Դիտել Յուպիտերի օղակներ էջի վիքիկոդը

<imagemap>
Պատկեր:Յուպիտերի օղակներ.png|մինի|420px|Յուպիտերի օղակները և ներքին արբանյակները (սխեմա)։
rect 350 346 857 451 [[Յուպիտերի օղակներ#Հիմնական օղակ]]
rect 40 616 700 777 [[Յուպիտերի օղակներ#Սարդոստանային օղակներ]]
rect 820 580 1030 690 [[Յուպիտերի օղակներ#Հալո-օղակ]]
rect 350 826 702 940 [[Ամալթեա (արբանյակ)]]
rect 750 806 1130 910 [[Ադրաստեա (արբանյակ)]]
rect 1268 860 1520 967 [[Մետիս (արբանյակ)]]
rect 1600 1070 1850 1170 [[Թեբե (արբանյակ)]]
desc bottom-left
</imagemap>
[[Յուպիտեր (մոլորակ)|Յուպիտերը]] ունի մոլորակային [[Մոլորակների օղակներ|օղակների]] համակարգ, որը հայտնի է որպես '''Յուպիտերի օղակներ''' կամ '''Յուպիտերյան օղակների համակարգ'''։ Սա երրորդ օղակների հայտնաբերված համակարգն է [[Արեգակնային համակարգ]]ում, [[Սատուրնի օղակներ|Սատուրնի]] և [[Ուրանի օղակներ|Ուրանի]] օղակների հայտնաբերումից հետո։ Օղակների գոյությունը ենթադրել է դեռևս 1960 թվականին ռուս աստղագետ [[Սերգեյ Վսեխսվյատսկի]]ն<ref>{{Cite journal |author=Սերգեյ Վսեխսվյատսկի |year=1960 |title=Գիսաստղերի և երկնաքարերի օղակը Յուպիտերի շուրջ |publisher=Պրիրոդա ամսագիր |pages=87-88 |number=9}}</ref><ref name="levitan">{{Cite book |author=Եֆրեմ Լևիտան |title=Աստղագիտություն. 11-րդ դասարանի դասագիրք |publisher=Պրոսվյաշենիե |year=2004 |isbn=5-09-013370-0 |edition=9-րդ հրատարակություն |place=Մոսկվա}}</ref><ref>{{Cite journal |title=Երկնքում՝ Յուպիտերը։ Մոլորակների արքան և նրա ընտանիքը |url=http://www.vokrugsveta.com/S4/nebesa/jupiter.htm |publisher=Վոկրուգ սվետա. Վիրտուալ ճանապարհորդությունների ամսագիր}}</ref>. որոշ [[գիսաստղ]]երի ուղեծրերի հեռակա կետերի ուսումնասիրության հիման վրա Վսեխսվյատսկին ենթադրեց, որ այդ գիսաստղերը կարող են առաջանալ Յուպիտերի օղակում, իսկ այս օղակը կարող էր առաջանալ [[Յուպիտերի արբանյակներ]]ի վրա [[հրաբուխ|հրաբխային]] գործունեության հետևանքով ([[Իո (արբանյակ)|Իոյի]] վրա հրաբուխները հայտնաբերվեցին երկու տասնամյակ անց)<ref name="Cesevich">{{Cite book |author=Վլադիմիր Ցեսևիչ |title=Ինչը և ինչպես դիտել երկնքում |publisher=Նաուկա |year=1984 |edition=6-րդ հրատարակություն |place=Մոսկվա |pages=304}}</ref>։ Առաջին անգամ Յուպիտերի օղակները նկատվել են «[[Վոյաջեր-1]]» ԱՄԿ-ից ստացված լուսանկարներում, երբ նա մոտենում էր Յուպիտերին 1979 թվականին<ref name=Smith1979/>, օղակների մասին ավելի մանրամասն տեղեկություններ հնարավոր եղավ ստանալ 1990-ականներին, շնորհիվ «[[Գալիլեո (ԱՄԿ)|Գալիլեո»]] ԱՄԿ-ի առաքելության<ref name=Ockert-Bell1999/>։ Օղակները նույնպես դիտվել են [[Հաբբլ (աստղադիտակ)|Հաբբլ աստղադիտակով]], ինչպես նաև Երկրի մակերևույթից<ref name=Meier1999/>։ Երկրի մակերևույթից դիտարկումները կարելի է կատարել միայն առավել մեծ աստղադիտակներով<ref name=dePater1999/>։

Յուպիտերյան օղակների համակարգը թույլ է և կազմված է հիմնականում փոշուց<ref name=Smith1979/><ref name=Burns1987/>։ Օղակների համակարգը կարելի է բաժանել հիմնականում չորս մասի՝ հաստ փոշու մասնիկներ թոր, որն անվանում են «Հալո-օղակ» ({{lang-en|halo ring}}) կամ պարզապես Հալո; համեմատաբար պայծառ, չափազանց բարակ «Հիմնական օղակը»; և երկու լայն և թույլ պայծառությամբ արտաքին օղակները, որոնք անվանում են «Սարդոստայնային օղակներ» (Gossamer rings - օղակները բարակ և թափանցիկ են ինչպես սարդոստայնը), այս օղակները անվանում են նրանց ձևավորող արբանյակների անուններով՝ [[Ամալթեա (արբանյակ)|Ամալթեայի]] և [[Թեբե (արբանյակ)|Թեբեյի]]<ref name=Esposito2002/>։

Հիմնական օղակը և Հալոն բաղկացած են հիմնականում [[Մետիս (արբանյակ)|Մետիսի]], [[Ադրաստեա (արբանյակ)|Ադրաստեայի]] և հնարավոր է նաև որ մի քանի այլ արբանյակներից գոյացող փոշուց, ինչ բարձր արագության տակ բախումների հետևանք է<ref name=Ockert-Bell1999/>։ [[Նոր հորիզոններ (ավտոմատ միջմոլորակային կայան)|«Նյու Հորիզոնս»]] ԱՄԿ-ից 2007 թվականին ստացված բարձր որակի լուսանկարները թույլ տվեցին տեսնել հիմնական օղակի հագեցած և բարակ կառուցվածքը<ref name=Morring2007/>։

Սպեկտրի տեսանելի մասում և ինֆրակարմիրին մոտ, օղակները ունեն կարմրավուն գույն, բացառությամբ «Հալո-օղակի», որն ունի չեզոք կամ կապույտ գույն<ref name=Meier1999/>։ Օղակների մեջ փոշեհատիկների չափերը տարբեր են, սակայն ոչ գնդաձև մասնիկների հատման մակերեսը բավականին մեծ է մոտ 15 միկրոմետր բոլոր օղակներում, բացի Հալո-օղակից<ref name=Throop2004/>։ Հավանաբար Հալո օղակում գերակայում են մասնիկներ, որոնց հատման մակերեսը միկրոմետրից փոքր է։ Օղակների համակարգի ընդհանուր զանգվածը հնարավոր չէ ճշգրիտ գնահատել, նրա գնահատականները տատանվում են 10<sup>11</sup>-ից մինչև 10<sup>16</sup> կգ սահմաններում<ref name=Burns2004/>։ Օղակների տարիքը հայտնի չէ, սակայն նրանք կարող էին գոյություն ունենալ Յուպիտերի վերջնական ձևավորումից ի վեր<ref name=Burns2004/>։

Հնարավոր է, որ գոյություն ունի ևս մի օղակ [[Հիմալիա (արբանյակ)|Հիմալիայի]] ուղեծրի վրա, եթե այն, ինչպես ենթադրում են բախվել է [[S/2000 J 11]]-ի հետ<ref name="HimaliaRing">[http://www.newscientist.com/article/mg20527523.400-lunar-marriage-may-have-given-jupiter-a-ring.html «Լուսինների ամուսնությունը կարող էր տալ Յուպիտերին օղակ»], Նյու Սայենթիսթ, 20 մարտի 2010, էջ 16.</ref>։

