Brontekst bekijken van Ringen van Jupiter

[[Bestand:Galilean moon Laplace resonance animation la.gif|350px|thumb|[[Baanresonantie]] van [[Io (maan)|Io]], [[Europa (maan)|Europa]] en [[Ganymedes (maan)|Ganymedes]] die harmonisch rond Jupiter draaien]]

De planeet [[Jupiter (planeet)|Jupiter]] heeft een stelsel van [[planetaire ring|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 [[Ringen van Saturnus|Saturnus]] en [[Ringen van Uranus|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 (ruimtesonde)|Galileo]] Orbiter''.<ref name="Ockert-Bell1999" />. De [[Hubble Space Telescope]] heeft de ringen ook waargenomen.<ref name="Meier1999" />

De hoofd- en haloringen bestaan uit stof. Dit is ontstaan door de [[Natuurlijke maan|manen]]: [[Metis (maan)|Metis]], [[Adrastea (maan)|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]].<ref name="Morring2007" />

== Structuur ==
[[Bestand:PIA01627 Ringe.jpg|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 (astronomie)|Halo]],
# Een relatief lichte maar uitzonderlijke dunne hoofdring,
# De gossamerring: [[Amalthea (maan)|Amalthea]]
# De gossamerring: [[Thebe (maan)|Thebe]]<ref name="Esposito2002">{{en}} {{Citeer journal |last=Esposito |first=L. W. |authorlink=Larry W. Esposito |title=Planetary rings |journal=Reports On Progress In Physics |year=2002 |volume=65 |pages=1741–1783 |url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0034-4885/65/12/201 |doi=10.1088/0034-4885/65/12/201 |accessdate=10 oktober 2009 |archiefdatum=16 juni 2020 |archiefurl=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 |dodeurl=ja }}</ref>

De belangrijkste kenmerken van de ringen staan in onderstaande tabel:<ref name="Ockert-Bell1999" /><ref name="Esposito2002" /><ref name="Burns1987">{{en}} {{Citeer journal |last=Showalter |first=M. A. |coauthors=Burns, J. A.; Cuzzi, J. N.; [[James B. Pollack|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 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987Icar...69..458S}}</ref><ref name="Throop2004" />

{| class="wikitable"
! Naam
! abbr = "Radius" | Straal (km)
! abbr = "Breedte" | Breedte (km)
! abbr = "Dikte" | Dikte (km)
! Optische diepte<ref name="Throop2004" /><ref name="C">De normale optische diepte is de verhouding tussen de totale [[Doorsnede (geometrie)|dwarsdoorsnede]] van deeltjes van de ring in het vlakke gebied van de ring.</ref>
! Stof fractie
! Noten
|-
! Haloring
| 92.000-122.500 || 30.500 || 12.500 || ~ 1×10<sup>−6</sup> || 100% ||Rondom de planeet
|-
! Hoofdring
| 122.500-129.000 || 6.500 || 30-300 || ~ 5.9×10<sup>−6</sup> || 25% || Begrensd door [[Adrastea (maan)|Adrastea]]
|-
! Amalthea Gossamerring
| 129 000-182 000 || 53 000 || 2 000 || ~ 1×10<sup>−7</sup> || 100% || Verbonden met [[Amalthea (maan)|Amalthea]]
|-
! Thebe Gossamerring
| 129 000-226 000 || 97 000 || 8 400 || ~ 3×10<sup>−8</sup> || 100% || Verbonden met [[Thebe (maan)|Thebe]].
|}

== Hoofdring ==
=== Vormgeving en structuur ===
[[Bestand:Jovian Ring System PIA01623.jpg|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 [[Jupiter (planeet)|Jupiters]] ringsysteem. De buitenste rand is gelegen op een straal van ongeveer 129.000&nbsp;km (1,806 ''R''<sub>J</sub>; ''R''<sub>J</sub> = equatoriale straal van Jupiter van 71.398&nbsp;km) en valt samen met de baan van Jupiters binnenste kleinste satelliet, [[Adrastea (maan)|Adrastea]].<ref name="Ockert-Bell1999" /><ref name="Burns1987" /> De binnenkant van de rand is niet gemarkeerd door een satelliet en is gelegen op ongeveer 122.500&nbsp;km (1.72 ''R''<sub>J</sub>).<ref name="Ockert-Bell1999">
{{Citeer journal | last = Ockert-Bell | first = M. E. | coauthors = Burns, JA; Daubar, IJ; et al.''.''| title = De structuur van Jupiter's Ring System zoals blijkt uit het Galileo-Imaging Experiment | Icarus journal = | jaar = 1999 | volume = 138 | pagina = 188-213 | doi = 10.1006/icar.1998.6072 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Icar..138..188O}}</ref>

