Jüpiter'in manyetosferi - Magnetosphere of Jupiter

Jüpiter'in manyetosferi

Hubble tarafından görüldüğü gibi, Jüpiter'in kuzey kutbundaki auroraların sahte renkli görüntüsü
keşif
Tarafından keşfedildi	öncü 10
keşif tarihi	Aralık 1973
İç alan
Jüpiter'in yarıçapı	71.492 km
manyetik moment	2.83 × 10 20 T · m 3
ekvator alan kuvveti	417.0  μT (4.170  G )
dipol eğimi	~10°
Manyetik kutup boylamı	~159°
Rotasyon süresi	9s 55m 29.7 ± 0.1s
Güneş rüzgar parametreleri
Hız	400 km/s
IMF gücü	1 nt
Yoğunluk	0,4 cm -3
manyetosferik parametreler
Tip	içsel
Yay şok mesafesi	~ 82  R, J
manyetopoz mesafesi	50-100  R J
Manyetokuyruk uzunluğu	kadar 7000  R, J
ana iyonlar	O n+ , S n+ ve H +
Plazma kaynakları	Io , güneş rüzgarı , iyonosfer
Kütle yükleme hızı	~1000 kg/sn
Maksimum plazma yoğunluğu	2000 cm- 3
Maksimum parçacık enerjisi	100 MeV'ye kadar
Aurora
spektrum	radyo, yakın IR , UV ve X-ray
Toplam güç	100 TW
Radyo emisyon frekansları	0,01–40 MHz

Arasında manyetosfer Jüpiter oluşturulan kavite olan güneş rüzgarı gezegenin tarafından manyetik alan . Güneş yönünde yedi milyon kilometreye kadar ve neredeyse ters yönde Satürn'ün yörüngesine kadar uzanan Jüpiter'in manyetosferi , Güneş Sistemi'ndeki herhangi bir gezegen manyetosferinin en büyüğü ve en güçlüsüdür ve hacim olarak Güneş'te bilinen en büyük sürekli yapıdır. Heliosferden sonraki sistem . Daha geniş ve daha düz Dünya'nın magnetosphere , Jüpiter en bir tarafından güçlüdür büyüklük sırasına onun ederken, manyetik momenti kabaca 18.000 kat daha büyük. Jüpiter'in manyetik alanının varlığı ilk olarak 1950'lerin sonundaki radyo emisyonlarının gözlemlerinden çıkarıldı ve 1973'te Pioneer 10 uzay aracı tarafından doğrudan gözlemlendi .

Jüpiter'in iç manyetik alanı, gezegenin sıvı metalik hidrojenden oluşan dış çekirdeğindeki elektrik akımları tarafından üretilir . Jüpiter ay ile volkanik patlamalar Io büyük miktarda çıkarmak kükürt dioksit büyük bir şekillendirme, boşluk içine gaz torus gezegen çevresinde. Jüpiter'in manyetik alanı, torusu gezegenle aynı açısal hız ve yönde dönmeye zorlar . Torus sırayla manyetik alanı plazma ile yükler ve bu süreçte onu manyetodisk adı verilen gözleme benzeri bir yapıya gerer. Gerçekte, Jüpiter'in manyetosferi, Dünya'nın manyetosferinde olduğu gibi güneş rüzgarından ziyade, esas olarak Io'nun plazması ve kendi dönüşü tarafından şekillendirilen dahili olarak yönlendirilir . Manyetosferdeki güçlü akımlar , gezegenin kutupları etrafında kalıcı auroralar ve yoğun değişken radyo emisyonları üretir , bu da Jüpiter'in çok zayıf bir radyo pulsarı olarak düşünülebileceği anlamına gelir . Jüpiter'in auroraları , kızılötesi , görünür , ultraviyole ve yumuşak X ışınları dahil olmak üzere elektromanyetik spektrumun hemen hemen tüm bölümlerinde gözlenmiştir .

Manyetosferin hareketi parçacıkları yakalar ve hızlandırır, Dünya'nın Van Allen kuşaklarına benzer , ancak binlerce kat daha güçlü yoğun radyasyon kuşakları üretir . Enerjik parçacıkların Jüpiter'in en büyük uydularının yüzeyleriyle etkileşimi, kimyasal ve fiziksel özelliklerini önemli ölçüde etkiler. Aynı parçacıklar, Jüpiter'in ince gezegen halka sistemi içindeki parçacıkların hareketlerini de etkiler ve onlardan etkilenir . Radyasyon kayışları, uzay araçları ve potansiyel olarak insan uzay yolcuları için önemli bir tehlike arz etmektedir.

