350px|thumb|Baanresonantie van Io, Europa en Ganymedes die harmonisch rond Jupiter draaien
De planeet Jupiter heeft een stelsel van ringen, die bekendstaan als de ringen van Jupiter of het Jupiterringstelsel.
Geschiedenis De Ringen van Jupiter was het derde stelsel van ringen dat werd ontdekt in het zonnestelsel, na de ontdekking van ringen rond Saturnus en Uranus. De ringen werden voor het eerst waargenomen in 1979 door de Voyager 1 ruimtesonde. In 1990 werden de ringen grondig onderzocht door de ruimtesonde Galileo Orbiter.. De Hubble Space Telescope heeft de ringen ook waargenomen.
De hoofd- en haloringen bestaan uit stof. Dit is ontstaan door de manen: Metis, Adrastea en andere niet waargenomen manen die met hoge snelheid botsten. De hoge resolutie afbeeldingen lieten een rijke fijne structuur in de grote ring zien. Deze afbeeldingen, gepubliceerd in februari en maart 2007, werden gemaakt door het ruimtevaartuig New Horizons.
Structuur thumb|350px|rechts|Een schema van de ring van Jupiter met aanduiding van de vier belangrijkste componenten De ringen van Jupiter bestaan uit vier hoofdcomponenten (van binnen naar buiten): Een dikke binnenste torus van deeltjes, ook wel bekend als een Halo, Een relatief lichte maar uitzonderlijke dunne hoofdring, De gossamerring: Amalthea De gossamerring: Thebe
De belangrijkste kenmerken van de ringen staan in onderstaande tabel:
Naam Straal (km) Breedte (km) Dikte (km) Optische diepteDe normale optische diepte is de verhouding tussen de totale dwarsdoorsnede van deeltjes van de ring in het vlakke gebied van de ring. Stof fractie Noten Haloring 92.000-122.500 30.500 12.500 ~ 1 × 10−6 100% Rondom de planeet Hoofdring 122.500-129.000 6.500 30-300 ~ 5,9 × 10−6 25% Begrensd door Adrastea Amalthea Gossamerring 129 000-182 000 53.000 2.000 ~ 1 × 10−7 100% Verbonden met Amalthea Thebe Gossamerring 129 000-226 000 97.000 8.400 ~ 3 × 10−8 100% Verbonden met Thebe.
Hoofdring Vormgeving en structuur thumb|300px|Mozaïek van beelden van de joviaanse ring met een schema waarin ring en satellietlocaties te zien zijn
De smalle en relatief dunne hoofdring is het helderste deel van Jupiters ringsysteem. De buitenste rand is gelegen op een straal van ongeveer 129.000 km (1,806 RJ; RJ = equatoriale straal van Jupiter van 71.398 km) en valt samen met de baan van Jupiters binnenste kleinste satelliet, Adrastea. De binnenkant van de rand is niet gemarkeerd door een satelliet en is gelegen op ongeveer 122.500 km (1,72 RJ).
De breedte van de belangrijkste ring is ongeveer 6.500 km. Het uiterlijk van de hoofdring is afhankelijk van de kijkrichting. In voorwaarts verstrooid lichtHet voorwaarts verstrooid licht is het licht met een kleine hoek ten opzichte van zonnelicht. begint de helderheid van de hoofdring steil te dalen vanaf 128.600 km (net binnen de baan van Adrastea) en bereikt het achtergrondniveau op 129.300 km - net buiten de Adrasteabaan. dus Adrastea op 129.000 km herdert duidelijk de ring. De helderheid blijft stijgen in de richting van Jupiter en heeft een maximum in de buurt van het centrum van de ring op 126.000 km, maar er is een uitgesproken kloof (inkeping) bij de baan van Metis op 128.000 km. De binnenste grens van de grote ring daarentegen, lijkt te vervagen vanaf 124.000 tot 120.000 km, overgaande in de haloring. In voorwaarts verstrooid licht zijn alle joviaanse ringen helder. thumb|300px|rechts|De bovenste afbeelding toont de belangrijkste ring in achterwaarts verstrooid licht, zoals gezien door deNew Horizons ruimtesonde. De fijne structuur van het buitenste gedeelte is zichtbaar. De onderste afbeelding toont de belangrijkste ring in voorwaarts verstrooid licht en toont het ontbreken van een structuur met uitzondering van de Metis inkeping.