De breedte van de belangrijkste ring is ongeveer 6.500&nbsp;km. Het uiterlijk van de hoofdring is afhankelijk van de kijkrichting.<ref name="Burns2004" /> In voorwaarts verstrooid licht<ref name="A">Het voorwaarts verstrooid licht is het licht met een kleine hoek ten opzichte van zonnelicht.</ref> begint de helderheid van de hoofdring steil te dalen vanaf 128.600&nbsp;km (net binnen de baan van Adrastea) en bereikt het achtergrondniveau op 129.300&nbsp;km - net buiten de Adrasteabaan.<ref name="Ockert-Bell1999" /> dus [[Adrastea (maan)|Adrastea]] op 129.000&nbsp;km [[herdermaan|herdert]] duidelijk de ring.<ref name="Ockert-Bell1999" /><ref name="Burns1987" /> De helderheid blijft stijgen in de richting van [[Jupiter (planeet)|Jupiter]] en heeft een maximum in de buurt van het centrum van de ring op 126.000&nbsp;km, maar er is een uitgesproken kloof (inkeping) bij de baan van [[Metis (maan)|Metis]] op 128.000&nbsp;km.<ref name="Ockert-Bell1999" /> De binnenste grens van de grote ring daarentegen, lijkt te vervagen vanaf 124.000 tot 120.000&nbsp;km, overgaande in de haloring.<ref name="Ockert-Bell1999" /><ref name="Burns1987" /> In voorwaarts verstrooid licht zijn alle joviaanse ringen helder.
[[Bestand:Jovian main ring New Horizons 050107 10.jpg|thumb|300px|rechts|De bovenste afbeelding toont de belangrijkste ring in achterwaarts verstrooid licht, zoals gezien door de''New 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 licht<ref name="B">Het achterwaarts verstrooid licht is het licht met een hoek in de buurt van 180° ten opzichte van zonnelicht.</ref> is de situatie anders. De buitenste rand van de grote ring, gelegen op 129.100&nbsp;km, of iets voorbij de baan van [[Adrastea (maan)|Adrastea]], is eigenlijk heel steil.<ref name="Burns2004" /> 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&nbsp;km.<ref name="Burns2004" /> 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 (maan)|Metis]] die het Metis notch.<ref name="Burns2004">{{Citeer encyclopedie | url = http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf | achternaam = Burns | voornaam = J.A. | medeauteurs = Simonelli, Ring D.P.; Showalter, M.R. et al.. | titel = Jupiter-Maan-systeem | encyclopedie = Jupiter: The Planet, satellieten en Magnetosfeer | datum = 2004 | uitgever = Cambridge University Press | redacteur = Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon , W.B. | archiefurl = https://web.archive.org/web/20060512204155/http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf | dodeurl = ja | archiefdatum = 2006-05-12 }}</ref> Binnen de baan van Metis stijgt de helderheid van de ring veel minder dan in voorwaarts verstrooid licht.<ref name="dePater1999" /> 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&nbsp;km, die zelf ook drie smalle ringetjes bevat gescheiden door inkepingen, en een zwakker binnenste gedeelte van 122.500 tot 128.000&nbsp;km, zonder zichtbare structuur zoals in de voorwaarts verstrooiing geometrie.<ref name="Burns2004" /><ref name="Showalter2005">{{en}} {{Citeer journal | last= Showalter| first = M.R. | coauthors = Burns, J.A.; de Pater, I.;''et al..''| title = updates op de stoffige ringen van Jupiter, Uranus en Neptunus | Date = 26-28 september 2005 | booktitle = Verloop van de Conferentie van 26-28 september 2005 in Kaua'i, Hawaii. LPI Bijdrage No 1280 | pagina's = 130 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005LPICo1280..130S}}</ref>

De Metis inkeping fungeert als hun grens. De fijne structuur van de hoofdring werd ontdekt in de gegevens van de ''[[Galileo (ruimtesonde)|Galileo]]'' Orbiter en is duidelijk zichtbaar in beelden met achterwaarts verstrooid licht verkregen van ''[[New Horizons]]'' in februari-maart 2007.<ref name="Morring2007">
{{en}} {{Citeer journal | last= Morring| first = F. | title = Ring Leader | journal = Aviation Week & Space Technology | date = 7 mei 2007 | pages = 80-83}}</ref><ref name="New Horizons">{{en}} Jupiter's Rings, 1 mei 2007, NASA / Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory / Southwest Research Institute</ref>
echter waarnemingen van [[Hubble Space Telescope]] (HST),<ref name="Meier1999">{{en}} {{Citeer journal | last=Meier| first = R. | coauthors = Smith, B.A.; Owen, T.C.; et al.''.''| title = Near Infrared Fotometrie van de Jupiter Ring en Adrastea | Icarus journal = | jaar = 1999 | volume = 141 | pages = 253-262 | doi 10.1006/icar.1999.6172 = | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Icar..141..253M}}</ref>
[[Keck-observatorium|Keck]]<ref name="dePater1999">{{en}} {{Citeer journal | last = de Pater | first = I. | coauthors = Showalter, MR; Burns, JA; et al.''.''| title = Keck Infrarood Opmerkingen van Jupiter's Ring System 1997 in de buurt van de Aarde Ring Plane Crossing | Icarus journal = | jaar = 1999 | volume = 138 | pagina's = 214 & ndash ; 223 | doi = 10.1006/icar.1998.6068 | url = http://www.astro.umd.edu/ ~ hamilton/research/reprints/DePater99.pdf | format = pdf}}</ref>
en de '' [[Cassini-Huygens|Cassini]]'' ruimtevaartuig zijn er niet in geslaagd om het te ontdekken, waarschijnlijk als gevolg van onvoldoende ruimtelijke resolutie.<ref name="Throop2004">{{en}} {{Citeer journal | last= Throop| first = H. B. | coauthors = [[Carolyn C. Porco|Porco, CC]]; West, RA;''et al..''| title = De joviaanse Rings: Nieuwe resultaten Afgeleid van Cassini, Galileo, Voyager, en de Aarde gebaseerde Opmerkingen | journal = Icarus| year = 2004 | volume = 172 | pages = 59-77 | doi = 10.1016/j.icarus.2003.12.020 | url = http://ciclops.org/media/sp/2007/2687_7449_0.pdf | format = pdf}}</ref>