Yapı

Jüpiter manyetosfer bir içeren karmaşık bir yapıdır kavisli şok , MANYETİK , manyetopoz , magnetotail , magnetodisk ve diğer bileşenleri. Jüpiter'in etrafındaki manyetik alan, gezegenin çekirdeğindeki (iç alan) sıvı dolaşımı, Jüpiter'i çevreleyen plazmadaki elektrik akımları ve gezegenin manyetosferinin sınırında akan akımlar dahil olmak üzere bir dizi farklı kaynaktan kaynaklanır. Manyetosfer, gezegenler arası manyetik alanı taşıyan güneş rüzgarının plazması içinde gömülüdür .

Dahili manyetik alan

Jüpiter'in manyetik alanının büyük kısmı, Dünya'nınki gibi , dış çekirdeğindeki iletken bir sıvının dolaşımıyla desteklenen bir iç dinamo tarafından üretilir . Ancak Dünya'nın çekirdeği erimiş demir ve nikelden yapılırken , Jüpiter'inki metalik hidrojenden oluşur . Toprak en olduğu gibi, Jüpiter'in manyetik alanı çoğunlukla olduğu dipol tek manyetik eksenin sonuna kuzey ve güney manyetik kutuplar ile. Jüpiter'de dipolün kuzey kutbu (manyetik alan çizgilerinin radyal olarak dışarıyı gösterdiği yer) gezegenin kuzey yarım küresinde bulunur ve dipolün güney kutbu güney yarım küresinde bulunur. Bu, Dünya'nın tam tersidir. Jüpiter'in alanı ayrıca dört kutuplu , sekiz kutuplu ve daha yüksek bileşenlere sahiptir, ancak bunlar dipol bileşeninin onda birinden daha az güçlüdür.

Dipol, Jüpiter'in dönme ekseninden kabaca 10° eğimlidir; eğim, Dünya'nınkine benzer (11.3°). Bu ekvator alan kuvveti 417.0 yaklaşık   μT (4.170  G ), bir çift kutuplu olduğu karşılık manyetik momenti x 10 2.83 yaklaşık ²⁰ T · m ³ . Bu, Jüpiter'in manyetik alanını Dünya'nınkinden yaklaşık 20 kat daha güçlü ve manyetik momentini ~ 20.000 kat daha büyük yapar. Jüpiter'in manyetik alanı , atmosferinin altındaki bölge ile aynı hızda, 9 saat 55 m'lik bir süre ile dönmektedir . 1970'lerin ortalarında Pioneer uzay aracı tarafından ilk ölçümlerin alınmasından bu yana, 2019'a kadar gücünde veya yapısında herhangi bir değişiklik gözlemlenmedi. Juno uzay aracından yapılan gözlemlerin analizi , gezegenin manyetik alanında gözlemlenen küçük ama ölçülebilir bir değişiklik olduğunu gösteriyor. Öncü dönem. Özellikle, Jüpiter, ekvator yakınında, "Büyük Mavi Nokta" olarak bilinen, güçlü bir şekilde dipolar olmayan alana sahiptir. Bu, kabaca Dünya'nın Güney Atlantik Anomalisine benzer olabilir . Bu bölge büyük seküler varyasyonların belirtilerini gösteriyor .

Büyüklük ve şekil

Jüpiter iç manyetik alan önler güneş rüzgar tarafından yayılan iyonize parçacıkların akışı güneş doğrudan etkileşim, atmosferi , ve bunun yerine, etkin bir şekilde oluşan bir manyetosfer adı güneş rüzgar akımında bir oyuk oluşturmak uzak gezegen yönlendirmektedir güneş rüzgarından farklı bir plazma . Jovian manyetosferi o kadar büyüktür ki, Güneş ve onun görünür koronası onun içine sığacak kadar yer açar. Dünya'dan görülebilseydi , yaklaşık 1700 kat daha uzakta olmasına rağmen gökyüzündeki dolunaydan beş kat daha büyük görünürdü .

