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木星环

木星环（英语：Rings of Jupiter）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[1]及在1990年代受到伽利略号进行详细调查[2]。木星环在25年来亦可以由哈勃太空望远镜及地球观察[3]。在地上需要现存最大的望远镜才能够进行木星环的观察[4]。

组成木星环的四个主要成员

隐约的木星环系统主要由尘埃组成[1][5]。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”），其名称由形成它们的卫星物质而来：木卫五（阿马尔塞）和木卫十四（底比斯）[6]。

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[2]。在2007年二月至三月由新视野号取得的高解像度图像显示主环有丰富的精细结构[7]。

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[3]。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[8]。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[9]。环状系统的年龄不详，但是可能在木星形成时已经存在[9]。

结构

四个已知的木星环的重要性质列在以下列表。[2][5][6][8]

名称 半径（km） 阔度（km） 厚度（km） 光深度 尘埃比例 备注
光环 92,000–122,500 30,500 12500 ～1×10−6 100%
主环 122,500–129,000 6,500 30–300 5.9×10−6 ～25% 以木卫十五为界
阿马尔塞薄纱光环 129,000–182,000 53,000 2000 ～1×10−7 100% 与木卫五连接
底比斯薄纱光环 129,000–226,000 97,000 8400 ～3×10−8 100% 与木卫十四连接。在木卫十四外亦有伸延。

主环

外表及结构

 
图像拼接木星环及显示她们位置的图解（鸣谢NASA/JPL-Caltech）

范围

狭窄且薄的主环是木星环系统最亮的部分。其外部边界位于半径1.806RJ（～129,000 km; RJ = 木星赤道半径或是71,398 km）并与木星最细小的内部卫星木卫十五轨道吻合[2][5]。其内部边界不受任何卫星定位并位于～122,500 km（1.72 RJ）[2]。

受到正面散射时的特征

由以上的数据得知主环阔度为～6,500 km。主环的外貌依观察角度而改变[9]。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128,600 km急速下降（刚好在木卫十五轨道的内部）并在129,300 km达到背景等级（background level，刚好在木卫十五轨道的外部）[2]。所以位于129,000 km的木卫十五可以清楚指示出主环位置[2][5]。除了位于128,000 km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128,000 km达至最高光度[2]。主环的内部边界与此相反，由124,000至120,000 km慢慢地变得暗淡，与光环融合[2][5]。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。(来源自NASA/约翰·霍普金斯大学应用物理实验室/美国西南研究院)

受到背向散射时的特征

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129,100 km，即略为在木卫十五轨道外的主环外部边界变得十分陡峭[9]。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，接著又有一个成因不明的裂口位于～128,500 km[9]。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”（Metis notch）[9]。

墨提斯裂口分开主环为两部分

受到背向散射光线照射的木卫十六轨道内部的主环光度比起正面散射光线照射的上升程度少很多[4]。所以在背向散射角度下主环表现出两个不同部分：一个狭窄的外部由128,000伸延至129,000 km，其中包含了三个由裂口所分隔的小环；与及一个较暗淡的内部由122,500伸延至128,000 km，缺乏任何在正面散射中可见的结构[9][10]。墨提斯裂口成为她们两者的边界。

主环精细结构的侦测困难

主环的精细结构由伽利略号的数据发现，新视野号在2007年二月至三月的背向散射图像令主环可以清楚被看见[7][11]。但是哈勃太空望远镜[3]、凯克天文台[4]和卡西尼-惠更斯号[8]的观测不能侦测到其存在，有可能因为其不足的角分辨度。

主环的光华

主环在背向散射光线观察下像是剃刀般薄，在垂直方向伸延不足30 km[5]。在侧向散射角度下主环阔度是80–160 km，阔度以木星方向上升[2][8]。主环在正向散射角度会显得厚很多（～300 km）[2]。伽利略号的其中一个发现是主环的光华，其光华是一个暗淡、相对厚（～600 km）的物质云包围其内部[2]。她的光华越向内部，即往光环过渡的边界方向便会变得越厚[2]。伽利略号的详细分析影像显示主环光度的纵向转变与观察角度无关系。在500–1000 km的尺度中伽利略号的影像亦显示出主环有不规则情况出现[2][9]。