Waargenomen in achterwaarts verstrooid licht lijkt de hoofdring flinterdun te zijn, de afmeting in de verticale richting is niet meer dan 30&nbsp;km.<ref name="Burns1987" /> Aan de zijkant is ringdikte 80–160&nbsp;km, toenemend enigszins in de richting van [[Jupiter (planeet)|Jupiter]].<ref name="Ockert-Bell1999" /><ref name="Throop2004" /> De ring lijkt veel dikker in voorwaarts verstrooid licht -ongeveer 300&nbsp;km.<ref name="Ockert-Bell1999" /> Een van de ontdekkingen van de ''[[Galileo (ruimtesonde)|Galileo]]'' Orbiter was de verdikking van de hoofdring - een zwakke, relatief dikke (ongeveer 600&nbsp;km) wolk van materiaal dat het binnenste gedeelte omringt.<ref name="Ockert-Bell1999" /> De verdikking neemt toe in de richting van de binnenste grens van de hoofdring, waar het overgaat in de halo.<ref name="Ockert-Bell1999" />

Gedetailleerde analyse van de ''[[Galileo (ruimtesonde)|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&nbsp;km.<ref name="Ockert-Bell1999" /><ref name="Burns2004" />

In februari-maart 2007 heeft het ''[[New Horizons]]'' ruimtevaartuig naar nieuwe kleine manen in de hoofdring gezocht.<ref name="Showalter2007" /> Hoewel geen satellieten van meer dan 0,5&nbsp;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.<ref name="Showalter2007" /> De conclusie, dat zij klontjes zijn en geen kleine manen, is gebaseerd op hun [[azimut]]aal uitgebreide verschijning. Ze nemen 0,1-0,3° van de ring in beslag, wat overeenkomt met 1000–3000&nbsp;km.<ref name="Showalter2007" /> 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 [[baanresonantie|resonanties]] met [[Metis (maan)|Metis]].<ref name="Showalter2007" /> Dus ze kunnen golf-achtige structuren zijn veroorzaakt door deze interactie.

=== Spectra en deeltjesgroottedistributie ===
[[Bestand:Main Ring Galeleo forward PIA00538.jpg|thumb|300px|rechts|Afbeelding van de hoofdring door Galileo verkregen in voorwaarts verstrooid licht. De Metis inkeping is duidelijk zichtbaar.]]
[[spectrum|Spectra]] van de hoofdring verkregen door de [[Hubble Space Telescope|HST]],<ref name="Meier1999" /> [[Keck-observatorium|Keck]],<ref name="Wong2006">
{{en}} {{Citeer journal | last= Wong| first = M. H. | coauthors = de Pater, I.; Showalter, MR; et al.''.''| title = de grond Near Infrared Spectroscopy van Jupiters Ring en Manen | journal = Icarus | year = 2006 | volume = 185 | pagina = 403-415 | doi = 10.1016/j.icarus.2006.07.007 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..185..403W}}</ref> [[Galileo (ruimtesonde)|Galileo]]<ref name="McMuldroch2000">
{{en}} {{Citeer journal | last= McMuldroch | first = S. | coauthors = Pilortz, S.H.; Danielson, J.E.;''et al..''| title = Galileo NIMS Near-Infrared Opmerkingen van Jupiters Ring System | Icarus journal = | jaar = 2000 | volume = 146 | pages = 1-11 | doi = 10.1006/icar.2000.6343 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2000Icar..146....1M}}</ref> en''[[Cassini-Huygens|Cassini]]''<ref name="Throop2004" /> 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.<ref name="Throop2004" /> 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.<ref name="Throop2004" /> De spectra van de hoofdring zijn eigenlijk zeer vergelijkbaar met [[Adrastea (maan)|Adrastea]]<ref name="Meier1999" /> en [[Amalthea (maan)|Amalthea]].<ref name="Wong2006" />

De eigenschappen van de hoofdring kunnen worden verklaard door de hypothese dat het grote hoeveelheden [[stof (deeltjes)|stof]] met 0,1-10 micrometer deeltjesgrootte bevat. Dit verklaart de sterkere voorwaartse verstrooiing van licht in vergelijking met de achterwaartse verstrooiing.<ref name="Burns2004" /><ref name="Showalter2005" /> Grotere deeltjes zijn echter nodig om de sterke achterwaartse verstrooiing en fijne structuur in het heldere buitenste deel van de hoofdring.<ref name="Burns2004" /><ref name="Showalter2005" />

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]]<ref name="Throop2004" /><ref name="Brooks2004">
{{en}} {{Citeer journal | last = Brooks | first = S. M. | coauthors = Esposito, LW; Showalter, MR; et al.''.''| title = De grootte Verdeling van Jupiter Algemene Ring van Galileo Imaging and Spectroscopy | Icarus journal = | jaar = 2004 | volume = 170 | pages = 35-57 | doi = 10.1016/j.icarus.2004.03.003 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..170...35B}}</ref><ref name="Burns2001">{{en}} {{Citeer encyclopedie| url = http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf | achternaam= Burns | voornaam = JA | medeauteurs = Hamilton, D.P.; Showalter, M.R. | titel = Dusty Rings and Circumplanetary Stof: Opmerkingen en Eenvoudige Natuurkunde | encyclopedie = Interplanetaire Stof | datum = 2001 | uitgever = Springer | plaats = Berlin | redacteur = Grun, E.; Gustafson, B.A.S.; Dermott, S.T.; Fechtig H. | pagina's = 641-725}}</ref>