Dünya'nın manyetosferinde olduğu gibi, Jüpiter'in manyetosferindeki daha yoğun ve daha soğuk güneş rüzgarının plazmasını daha sıcak ve daha az yoğun olandan ayıran sınıra manyetopoz denir . Gezegen merkezine Magnetopause mesafe 45 ila 100 olan R _J ( R, _J az 71.492 km Jüpiter yarıçapıdır =) subsolar noktası güneş doğrudan genel görünür olan yüzeyde -the sabitlenmemiş nokta bir gözlemciye. Manyetopozun konumu, güneş rüzgarının uyguladığı basınca bağlıdır ve bu da güneş aktivitesine bağlıdır . (130 80 belirli bir mesafede Magnetopause önünde  R _J gezegenimizin merkezi) yer alan yay şoku , bir uyandırma magnetosphere ile çarpışmanın neden olduğu rüzgâr içinde rahatsızlık benzeri. Yay şok ve Magnetopause arasındaki bölge olarak adlandırılan MANYETİK .

Bir sanatçının manyetosfer kavramı, burada plazma küre (7), plazma simidi ve levhayı ifade eder.

Gezegenin karşı tarafında, güneş rüzgarı, Jüpiter'in manyetik alan çizgilerini , bazen Satürn'ün yörüngesinin çok ötesine uzanan uzun, takip eden bir manyetokuyruğa uzatır . Jüpiter'in manyetokuyruğunun yapısı Dünya'nınkine benzer. Güney lobdaki manyetik alan Jüpiter'i ve kuzey lobdaki manyetik alan ondan uzağa bakan iki lobdan (şekilde mavi alanlar) oluşur. Loblar, kuyruk akımı tabakası (ortadaki turuncu tabaka) adı verilen ince bir plazma tabakası ile ayrılır .

Yukarıda açıklanan Jüpiter'in manyetosferinin şekli, Jüpiter'in kuyruk plazma tabakası boyunca dönüşü ile akan nötr tabaka akımı (manyetokuyruk akımı olarak da bilinir) tarafından sürdürülür, manyetokuyruğun dış sınırında Jüpiter'in dönüşüne karşı akan kuyruk akımları ve gün tarafı manyetopozu boyunca dönmeye karşı akan manyetop akımları (veya Chapman-Ferraro akımları). Bu akımlar, manyetosferin dışındaki iç alanı iptal eden manyetik alanı yaratır. Ayrıca güneş rüzgarı ile önemli ölçüde etkileşime girerler.

Jüpiter'in manyetosferi geleneksel olarak üç kısma ayrılır: iç, orta ve dış manyetosfer. İç manyetosfer, gezegenden 10 R _J'den daha yakın mesafelerde bulunur  . İçindeki manyetik alan yaklaşık olarak dipol olarak kalır, çünkü manyetosferik ekvatoral plazma tabakasında akan akımların katkıları küçüktür. Ortasında (10 ve 40 arasında  R, _J ve dış (ayrıca 40 daha az)  R, _J , manyetik alan, bir dipol değildir ve ciddi plazma levha ile etkileşimi tarafından rahatsız manyetosferlerine) (aşağıda magnetodisk bakınız).

Io'nun Rolü

Jüpiter'in manyetosferi ile Io'nun etkileşimi. Io plazma simidi sarı renktedir.

Jüpiter'in manyetosferinin genel şekli Dünya'nınkine benzese de, gezegene daha yakın yapısı çok farklıdır. Jüpiter'in volkanik olarak aktif uydusu Io , başlı başına güçlü bir plazma kaynağıdır ve Jüpiter'in manyetosferine her saniye 1.000 kg'a kadar yeni malzeme yükler. Io'daki güçlü volkanik patlamalar, büyük bir kısmı atomlara ayrışan ve elektron darbeleri ile iyonize olan ve daha az ölçüde güneş ultraviyole radyasyonu ile kükürt ve oksijen iyonları üreten büyük miktarda kükürt dioksit yayar . Daha fazla elektron darbesi daha yüksek yük durumu üretir ve bu da S ⁺ , O ⁺ , S ²⁺ , O ²⁺ ve S ³⁺ plazması ile sonuçlanır . Io'nun yörüngesinin yakınında bulunan Jüpiter'i çevreleyen kalın ve nispeten soğuk bir plazma halkası olan Io plazma torusunu oluştururlar . Plazma ısısı torus içinde 10-100 olduğu  eV kadar radyasyon kemer-10 keV'de (100 milyon K) parçacıkların daha düşük olduğu (100,000-1,000,000 K). Torustaki plazma Jüpiter ile birlikte dönmeye zorlanır, yani her ikisi de aynı dönme periyodunu paylaşır. Io torus, Jovian manyetosferinin dinamiklerini temelden değiştirir.