七个细小的环物质团

在2007年二月至三月的新视野号航天器对主环中的新卫星进行了一个深入的探索[12]。虽然无大于0.5km的卫星被发现，航天器的照相机侦测到七个细小的环物质团。她们的轨道刚好在木卫十五轨内，在一个密集的小环中[12]。有关她们只是一团物质而非卫星的结论建基于她们延长了的方位角特征。她们沿著主环的1000–3000 km间形成了一个0.1–0.3°的角[12]。那些团块分为两组，分别有五位及两位成员。现在对那些团块的性质仍然不清晰，但是她们的轨道与木卫十六的有一个接近115:116和114:115的轨道共振[12]。而这个相互作用引致她们可以有一个波状结构。

光谱与粒子大小分布

 
由伽利略号拍摄的主环正向散射图像。木卫十六的裂口清晰可见。(鸣谢NASA/JPL-Caltech)

主环的光谱特征

由哈勃太空望远镜[3]、凯克天文台[13]、伽利略号[14]和卡西尼-惠更斯号[8]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0.5–2.5 μm的范围[8]。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[13]。

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著数量的0.1–10 μm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[9][10]。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[9][10]。

由数据推算下形成的模型

现存相态及光谱数据的分析引导出一个主环中的细小粒子的大小分布遵守幂次法则（Power law）的结论[8][15][16]：

 

其中n(r) dr为半径在r与r + dr之间的粒子数目，而 是一个归一化（normalizing）参数（parameter）去配合已知的主环放出光通量的总和。参数q在粒子的r <15 ± 0.3 μm时为2.0 ± 0.2、在粒子的r > 15 ± 0.3 μm时为 = 5±1 [8]。大小在mm–km之间的较大物体分布情况目前不明[9]。在此模型下的光线散射由r～15 μm的粒子主导[8][14]。

以上提及的幂次法则可以估算出主环光深度 ：主体为 而尘埃为 [8]。以上光深度指出在环内所有粒子的总横切面（cross section）面积约为5000 km²（与此相比的木卫十六和木卫十五的横切面面积约为1500 km²）[9]。主环内的粒子形状预估是非球面的[8]。尘埃的总质量估计约为107−109 kg[9]。大粒子依据其最大大小（最大约为1 km）得出其质量为1011−1016 kg（不包括木卫十六和木卫十五）[9]。这些质量可以与木卫十五的质量（约为2×1015 kg）[9]、木卫五的质量（约为2×1018 kg）[17]及月球的质量（7.4×1022 kg）比较。

主环包含两种种类的粒子解释了为何她的外表会依据观察角度不同而有所改变[16]。尘埃散射了不少的正面光线形成了一个由木卫十五轨道定界的既厚而且同质的环（不计算木卫十六的缺口）[9]。与此相反，主要散射背向光线的大粒子在木卫十六与木卫十五的轨道间形成了一定数量的小环[9][10]。

起源及年纪

 
木星环的形成

尘埃因为波印廷-罗伯森效应（Poynting-Robertson effect）和木星磁场（Jupiter's magnetosphere）的电磁力综合作用由主环不断被抽走[16][18]。挥发性（Volatility）的化合物如冰亦会快速蒸发。尘埃粒子在环内的寿命约为100年[9][18]，所以那些尘埃必定不断由大小由1 cm至0.5 km的大物体的碰撞[12]及由同等大小的大物体与木星系统外的高速粒子的碰撞而得到补偿[9][18]。这些母体的分布限制在1000 km阔的狭窄且光亮的主环外部，而木卫十六和木卫十五亦计算在内[9][10]。由新视野号得出最大母体的大小必定小于0.5 km[12]。之前由哈勃太空望远镜[3][10]和卡西尼-惠更斯号[8]观察所得出的最大母体的大小为接近4 km[9]。由撞击造成的尘埃保持了大约与母体相同的轨道根数，并慢慢地向木星以螺旋状移动，形成在背向散射光线下的暗淡主环内部及光环[9][18] 。主环的年龄现在仍然是未知数，但她可能是古时接近木星的小物体的最后残存者[6]。