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

waarin ''n''(''r'')&nbsp;''dr'' het aantal deeltjes is met [[Straal (wiskunde)|straal]] tussen ''R'' en ''R'' + ''dr.'' en <math>A</math> is een normalisatieparameter zo gekozen dat er overeenkomst is met de bekende totale licht [[Flux (wiskunde)|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.<ref name="Throop2004" /> De verdeling van grote lichamen in de mm-km grootte is momenteel nog onbepaald.<ref name="Burns2004" /> De verstrooiing van licht in dit model wordt gedomineerd door deeltjes met een ''R'' van ongeveer 15 μm.<ref name="Throop2004" /><ref name="McMuldroch2000" />

De bovengenoemde machtswet maakt raming van de [[optische diepte]]<ref name="C" /> τ van de hoofdring mogelijk: <math>\scriptstyle\tau_l\,=\,4.7\times 10^{-6}</math> voor de grote instellingen en <math>\scriptstyle \tau_s = 1.3\times 10^{-6}</math> voor het stof.<ref name="Throop2004" /> Deze [[optische diepte]] betekent dat de totale doorsnede van alle deeltjes binnen de ring ongeveer 5000&nbsp;km² is.<ref name="Burns2004" /><ref name="D">Er dient te worden vergeleken met ongeveer 1700 km² totale doorsnede van [[Metis (maan)|Metis]] en [[Adrastea (maan)|Adrastea]].</ref> Van de deeltjes in de hoofdring wordt verwacht dat ze een asferische vorm hebben.<ref name="Throop2004" /> De totale massa van het stof wordt geschat op 10 <sup>7</sup> - 10<sup>9</sup> kg.<ref name="Burns2004" /> De massa van de grote voorwerpen, met uitzondering van [[Metis (maan)|Metis]] en [[Adrastea (maan)|Adrastea]], is 10<sup>11</sup> - 10 <sup>16</sup> kg. Het hangt af van de maximale grootte, de bovenste waarde komt overeen met ongeveer 1&nbsp;km maximale [[diameter]].<ref name="Burns2004" /> Deze massa's kunnen worden vergeleken met massa's van [[Adrastea (maan)|Adrastea]], dat is ongeveer 2&nbsp;×&nbsp;10<sup>15</sup> kg,<ref name="Burns2004" /> [[Amalthea (maan)|Amalthea]]— ongeveer 2&nbsp;×&nbsp;10<sup>18</sup> kg<ref name="Anderson2005">{{en}} {{Citeer journal | last = Anderson | authorlink = John D. Anderson | first = J.D. | coauthors = Johnson, T.V.; Shubert, G., ''et al.''| title = Amalthea dichtheid is kleiner dan dat van water | Science journal = | year = 2005 | volume = 308 | pages = 1291-1293 | doi = 10.1126/science.1110422 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Sci...308.1291A | pmid = 15919987}}</ref> en [[maan]] bij de Aarde— 7,4&nbsp;×&nbsp;10<sup>22</sup> kg.

De aanwezigheid van twee populaties van deeltjes in de hoofdring verklaart waarom haar verschijning afhankelijk is van de kijkrichting.<ref name="Burns2001" /> 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.<ref name="Burns2004" /> 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.<ref name="Burns2004" /><ref name="Showalter2005" />

=== Herkomst en leeftijd ===
[[Bestand:R08 satorb full.jpg|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 [[Jupiter (planeet)|joviaanse magnetosfeer]].<ref name="Burns2001" /><ref name="Burns1999">{{en}} {{Citeer journal | last = Burns | first = J. A. | coauthors = Showalter, MR; Hamilton, DP; et al.''.''| title = De vorming van Jupiter Faint Ringen | Science journal = | 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}}</ref> Vluchtige materialen, bijvoorbeeld ijs, verdampen snel. De levensduur van stofdeeltjes in de ring is 100 tot 1000 jaar,<ref name="Burns2004" /><ref name="Burns1999" /> zodat het stof voortdurend moet worden bijgevuld in de botsingen tussen grote lichamen met afmetingen van 1&nbsp;cm tot 0.5&nbsp;km<ref name="Showalter2007">{{en}} {{Citeer journal | last= Showalter | first = Mark R. | coauthors = Cheng, Andrew F.; Weaver, Harold A., et al.. | title = Clump Detections en beperkingen op Moons in Jupiter's Ring System | journal = Science | year = 2007 | volume = 318 | pages = 232-234 | doi = 10.1126/science.1147647 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Sci...318..232S | pmid = 17932287}}</ref>
en tussen dezelfde grote lichamen en de hoge snelheid van de deeltjes afkomstig van buiten het Jupiter-systeem.<ref name="Burns2004" /><ref name="Burns1999" /> Deze populatie is beperkt tot de smalle ongeveer 1000&nbsp;km - en lichte buitenste deel van de hoofdring, en bevat [[Metis (maan)|Metis]] en [[Adrastea (maan)|Adrastea]].<ref name="Burns2004" /><ref name="Showalter2005" /> De grootste voorlopers moeten minder dan 0,5&nbsp;km in grootte zijn geweest. De bovengrens van de omvang daarvan is verkregen door ''[[New Horizons]]'' ruimtevaartuigen.<ref name="Showalter2007" /> De vorige bovengrens, verkregen van [[Hubble Space Telescope|HST]]<ref name="Meier1999" /><ref name="Showalter2005" /> en ''[[Cassini-Huygens|Cassini]]''<ref name="Throop2004" /> opmerkingen, was in de buurt van 4&nbsp;km.<ref name="Burns2004" /> Het stof geproduceerd door botsingen drijft langzaam in de richting van [[Jupiter (planeet)|Jupiter]] flauw zichtbaar (in achterwaarts verstrooid licht) binnenste deel van de hoofdring en haloring.<ref name="Burns2004" /><ref name="Burns1999" /> 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 (planeet)|Jupiter]].<ref name="Esposito2002" />