Çeşitli süreçlerin bir sonucu olarak - difüzyon ve değişim kararsızlığı ana kaçış mekanizmalarıdır - plazma yavaş yavaş Jüpiter'den sızar. Plazma gezegenden uzaklaştıkça, içinde akan radyal akımlar yavaş yavaş hızını artırarak birlikte dönüşü korur. Bu radyal akımlar aynı zamanda manyetik alanın azimut bileşeninin kaynağıdır ve sonuç olarak dönüşe karşı eğilir. Sayı yoğunluğudur plazma den yaklaşık 2,000 cm azalır ^-3 Io simit içinde yaklaşık 0.2 cm ^-3 35 bir mesafede  R _J . Orta manyetosferde, Jüpiter'den 10 R _J'den daha büyük mesafelerde  , birlikte rotasyon yavaş yavaş bozulur ve plazma gezegenden daha yavaş dönmeye başlar. Sonunda kabaca 40 R _J'den daha büyük mesafelerde  (dış manyetosferde) bu plazma artık manyetik alan tarafından sınırlandırılmaz ve manyetosferi manyetosferden terk eder. Soğuk, yoğun plazma dışarı doğru hareket ettikçe, bunun yerini sıcak, düşük yoğunluklu plazma alır ve dış manyetosferden 20 keV (200 milyon K) veya daha yüksek sıcaklıklar  hareket eder. Jüpiter'e yaklaştıkça adyabatik olarak ısıtılan bu plazmanın bir kısmı, Jüpiter'in iç manyetosferinde radyasyon kuşaklarını oluşturabilir.

manyetodisk

Dünya'nın manyetik alanı kabaca gözyaşı damlası şeklindeyken, Jüpiter'inki daha düzdür, bir diske daha yakındır ve kendi ekseni etrafında periyodik olarak "sallanır". Bu disk benzeri konfigürasyonun ana nedenleri , her ikisi de Jüpiter'in manyetik alan çizgilerini gererek manyetodisk olarak bilinen düzleştirilmiş gözleme benzeri bir yapı oluşturan , birlikte dönen plazma ve sıcak plazmanın termal basıncından kaynaklanan merkezkaç kuvvetidir . gezegenden 20 R _J'den daha büyük mesafelerde  . Manyetodisk, orta düzlemde, yaklaşık olarak manyetik ekvatorun yakınında ince bir akım tabakasına sahiptir . Manyetik alan çizgileri, levhanın üstündeki Jüpiter'den uzağa ve altındaki Jüpiter'e doğru işaret ediyor. Io'dan gelen plazma yükü, Jovian manyetosferinin boyutunu büyük ölçüde genişletir, çünkü manyetodisk, güneş rüzgarının basıncını dengeleyen ek bir iç basınç yaratır. Io yokluğunda subsolar noktada Magnetopause için planet mesafe en fazla 42 daha olacaktır  R _J aslında 75 ise,  R, _J ortalama olarak.

Manyetodisk alanının konfigürasyonu , ekvator plazma tabakası boyunca dönüşle akan azimut halka akımı (Dünya'nın halka akımının bir analogu değil) tarafından korunur . Bu akımın gezegensel manyetik alanla etkileşiminden kaynaklanan Lorentz kuvveti , birlikte dönen plazmanın gezegenden kaçmasını engelleyen bir merkezcil kuvvet yaratır . Ekvator akımı sayfasındaki toplam halka akımının 90-160 milyon amper olduğu tahmin edilmektedir .

dinamikler

Ko-rotasyon ve radyal akımlar

Jüpiter'in manyetik alanı ve birlikte dönme zorlayıcı akımlar

Jüpiter'in manyetosferinin ana sürücüsü gezegenin dönüşüdür. Bu açıdan Jüpiter, Unipolar jeneratör adı verilen bir cihaza benzer . Jüpiter döndüğünde, iyonosferi gezegenin dipol manyetik alanına görece hareket eder. Dipol manyetik momenti dönme yönünü gösterdiğinden, bu hareket sonucunda ortaya çıkan Lorentz kuvveti negatif yüklü elektronları kutuplara, pozitif yüklü iyonlar ise ekvatora doğru itilir. Bunun sonucunda kutuplar negatif, ekvatora yakın bölgeler pozitif yüklenir. Jüpiter'in manyetosferi yüksek iletkenliğe sahip plazma ile dolduğundan, elektrik devresi onun içinden kapalıdır. Doğru akım adı verilen bir akım, iyonosferden ekvatoral plazma tabakasına manyetik alan çizgileri boyunca akar. Bu akım daha sonra ekvator plazma tabakası içinde gezegenden radyal olarak akar ve nihayet kutuplara bağlı alan çizgileri boyunca manyetosferin dış erişimlerinden gezegensel iyonosfere geri döner. Manyetik alan çizgileri boyunca akan akımlara genellikle alan hizalı veya Birkeland akımları denir . Radyal akım, gezegensel manyetik alanla etkileşime girer ve ortaya çıkan Lorentz kuvveti, manyetosferik plazmayı gezegen dönüşü yönünde hızlandırır. Bu, Jüpiter'in manyetosferindeki plazmanın birlikte dönmesini sağlayan ana mekanizmadır.