光环

外观及结构

 
由伽利略号拍摄的光环伪色（False Color）正向散射图像（鸣谢NASA/JPL-Caltech）

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122,500 km（1.72 RJ）重叠[2][5]。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10,000 km侦测到[2][4]。光环的内部边界十分清晰并位于半径100,000 km（1.4 RJ）处[4]，但部分物质被发现在92,000 km的更深入地区[2]。所以光环的阔度约为30,000 km。

外观

她的形状类似一个缺乏清楚内部结构的厚环面[9]。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[2]。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20,000 km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−0.6 to z−1.5成正比例）[9]，而z是环面垂直的高度。光环由凯克天文台[4]及哈勃太空望远镜[3]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[9]。

光谱性质

光环的光学频谱性质与主环不一样。其在0.5–2.5 μm级别的通量分布比主环较平[3]；光环不是红色而可能甚至是蓝色[13]。

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[3][9][15]。光环远离环平面的部分可能包含超微米的尘埃[3][4][9]。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。尘埃可能由主环而来，以上的假设由光环光深度是 而可与主环光深度比较的事实得到支持[5][9]。

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3:2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[16][19][20]）的位置重叠。当波印廷-罗伯森效应（Poynting-Robertson effect）[16][18]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[9]。

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[16][19][20]。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[9]。根据主环的推算，光环的质主环有相同的年龄[9]。

薄纱光环

阿马尔塞薄纱光环

 
由伽利略号拍摄的薄纱光环的正向散射图像（鸣谢NASA/JPL-Caltech）

范围

阿马尔塞薄纱光环是一个有矩形横切面的暗淡结构，由182,000 km（2.54 RJ）的木卫五轨道伸延至129,000 km (1.80 RJ)[2][9]。其内部轨道因为光亮很多的光环及主环的存在而不能明确界定[2]。其接近木卫五轨道的厚度约为2300 km，并往木星方向略为减少[4]。阿马尔塞薄纱光环实际上在顶部及底部为最亮，而越接近木星则越亮[2]。其外部边界相对陡峭，特别是在顶部的边界[2]。

附加结构

阿马尔塞薄纱光环的辐射状剖面有一个显著的突出物，并刚好位于木卫五轨道内部[2]。正向散射光线下的阿马尔塞薄纱光环比主环暗淡约30倍[2]。在背向散射下她只能够由凯克天文台的望远镜[4]及哈勃太空望远镜上的先进巡天照相机[10]所侦测到。背向散射图像显示环上在刚好在木卫五轨道内的有光度增加，从面推测出那处有一个附加结构[4]。

质量与光深度性质

在地面上能够侦测到阿马尔塞薄纱光环再加上伽利略号的图像容许了粒子大小分布的确定，并发现了其分布遵守主环尘埃相同的幂次法则，为q=2 ± 0.5[10]。其光深度约为10−7（其数量级小于主环），但是其尘埃总质量为却可以与之比较（107–109 kg）[6][18]。

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)[2][9]。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[2]。她的厚度约距木卫十四轨道8400 km及越接近木星就越薄[4]。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[2]。其外部边界并不特别陡峭，伸延超过15,000 km[2]。

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）[2]。她在正向散射光线下比阿马尔塞薄纱光环暗淡3倍[2]。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[4]。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[4]。

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）[6][18]。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[21]。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[18]。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[18]。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[18]。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[9]。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[9]。

探索

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[22]。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[1]。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[5]。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[2]。由凯克天文台在1997年及2002年对木星环进行的地面观测[4]及哈勃太空望远镜在1999年的观测[3]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[11]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[23]。未来对木星系统的任务将可提供对木星环更多的资讯[24]。