== Haloring ==
=== Vormgeving en structuur ===
[[Bestand:Jovian Halo Ring PIA00658.jpg|thumb|300px|rechts|Valse kleurenafbeelding van de haloring verkregen door Galileo in voorwaarts strooilicht]]
De haloring is de binnenste en dikste joviaanse ring. De buitenste rand valt samen met de binnenste grens van de hoofdring op de straal van ongeveer 122 500&nbsp;km (1.72''R''<sub>J</sub>).<ref name="Ockert-Bell1999" /><ref name="Burns1987" /> Vanaf deze straal wordt de ring snel dikker richting Jupiter. De werkelijke verticale omvang van de halo is niet bekend, maar de aanwezigheid van haar materiaal werd ontdekt tot 10 000&nbsp;km van het ringvlak.<ref name="Ockert-Bell1999" /><ref name="dePater1999" /> de binnenste grens van de halo is relatief scherp en gelegen op een straal van 100 000&nbsp;km (1.4 ''R''<sub>J</sub>), maar sommig<ref name="dePater1999" /> materiaal is verder naar binnen aanwezig op ongeveer 92.000&nbsp;km.<ref name="Ockert-Bell1999" /> Dus de breedte van de haloring is ongeveer 30 000&nbsp;km. Zijn vorm lijkt op een dikke torus zonder duidelijke interne structuur.<ref name="Burns2004" /> In tegenstelling tot de hoofdring, hangt het uiterlijk van de halo weinig af van de kijkrichting.

De halo-ring verschijnt het helderste in voorwaarts verstrooid licht, waarin deze uitvoerig werd afgebeeld door ''[[Galileo (ruimtesonde)|Galileo]]''.<ref name="Ockert-Bell1999" /> Hoewel de oppervlaktehelderheid veel minder is dan dat van de hoofdring, is zijn verticaal (loodrecht op de ring vlak) geïntegreerde foton-[[Flux (wiskunde)|flux]] vergelijkbaar vanwege de veel grotere dikte. Ondanks een beweerde verticale omvang van meer dan 20.000&nbsp;km, is de helderheid van de halo sterk geconcentreerd naar het ringvlak en volgt een machtswet van de vorm ''z''<sup>−0,6</sup> naar ''z''<sup>−1,5</sup>,<ref name="Burns2004" /> waar ''z'' de hoogte is boven het ringvlak. De halo die verschijnt in achterwaarts verstrooid licht, zoals waargenomen door [[Keck-observatorium|Keck]]<ref name="dePater1999" /> en [[Hubble Space Telescope|HST]],<ref name="Meier1999" /> is in principe hetzelfde. Maar de totale fotonflux wordt meerdere malen lager dan die van de hoofdring en is sterker geconcentreerd in de buurt van het ringvlak dan in voorwaarts verstrooid licht.<ref name="Burns2004" />

De [[spectrum|spectrale eigenschappen]] van de haloring zijn verschillend van die van de hoofdring. De [[Flux (wiskunde)|flux]]-distributie in het bereik van 0.5-2.5 micrometer is vlakker dan in de hoofdring;<ref name="Meier1999" /> de halo is niet rood en kan zelfs blauw zijn.<ref name="Wong2006" />

=== Oorsprong van de haloring ===
De optische eigenschappen van de haloring kan worden verklaard door de hypothese dat het slechts uit stof met een deeltjesgrootte kleiner dan 15 micrometer bestaat.<ref name="Meier1999" /><ref name="Burns2004" /><ref name="Brooks2004" /> Het deel van de halo dat zich ver van het ringvlak bevindt kan bestaan uit submicrometer stof.<ref name="Meier1999" /><ref name="Burns2004" /><ref name="dePater1999" /> Deze stoffige samenstelling verklaart de veel sterkere voorwaartse verstrooiing, blauwere kleuren en het gebrek van een zichtbare structuur in de halo. Het stof komt waarschijnlijk in de hoofdring, een stelling ondersteund door het feit dat de [[optische diepte]] <math>\scriptstyle\tau_s\,\sim\,10^{-6}</math> van de halo vergelijkbaar is met die van het stof in de hoofdring.<ref name="Burns1987" /><ref name="Burns2004" /> De grote dikte van de halo kan worden toegeschreven aan de excitatie van [[glooiingshoek]]en en [[excentriciteit (astronomie)|excentriciteiten]] van stofdeeltjes door de elektromagnetische krachten in de magnetosfeer van Jupiter. De buitenste grens van de haloring valt samen met de locatie van een sterke 3:2 Lorentz-resonantie.<ref name="Burns2001" /><ref name="E">Lorentz-resonantie is een resonantie tussen de baanbeweging van een deeltje en de rotatie van de planetaire magnetosfeer, wanneer de verhouding van de periode een [[rationeel getal]] is.</ref><ref name="Hamilton1994">{{en}} {{Citeer journal | last = Hamilton | first = D. P. | title = Een vergelijking van Lorentz, Planetaire Gravitationele, en Satellite Gravitationele Resonanties | Icarus journal = | year = 1994 | volume = 109 | pages = 221-240 | url = http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/Ham94.pdf | format = pdf | doi = 10.1006/icar.1994.1089}}</ref><ref name="Burns1985">{{en}} {{Citeer journal | last= Burns | first = J.A. | coauthors = Schaffer, L.E.; Greenberg, R.J. et al.''.''| title = Lorentz Resonanties en de structuur van de Jupiter Ring | year = 1985 | journal = Nature | volume = 316 | pages = 115-119 | url = http:// adsabs.harvard.edu/abs/1985Natur.316..115B | doi = 10.1038/316115a0}}</ref> Zoals door het [[Poynting-Robertson-effect]]<ref name="Burns2001" /><ref name="Burns1999" /> er de oorzaak van is dat deeltjes langzaam afglijden naar Jupiter, worden [[glooiingshoek]]en aangeslagen bij de passage. De verdikking van de hoofdring kan een begin van de halo zijn.<ref name="Burns2004" /> De binnenste grens van de haloring is niet ver van de sterkste 2:1 Lorentz-resonantie.<ref name="Burns2001" /><ref name="Hamilton1994" /><ref name="Burns1985" /> In deze resonantie is de excitatie waarschijnlijk zeer belangrijk, waardoor deeltjes in de atmosfeer van Jupiter duiken en aldus een sterke binnenste grens markeren.<ref name="Burns2004" /> Afgeleid zijnde van de hoofdring, heeft de haloring dezelfde leeftijd.<ref name="Burns2004" />