== Հայտնաբերումը և կազմություն ==
Յուպիտերի օղակների համակարգը երրորդ օղակների հայտնաբերված համակարգն է [[Արեգակնային համակարգ]]ում, [[Սատուրնի օղակներ|Սատուրնի]] և [[Ուրանի օղակներ|Ուրանի]] օղակների հայտնաբերումից հետո։ Առաջին անգամ Յուպիտերի օղակները նկատվել են «[[Վոյաջեր-1]]» ԱՄԿ-ից ստացված լուսանկարներում, երբ նա մոտենում էր Յուպիտերին 1979 թվականին<ref name=Smith1979>{{Cite journal |last=Սմիթ |first=Բ. Ա. |author2=Սոդերբլոմ Լ. Ա.; Ջոնսոն Տ. Վ.; և ընկ. |year=1979 |title=Յուպիտերի համակարգը Վոյաջեր 1-ի աչքերով |journal=Սայենս |volume=204 |issue=4396 |pages=951–957, 960–972 |bibcode=1979Sci...204..951S |doi=10.1126/science.204.4396.951 |pmid=17800430}}</ref>։ Յուպիտերյան օղակների համակարգում կան չորս հիմնական մասեր՝ հաստ ներքին փոշու մասնիկներ [[թոր]], որն անվանում են «Հալո-օղակ» ({{lang-en|halo ring}}) կամ պարզապես Հալո; համեմատաբար պայծառ, չափազանց բարակ «Հիմնական օղակը»; և երկու լայն և թույլ պայծառությամբ արտաքին օղակները, որոնք անվանում են «Սարդոստայնային օղակներ» (Gossamer rings - օղակները բարակ և թափանցիկ են ինչպես սարդոստայնը), այս օղակները անվանում են նրանց ձևավորող արբանյակների անուններով՝ [[Ամալթեա (արբանյակ)|Ամալթեայի]] և [[Թեբե (արբանյակ)|Թեբեյի]]<ref name=Esposito2002>{{Cite journal |last=Էսպոզիտո |first=Լ. Վ. |year=2002 |title=Մոլորակների օղակներ |url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0034-4885/65/12/201 |url-status=dead |journal=Ֆիզիկայի առաջխաղացումների ամսագիր |volume=65 |issue=12 |pages=1741–1783 |bibcode=2002RPPh...65.1741E |doi=10.1088/0034-4885/65/12/201 |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 |archive-date=2020 թ․ հունիսի 16 |access-date=2012 թ․ հոկտեմբերի 29}}</ref>։ Յուպիտերյան օղակների հիմնական տվյալները բերված են ներքևի աղյուսակում<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987>{{Cite journal |last=Շոուոլտեր |first=Մ. Ռ. |author2=Բարնս, Ջ. Ա.; Քազի, Ջ. Ն.; Պոլակ, Ջ. Բ. |year=1987 |title=Յուպիտերի օղակների համակարգը. Կառուցվածքի և մասնիկների չափանիշների հետազոտության նոր արդյունքները |journal=Իկարուս |volume=69 |issue=3 |pages=458–498 |bibcode=1987Icar...69..458S |doi=10.1016/0019-1035(87)90018-2}}</ref><ref name=Esposito2002/><ref name=Throop2004/>։
{| class="wikitable"
|-
! Անվանումը
! abbr="Radius" | Շառավիղ (կմ)
! abbr="Width" | Լայնությունը (կմ)
! abbr="Thickness" | Հաստությունը (կմ)
! [[Օպտիկական հաստությունը]]<ref name=normal>Նորմալ օպտիկական հաստություն, օղակի մասնիկների ամբողջական հատույթների մակերեսի և օղակի մակերեսի հարաբերւթյունը</ref>
! Փոշու ֆրակցիա
! Զանգված, կգ
! Ծանոթագրություն
|-
! Հալո-օղակ
| 92&nbsp;000-122&nbsp;500 || 30&nbsp;500||12&nbsp;500||~1{{E|−6}}|| 100 % ||&nbsp; - ||
|-
! Հիմնական օղակ
| 122&nbsp;500-129&nbsp;000 || 6&nbsp;500||30-300||5.9{{E|−6}}|| ~25 %|| 10<sup>7</sup>- 10<sup>9</sup> (փոշի)<br />10<sup>11</sup>- 10<sup>16</sup> (խոշոր մասնիկներ)|| Սահմանափակվում է [[Ադրաստեա (արբանյակ)|Ադրաստեայի]] ուղեծրով
|-
! Ամալթեայի սարդոստանային օղակ
| 129&nbsp;000-182&nbsp;000 || 53&nbsp;000||2&nbsp;000||~1{{E|−7}}||100 %||10<sup>7</sup>- 10<sup>9</sup>||Կապված է [[Ամալթեա (արբանյակ)|Ամալթեայի]] հետ
|-
! Թեբեյի սարդոստանային օղակ
| 129&nbsp;000-226&nbsp;000 || 97&nbsp;000||8&nbsp;400||~3{{E|−8}}||100 %||10<sup>7</sup>- 10<sup>9</sup>||Կապված է [[Թեբե (արբանյակ)|Թեբեյի]] հետ։ Տարածվում է նաև նրա ուղեծրից դուրս։
|}

== Հիմնական օղակ ==
=== Կազմությունը և արտաքին տեսք ===
[[Պատկեր:Յուպիտերի Օղակների Համակարգ PIA01623.jpg|մինի|300px|Յուպիտերյան օղակների համակարգի լուսանկարների խճանկար, որի վրա կարելի է տարբերել արբանյակների և օղակների տեղաբաշխումը]]

Բարակ և համեմատաբար պայծառ Հիմնական օղակը ամենապայծառն է Յուպիտերի օղակների համակարգում։ Նրա արտաքին ծայրը գտնվում է 129 000 կմ հեռավորության վրա Յուպիտերից (կամ 1,806 ''R''<sub>J</sub>; ''R''<sub>J</sub> = Յուպիտերի հասարակածային շառավիղ - 71&nbsp;398&nbsp;կմ), և համընկնում է Յուպիտերի ամենափոքր ներքին արբանյակի, [[Ադրաստեա (արբանյակ)|Ադրաստեայի]] ուղեծրի հետ<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/>։ Այս օղակի ներքին ծայրը չի համընկնում որևիցե մի արբանյակի ուղեծրի հետ և տեղաբաշխված է 122 500 կմ (1,72 ''R''<sub>J</sub>) հեռավորության վրա Յուպիտերից<ref name=Ockert-Bell1999>{{Cite journal |last=Օկերտ-Բելլ |first=Մ. Ի. |author2=Բարնս, Ջ. Ա.; Դեուբար, Ի. Ջ.; և ընկ. |year=1999 |title=Յուպիտերի օղակների համակարգի կառուցվածքը Գալիլեո սարքից դիտարկումների հիման վրա |journal=Իկարուս |volume=138 |issue=2 |pages=188–213 |bibcode=1999Icar..138..188O |doi=10.1006/icar.1998.6072}}</ref>։

Այսպիսով, օղակի լայնությունը կազմում է 6&nbsp;500&nbsp;կմ։ Օղակի արտաքին տեսքը կախված է դիտարկման անկյունից<ref name=Burns2004/>։ Ուղիղ-ցրված լույսի<ref name=direct>Ուղիղ (առաջ) ցրված լույս - լույս, որը ցրվում է Արեգակի լույսի նկատմամբ փոքր անկյան տակ (ֆազայի անկյունը մոտ է 180°)</ref> ներքո Հիմնական օղակի պայծառությունը սկսում է փոքրանալ 128 600 կմ-ից (ադրաստեայի ուղեծրից ներս) և հասնում է ֆոնային մակարդակի 129 300 կմ հեռավորության վրա Ադրաստեայի ուղեծրից դուրս<ref name=Ockert-Bell1999/>։ Այսպիսով [[Ադրաստեա (արբանյակ)|Ադրաստեան]] «[[հովիվ արբանյակ]]ի» դեր է կատարում այս օղակի համար, ընդհուպ մինչև 129 000 կմ հեռավորությունը<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/>։ Օղակի պայծառությունը ավելանում է դեպի Յուպիտեր և հասնում է իր առավելագույն արժեքին 126 000 կմ հեռավորության վրա, օղակի կենտրոնին մոտ, սակայն նրանում դիտարկվում է ակնհայտ ճեղք, որը ստեղծում է [[Մետիս (արբանյակ)|Մետիսը]] 128 000 կմ հեռավորության վրա<ref name=Ockert-Bell1999/>։ «Հիմնական օղակի» ներքին սահմանը աստիճանաբար «անհետանում է» 124 000 - 120 000 կմ հեռավորության վրա, ձուլվելով Հալոյի հետ<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/>։ Ուղիղ-ցրված լույսում Յուպիտերի բոլոր օղակները պայծառ են։
[[Պատկեր:Jovian main ring New Horizons 050107 10.jpg|մինի|300px|աջից|Հիմնական օղակ: Վերին լուսանկարը կատարվել է ''[[Նոր հորիզոններ (ավտոմատ միջմոլորակային կայան)|Նոր հորիզոններ]]'' ԱՄԿ-ից և կատարվել է հակառակ ցրված լույսում: Երևում է օղակի ծայրի միրոկառուցվածքը: Ներքևի լուսանկարում պատկերված է Հիմնական օղակը ուղիղ-ցրված լույսում, երևում է, որ դժվար է այնտեղ տարբերել ինչ-որ մանրամասնություն բացի «Մետիսի ճեղքից»]]