Gezien met achterwaarts verstrooid lichtHet achterwaarts verstrooid licht is het licht met een hoek in de buurt van 180° ten opzichte van zonnelicht. is de situatie anders. De buitenste rand van de grote ring, gelegen op 129.100 km, of iets voorbij de baan van Adrastea, is eigenlijk heel steil. De baan van de maan wordt gekenmerkt door een gat in de ring, dus er is een dun ringetje net buiten zijn baan. Er is nog een ringetje net binnen de Adrasteabaan, gevolgd door een kloof van onbekende oorsprong op ongeveer 128.500 km. Het derde ringetje is binnen het centrale gat buiten de baan van Metis gevonden. De helderheid van de ring daalt scherp net buiten van de baan van Metis die het Metis notch. Binnen de baan van Metis stijgt de helderheid van de ring veel minder dan in voorwaarts verstrooid licht. Dus in de achterwaarts verstrooid licht lijkt de hoofdring te bestaan uit twee verschillende delen: een smal buitenste deel van 128.000 tot 129.000 km, die zelf ook drie smalle ringetjes bevat gescheiden door inkepingen, en een zwakker binnenste gedeelte van 122.500 tot 128.000 km, zonder zichtbare structuur zoals in de voorwaarts verstrooiing geometrie.
De Metis inkeping fungeert als hun grens. De fijne structuur van de hoofdring werd ontdekt in de gegevens van de Galileo Orbiter en is duidelijk zichtbaar in beelden met achterwaarts verstrooid licht verkregen van New Horizons in februari-maart 2007. Jupiter's Rings, 1 mei 2007, NASA / Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory / Southwest Research Institute echter waarnemingen van Hubble Space Telescope (HST), Keck en de Cassini ruimtevaartuig zijn er niet in geslaagd om het te ontdekken, waarschijnlijk als gevolg van onvoldoende ruimtelijke resolutie.
Waargenomen in achterwaarts verstrooid licht lijkt de hoofdring flinterdun te zijn, de afmeting in de verticale richting is niet meer dan 30 km. Aan de zijkant is ringdikte 80–160 km, toenemend enigszins in de richting van Jupiter. De ring lijkt veel dikker in voorwaarts verstrooid licht -ongeveer 300 km. Een van de ontdekkingen van de Galileo Orbiter was de verdikking van de hoofdring - een zwakke, relatief dikke (ongeveer 600 km) wolk van materiaal dat het binnenste gedeelte omringt. De verdikking neemt toe in de richting van de binnenste grens van de hoofdring, waar het overgaat in de halo.
Gedetailleerde analyse van de Galileo beelden toont longitudinale variaties van de helderheid van de hoofdring die niet afhangt van de kijkrichting. De Galileo-beelden toonden ook enkele vlekken in de ring van 500–1000 km.
In februari-maart 2007 heeft het New Horizons ruimtevaartuig naar nieuwe kleine manen in de hoofdring gezocht. Hoewel geen satellieten van meer dan 0,5 km werden gevonden, ontdekten de camera's van het ruimteschip zeven kleine bosjes ringdeeltjes. Ze cirkelen net binnen de baan van Adrastea in een dicht ringetje. De conclusie, dat zij klontjes zijn en geen kleine manen, is gebaseerd op hun azimutaal uitgebreide verschijning. Ze nemen 0,1-0,3° van de ring in beslag, wat overeenkomt met 1000–3000 km. De klontjes zijn verdeeld in twee groepen van vijf en twee leden, respectievelijk. De aard van de bundels is niet duidelijk, maar de banen liggen dicht bij 115:116 en 114:115 resonanties met Metis. Dus ze kunnen golf-achtige structuren zijn veroorzaakt door deze interactie.
Spectra en deeltjesgroottedistributie thumb|300px|rechts|Afbeelding van de hoofdring door Galileo verkregen in voorwaarts verstrooid licht. De Metis inkeping is duidelijk zichtbaar. Spectra van de hoofdring verkregen door de HST, Keck, Galileo enCassini hebben aangetoond dat de deeltjes rood zijn, dat wil zeggen dat hun albedo hoger is bij langere golflengten. De bestaande spectra zijn in de range 0,5-2,5 micrometer. Tot nu toe zijn geen spectrale kenmerken die kunnen worden toegeschreven aan bepaalde chemische stoffen gevonden, hoewel de waarnemingen van Cassini bewijs leverde voor absorptiebanden in de buurt van 0,8 micrometer en 2,2 micrometer. De spectra van de hoofdring zijn eigenlijk zeer vergelijkbaar met Adrastea en Amalthea.