== Gossamerringen ==
=== Amalthea Gossamerring ===
[[Bestand:Jovian Gosamer Rings PIA00659.jpg|thumb|300px|links|Afbeelding van de ragfijne ringen verkregen door Galileo in voorwaarts strooilicht]]
De Amalthea Gossamerring is een zeer zwakke structuur met een rechthoekige doorsnede, die zich uitstrekt van de baan van [[Amalthea (maan)|Amalthea]] op 182 000&nbsp;km (2.54 ''R''<small>J</small>) tot ongeveer 129 000&nbsp;km (1.80 ''R''<sub>J</sub>).<ref name="Ockert-Bell1999" /><ref name="Burns2004" /> zijn binnenste grens is niet duidelijk omschreven, door van de aanwezigheid van de veel helderder hoofdring en halo.<ref name="Ockert-Bell1999" /> De dikte van de ring is ongeveer 2300&nbsp;km in de buurt van de baan van Amalthea en neemt iets af in de richting van [[Jupiter (planeet)|Jupiter]].<ref name="dePater1999" /><ref name="F">De dikte van de ragfijne ringen wordt hier gedefinieerd als de afstand tussen de pieken van de helderheid op hun boven- en onderkant.</ref><ref name="Showalter2008" /> De Amalthea Gossamerring is eigenlijk de helderste in de buurt van de boven-en onderkant en wordt geleidelijk helderder de richting van Jupiter, de bovenrand is helderder dan de onderste rand.<ref name="Showalter2008">{{en}} {{Citeer journal | last = Showalter | first = Mark R. | coauthors = de Pater, Imke; Verbanac, Guili et al.. | title = Eigenschappen en dynamiek van ragfijne ringen van Jupiter Galileo, Voyager, Hubble en Keck afbeeldingen | journal = Icarus| year = 2008|volume = 195 | pages = 361-377 | doi = 10.1016/j.icarus.2007.12.012 | url = http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/ShoPatVer08.pdf | format =pdf}}</ref> De buitenste rand van de ring is vrij steil, vooral aan de bovenkant.<ref name="Ockert-Bell1999" /> Er is een sterke daling van de helderheid juist binnen de baan van [[Amalthea (maan)|Amalthea]] met een extra plank-achtige structuur.<ref name="Ockert-Bell1999" /> in voorwaarts verstrooid licht lijkt de ring ongeveer 30 keer zwakker te zijn dan de hoofdring.<ref name="Ockert-Bell1999" /> in achterwaarts verstrooid licht is het alleen door de [[Keck-observatorium|Keck]] telescoop<ref name="dePater1999" /> en de ACS (Advanced Camera for Surveys) op [[Hubble Space Telescope|HST]]<ref name="Showalter2005" /> ontdekt. Achterwaartse verstrooiingsbeelden tonen extra structuur in de ring: een piek in de helderheid net binnen de baan van [[Amalthea (maan)|Amalthea]].<ref name="dePater1999" /><ref name="Showalter2008" /> In 2002-2003 passeerde het ruimtevaartuig Galileo tweemaal door de Gossamerringen. De stofteller ontdekte stofdeeltjes in de [[orde van grootte]] van 0,2-5 micrometer en bevestigde de resultaten van beeldvorming.<ref name="Kruger2003" /><ref name="Kruger2008">{{en}} {{Citeer journal | laatste Kruger = | first = Harald | coauthors = Hamilton, Duglas P. Moissl, Richard; en Grun, Eberhard | title = Galileo In-Situ Stof Metingen in Jupiter's GossamerRingen | journal = Icarus, ingediend | jaar = 2008 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2008arXiv0803.2849K}}</ref>

De detectie van de Amalthea Gossamerring vanaf de aarde, in ''[[Galileo (ruimtesonde)|Galileo]]'' beelden en de directe stofmetingen konden de deeltjesgroottedistributie bepalen, deze distributie lijkt dezelfde machtswet te volgen als het stof in de hoofdring met ''q''= 2 ± 0.5.<ref name="Showalter2005" /><ref name="Kruger2008" /> De [[optische diepte]] van deze ring is ongeveer 10 <sup>−7</sup>, dat is een orde van grootte lager dan die van de hoofdring, maar de totale massa van het stof - 10<sup>7</sup>−10 <sup> 9</sup> kg - is vergelijkbaar.<ref name="Esposito2002" /><ref name="Burns1999" /><ref name="Kruger2008" />