Հակառակ ցրված լույսում<ref name=indirect>Հակառակ ցրված լույս - լույս, որը ցրվում է Արեգակի լույսի նկատմամբ 180° անկյան տակ (ֆազայի անկյունը մոտ է 0°)</ref> օղակը երևում է այլ ձևով։ Հիմնականա օղակի արտաքին սահմանը, որը գտնվում է 129 100 կմ հեռավորության վրա, մի փոքր [[Ադրաստեա (արբանյակ)|Ադրաստեայի]] ուղեծրից դուրս, կտրուկ ընդհատվում է<ref name=Burns2004/>։ Արբանյակի ուղեծիրը նշագծում է ճեղք օղակի մեջ, այսպիսով առաջանում է փոքր օղակ Ադրաստեայի ուղեծրից դուրս։ Կա ևս մի օղակ անմիջապես Ադրաստեայի ուղեծրի վրա, որը ուղեկցվում է անհայտ ծագման ճեզքով, մոտ 128 500 կմ հեռավորության վրա<ref name=Burns2004/>։ Երրորդ օղակը գտնվում է Մետիսի ուղեծրից դուրս, ևս մի ճեղքի կենտրոնում։ Օղակի պայծառությունը զգալիորեն ընկնում է անմիջապես Մետիսի ուղեծրից այն կողմ, ստեղծելով, այսպես կոչված «Մետիսի ճեղքը»<ref name=Burns2004>{{Cite encyclopedia |year=2004 |title=Յուպիտերի օղակային-արբանյակային համակարգը |encyclopedia=Յուպիտեր։ Մոլորակը, արբանյակները և մագնիսոլորտը |publisher=Քեմբրիջի համալսարանի հրատարակություն |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf |last=Բարնս |first=Ջ. Ա. |editor=Բեգենալ, Ֆ.; Դոուլինգ, Թ. Ի.; ՄակԿինոն, Վ. Բ. |format=pdf |author2=Սիմոնելլի, Դ. Պ.; Շոուոլտեր, Մ. Ռ. և ընկ.}}</ref>։ Մետիսի ուղեծրի ներսում օղակի պայծառությունը աճում է զգալիորեն ավելի քիչ, քան ուղիղ ցրված լույսի տակ<ref name=dePater1999/>։ Հակառակ-ցրված երկրաչափությունում օղակը թվում է թե կազմված է երկու մասերից՝ նեղ արտաքին մասից, որը տարածվում է 128 000 - 129 000 կմ միջակայքում, որը իր մեջ է ներառում երեք օղակներ անջատված ճեղքերով, և ավելի թույլ ներքին մասից, որը տարածվում է 122 500 - 128 000 կմ միջակայքում, որում չի կարելի առանձնացնել ինչ-որ մի կառուցվածք, ի տարբերություն ուղիղ-ցրված երկրաչափության<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005>{{Cite book |last=Շոուոլտեր |first=Մ. Ռ. |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005LPICo1280..130S |title=Յուպիտերի, Ուրանի և Նեպտունի փոշոտ օղակների մասին նորություններ |author2=Բարնս, Ջ. Ա; դը Պատեր, Ի.; և ընկ. |date=2005 թ․ սեպտեմբերի 28 |pages=130 |book-title=Կոնֆերանսի հոդվածներ, 26 - 28 սեպտեմբերի, 2005 թ. Կաուաի, Հավայի։ LPI Ներդրում համար 1280}}</ref>։ «Մետիսի ճեղքը» նրանց համար ծառայում է որպես սահման։ Օղակի միկրոկառուցվածքը առաջին անգամ հաջողվեց հետազոտել «[[Գալիլեո (ԱՄԿ)|Գալիլեո»]] ԱՄԿ-ից ստացված լուսանկարներով, ինչպես նաև պարզ հնարավոր է հետևել հակառակ ցրված լույսում կատարված լուսանկարներում, որոնք ստացվել են 2007 թվականի փետրվար-մարտ ամիսներին [[Նոր հորիզոններ (ավտոմատ միջմոլորակային կայան)|«Նյու Հորիզոնս»]] ԱՄԿ-ի միջոցով<ref name=Morring2007>{{Cite journal |last=Մորինգ |first=Ֆ. |date=2007 թ․ մայիսի 7 |title=Օղակների առաջատարը |journal=Ավիացիոն շաբաթ և Տիեզերական տեխնոլոգիաներ |pages=80–83}}</ref><ref name="New Horizons">{{Cite web |date=2007 թ․ մայիսի 1 |title=Յուպիտերի օղակները. Ամենամոտ հայացք |url=http://pluto.jhuapl.edu/gallery/missionPhotos/pages/050107/050107_10.html |accessdate=2007 թ․ մայիսի 31 |publisher=ՆԱՍԱ/Ջոնս Հոպկինսի համալսարանի կիրառական ֆիզիկայի լաբորատորիա/Հարավ-արևելյան հետազոտական ինստիտուտ}}{{Չաշխատող արտաքին հղում|bot=InternetArchiveBot }}</ref>։ «[[Հաբբլ (աստղադիտակ)|Հաբբլի»]] (HST)<ref name=Meier1999/>, [[Կեկի աստղադիտարան|Կեկի]]<ref name=dePater1999/> և «[[Կասսինի-Հյուգենս|Կասսինիի»]] միջոցով ավելի վաղ կատարված դիտարկումները ձախողվեցին, սարքավորումների անբավարար ճշգրտության պատճառով<ref name=Throop2004/>։ Սակայն ավելի ուշ միրոկառուցվածքը հնարավոր եղավ դիտարկել Կեկի աստղադիտարանի աստղադիտակով, [[ադապտիվ օպտիկա]]յի օգտագործմամբ 2002 - 2003 թվականներին<ref name=dePater2008>{{Cite journal |author=Իմկե դը Պատերա, Մարկ Ռ. Շոուոլտեր և Բրյուս Մակինտոշ |year=2008 |title=Յուպիտերյան օղակների դիտարկումները Կեկի աստղադիտարանից 2002 – 2003 թվականներին |url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S001910350700588X |language=en |publisher=Իկարուս |volume=195 |issue=1 |pages=348-360 |doi=10.1016/j.icarus.2007.11.029}}</ref>։

Հակառակ ցրված լույսի տակ դիտարկումների ընթացքում օղակը թվում է թե ածելու նման բարակ է, ոչ ավել քան 30 կմ հաստությամբ<ref name=Burns1987/>։ Կողային լույսի ցրման դեպքում օղակի հաստությունը 80 - 160 կմ է, մեծանալով դեպի Յուպիտեր<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Throop2004/>։ Օղակը թվում է հատկապես հաստ ուղիղ ցրվող լույսի ներքո, մոտ 300 կմ<ref name=Ockert-Bell1999/>։ «[[Գալիլեո (ԱՄԿ)|Գալիլեո»]] ԱՄԿ-ի կատարած հայտնագործություններից մեկը դարձավ համեմատաբար հաստ (մոտ 600 կմ) նյութի ամպի հայտնաբերումը օղակի ներքին սահմանին մոտ<ref name=Ockert-Bell1999/>։ Ամպը հաստանում է ավելի մոտ ներքին սահմանին և անցնում է Հալո-օղակին<ref name=Ockert-Bell1999/>։

«[[Գալիլեո (ԱՄԿ)|Գալիլեո»]] ԱՄԿ-ից ստացված լուսանկարների մանրակրկիտ վերլուծությունը վերծանեց Հիմնական օղակի մեջ երկայնական պայծառության փոփոխություններ, որոնք կապված չեն դիտարկման երկրաչափության հետ։ Բացի այդ հայտնաբերվեց նաև որոշ անհամասեռություն օղակի մեջ, 500 - 1000 կմ մասշտաբներում<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns2004/>։

2007 փետրվար-մարտ ամիսներին [[Նոր հորիզոններ (ավտոմատ միջմոլորակային կայան)|«Նյու Հորիզոնս»]] ԱՄԿ-ի միջոցով կատարվեց նոր փոքր արբանյակների խորքային որոնում «Հիմնական օղակում»<ref name=Showalter2007/>։ Չնայած այն բանին, որ ոչ մի 0,5 կմ-ից մեծ արբանյակ չհայտնաբերվեց, սարքի տեսախցիկները գրանցեցին համեմատաբար մեծ յոթ ժայռաբեկորներ, կազմված օղակի նյութից։ Նրանք շարժվում են խիտ օղակի մեջ Ադրաստեայի ուղեծրի ներսում<ref name=Showalter2007/>։ Կարծիքը այն մասին, որ դա հենց ժայռաբեկորներ են այլ ոչ թե փոքր արբանյակներ ապացուցվում է ազիմուտային չափումներով։ Նրանք տարածվում են 0,1 - 0,3° օղակի երկայնքով, ինչ համապատասխանում է 1000 - 3000 կմ-ի<ref name=Showalter2007/>։ Ժայռաբեկորները բաժանված են օղակի ներսում երկու խմբի՝ 5 և 2 մասնիկներից։ Այս ժայռաբեկորների ծագումը անհայտ է, սակայն նրանց ուղեծրերը գտնվում են 115:116 և 114:115 [[ուղեծրային ռեզոնանս]]ում [[Մետիս (արբանյակ)|Մետիսի]] հետ<ref name=Showalter2007/>։ Հնարավոր է որ դրանք բեկորներ են, որոնք առաջացել են Մետիսի և մի այլ մարմնի բախումից։

=== Սպեկտրը և մասնիկների կազմություն ===
[[Պատկեր:Main Ring Galeleo forward PIA00538.jpg|մինի|300px|աջից|Հիմնական օղակի լուսանկարը, ստացված Գալիլեո ԱՄԿ-ից ուղիղ ցրված լույսի ներքո, պարզ երևում է «Մետիսի ճեղքը»:]]
Օղակի [[սպեկտր]]ի պատկերներ են ստացվել [[Հաբբլ (աստղադիտակ)|Հաբբլի]]<ref name=Meier1999/>, [[Կեկի աստղադիտարան|Կեկի]]<ref name=Wong2006>{{Cite journal |last=Վոնգ |first=Մ. Հ. |author2=դը Պատեր, Ի.; Շոուոլտեր, Մ. Ռ.; և ընկ. |year=2006 |title=Երկրի վրա գտնվող սարքերով մոտ ինֆրակարմիր սպեկտրում Յուպիտերի օղակների և արբանյակների ուսումնասիրությունները |journal=Իկարուս |volume=185 |issue=2 |pages=403–415 |bibcode=2006Icar..185..403W |doi=10.1016/j.icarus.2006.07.007}}</ref>, «[[Գալիլեո (ԱՄԿ)|Գալիլեո»]] ԱՄԿ-ի<ref name=McMuldroch2000>{{Cite journal |last=ՄակՄալդրոչ |first=Ս. |author2=Պիլորց, Ս. Հ.; Դանիելսոն, Ջ. Ե.; և ընկ. |year=2000 |title=Գալիլեոյով կատարված Յուպիտերի օղակների համակարգի մոտ-ինֆրակարմիր սպեկտրի ուսումնասիրությունները |journal=Իկարուս |volume=146 |issue=1 |pages=1–11 |bibcode=2000Icar..146....1M |doi=10.1006/icar.2000.6343}}</ref> և ''«[[Կասինի-Հյուգենս|Կասինի»]]'' ԱՄԿ-ի<ref name=Throop2004/> միջոցով։ Դա թույլ տվեց պարզել, որ օղակների մասնիկների գույնը կարմրավուն է, այսինքն նրանց [[ալբեդո]]ն ավելին ավելի մեծ ալիքի երկարությունների վրա<ref name=Throop2004/>։ Օղակի սպեկտրը թույլ չի տալիս առանձնացնել որևէ մի քիմիական տարր, սակայն «Կասինիի» միջոցով կատարվող դիտարկումների ժամանակ հայտնաբերվեցին կլանման գծեր 0,8 մկմ և 2,2 մկմ ալիքի երկարությունների վրա<ref name=Throop2004/>։ Հիմնական օղակի սպեկտրը հիշեցնում է [[Ադրաստեա (արբանյակ)|Ադրաստեայի]]<ref name=Meier1999>{{Cite journal |last=Մեյեր |first=Ռ. |author2=Սմիթ, Բ. Ա.; Օուեն, Թ. Ս.; և ընկ. |year=1999 |title=Յուպիտերի օղակների և Ադրաստեայի մոտ ինֆրակարմիր սպեկտրները |journal=Իկարուս |volume=141 |issue=2 |pages=253–262 |bibcode=1999Icar..141..253M |doi=10.1006/icar.1999.6172}}</ref> և [[Ամալթեա (արբանյակ)|Ամալթեայի]]<ref name=Wong2006/> սպեկտրները։