De eigenschappen van de hoofdring kunnen worden verklaard door de hypothese dat het grote hoeveelheden stof met 0,1-10 micrometer deeltjesgrootte bevat. Dit verklaart de sterkere voorwaartse verstrooiing van licht in vergelijking met de achterwaartse verstrooiing. Grotere deeltjes zijn echter nodig om de sterke achterwaartse verstrooiing en fijne structuur in het heldere buitenste deel van de hoofdring.
Analyse van de beschikbare fase en spectrale gegevens leidt tot een conclusie dat de omvangverdeling van kleine deeltjes in de grote ring gehoorzaamt aan een machtswet
waarin n(r) dr het aantal deeltjes is met straal tussen R en R + dr. en is een normalisatieparameter zo gekozen dat er overeenkomst is met de bekende totale licht flux uit de ring. De parameter q is 2,0 ± 0,2 voor deeltjes met een R < 15 ± 0,3 micrometer en q = 5 ± 1 voor lichamen met een R > 15 ± 0,3 micrometer. De verdeling van grote lichamen in de mm-km grootte is momenteel nog onbepaald. De verstrooiing van licht in dit model wordt gedomineerd door deeltjes met een R van ongeveer 15 μm.
De bovengenoemde machtswet maakt raming van de optische diepte τ van de hoofdring mogelijk: voor de grote instellingen en voor het stof. Deze optische diepte betekent dat de totale doorsnede van alle deeltjes binnen de ring ongeveer 5000 km² is.Er dient te worden vergeleken met ongeveer 1700 km² totale doorsnede van Metis en Adrastea. Van de deeltjes in de hoofdring wordt verwacht dat ze een asferische vorm hebben. De totale massa van het stof wordt geschat op 10 7 - 109 kg. De massa van de grote voorwerpen, met uitzondering van Metis en Adrastea, is 1011 - 10 16 kg. Het hangt af van de maximale grootte, de bovenste waarde komt overeen met ongeveer 1 km maximale diameter. Deze massa's kunnen worden vergeleken met massa's van Adrastea, dat is ongeveer 2 × 1015 kg, Amalthea— ongeveer 2 × 1018 kg en maan bij de Aarde— 7,4 × 1022 kg.
De aanwezigheid van twee populaties van deeltjes in de hoofdring verklaart waarom haar verschijning afhankelijk is van de kijkrichting. Het stof verstrooit het licht bij voorkeur in voorwaartse richting en vormt een relatief homogene dikke ring die wordt begrensd door de baan van Adrastea. De grote deeltjes daarentegen verstrooien licht in de achterwaartse richting, en die bevinden zich in het gebied tussen de banen van Metis en Adrastea in een aantal ringetjes.
Herkomst en leeftijd thumb|300px|Vorming van ringen van Jupiter Het stof wordt voortdurend verwijderd van de grote ring door een combinatie van het Poynting-Robertson effect en elektromagnetische krachten uit de joviaanse magnetosfeer. Vluchtige materialen, bijvoorbeeld ijs, verdampen snel. De levensduur van stofdeeltjes in de ring is 100 tot 1000 jaar, zodat het stof voortdurend moet worden bijgevuld in de botsingen tussen grote lichamen met afmetingen van 1 cm tot 0,5 km en tussen dezelfde grote lichamen en de hoge snelheid van de deeltjes afkomstig van buiten het Jupiter-systeem. Deze populatie is beperkt tot de smalle ongeveer 1000 km - en lichte buitenste deel van de hoofdring, en bevat Metis en Adrastea. De grootste voorlopers moeten minder dan 0,5 km in grootte zijn geweest. De bovengrens van de omvang daarvan is verkregen door New Horizons ruimtevaartuigen. De vorige bovengrens, verkregen van HST en Cassini opmerkingen, was in de buurt van 4 km. Het stof geproduceerd door botsingen drijft langzaam in de richting van Jupiter flauw zichtbaar (in achterwaarts verstrooid licht) binnenste deel van de hoofdring en haloring. Hoewel de leeftijd van de hoofdring momenteel onbekend is, kan het het laatste overblijfsel zijn van een voorbije populatie van kleine lichamen in de buurt van Jupiter.
Haloring Vormgeving en structuur thumb|300px|rechts|Valse kleurenafbeelding van de haloring verkregen door Galileo in voorwaarts strooilicht