相关条目

参考文献

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 Smith, Bradford A.; Soderblom, Laurence A.; Johnson, Torrence V.; Ingersoll, Andrew P.; Collins, Stewart A.; Shoemaker, Eugene M.; Hunt, G. E.; Masursky, Harold; Carr, Michael H.; Davies, Merton E.; Cook, Allan F. The Jupiter System Through the Eyes of Voyager 1. Science. 1979-06, 204 (4396) [2022-11-20]. Bibcode:1979Sci...204..951S. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.204.4396.951. （原始内容存档于2022-11-20） （英语）. 
  2. ^ 2.00 2.01 2.02 2.03 2.04 2.05 2.06 2.07 2.08 2.09 2.10 2.11 2.12 2.13 2.14 2.15 2.16 2.17 2.18 2.19 2.20 2.21 2.22 2.23 2.24 2.25 2.26 2.27 2.28 2.29 2.30 Ockert-Bell, Maureen E.; Burns, Joseph A.; Daubar, Ingrid J.; Thomas, Peter C.; Veverka, Joseph; Belton, M. J. S.; Klaasen, Kenneth P. The Structure of Jupiter's Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment. Icarus. 1999-04-01, 138 (2) [2022-11-20]. Bibcode:1999Icar..138..188O. ISSN 0019-1035. doi:10.1006/icar.1998.6072. （原始内容存档于2023-04-22） （英语）. 
  3. ^ 3.00 3.01 3.02 3.03 3.04 3.05 3.06 3.07 3.08 3.09 Meier, Roland; Smith, Bradford A.; Owen, Tobias C.; Becklin, E. E.; Terrile, Richard J. Near Infrared Photometry of the Jovian Ring and Adrastea. Icarus. 1999-10-01, 141 (2) [2022-11-20]. Bibcode:1999Icar..141..253M. ISSN 0019-1035. doi:10.1006/icar.1999.6172. （原始内容存档于2016-06-12） （英语）. 
  4. ^ 4.00 4.01 4.02 4.03 4.04 4.05 4.06 4.07 4.08 4.09 4.10 4.11 4.12 4.13 de Pater, Imke; Showalter, Mark R.; Burns, Joseph A.; Nicholson, Philip D.; Liu, Michael C.; Hamilton, Douglas P.; Graham, James R. Keck Infrared Observations of Jupiter's Ring System near Earth's 1997 Ring Plane Crossing. Icarus. 1999-04-01, 138 (2) [2022-11-20]. Bibcode:1999Icar..138..214D. ISSN 0019-1035. doi:10.1006/icar.1998.6068. （原始内容存档于2017-02-14） （英语）. 
  5. ^ 5.0 5.1 5.2 5.3 5.4 5.5 5.6 5.7 5.8 Showalter, M. A.; Burns, J. A.; Cuzzi, J. N.; James B. Pollack. Jupiter's Ring System: New Results on Structure and Particle Properties. Icarus. 1987, 69 (3): 458–498 [2008-03-21]. doi:10.1016/0019-1035(87)90018-2. （原始内容存档于2008-02-13）. 
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 6.3 6.4 Esposito, Larry W. Planetary rings. Reports On Progress In Physics. 2002, 65: 1741–1783 [2008-03-21]. （原始内容存档于2020-06-16）. 
  7. ^ 7.0 7.1 Morring, F. Ring Leader. Aviation Week&Space Technology. 2007-05-07: 80–83. 
  8. ^ 8.00 8.01 8.02 8.03 8.04 8.05 8.06 8.07 8.08 8.09 8.10 8.11 Throop, H. B.; Carolyn C. Porco; West, R. A.; et al.. The Jovian Rings: New Results Derived from Cassini, Galileo, Voyager, and Earth-based Observations. Icarus. 2004, 172: 59–77 [2008-03-21]. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.020. （原始内容存档于2007-11-12）. 
  9. ^ 9.00 9.01 9.02 9.03 9.04 9.05 9.06 9.07 9.08 9.09 9.10 9.11 9.12 9.13 9.14 9.15 9.16 9.17 9.18 9.19 9.20 9.21 9.22 9.23 9.24 9.25 9.26 9.27 9.28 9.29 9.30 9.31 9.32 9.33 9.34 Burns, J. A.; Simonelli; Showalter; Hamilton, Jupiter's Ring-Moon System, Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. (编), Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge University Press, 2004 