Հիմնական օղակի առանձնահատկությունները կարող են բացատրվել վարկածով, ըստ որի այն պարունակում է 0,1 - 10&nbsp;մկմ չափերով փոշեհատիկների զգալի քանակ։ Դա բացատրում է օղակի ավելի մեծ պայծառությունը ուղիղ ցրված լույսի տակ<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/>։ Սակայն որպեսզի բացատրվի օղակի ավելի մեծ պայծառությունը և միկրոկառուցվածքը հակառակ ցրված լույսի տակ անհրաժեշտ է, որ օղակում լինեն ավելի մեծ մասնիկներ<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/>։

Հասանելի ֆազային և սպեկտրալ տվյալների վերլուծությունը բերում է այն եզրահանգման, որ փոքր մասնիկների չափերի բաշխումը Հիմնական օղակում տեղի է ունենում [[աստիճանային օրենք]]ի համաձայն<ref name=Throop2004/><ref name=Brooks2004>{{Cite journal |last=Բրուկս |first=Ս. Մ. |author2=Էսպոզիտո, Լ. Վ.; Շոուոլտեր, Մ. Ռ.; և ընկ. |year=2004 |title=Յուպիտերի Հիմնական օղակի մասնիկների չափերի բաշխումը Գալիլեո սարքից ստացված լուսանկարներով և սպեկտրներով |journal=Իկարուս |volume=170 |issue=1 |pages=35–57 |bibcode=2004Icar..170...35B |doi=10.1016/j.icarus.2004.03.003}}</ref><ref name=Burns2001>{{Cite encyclopedia |year=2001 |title=Փոշոտ օղակները և փոշին մոլորակի շուրջ. Դիտարկումներ և պարզ ֆիզիկա |encyclopedia=Միջմոլորակային փոշի |publisher=Սփրինգեր |place=Բեռլին |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf |last=Բարնս |first=Ջ. Ա. |editor=Գրան, Ե.; Գուստաֆսոն, Բ. Ա. Ս.; Դերմոտ, Ս. Տ.; Ֆեչտիգ Հ. |pages=641–725 |format=pdf |author2=Համիլտոն, Դ. Պ.; Շոուոլտեր, Մ. Ռ.}}</ref>։

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

Որտեղ՝ ''n''(''r'')&nbsp; մասնիկների քանակն է, որոնց տրամագիծը ընկած է ''r'' և ''r''&nbsp;+&nbsp; միջակայքում,<math>A</math>, դա նորմալիզացնող ցուցանիշն է, որն ընտրվում է որպեսզի համապատասխանեցվի օղակից եկող ընդհանուր լույսի հոսքին։ ''q'' ցուցիչը հավասար է 2,0&nbsp;±&nbsp;0,2, ''r''&nbsp;<&nbsp;15&nbsp;±&nbsp;0.3&nbsp;մկմ մասնիկների դեպքում և ''q'' = 5&nbsp;±&nbsp;1 ''r''&nbsp;>&nbsp;15&nbsp;±&nbsp;0.3&nbsp;մկմ դեպքում<ref name=Throop2004/>։ Խոշոր, մմ - կմ չափերի միջակայքի, մասնիկների բաշխումը օղակում այս պահին անհայտ է<ref name=Burns2004/>։ Լույսի ցրումը այս մոդելի մեջ տեղի է ունենում առավելապես ''r'' = 15&nbsp;մկմ շրջակայքում գտնվող մասնիկների միջոցով<ref name=Throop2004>{{Cite journal |last=Թրուպ |first=Հ. Բ. |author2=Պորկո Ք. Ք.; Վեստ, Ռ. Ա.; և ընկ. |year=2004 |title=Յուպիտերի օղակները. Կասինի, Գալիլեո, Վոյաջեր սարքերից և երկրի վրայից կատարված դիտարկումների նոր արդյունքներ |url=http://ciclops.org/media/sp/2007/2687_7449_0.pdf |format=pdf |journal=Իկարուս |volume=172 |issue=1 |pages=59–77 |bibcode=2004Icar..172...59T |doi=10.1016/j.icarus.2003.12.020}}</ref><ref name=McMuldroch2000/>։

Վերը նշված աստիճանային օրենքը, թույլ է տալիս գնահատել Հիմնական օղակի [[օպտիկական հաստություն]]ը <math>\scriptstyle\tau</math>՝ <math>\scriptstyle\tau_l\,=\,4.7\times 10^{-6}</math> խոշոր մասնիկների համար և <math>\scriptstyle \tau_s = 1.3\times 10^{-6}</math> փոշու համար<ref name=Throop2004/>։ Այսպիսի օպտիկական հաստությունը նշանակում է, որ մասնիկների ընդհանուր անկյունագծային հատման մակերեսը մոտ 5000&nbsp;կմ² է<ref name=Burns2004/>։ Կարծիք կա, որ Հիմնական օղակի մասնիկները հիմնականում չունեն գնդաձև ձև<ref name=Throop2004/>։ Օղակում գոյություն ունեցող փոշու ընդհանուր զանգվածը գնահատվում է 10<sup>7</sup>−10<sup>9</sup>&nbsp;կգ<ref name=Burns2004/>։ Խոշոր մասնիկների զանգվածը, չհաշված [[Մետիս (արբանյակ)|Մետիսը]] և [[Ադրաստեա (արբանյակ)|Ադրաստեան]], 10<sup>11</sup>−10<sup>16</sup>&nbsp;կգ։ Սա կախված է նրանց առավելագույն տրամագծից, առավելագույն արժեքը ընդունվում է 1&nbsp;կմ տրամագիծը<ref name=Burns2004/>։ Համեմատության համար, [[Ադրաստեա (արբանյակ)|Ադրաստեայի]] զանգվածը մետ 2{{E|15}}&nbsp;կգ է<ref name=Burns2004/>, [[Ամալթեա (արբանյակ)|Ամալթեայինը]] մոտ 2{{E|18}}&nbsp;կգ<ref name=Anderson2005>{{Cite journal |last=Անդերսոն |first=Ջ. Դ. |author2=Ջոնսոն, Թ. Վ.; Շուբերտ, Ջ.; և ընկ. |year=2005 |title=Ամալթեայի խտությունը ավելի փոքր է քան ջրինը |journal=Սայենս |volume=308 |issue=5726 |pages=1291–1293 |bibcode=2005Sci...308.1291A |doi=10.1126/science.1110422 |pmid=15919987}}</ref>, Երկրի [[Լուսին|Լուսնինը]] - 7.4{{E|22}}&nbsp;կգ։

Մեկ օղակում միանգամից երկու մասնիկների խմբերի ներկայությունը, փոշու և խոշոր մասնիկների, բացատրում է օղակի տարբեր արտաքին տեսքերը տարբեր տեսադաշտի երկրաչափության դեպքում<ref name=Burns2001/>։ Փոշին լավ է երևում ուղիղ ցրվող լույսի ներքո և սահմանափակվում է Ադրաստեայի ուղեծրով<ref name=Burns2004/>, իսկ խոշոր մասնիկները ավելի լավ են տեսանելի դառնում հակադարձ սրված լույսի ներքո և գտնվում են Ադրաստեայի և Մետիսի ուղեծրերի միջև<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/>։

