基本解释

 　　木星环，是指围绕在木星周围的行星环系统。它是太阳系第三个被发现的行星环系统，第一个和第二个分别是土星环及天王星环。木星环首次被观测到是在1979年，由航海家一号发现及在1990年代受到伽利略号进行详细调查。木星环在25年来亦可以由哈勃太空望远镜及地球观察。在地上需要现存最大的望远镜才能够进行木星环的观察。

详细解释

 　　系统简介

　　隐约的木星环系统主要由尘埃组成。木星环分成四个部分：厚厚的粒子环面内晕层称为“光环”;一个相对光亮的而且特别薄的“主环”;以及两个外部既厚又隐约的“薄纱环”(或称“蛛网环”)，其名称由形成她们的物质的卫星而来：木卫五(阿马尔塞)和木卫十四(底比斯)。

　　木星环的主环及光环由卫星木卫十六(墨提斯)、木卫十五(阿德剌斯忒亚)及其他不能观测的主体因为高速撞击而喷出的尘埃组成。在2007年二月至三月由新视野号取得的高分辨率图像显示主环有丰富的精细结构。

　　在可见光及近红外线光线下，除了光环呈现灰色或蓝色外，木星环会呈现红色。在环内的尘埃大小不定，但是所有环除了光环以外的尘埃横切面面积最大为半径约15微米的非球体粒子。光环主要由亚微米级尘埃组成。环状系统的主要质量(包括不可见的主体)约为1016公斤，和木卫十五质量相当。环状系统的年龄不详，但是可能在木星形成时已经存在。

　　主环介绍

　　范围

　　狭窄且薄的主环是木星环系统最光的部分。她的外部边界位于半径1.806RJ(～129,000km;RJ=木星赤道半径或是71,398km)并与木星最细小的内部卫星木卫十五轨道吻合。她的内部边界不受任何卫星定位并位于～122,500km(1.72RJ)。

　　受到正面散射时的特征

　　由以上的数据得知主环阔度为～6,500km。主环的外貌依观察角度而改变。受正面散射(scattering)的光线(即光线散射的角度相对太阳光的为小)照射的主环的光度在128,600km急速下降(刚好在木卫十五轨道的内部)并在129,300km达到背景等级(backgroundlevel)(刚好在木卫十五轨道的外部)。所以位于129,000km的木卫十五可以清楚指示出主环位置。除了位于128,000km的木卫十六轨道附近的部分显著的缺口外，光度越接近木星便越会增加，并在环的中心点128,000km达至最高光度。主环的内部边界与此相反，由124,000至120,000km慢慢地变得暗淡，与光环融合。所有木星环在受到正面散射的光线照射下都会变得特别光亮。

　　上方图像显示由新视野号拍摄受到背向散射光线照射的主环，可以见到主环的外部精细结构。下方图像显示受到正面散射光线照射的主环，可以见到主环除了墨提斯裂口外便没有任何结构。(CourtesyNASA/约翰霍普金斯大学应用物理实验室JohnsHopkinsUniversityAppliedPhysicsLaboratory/美国西南研究院SouthwestResearchInstitute)

　　木卫十五与木卫十六轨道间的三个小环

　　情况在背向散射光线(即光线以相对于太阳光的180°作出散射)照射的情况下变得不同。位于129,100km，即略为在木卫十五轨道外的主环外部边界变得十分陡峭。卫星的轨道被主环的一个裂口所标示，所以有一个薄薄的小环刚好在轨道外。另外一个小环位于木卫十五轨道内，接着又有一个成因不明的裂口位于～128,500km。第三个小环在被发现在木卫十六的轨道外的中央裂口内部。主环的光度在木卫十六轨道外部急速下降，形成“墨提斯裂口”(Metisnotch)。

　　主环的光谱特征

　　由哈勃太空望远镜、凯克天文台、伽利略号和卡西尼-惠更斯号取得的主环的光学频谱，显示出组成主环的粒子是红色的，所以她们的反照率在较长的波长较高。现存的光谱横跨0.5–2.5μm的范围。现阶段无任何光谱特征可以指出那些粒子是那一种个别的化合物。主环的光谱特征与木卫十五及木卫五的十分类似。

　　尝试解释主环光谱特征的假说

　　主环的性质可以由她包含显着数量的0.1–10μm粒子大小的尘埃假说得到解释。以上假说解释了为何主环的正面散射比背向散射较强.但是需要有较大的物体才能解释主环光亮外部的强背向散射及精细构造.