=== Thebe Gossamerring ===
De Thebe Gossamerring is de zwakste joviaanse ring. Het lijkt als een zeer zwakke structuur met een rechthoekige doorsnede, die zich uitstrekt van de baan van [[Thebe (maan)|Thebe]] op 226 000&nbsp;km (3.11 ''R''<sub>J</sub>) tot ongeveer 129 000&nbsp;km (1.80 ''R''<sub>J</sub>;).<ref name="Ockert-Bell1999" /><ref name="Burns2004" /> Zijn binnenste grens is niet duidelijk omschreven vanwege de aanwezigheid van de veel heldere hoofdring en halo.<ref name="Ockert-Bell1999" /> De dikte van de ring is ongeveer 8400&nbsp;km in de buurt van de baan van Thebe en neemt iets af in de richting van de planeet.<ref name="dePater1999" /><ref name="F" /> De Thebe Gossamerring is het helderst in de buurt van haar boven-en onderkant en geleidelijk helderder naar [[Jupiter (planeet)|Jupiter]]-net als de Amalthea ring.<ref name="Showalter2008" /> De buitenste rand van de ring is niet bijzonder steil en strekt zich uit over 15 000&nbsp;km.<ref name="Ockert-Bell1999" /> Er is een nauwelijks zichtbare voortzetting van de ring voorbij de baan van Thebe, die zich uitstrekt tot 280 000&nbsp;km (3.75 ''R''<sub>J</sub>) en wordt Thebe Extensie genoemd.<ref name="Ockert-Bell1999" /><ref name="Kruger2008" /> in voorwaarts verstrooid licht de ring lijkt deze ongeveer 3 keer zwakker te zijn dan de Amalthea Gossamerring.<ref name="Ockert-Bell1999" /> in achterwaarts verstrooid licht is het alleen ontdekt door de [[Keck-observatorium|Keck]] telescoop.<ref name="dePater1999" /> Achterwaartse verstrooiingsbeelden tonen een piek van helderheid net binnen de baan van Thebe.<ref name="dePater1999" /> In 2002-2003 ontdekte de stofteller van het Galileo - ruimtevaartuig stofdeeltjes in de orde van grootte van 0,2-5 micrometer, vergelijkbaar met die in de Amalthea ring, en bevestigde de resultaten van de beeldvorming.<ref name="Kruger2003">{{en}} {{Citeer journal | last = Krüger | first = H. | coauthors = Grün, E.; Hamilton, DP | title = Galileo In-Situ Dust Metingen in Jupiter's Gossamerringen | Date = 18-25 juli 2004 | booktitle = 35e COSPAR Scientific Assembly | pages = 1582 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004cosp...35.1582K}}</ref><ref name="Kruger2008" />

De [[optische diepte]] van de Thebe Gossamerring is ongeveer 3 &nbsp;×&nbsp;10<sup>−8</sup>, dat is drie keer lager dan de Amalthea Gossamerring, maar de totale massa van het stof is hetzelfde ongeveer 10<sup>-7-9</sup> kg.<ref name="Esposito2002" /><ref name="Burns1999" /><ref name="Kruger2008" /> De deeltjesgrootteverdeling van het stof is echter iets minder diep dan in de Amalthea ring. Hieruit volgt een machtswet met q<2. In de Thebe extensie kan de parameter q zelfs kleiner zijn.<ref name="Kruger2008" />

=== Oorsprong van de ragfijne ringen ===
Het stof in de ragfijne ringen vindt zijn oorsprong op dezelfde wijze als dat in de hoofdring en halo.<ref name="Burns1999" /> De bronnen zijn de binnenste manen [[Amalthea (maan)|Amalthea]] en [[Thebe (maan)|Thebe]] respectievelijk. Inslagen met hoge snelheid van projectielen afkomstig van buiten het Jupiter-systeem verwijderen stofdeeltjes uit de oppervlakken.<ref name="Burns1999" /> Deze deeltjes behouden aanvankelijk dezelfde banen als hun manen, maar spiralen vervolgens geleidelijk naar binnen door [[Poynting-Robertson weerstand]].<ref name="Burns1999" /> De dikte van de ragfijne ringen wordt bepaald door de verticale excursies van de manen als gevolg van hun [[glooiingshoek]]en.<ref name="Burns2004" /> Deze hypothese verklaart natuurlijk bijna alle waarneembare eigenschappen van de ringen: rechthoekige doorsnede, afname van de dikte in de richting van [[Jupiter (planeet)|Jupiter]] en verheldering van de boven- en onderkant van de ringen.