=== Ծագումը և տարիք ===
[[Պատկեր:R08 satorb full hy.jpg|մինի|աջից|300px|Յուպիտերի օղակների ձևավորումը]]
Փոշին լքում է օղակը [[Փոյնթինգ - Ռոբերտսոնի էֆեկտ]]ի, ինչպես նաև [[Յուպիտեր (մոլորակ)|Յուպիտերի մագնիսոլորտի]] էլեկտրոմագնիսական ուժերի պատճառով<ref name=Burns2001/><ref name=Burns1999>{{Cite journal |last=Բարնս |first=Ջ. Ա. |author2=Շոուոլտեր, Մ. Ռ.; Համիլտոն, Դ. Պ.; և ընկ. |year=1999 |title=Յուպիտերի թույլ օղակների ձևավորումը |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/BurnsShowHam99.pdf |format=pdf |journal=Սայենս |volume=284 |issue=5417 |pages=1146–1150 |bibcode=1999Sci...284.1146B |doi=10.1126/science.284.5417.1146 |pmid=10325220}}</ref>։ Ցնդող նյութերը, օրինակ սառույցները, արագ ցնդում են։ Օղակների մեջ մասնիկների «Կյանքի տևողությունը» 100 - 1000&nbsp;տարի է<ref name=Burns2004/><ref name=Burns1999/>։ Այսպիսով, փոշին անընդհատ պետք է լրացվի 1&nbsp;սմ - 0.5&nbsp;կմ չափերով մարմինների բախումների հաշվին<ref name=Showalter2007>{{Cite journal |last=Շոուոլտեր |first=Մարկ Ռ. |author2=Չենգ, Էնդրյու Ֆ.; Վեյվեր, Հարոլդ Ա.; և ընկ. |year=2007 |title=Մեծ մասնիկները և Յուպիտերի օղակների և արբանյակների համակարգի սահմանները |journal=Սայենս |volume=318 |issue=5848 |pages=232–234 |bibcode=2007Sci...318..232S |doi=10.1126/science.1147647 |pmid=17932287}}</ref> օղակի ներսում, ինչպես նաև Յուպիտերի համակարգից դուրս գտնվող մարմինների հետ<ref name=Burns2004/><ref name=Burns1999/>։ Օղակի լրացման աղբյուր են հանդիսանում համեմատաբար մեծ մինչև 1000&nbsp;մ չափերով մարմինների խումբը, որը գտնվում է օղակի պայծառ արտաքին մասում, ինչպես նաև [[Մետիս (արբանյակ)|Մետիսը]] և [[Ադրաստեա (արբանյակ)|Ադրաստեան]]<ref name=Burns2004/><ref name=Showalter2005/>։ Առավել մեծ մարմինները, բացառելով Մետիսն ու Ադրաստեան, որոնք ծառայում են որպես օղակի համար փոշու աղբյուր չեն կարող լինել ավելի մեծ քան 0,5&nbsp;կմ։ Վերին սահմանը դրվել է [[Նոր հորիզոններ (ավտոմատ միջմոլորակային կայան)|«Նյու Հորիզոնս»]] ԱՄԿ-ից կատարված դիտարկումներվ<ref name=Showalter2007/>։ Նախկին վերին սահմանը, որը հաշվարկվել էր [[Հաբբլ (աստղադիտակ)|Հաբբլից]]<ref name=Meier1999/><ref name=Showalter2005/> և ''[[Կասինի-Հյուգենս|Կասինիից]]''<ref name=Throop2004/> մոտ էր 4&nbsp;կմ-ին<ref name=Burns2004/>։ Փոշին, որը առաջանում է բախումներից պահպանում է սկզբում նույն ուղեծիրը, որը ունեին աղբյուր մարմինները, սակայն աստիճանաբար, դանդաղ, պարորաձև սկսում է տեղաշարժվել դեպի Յուպիտեր, առաջացնելով Հիմնական օղակի թույլ (հակառակ ցրված լույսի ներքո) ներքին մասը և Հալոն<ref name=Burns2004/><ref name=Burns1999/>։ Այս պահին Հիմնական օղակի տարիքը հայտնի չէ, սակայն հնարավոր է, որ այն իրենից ներկայացնում է Յուպիտերի մոտ գտնվող փոքր մարմինների խմբի վերջին մնացորդները<ref name=Esposito2002/>։

=== Ուղղահայաց հուզումներ ===
«Գալիլեո» և «Նոր հորիզոններ» ԱՄԿ-ներից ստացված լուսանկարները թույլ տվեցին տարբերել Հիմնական օղակի ներսում հուզումների երկու առանձին խմբեր։ Այս հուզումների խմբերը ավելի ուժեղ են քան կարող էր առաջանալ Յուպիտերի գրավիտացիոն դաշտի դիֆերենցիալ հանգուցային ռեգրեսիայի հետևանքով։ Հավանաբար, երկուսից առավել նկատելի հուզումը կարող էր առաջանալ Յուպիտերի հետ բախված [[D/1993 F2 (Շումեյկեր - Լևի)|Շումեյկեր-Լևիի]] [[գիսաստղ]]ի պատճառով 1995 թվականին, իսկ երկրորդը կարող էր առաջանալ, ամենայն հավանականությամբ 1990-ականների առաջին կեսում<ref name = "forensic">{{Cite web |last=Մեյսոն |first=Ջ. |author2=Կուկ, Ջ.-Ռ. Ս. |date=2011 թ․ մարտի 31 |title=Մանրակրկիտ հետախուզման արդյունքում պարզվեց որ օղակի հուզումները բախման հետևանքով են |url=http://www.ciclops.org/view.php?id=6762 |url-status=dead |archiveurl=https://www.webcitation.org/68AR1Jqb8?url=http://www.ciclops.org/view.php?id=6762 |archivedate=2012 թ․ հունիսի 4 |accessdate=2011 թ․ ապրիլի 4 |work=Տիեզերական գիտությունների ինստիտուտի մամլո հաղորդագրություն |publisher=Կասինիի կենտրոնական լաբորատորիա}}</ref><ref name = "Jupiter's Ring">{{Cite web |date=2011 թ․ մարտի 31 |title=Հուզումները Յուպիտերի օղակներում |url=http://www.ciclops.org/view/6760/Subtle_Ripples_in_Jupiters_Ring |url-status=dead |archiveurl=https://www.webcitation.org/68AR1zO2E?url=http://www.ciclops.org/view/6760/Subtle_Ripples_in_Jupiters_Ring |archivedate=2012 թ․ հունիսի 4 |accessdate=2011 թ․ ապրիլի 4 |work=PIA 13893 լուսանկարի բացատրագիր |publisher=ՆԱՍԱ / Ռեակտիվ Շարժման Լաբորատորիա-Կալտեխ / SETI}}</ref><ref name = "Showalter">{{Cite journal |last=Շոուոլտեր |first=Մ. Ռ. |author2=Հեդման, Մ. Մ.; Բարնս, Ջ. Ա. |date=2011 թ․ մարտի 31 |title=Շումեյկեր - Լևի 9 գիսաստղի ազդեցությունը Յուպիտերի օղակների վրա |url=http://www.sciencemag.org/content/early/2011/03/30/science.1202241.abstract |journal=Սայենս |publisher=Ամերիկյան գիտության առաջխաղացման ասոցիացիա |volume=332 |doi=10.1126/science.1202241 |accessdate=2011 թ․ ապրիլի 5}}</ref>։ «Գալիլեո» ԱՄԿ-ից կատարված դիտարկումները 1996 թվականի նոյեմբերին, թույլ տվեցին չափել այս երկու «հուզումները»՝ երկարությունը - 1920 ± 150 և 630 ± 20 կմ, ուղղահայաց ամպլիտուդը 2,4 ± 0,7 և 0,6 ± 0,2 կմ, համապատասխանաբար ուժեղ և թույլ օղակների համար<ref name = "Showalter"/>։ Ավելի ուժեղ հուզման առաջացումը կարելի է բացատրել օղակի վրա գիսաստղի մասնիկների ազդեցությամբ, որոնց ընդհանուր զանգվածը կազմել էր 2 - 5 x 10<sup>12</sup>&nbsp;կգ, որոնք և շեղել են այս մասի օղակի մասնիկներին հասարակածային հարթությունից 2&nbsp;կմ-ով<ref name = "Showalter"/>։ Նման հուզում է դիտվել<ref name = "tilting">{{Cite web |date=2011 թ․ մարտի 31 |title=Սատուրնի օղակների հուզումը |url=http://www.ciclops.org/view/6748/Tilting_Saturns_Rings |url-status=dead |archiveurl=https://www.webcitation.org/68AR2Ygc2?url=http://www.ciclops.org/view/6748/Tilting_Saturns_Rings |archivedate=2012 թ․ հունիսի 4 |accessdate=2011 թ․ ապրիլի 4 |work=PIA 12820 լուսանկարի բացատրագիր |publisher=ՆԱՍԱ / Ռեակտիվ Շարժման Լաբորատորիա / Տիեզերական գիտությունների ինստիտուտ}}</ref> «Կասինիի» կողմից C և D [[Սատուրնի օղակներ]]ում<ref name = "Hedman2">{{Cite journal |last=Հեդման |first=Մ. Մ. |author2=Բարնս, Ջ. Ա.; Էվանս, Մ. Վ.; Տիսկարենո, Մ. Ս.; Պորկո, Ս. Ս.. |date=2011 թ․ մարտի 31 |title=Սատուրնի C օղակը հետաքրքիր կերպով շեղվեց |url=http://www.sciencemag.org/content/early/2011/03/30/science.1202238.short |journal=Սայենս |publisher=Ամերիկյան գիտության առաջխաղացման ասոցիացիա |volume=332 |doi=10.1126/science.1202238 |accessdate=2011 թ․ ապրիլի 5}}</ref>։

== Հալո-օղակ ==
=== Կազմությունը և արտաքին տեսք ===
[[Պատկեր:Jovian Halo Ring PIA00658.jpg|մինի|300px|աջից|Հալո-օղակի կեղծ-գունավոր լուսանկարը, ստացվել է Գալիլեո կայանից ուղիղ-ցրված լույսում]]
Հալո օղակը ամենամոտն է մոլորակին և միևնույն ժամանակ ամենահաստ օղակն է։ Նրա արտաքին սահմանը համընկնում է Հիմնական օղակի ներքին սահմանի հետ մոտ 122&nbsp;500&nbsp;կմ (1,72 ''R''<sub>J</sub>) հեռավորության վրա<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns1987/>։ Այս հեռավորությունից սկսած օղակը դառնում է ավելի ու ավելի հաստ դեպի Յուպիտեր։ Օղակի իրական հաստությունը հայտնի չէ մինչ օրս, բայց նրա նյութի առկայությունը գրանցվել է 10&nbsp;000&nbsp;կմ հեռավորության վրա օղակի հարթությունից<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=dePater1999/>։ Օղակի ներքին սահմանը համեմատաբար կտրուկ անհետանում է 100&nbsp;000&nbsp;կմ (1,4 ''R''<sub>J</sub>) հեռավորության վրա<ref name=dePater1999/>, սակայն նյութի որոշ քանակ գրանցվում է նաև Յուպիտերից 92&nbsp;000&nbsp;կմ հեռավորության վրա<ref name=Ockert-Bell1999/>։ Այսպիսով, Հալոյի լայնությունը մոտավորապես կազմում է 30&nbsp;000&nbsp;կմ։ Իր ձևով այն հիշեցնում է առանց հստակ ներքին կառուցվածքի թոր<ref name=Burns2004/>։ Ի տարբերություն Հիմնական օղակի, Հալոյի արտաքին տեսքը շատ չէ կախված տեսադաշտի երկրաչափությունից։