　　光环介绍

　　范围

　　光环是木星环中最内部及最厚的。她的外部边界与主环内部边界在半径122,500km(1.72RJ)重叠。由此半径开始光环向木星快速增厚。光环的实际纵向伸延不明但其物质可以在距环面高度高至10,000km侦测到。光环的内部边界十分清晰并位于半径100,000km(1.4RJ)处，但部分物质被发现在92,000km的更深入地区。所以光环的阔度约为30,000km。

　　外观

　　她的形状类似一个缺乏清楚内部结构的厚环面。与主环相对，光环的外观与观察角度只有少量关联性。

　　亮度

　　在伽利略号广泛拍摄的光环在正向散射光线中显得最亮。虽然光环的表面光度比主环小很多，其与环平面垂直的综合光子通量(Flux)则因为其较大的厚度而可以与主环比较。虽然她有一个号称长于20,000km的垂直伸延，光环的光度在环面最为集中并遵守幂次法则(与z−0.6toz−1.5成正比例)，而z是环面垂直的高度。光环由凯克天文台及哈勃太空望远镜在背向散射光线下观察的外表基本相同，但其总光子通量比主环小几倍，并在越接近环面便越集中。

　　光谱性质

　　光环的光学频谱性质与主环不同。其在0.5–2.5μm级别的通量分布比主环较平;光环不是红色而可能甚至是蓝色。

　　光环的起源

　　含尘成分与光深度

　　光环的光学性质可以由她只由粒子大小小于15 μm 的尘埃构成的假设得到解释。光环远离环平面的部分可能包含超微米的尘埃。此含尘的成分解释了光环的较强正向散射、蓝色及缺乏可见结构。

　　高厚度与木星磁圈

　　光环的高厚度的原因在于木星磁圈的电磁力刺激到尘埃的轨道倾角及轨道离心率。光环的外部边界与强力罗伦兹共振(Lorentz Resonance)(罗伦兹共振是一个粒子轨道运动与行星磁圈转动之间，当她们的轨道周期比例是一个有理数时产生的共振)的位置重叠。当波印廷-罗伯森效应(Poynting-Robertson effect)把粒子缓慢拉往木星，她们的轨道倾角在经过时会受到刺激。繁盛的主环可能正正是光环的开始。

　　明确内部边界与罗伦兹共振 光环的内部边界距离最强的2:1罗伦兹共振不远。在此共振下刺激可能十分显著，令粒子冲入木星大气层内，所以令光环有一个明确的边界。根据主环的推算，光环的质主环有相同的年龄。

　　薄纱光环

　　底比斯薄纱光环

　　范围

　　底比斯薄纱光环是木星环中最暗淡的。她显示出十分暗淡和有一个矩形横切面的结构，由位于226,000 km (3.11 RJ)的木卫十四轨道伸延至129,000 km (1.80 RJ)。其内部边界因为光亮很多的主环及光环存在而不能明确界定。她的厚度约距木卫十四轨道8400 km 及越接近木星就越薄。底比斯薄纱光环实际上在顶部及底部为最亮，其光度在越接近木星时越会上升。其外部边界并不特别陡峭，伸延超过15,000 km。

　　底比斯延伸

　　在木卫十四外勉强可见一个连续的环，伸延至260,000 km (3.50 RJ)，被称为“底比斯延伸”(Thebe Extension)。她在正向散射光线下比阿马尔塞薄纱光环暗淡3倍。在背向散射光射下她只能够由凯克天文台的望远镜所侦测到。背向散射图像显示她在木卫十四内部不远有一个光度的上升。

　　质量与光深度性质

　　底比斯薄纱光环的光深度约为3×10−8(比阿马尔塞薄纱光环低3倍)，但尘埃总质量相同(约为107–9 kg)。在2002年至2003年间伽利略号经过底比斯薄纱光环，令她的尘埃初次被侦测到。其次量度透露她的粒子大小为0.2–3 μm ，所以确定了薄纱光环的尘埃成分。