  10. ^ 10.0 10.1 10.2 10.3 10.4 10.5 10.6 10.7 Showalter, M. R.; Burns, J. A.; de Pater, I.; et al.. Updates On The Dusty Rings Of Jupiter, Uranus And Neptune. Proceedings of the Conference held September 26–28, 2005 in Kaua'i, Hawaii. LPI Contribution No. 1280: 130. 26–28 September 2005 [2008-03-24]. （原始内容存档于2007-11-12）. 
  11. ^ 11.0 11.1 Jupiter's Rings: Sharpest View. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute. 2007-05-01 [2007-05-31]. [失效链接]
  12. ^ 12.0 12.1 12.2 12.3 12.4 12.5 Showalter, Mark R.; Cheng, Andrew F.; Weaver, Harold A.; et.al. Clump Detections and Limits on Moons in Jupiter's Ring System. Science. 2007, 318: 232–234 [2008-03-27]. doi:10.1126/science.1147647. （原始内容存档于2015-07-05）. 
  13. ^ 13.0 13.1 13.2 Wong, M. H.; de Pater, I.; Showalter, M. R.; et al.. Ground-based Near Infrared Spectroscopy of Jupiter's Ring and Moons. Icarus. 2006, 185: 403–415 [2008-03-28]. doi:10.1016/j.icarus.2006.07.007. （原始内容存档于2007-11-12）. 
  14. ^ 14.0 14.1 McMuldroch, S.; Pilortz, S. H.; Danielson, J. E.; et al.. Galileo NIMS Near-Infrared Observations of Jupiter's Ring System. Icarus. 2000, 146: 1–11 [2008-03-28]. doi:10.1006/icar.2000.6343. （原始内容存档于2007-11-12）. 
  15. ^ 15.0 15.1 Brooks, S. M.; Esposito, L. W.; Showalter, M. R.; et al.. The Size Distribution of Jupiter's Main Ring from Galileo Imaging and Spectroscopy. Icarus. 2004, 170: 35–57 [2008-03-28]. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.003. （原始内容存档于2007-11-12）. 
  16. ^ 16.0 16.1 16.2 16.3 16.4 16.5 Burns, J. A.; Hamilton; Showalter, Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics, Grun, E.; Gustafson, B. A. S.; Dermott, S. T.; Fechtig H. (编), Interplanetary Dust, Berlin: Springer, 2001 
  17. ^ Anderson, John D.; Johnson, T. V.; Shubert, G.; et al.. Amalthea's Density Is Less Than That of Water. Science. 2005, 308: 1291–1293 [2008-04-27]. doi:10.1126/science.1110422. （原始内容存档于2007-06-28）. 
  18. ^ 18.00 18.01 18.02 18.03 18.04 18.05 18.06 18.07 18.08 18.09 Burns, J. A.; Showalter, M. R.; Hamilton, D. P.; et al.. The Formation of Jupiter's Faint Rings. Science. 1999, 284: 1146–1150 [2008-04-28]. doi:10.1126/science.284.5417.1146. （原始内容存档于2008-02-13）. 
  19. ^ 19.0 19.1 Hamilton, D. P. A Comparison of Lorentz, Planetary Gravitational, and Satellite Gravitational Resonances. Icarus. 1994, 109: 221–240 [2008-05-01]. （原始内容存档于2007-11-12）. 
  20. ^ 20.0 20.1 Burns, J. A.; Schaffer, L. E.; Greenberg, R. J.; et al.. Lorentz Resonances and the Structure of the Jovian Ring. Nature. 1985, 316: 115–119 [2008-05-01]. （原始内容存档于2007-11-12）. 
  21. ^ Krüger, H.; Grün, E.; Hamilton, D. P. Galileo In-Situ Dust Measurements in Jupiter's Gossamer Rings. 35th COSPAR Scientific Assembly: 1582. 18–25 July 2004 [2008-05-01]. （原始内容存档于2007-11-12）. 
  22. ^ Fillius, R. W.; McIlwain, C. E.; Mogro-Campero, A. Radiation Belts of Jupiter - A Second Look. Science. 1975, 188: 465–467 [2008-05-01]. （原始内容存档于2007-11-12）. 
  23. ^ Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; et al.. Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter. Icarus. 2003, 164: 461–470 [2008-05-01]. doi:10.1016/S0019-1035(03)00134-9. （原始内容存档于2008-02-23）. 
  24. ^ Juno - NASA New Frontiers Mission to Jupiter. [2007-06-06]. （原始内容存档于2019-02-03）. 

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