Հալո օղակը ավելի պայծառ է թվում ուղիղ ցրված լույսում, հենց այս երկրաչափությամբ էլ այն լուսանկարվել է «[[Գալիլեո (ԱՄԿ)|Գալիլեո»]] կայանի կողմից<ref name=Ockert-Bell1999/>։ Այն դեպքում, երբ Հալո-օղակի մակերևութային պայծառությունը շատ ավելի փոքր է քան Հիմնական օղակինը, նրա ուղղահայաց (ուղղահայաց օղակի հարթությանը) ֆոտոնների հոսքը համեմատելի է Հիմնական օղակինի հետ, շատ ավելի մեծ հաստության պատճառով։ Չնայած մոտ 20&nbsp;000&nbsp;կմ հաստության, Հալո-օղակի պայծառությունը խիստ կենտրոնացած է օղակի հարթության մեջ, և ենթարկվում է աստիճանային օրենքին՝ ''z''<sup>−0.6</sup> к ''z''<sup>−1.5</sup><ref name=Burns2004/>, որտեղ ''z'' - օղակի հարթությունից հեռավորությունն է։ Հալոյի արտաքին ընդհանուր տեսքը հակառակ ցրված լույսում, դիտված [[Կեկի աստղադիտարան]]ից<ref name=dePater1999>{{Cite journal |last=դե Պետեր |first=Ի. |author2=Շոուոլտեր, Մ. Ռ.; Բարնս, Ջ. Ա.; և ընկ. |year=1999 |title=Յուպիտերի օղակների համակարգի ինֆրակարմիր դիտարկումները կատարված Կեկում 1997 |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/DePater99.pdf |format=pdf |journal=Իկարուս |volume=138 |issue=2 |pages=214–223 |bibcode=1999Icar..138..214D |doi=10.1006/icar.1998.6068}}</ref> և [[Հաբբլ (աստղադիտակ)|Հաբբլից]]<ref name=Meier1999/>, համարյա հնարավոր չե տարբերակել։ Սակայն նրա ընդհանոր ֆոտոնային հոսքը մի քանի անգամ ցածր է Հիմնական օղակից, և ավելի ուժեղ է կենտրոնացած օղակի հարթության մոտ քան ուղիղ ցրված լույսում<ref name=Burns2004/>։

Հալոյի սպեկտրը խիստ տարբերվում է Հիմնական օղակի սպեկտրից։ Ֆոտոնների հոսքի բաշխումը երկար ալիքների վրա (0,5&nbsp;-&nbsp;2,5&nbsp;մկմ) ավելի «հարթ» է քան Հիմնական օղակի դեպքում<ref name=Meier1999/>, Հալո-օղակը չունի նաև կարմրավուն գույն ինչպես Հիմնական օղակինն է, նրա գույնը ավելի կապտավուն է<ref name=Wong2006/>։

=== Հալոյի առաջացում ===
Հալոյի առանձնահատկությունները կարող են բացատրվել այն վարկածով, ըստ որի նրա կազմի մեջ են մտնում մասնիկներ, որոնց չափերը ավելի փոքր են քան 15&nbsp;մկմ<ref name=Meier1999/><ref name=Burns2004/><ref name=Brooks2004/>։ Օղակի մասը, որը գտնվում է նրա հարթությունից հեռու հնարավոր է, որ բաղկացած է մեկ միկրոմետրից էլ փոքր չափերով փոշուց<ref name=Meier1999/><ref name=dePater1999/><ref name=Burns2004/>։ Այսպիսի փոշիային կառուցվածքը շատ ավելի ուժեղ ուղիղ լույսի ցրումը, կապտավուն գույնը և չտարբերվող օղակի կառուցվածքը։ Փոշին, հավանաբար, առաջանում է Հիմնական օղակից, և սա ապացուցվում է այն փաստով, որ Հալո-օղակի օպտիկական հաստությունը <math>\scriptstyle\tau_s\,\sim\,10^{-6}</math> համեմատելի է Հիմնական օղակի փոշու չափերի հետ<ref name=Burns1987/><ref name=Burns2004/>։ Հալոյի մեծ հաստությունը կարող է բացատրվել Յուպիտերի մագնիսոլորտի կողմից օղակի մասնիկների [[Ուղեծրի թեքում|ուղեծրի թեքման]] և [[էքսցենտրիսիտետ]]ի շեղումով։ Հալոյի արտաքին սահմանը համընկնում է այսպես կոչված «Լորենցի ռեզոնանսի» տեղաբաշխման հետ (3:2 Յուպիտերի հետ)<ref name=Burns2001/><ref name=rez>Լորենցի ռեզոնանսը, ռեզոնանս է մասնիկների ուղեծրային շարժման և մոլորակի մագնիսոսֆերայի պտույտի միջև, երբ իրենց պարբերությունների հարաբերությունը ռացիոնալ թիվ է</ref><ref name=Hamilton1994>{{Cite journal |last=Համիլտոն |first=Դ. Պ. |year=1994 |title=Լորենցի համեմատությունը, մոլորակների և արբանյակների գրավիտացիոն ռեզոնանսները |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/Ham94.pdf |format=pdf |journal=Իկարուս |volume=109 |issue=2 |pages=221–240 |bibcode=1994Icar..109..221H |doi=10.1006/icar.1994.1089}}</ref><ref name=Burns1985>{{Cite journal |last=Բարնս |first=Ջ. Ա. |author2=Շաֆեր, Լ. Ե.; Գրինբերգ, Ռ. Ջ. և ընկ. |year=1985 |title=Լորենցի ռեզոնանսը և Յուպիտերի օղակի կառուցվածքը |journal=Նեյչր |volume=316 |issue=6024 |pages=115–119 |bibcode=1985Natur.316..115B |doi=10.1038/316115a0}}</ref>։ Քանի որ [[Փոյնթինգ - Ռոբերտսոնի էֆեկտ]]ը<ref name=Burns2001/><ref name=Burns1999/> ստիպում է օղակի մասնիկներին ժամանակի հետ տեղաշարժվել դեպի Յուպիտեր, նրանց ուղեծրային թեքումը փոխվում է երբ նրանք սկսում են այս շարժումը։ Վերը նշված փոշու ամպը, որը պարուրում է Հիմնական օղակի ներքին սահմանները, կարող է ծառայել որպես Հալո-օղակի սկիզբ<ref name=Burns2004/>։ Հալո-օղակի ներքին սահմանը բավականին մոտենում է 2:1 հզոր Լորենցի ռեզոնանսին<ref name=Burns2001/><ref name=Hamilton1994/><ref name=Burns1985/>։ Հավանաբար, այսպիսի ռեզոնանսում չափազանց ուժեղ հուզումներ կան, որոնք ստիպում են օղակի մասնիկներին ուղղվել Յուպիտերի մթնոլորտի ուղղությամբ, դրանով իսկ սահմանելով օղակի կտրուկ խզվող ներքին սահմանը<ref name=Burns2004/>։ Եթե Հալո-օղակը դա Հիմնական օղակի ածանցյալն է, ապա այն ունի մոտավորապես նույն տարիքը<ref name=Burns2004/>։

== Սարդոստանային օղակներ ==
=== Ամալթեայի սարդոստանային օղակ ===
[[Պատկեր:Jovian Gosamer Rings PIA00659.jpg|մինի|300px|ձախից|Ամալթեայի սարդոստանային օղակը: Լուսանկարը ստացվել է «Գալիլեո» ԱՄԿ-ից]]
[[Ամալթեա (արբանյակ)|Ամալթեայի]] սարդոստանային օղակը ունի չափազանց թույլ կառուցվածք ուղղանկյուն հատույթով, ձգվում է Ամալթեայի ուղեծրից 182 000 կմ (2,54 ''R''<small>J</small>) մինչև մոտ 129 000 կմ (1,80 ''R''<sub>J</sub>)<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns2004/>: Նրա ներքին սահմանը հստակ չի որոշված, մոտակայքում ավելի պայծառ Հիմնական և Հալո օղակների առկայության պատճառով<ref name=Ockert-Bell1999/>։ Օղակի հաստությունը կազմում է մոտ 2300 կմ Ամալթեայի ուղեծրի շրջանում և մի փոքր փոքրանում է դեպի Յուպիտեր<ref name=dePater1999/>։ Առավել պայծառ օղակը դառնում է վերին և ներքին սահմանների մոտ, ինչպես նաև Յուպիտերի ուղղությամբ։ Օղակի սահմաններից մեկը հաճախ լինում է ավելի պայծառ քան մյուսները<ref name=Showalter2008>{{Cite journal |last=Շոուոլտեր |first=Մարկ Ռ. |author2=դե Պատեր, Իմկե; Վերբանակ, Գույլի և ընկ. |year=2008 |title=Յուպիտերի սարդոստանային օղակների հատկությունները և շարժումը Գալիլեոից, Վոյաջերից, Հաբբլից և Կեկից ստացված լուսանկարներով |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/ShoPatVer08.pdf |format=pdf |journal=Իկարուս |volume=195 |issue=1 |pages=361–377 |bibcode=2008Icar..195..361S |doi=10.1016/j.icarus.2007.12.012}}</ref>։ Օղակի արտաքին սահմանը բավականին կտրուկ կտրվում է<ref name=Ockert-Bell1999/>։ Օղակի պայծառությունը տեսանելի է միայն Ամալթեայի ուղեծրի ներսում<ref name=Ockert-Bell1999/>, սակայն օղակը ունի նաև ոչ մեծ ընդլայնում նաև Ամալթեայի ուղեծրից այն կողմ, այնտեղ, որտեղ արբանյակը մտնում է 4:3 ռեզոնանսի մեջ [[Թեբե (արբանյակ)|Թեբեյի]] հետ<ref name=dePater2008/>։ Ուղիղ ցրված լույսի մեջ օղակը մոտ 30 անգամ աղոտ է քան Հիմնական օղակը<ref name=Ockert-Bell1999/>։ Հակառակ ցրված լույսում օղակը հնարվոր է եղել դիտել միայն [[Կեկի աստղադիտարան|Կեկից]]<ref name=dePater1999/> և Կատարելագործված շրջահայաց խցիկով (ACS) [[Հաբբլ (աստղադիտակ)|Հաբբլից]]<ref name=Showalter2005/>։ Հակառակ ցրված լույսում ստացված լուսանկարները թույլ են տալիս տարբերել օղակի որոշ առանձնահատկությունները, օրինակ՝ օղակը հասնում է պիկային պայծառության Ամալթեայի ուղեծրի ներսում, սահմանափակվելով օղակի վերևի և ներքևի սահմաններով<ref name=dePater1999/><ref name=dePater2008/>։

