/> Супериорниот квалитет на сликите добиени од орбитерот ''Галилео'' помеѓу 1995 и 2003 година во голема мера го проширило постојното знаење за Јовијанските прстени. Набљудувањето на прстените од земја со помош на телескопот Кек<ref name="dePater1999"/> во 1997 и 2002 година и [[Хабл (вселенски телескоп)|Хабл]] во 1999 година открило богатата структура видлива во задно расеаната светлина. Сликите пренесени од вселенското летало ''Нови Хоризонти'' во февруари-март 2007 година<ref name="New Horizons"/> овозможиле набљудување на фината структура во главниот прстен за прв пат. Во 2000 година, вселенското летало ''Касини'' на пат кон [[Сатурн (планета)|Сатурн]] спровело опсежни набљудувања на системот на Јовијанские прстени.<ref name="Brown2003">{{Наведено списание|last=Brown|first=R. H.|last2=Baines, K. H.|last3=Bellucci, G.|displayauthors=etal|date=2003|title=Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter|journal=Icarus|volume=164|issue=2|pages=461–470|bibcode=2003Icar..164..461B|doi=10.1016/S0019-1035(03)00134-9}}</ref> Идните мисии во системот на Јовијанските прстени ќе дадат дополнителни информации за прстените.<ref name="Juno">{{Наведена мрежна страница|url=http://juno.wisc.edu/|title=Juno—NASA New Frontiers Mission to Jupiter|accessdate=2007-06-06}}</ref>

== Галерија ==
{|
|[[Податотека:JupiterRings.jpg|мини|Системот на прстени како што е снимен од ''Галилео'']]
|[[Податотека:PIA21644_-_Jupiter's_rings_from_the_inside.jpg|мини|Прстените гледани однатре од ''Јуно'' на 27 август 2016 година]]
|}

== Белешки ==
{{Reflist|group=lower-alpha}}

== Наводи ==
{{наводи}}

== Надворешни врски ==

* [https://web.archive.org/web/20060822191244/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupringfact.html Информации за прстените на Јупитер]
* [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jupiter&Display=Rings Прстените] на [http://solarsystem.nasa.gov Јупитер од Истражувањето на Сончевиот Систем на НАСА]
* [https://web.archive.org/web/20060206090452/http://spaceprojects.arc.nasa.gov/Space_Projects/pioneer/PNhome.html Страница на проектот NASA Pioneer]
* [http://voyager.jpl.nasa.gov Страница на проектот на НАСА Војаџер]
* [https://web.archive.org/web/19970105070343/http://www.jpl.nasa.gov/galileo/ Страница на проектот на НАСА ''Галилео'']
* [https://web.archive.org/web/20070426162116/http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm Проектниот простор на НАСА ''Касини'']
* [http://pluto.jhuapl.edu Проектна страница ''New Horizons'']
* [http://pds-rings.seti.org/jupiter/ Планетарен прстенен јазол: Јупитеровиот прстен систем]
* [http://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/Rings#jupiter Прстените на номенклатурата на Јупитер] од страницата за [http://planetarynames.wr.usgs.gov планетарна номенклатура на USGS]

{{Сончев Систем}}

[[Категорија:Астрономски тела откриени во 1979 година]]
[[Категорија:Јупитер]]
[[Категорија:Планетарни прстени]]