　　薄纱光环的起源

　　薄纱光环中的尘埃与主环及光环的来源基本相同。她的来源分别为木星月亮木卫十四及木卫五。由木星系统以外而来的抛射体(projectiles)的高速撞击由其表面放射出尘埃粒子。那些粒子一开始与其月亮的轨道相同，但渐渐的因为波印廷-罗伯森效应而以螺旋状向内移动。薄纱光环的厚度由其月亮的垂直游移决定，因为其月亮有一个非零的轨道倾角。以上假设基本上解释了几乎所有的薄纱光环的可见性质：矩形横切面、厚度依照往木星方向而下降与及在顶部及底部的光度。但有部分性质仍然未能解释，例如"底比斯延伸"(其出现可能是因为在木卫十四外的不可见物体)及在背向散射光线下的可见结构。

　　观测历史

　　随着行星际空间探测器的发射，不断揭示出太阳系天体中许多前所未知的事实，木星环的发现就是其中的一个。早在1974年"先锋11号"探测器访问木星时，就曾在离木星约13万公里处观测到高能带电粒子的吸收特征。

　　两年后有人提出这一现象可用木星存在尘埃环来说明。可惜当时无人作进一步的定量研究以推测这一假设环的物理性质。1977年8月20日和9月5日美国先后发射了"旅行者1号"和"旅行者2号"空间探测器。经过一年半的长途跋涉，"旅行者1号"穿过木星赤道面，这时它所携带的窄角照相机在离木星120万公里的地方拍到了亮度十分暗弱的木星环的照片。同年7月，后其到达的"旅行者2号"又获得了有关木星环的更多的信息。

　　根据对空间飞船所拍得照片的研究，现已知道木星环系主要由亮环、暗环和晕三部分组成。环的厚度不超过30公里。亮环离木星中心约13万公里，宽6000公里。暗环在亮环的内侧，宽可达5万公里，其内边缘几乎同木星大气层相接。亮环的不透明度很低，其环粒只能截收通过阳光的万分之一左右。靠近亮环的外缘有一宽约700公里的亮带，它比环的其余部分约亮10%，暗环的亮度只及亮度环的几分之一。晕的延伸范围可达环面上下各1万公里，它在暗环两旁延伸到最远点，外边界则比亮环略远。据推算，环粒的大小约为2微米，真可算是微粒。这种微米量级的微粒因辐射压力、微陨星撞击等原因寿命大大短于太阳系寿命。为了证实木星环是一种相对稳定结构这一说法，人们提出了维持这种小尘埃粒子数量的动态稳定的几种可能的环粒补充源。

　　看不见的木星环

　　1979年3月，旅行者1号探测器穿越木星赤道平面时，在离地球6亿千米处发回大量的珍贵照片。出乎人们所料，发现木星和土星一样也拥有光环。4个月后，旅行者2号探测器飞临木星证实了这个结论。但木星光环和土星光环有很大不同，木星光环是弥散透明的，由亮环、暗环和晕三部分组成。亮环在暗环的外边，晕为一层极薄的尘云，将亮环和暗环整个包围起来。木星环离木星中心约12.8万千米，环宽9000千米，环的厚度只有几千米左右，是由大量的尘埃和黑色的碎石组成。这些碎石的大小从1/1000毫米到数十米不等，不反光，肉眼无法看到，以周期为7小时左右的速度围绕木星旋转。暗淡单薄的木星环套在庞大的木星身躯上，发现它确实是极不容易的。它对研究行星的起源和演化有着重要的启示，或许其它行星也有不易看到的环。

　　探索历史

　　木星环的存在是在1975年由先锋11号对于行星辐射带(radiation belt)的观察所推演出来的。在1979年，旅行者1号拍摄了木星环系统的一张过度感光图片。更广泛的拍摄由旅行者2号在同年进行，容许了对木星环系统结构的一个粗略估计。由伽利略号在1994年至2003年间拍摄取得的极佳质素图像大大的增加了对木星环的现有知识。由凯克天文台在1997年及2002年对木星环进行的地面观测及哈勃太空望远镜在1999年的观测透露了木星环在背向散射光线下的丰富可见结构。由新视野号在2007年二月至三月期间传送的图像令主环精细结构可以被首次观察。在2000年，卡西尼-惠更斯号往土星的旅程中对木星环系统进行了广泛观察。未来对木星系统的任务将可提供对木星环更多的资讯。