Sommige eigenschappen zijn tot nu toe onverklaarbaar, zoals de Thebe Extensie, die te wijten kan zijn aan onzichtbare instanties buiten de baan van Thebe, en de structuren zichtbaar in achterwaarts verstrooid licht.<ref name="Burns2004" /> Een mogelijke verklaring van de Thebe extensie is de invloed van de elektromagnetische krachten uit de magnetosfeer van Jupiter. Als het stof in de schaduw achter Jupiter komt, verliest het zijn [[elektrische lading]] vrij snel. Aangezien de kleine stofdeeltjes gedeeltelijk coroteren met de planeet, zullen ze naar buiten bewegen in de schaduw en een passieve verlenging van de Thebe Gossamerring maken.<ref name="Hamilton2008">{{en}} {{Citeer journal | last = Hamilton | first = Douglas P. | coauthors = Kruger, Harold | title = Het beeldhouwen van ragfijne ringen van Jupiter door haar schaduw | journal = Natuur | year = 2008 | volume = 453 | pages = 72-75 | doi = 10.1038/nature06886 | url = http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/HamKru08.pdf | format = pdf}}</ref> Dezelfde krachten kunnen de duik in de deeltjesdistributie en de helderheid van de ring, die plaatsvindt tussen de banen van Amalthea en Thebe, uitleggen.<ref name="Kruger2008" /><ref name="Hamilton2008" />

Bij analyse van beelden van de Gossamerring is gebleken dat een piek in de helderheid net binnen de baan van de Amalthea te wijten kan zijn aan de stofdeeltjes gevangen op de voorlopende (L<sub>4</sub>) en achterlopende (L<sub>5</sub>) [[Lagrangepunt]]en van Amalthea. De hogere helderheid van de waargenomen bovenrand van de Amalthea Gossamerring kan ook worden veroorzaakt door de val van dit stof. De deeltjes kunnen ook aanwezig zijn bij de voor- en achterlopende Lagrangepunten van Thebe. Deze ontdekking betekent dat er twee deeltjesbevolkingen zijn in de ragfijne ringen: de ene drijft langzaam in de richting van Jupiter, zoals hierboven beschreven, terwijl de andere nog steeds in de buurt van een bronmaan gevangen is in een 1:1 resonantie.<ref name="Showalter2008" />

== Exploratie ==
Het bestaan van de Jupiterringen werd afgeleid uit waarnemingen van de planetaire [[Van Allen-gordels|stralinggordels]] door het [[Pioneer 11]] ruimtevaartuig in 1975.<ref name="Fillius1976">{{en}} {{Citeer journal | last Fillius = | first = R. W. | coauthors = Mcilwain, CE; Mogro-Campero, A. | title = stralingsgordels van Jupiter-A Second Look | journal = Science| year = 1975 | volume = 188 | pages = 465-467 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1975Sci...188..465F | doi = 10.1126/science.188.4187.465 | pmid = 17734363}}</ref> In 1979 verkreeg het ''[[Voyager 1]]'' ruimtevaartuig een overbelicht beeld van het ringsysteem. Meer beelden werden verkregen door ''[[Voyager 2]]'' in hetzelfde jaar, waarna de ruwe bepaling van de structuur van de ring mogelijk was.<ref name="Burns1987" /> De superieure kwaliteit van de beelden verkregen door de ''[[Galileo (ruimtesonde)|Galileo]]'' Orbiter tussen 1995 en 2003 breidde de bestaande kennis over de Jupiterringen sterk uit.<ref name="Ockert-Bell1999" /> Bij waarnemingen van de ringen door de [[Keck-observatorium|Keck]]<ref name="dePater1999" /> telescoop vanaf de grond in 1997 en 2002 en de [[Hubble Space Telescope|HST]] in 1999<ref name="Meier1999" /> bleek de rijke structuur zichtbaar in achterwaarts strooilicht. Beelden die door de ''New Horizons''-ruimtesonde in februari-maart 2007<ref name="New Horizons" /> stonden voor het eerst observatie toe van de fijne structuur in de grote ring. In 2000 heeft de ''[[Cassini-Huygens|Cassini]]''-ruimtevaartuig op weg naar [[Saturnus (planeet)|Saturnus]] uitgebreide waarnemingen uitgevoerd van het Jupiterringsysteem.<ref name="Brown2003">{{en}} {{Citeer journal | last = Bruin | first = R. H. | coauthors = Baines, KH; Bellucci, G., et al.''.''| title = Waarnemingen met de visuele en infrarode Mapping Spectrometer (fut) tijdens Cassini Flyby's van Jupiter | year = 2003 | journal = Icarus | volume = 164 | pages = 461-470 | doi = 10.1016/S0019-1035(03)00134-9 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..164..461B}}</ref> Toekomstige missies naar het Jupiter-systeem zullen aanvullende informatie over de ringen opleveren.<ref name="Juno">{{en}} {{Citeer web | title = Juno-NASA New Frontiers-missie naar Jupiter | url = http://juno.wisc.edu/ | accessdate = 2007-06-06}}</ref>
== Zie ook ==
* [[Manen van Jupiter]]

== Externe links ==
* {{en}}[http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupringfact.html Jupiter Rings Fact Sheet]
* {{en}}[http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jupiter&Display=Rings Jupiter's Rings] by [http://solarsystem.nasa.gov/ NASA's Solar System Exploration]
* {{en}}[https://web.archive.org/web/20060206090452/http://spaceprojects.arc.nasa.gov/Space_Projects/pioneer/PNhome.html NASA Pioneer project page]
* {{en}}[http://voyager.jpl.nasa.gov/ NASA Voyager project page]
* {{en}}[https://web.archive.org/web/20041220040741/http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/ NASA Galileo project page]
* {{en}}[https://web.archive.org/web/20070426162116/http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm NASA Cassini project space]
* {{en}}[http://pluto.jhuapl.edu/ New Horizont project page]
* {{en}}[http://pds-rings.seti.org/jupiter/ Planetary Ring Node: Jupiter's Ring System]

{{Appendix}}
{{Navigatie manen Jupiter}}
{{Commonscat|Jupiter (rings)}}

[[Categorie:Jupiter]]