2002 - 2003 թվականներին «[[Գալիլեո (ԱՄԿ)|Գալիլեոն»]] երկու անգամ անցավ «սարդոստանային օղակների» միջով։ Անցման ժամանակ փոշու տվիչները գրանցեցին 0,2-5&nbsp;մկմ չափերով փոշու մասնիկներ<ref name=Kruger2003/><ref name=Kruger2008>{{Cite journal |last=Կրյուգեր |first=Հերալդ |author2=Համիլտոն, Դագլաս Պ., Մոյսլ, Ռիչարդ; և Գրան, Էբերհարդ |year=2009 |title=Գալիլեոյի կատարած փոշու չափումները Յուպիտերի սարդոստայնային օղակներում |journal=Իկարուս |volume=2003 |issue=1 |pages=198–213 |arxiv=0803.2849 |bibcode=2009Icar..203..198K |doi=10.1016/j.icarus.2009.03.040}}</ref>։ Դրանից բացի, Գալիլեոյի սկաներները գրանցեցին նաև համեմատաբար փոքր (< 1&nbsp;կմ) մարմինների առկայությունը Ամալթեայի մոտ<ref>{{Cite journal |last=Ֆիեսլեր |first=Պ. Դ. |author2=և ընկ. |year=2004 |title=Գալիլեոյի աստղային սկաների դիտարկումները Ամալթեայի մոտ |journal=Իկարուս |volume=169 |issue=2 |pages=390–401 |bibcode=2004Icar..169..390F |doi=10.1016/j.icarus.2004.01.012}}</ref>։ Հնարավոր է, որ դա ինչ-որ մարմինների բախման հետևանքներն են արբանյակի հետ։

Սարդոստայնային օղակներ դիտարկումները Երկրից, «[[Գալիլեո (ԱՄԿ)|Գալիլեո»]] ԱՄԿ-ից և փոշու անմիջական չափումները թույլ տվեցին որոշել փոշու հատիկային կառուցվածքը, այն, կարծես թե, հետևում է նույն աստիճանային օրենքին, ինչպես և Հիմնական օղակը, ''q''=2&nbsp;±&nbsp;0,5<ref name=Showalter2005/><ref name=Kruger2008/>: Օղակի օպտիկական հաստությունը մոտ 10<sup>−7</sup> է, ինչը մի քանի կարգ ցածր է քան Հիմնական օղակինն է, սակայն փոշու ընդհանուր զանգվածը (10<sup>7</sup>−10<sup>9</sup>&nbsp;կգ) համեմատելի է Հիմնական օղակի զանգվածի հետ<ref name=Esposito2002/><ref name=Burns1999/><ref name=Kruger2008/>։

=== Թեբեյի սարդոստանային օղակ ===
Թեբեյի սարդոստանային օղակը ամենաաղոտն ու հեռավորն է մոլորակից։ Օղակը ունի շատ աղոտ կառուցվածք և ուղղանկյուն հատույթ։ Օղակը սկսում է [[Թեբե (արբանյակ)|Թեբեյի]] ուղեծրի մոտ 226&nbsp;000&nbsp;կմ (3,11 ''R''<sub>J</sub>) և տարածվում է մինչև 129&nbsp;000&nbsp;կմ (1,80 ''R''<sub>J</sub>)<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Burns2004/>: Օղակի ներքին սահմանը չի որոշվում շատ ավելի պայծառ Հիմնական և Հալո օղակների պատճառով<ref name=Ockert-Bell1999/>։ Օղակի հաստությունը մոտ 8400&nbsp;կմ է Թեբեյի ուղեծրի մոտ և աստիճանաբար փոքրանում է մոլորակի ուղղությամբ<ref name=dePater1999/>։ Թեբեյի սարդոստանային օղակը, ինչպես և Ամալթեայի սարդոստանային օղակը, պայծառ է ներքին և արտաքին սահմանների մոտ, ինչպես նաև դառնում է ավելի պայծառ Յուպիտերին մոտենալու համընթաց<ref name=Showalter2008/>։ Օղակի արտաքին սահմանը կտրուկ չի ընդհատվում, և տարածվում է ևս 15&nbsp;000&nbsp;կմ<ref name=Ockert-Bell1999/>։ Կա նաև հազիվ նկատելի օղակի շարունակություն Թեբեյի ուղեծրից դուրս, մոտ 280&nbsp;000&nbsp;կմ (3,75 ''R''<sub>J</sub>) հեռավորության վրա և անվանվում է Թեբեյան ընդլայնում<ref name=Ockert-Bell1999/><ref name=Kruger2008/>։ Ուղիղ ցրվող լույսում օղակը երեք անգամ ավելի աղոտ է Ամալթեայի սարդոստանային օղակից<ref name=Ockert-Bell1999/>։ Հակառակ ցրված լույսում օղակը հնարավոր է եղել տարբերել միայն [[Կեկի աստղադիտարան]]ից<ref name=dePater1999/>։ Հակառակ ցրվող լույսում կատարված լուսանկարում երևում է, որ օղակի պիկային պայծառությունը սկսում է անմիջապես Թեբեյի ուղեծրի մոտ<ref name=dePater1999/>։ 2002 - 2003 «Գալիլեոյի» փոշու տվիչները գրանցեցին 0,2-5&nbsp;մկմ չափերով մասնիկներ, ինչպես և Ամալթեայի սարդոստանային օղակում, ինչպես նաև հաստատեցին լուսանկարների հետազոտությունների արդյունքները<ref name=Kruger2003>{{Cite journal |last=Կրյուգեր |first=Հ. |author2=Գրյուն, Ե.; Համիլտոն, Դ. Պ. |date=18–25 հուլիս 2004 |title=Գալիլեոյի կատարած փոշու չափումները Յուպիտերի սարդոստայնային օղակներում |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004cosp...35.1582K |series=35-րդ COSPAR Գիտական ասամբլեա |pages=1582}}</ref><ref name=Kruger2008/>։

Թեբեյի օղակի [[օպտիկական հաստություն]]ը մոտ 3{{E|−8}}, ինչը երեք անգամ փոքր է Ամալթեայի օղակից, սակայն փոշու ընդհանուր զանգվածը օղակում մոտավորապես նույնն է՝ 10<sup>7</sup>−10<sup>9</sup>&nbsp;կգ<ref name=Esposito2002/><ref name=Burns1999/><ref name=Kruger2008/>։ Փոշու հատիկային կառուցվածքը մի փոքր ավելի փոքր է քան Ամալթեայի օղակինը։ Փոշին օղակում նույնպես ենթարկվում է աստիճանային օրենքին q&nbsp;<&nbsp;2: Թեբեյան ընդլայնման մեջ q ցուցիչը կարող է նույնիսկ ավելի փոքր լինել<ref name=Kruger2008/>։

=== Սարդոստանային օղակների ծագում ===
Սարդոստանային օղակներում փոշին լրացվում է նույն մեխանիզմով, ինչ և Հիմնական կամ Հալո օղակների դեպքում<ref name=Burns1999/>։ Աղբյուր են հանդիսանում [[Յուպիտերի ներքին արբանյակներ]]ը` [[Ամալթեա (արբանյակ)|Ամալթեան]] և [[Թեբե (արբանյակ)|Թեբեն]] համապատասխանաբար, ինչպես նաև ավելի փոքր չափերով մարմինները։ Այս մարմինների միջև բախումները ինչպես նաև Յուպիտերի համակարգի դրսից եկած մարմինների բախումները այս մարմինների հետ առաջացնում են փոշու զանգվածներ<ref name=Burns1999/>։ Մասնիկները սկզբից պահպանում են աղբյուր-մարմինների ուղեծրային առանձնահատկությունները, սակայն հետո, աստիճանաբար, պարուրաձև են սկսում շարժվել Փոյնթինգ - Ռոբերտսոնի էֆեկտի ազդեցության տակ<ref name=Burns1999/>։ Սարդոստանային օղակների հաստությունը պայմանավորված է արբանյակների ուղղահայաց շեղումով մոլորակի հասարակածի հարթությունից, քանի-որ այս արբանյակները ունեն ոչ զրոյական ուղեծրի թեքումներ<ref name=Burns2004/>։ Այս վարկածը բացատրում է սարդոստանային օղակների համարյա բոլոր հայտնի առանձնահատկությունները` ուղղանկյուն հատույթը, հաստության նվազումը դեպի Յուպիտեր և վերին ու ներքևի սահմանների պայծառությունը<ref name=Showalter2008/>։

Սակայն որոշ առանձնահատկություններ դեռևս չեն ստացել իրենց բացատրությունը, օրինակ Թեբեյան ընդլայնումը, որը կարող է ստեղծվել Թեբեյի ուղեծրից դուրս գտնվող առայժմ չհայտնաբերված մարմնի կողմից, ինչպես նաև կառուցվածքները, որոնք տեսանելի են դառնում հակառակ ցրված լույսի ներքո<ref name=Burns2004/>։ Թեբեյան ընդլայնման առաջացման հավանական բացատրություններից մեկը կարող է լինել Յուպիտերի մթնոլորտի էլեկտրամագնիսական ուժերի ազդեցությունը։ Երբ փոշին մտնում է Յուպիտերի շողքի մեջ, այն արագ կորցնում է իր էլեկտրական լիցքը։ Սկսած ոչ մեծ մասնիկներից, փոշին մոլորակի ազդեցության տակ շարժվում է դեպի դուրս, այսպիսով առաջացնելով ընդլայնումը<ref name=Hamilton2008>{{Cite journal |last=Համիլտոն |first=Դուգլաս Պ. |author2=Կրյուգեր, Հարոլդ |year=2008 |title=Յուպիտերի սարդոստանային օղակների ձևի փոփոխությունները մոլորակի շողքով |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/HamKru08.pdf |format=pdf |journal=Նեյչր |volume=453 |issue=7191 |pages=72–75 |bibcode=2008Natur.453...72H |doi=10.1038/nature06886 |pmid=18451856}}</ref>։ Այդ նույն ուժերով կարելի է բացատրել նաև մասնիկների թվի և պայծառության պակասումը Ամալթեայի և Թեբեյի ուղեծրերի միջև<ref name=Kruger2008/><ref name=Hamilton2008/>։

Անմիջապես Ամալթեայի ուղեծրից այնկողմ գտնվող պայծառության պիկը, ինչպես նաև Ամալթեայի սարդոստանային օղակի ուղղահայաց ասիմետրիկությունը կարող են բացատրվել արբանյակի [[Լագրանժի կետ|Լագրանժի (L<sub>4</sub>) և (L<sub>5</sub>) կետերից]] գրաված մասնիկներով<ref name=Showalter2008/>։ Օղակի մասնիկները կարող են շարժվել [[Պայտաձև ուղեծիր|պայտաձև ուղեծրերով]] Լագրանժի կետերի միջև<ref name=dePater2008/>։ Թեբեյի մոտ տեղի է ունենում ճիշտ նույնպիսի գործընթաց։ Այս հայտնաբերումը ենթադրում է, որ սարդոստանային օղակների մեջ կան երկու տեսակի մասնիկներ՝ առաջինները դանդաղ ու պարուրաձև շարժվում են դեպի Յուպիտեր, իսկ մյուսները մնում են իրենց աղբյուր-արբանյակների շուրջ, գտնվելով նրանց հետ 1:1 ռեզոնանսի մեջ<ref name=Showalter2008/>։

== Հիմալիայի օղակ ==
[[Պատկեր:Himalia ring.jpg|մինի|170px|աջից|Հիպոթետիկ Հիմալիայի օղակը]]
[[S/2000 J 11]] արբանյակը, որի տրամագիծն էր 4 կմ անհետացել է անմիջապես հայտնագործությունից հետո 2000 թվականին<ref name="JPL-SSD">{{Cite web |author=IAUC 7555, հունվար 2001 |title=ՀՏՀ. Ինչու Ձեր համակարգում չկա Յուպիտերի S/2000 J11 արբանյակը |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?faq#A07 |url-status=live |archiveurl=https://www.webcitation.org/66kbPJJYO?url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?faq#A07 |archivedate=2012 թ․ ապրիլի 7 |accessdate=2011 թ․ փետրվարի 13 |publisher=ՌՇԼ Արեգակնային համակարգի դինամիկան}}</ref>։ Վարկածներից մեկի համաձայն, այն բախվել է ավելի մեծ [[Հիմալիա (արբանյակ)|Հիմալիայի]] հետ, որի տրամագիծն է 170 կմ, այսպիսով ստեղծելով փոքր նեղ օղակ։ Այս հիպոթետիկ օղակը երևում է որպես գունատ գիծ Հիմալիայի մոտ։ Այս ենթադրությունը խոսում է նաև այն բանի մասին, որ Յուպիտերը երբեմն կորցնում է իր փոքր [[Յուպիտերի արբանյակներ|արբանյակները]] բախումների արդյունքում<ref name="HimaliaRing" />։

== Հետազոտություններ ==
Յուպիտերի օղակների գոյությունը ապացուցվեց 1975 թվականին մոլորակի [[Պիոներ 11]] ԱՄԿ-ով դիտարկումներից հետո<ref name=Fillius1976>{{Cite journal |last=Ֆիլիուս |first=Ռ. Վ. |author2=ՄակԻլվեյն, Ս. Ի.; Մոգրո-Կամպերո, Ա. |year=1975 |title=Յուպիտորի շրջանաձև գոտիները - Երկրորդ հայացք |journal=Սայենս |volume=188 |issue=4187 |pages=465–467 |bibcode=1975Sci...188..465F |doi=10.1126/science.188.4187.465 |pmid=17734363}}</ref>։ 1979 թվականին «[[Վոյաջեր-1]]» ԱՄԿ-ն կատարեց օղակների համակարգի լուսանկարը<ref name=Smith1979/>։ Ավելի մանրամասն լուսանկարներ ստացվեցին նույն թվականին «[[Վոյաջեր-2]]» ԱՄԿ-ից, ինչը թույլ տվեց որոշելու օղակների մոտավոր կառուցվածքը<ref name=Burns1987/>։ «[[Գալիլեո (ԱՄԿ)|Գալիլեո»]] կայանից ստացված բարձրագույն որակի լուսանկարները 1995 - 2003 թվականներին, զգալիորեն ընդլայնեցին գոյություն ունեցող գիտելլիքները Յուպիտերի օղակների մասին<ref name=Ockert-Bell1999/>։ Երկրի վրայից [[Կեկի աստղադիտարան]]ում կատարվող դիտարկումները 1997 և 2002 թվականներին<ref name=dePater1999/> և Հաբբլ տիեզերական աստղադիտակով կատարված լուսանկարները 1999 թվականին<ref name=Meier1999/> ցույց տվեցին տեսանելի կողմային լույսի ցրման հարուստ կառուցվածքը։ [[Նոր հորիզոններ (ավտոմատ միջմոլորակային կայան)|«Նյու Հորիզոնս»]] ԱՄԿ-ից 2007 թվականի փետրվարին<ref name="New Horizons"/> ստացված լուսանկարները թույլ տվեցին առաջին անգամ հետազոտել Հիմնական օղակի կառուցվածքը։ 2003 թվականին «[[Կասինի-Հյուգենս|Կասինին»]] դեպի [[Սատուրն (մոլորակ)|Սատուրն]] ճանապարհին կատարեց Յուպիտերի օղակների բազմազան դիտարկումներ<ref name=Brown2003>{{Cite journal |last=Բրաուն |first=Ռ. Հ. |author2=Բեյնս, Կ. Հ.; Բելուչի, Գ.; և ընկ. |year=2003 |title=Տեսանելի և ինֆրակարմիր սպեկտրոմետրով կատարված դիտարկումները Յուպիտերի կողքով Կասինիի թռիչքի ժամանակ |journal=Իկարուս |volume=164 |issue=2 |pages=461–470 |bibcode=2003Icar..164..461B |doi=10.1016/S0019-1035(03)00134-9}}</ref>։

== Տես նաև ==
* [[Յուպիտերի արբանյակներ]]
* [[Մոլորակների օղակներ]]
* [[Տիեզերական փոշի]]

== Ծանոթագրություններ ==
{{ծանցանկ|30em|group=note}}<div class="references" style="height: 250px; overflow: auto; padding: 3px" >{{ծանցանկ|2}}</div>

== Արտաքին հղումներ ==
* [http://www.allplanets.ru/solar_sistem/jupiter/jupiter_statya.htm#kolca Յուպիտերի մասին հոդվածում օղակները] {{ref-ru}}
* [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupringfact.html Յուպիտերյան օղակների մասին փաստեր] {{ref-en}}
* [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jupiter&Display=Rings Յուպիտերի օղակներ։ ՆԱՍԱ-ի հետազոտությունները] {{ref-en}}
* [https://web.archive.org/web/20060206090452/http://spaceprojects.arc.nasa.gov/Space_Projects/pioneer/PNhome.html Պիոներ։ ՆԱՍԱ-ի ծրագիր] {{ref-en}}
* [http://voyager.jpl.nasa.gov Վոյաջեր։ ՆԱՍԱ-ի ծրագիր] {{ref-en}}
* [http://www2.jpl.nasa.gov/galileo Գալիլեո։ ՆԱՍԱ-ի ծրագիր] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20041220040741/http://www2.jpl.nasa.gov/galileo |date=2004-12-20 }} {{ref-en}}
* [http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm Կասինի։ ՆԱՍԱ-ի ծրագիր] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070426162116/http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm |date=2007-04-26 }} {{ref-en}}
* [http://pluto.jhuapl.edu New Horizons: ՆԱՍԱ-ի ծրագիր] {{ref-en}}
* [http://pds-rings.seti.org/jupiter/ Յուպիտերի օղակների համակարգ] {{ref-en}}
* [http://planetarynames.wr.usgs.gov/append8.html Մոլորակների անվանումներ։ Յուպիտերի օղակներ] {{ref-en}}

{{Մոլորակների օղակներ}}
{{Յուպիտերի համակարգ}}
{{Արեգակնային համակարգ}}

{{Օրվա հոդված նախագծի մասնակից}}

[[Կատեգորիա:Մոլորակների օղակներ]]
[[Կատեգորիա:Յուպիտեր]]