İyonosferden plazma tabakasına akan akım, plazma tabakasının karşılık gelen kısmı gezegenden daha yavaş döndüğünde özellikle güçlüdür. 20 ve 40 arasında yer alan bölgede aşağı eş dönme sonları Yukarıda belirtildiği gibi,  R, _J Jupiter'den. Bu bölge, manyetik alanın oldukça gergin olduğu manyetodiske karşılık gelir. Manyetodiske akan güçlü doğru akım , Jovian manyetik kutuplarından yaklaşık 16 ± 1 °'lik çok sınırlı bir enlem aralığından kaynaklanır . Bu dar dairesel bölgeler, Jüpiter'in ana auroral ovallerine karşılık gelir . (Aşağıya bakınız.) 50 ötesinde dış magnetosphere akan geri dönen akım  R _J kutuplara yakın Jüpitersel iyonosfer girer, elektrik devresini kapatır. Jovian manyetosferindeki toplam radyal akımın 60 milyon–140 milyon amper olduğu tahmin ediliyor.

Plazmanın birlikte rotasyona doğru hızlanması, enerjinin Jovian dönüşünden plazmanın kinetik enerjisine transferine yol açar . Bu anlamda, Jovian manyetosferi gezegenin dönüşünden güç alırken, Dünya'nın manyetosferi esas olarak güneş rüzgarından güç alır.

Değişim kararsızlığı ve yeniden bağlantı

Jüpiter magnetosphere dinamiklerini deşifre karşılaşılan en büyük sorun, 6 Io tor ağır soğuk plazma taşınmasıdır  R _J fazla 50 uzaklıklarda bulunan dış magnetosphere için  R, _J . Bu sürecin kesin mekanizması bilinmemektedir, ancak değişim kararsızlığından dolayı plazma difüzyonunun bir sonucu olarak meydana geldiği varsayılmaktadır. Süreç benzer Rayleigh-Taylor istikrarsızlık içinde hidrodinamik . Jovian manyetosferi durumunda, merkezkaç kuvveti yerçekimi rolünü oynar; ağır sıvı, soğuk ve yoğun İyon (yani Io ile ilgili ) plazmadır ve hafif sıvı, dış manyetosferden gelen sıcak, çok daha az yoğun plazmadır. Kararsızlık , plazma ile dolu akı tüplerinin manyetosferinin dış ve iç kısımları arasında bir değiş tokuşa yol açar . İyon plazmasıyla dolu ağır tüpleri Jüpiter'den uzağa iterken, yüzen boş akı tüpleri gezegene doğru hareket eder. Akı tüplerinin bu değişimi, manyetosferik türbülansın bir şeklidir .

Kuzey kutbunun üstünden bakıldığında Jüpiter'in manyetosferi

Akı tüpü değişiminin bu oldukça varsayımsal resmi , iç manyetosferde keskin bir şekilde azalmış plazma yoğunluğu ve artan alan kuvveti bölgeleri tespit eden Galileo uzay aracı tarafından kısmen doğrulandı . Bu boşluklar, dış manyetosferden gelen neredeyse boş akı tüplerine karşılık gelebilir. Galileo, orta manyetosferde, dış manyetosferden gelen sıcak plazmanın manyetodiske çarpmasıyla artan enerjik parçacık akışına ve güçlendirilmiş bir manyetik alana yol açan enjeksiyon olayları olarak adlandırılan olayları tespit etti. Soğuk plazmanın dışarıya taşınmasını açıklayan bir mekanizma henüz bilinmemektedir.

Soğuk İyon plazması ile yüklenen akı tüpleri dış manyetosfere ulaştığında , manyetik alanı plazmadan ayıran bir yeniden bağlantı sürecinden geçerler . İlki, sıcak ve daha az yoğun plazma ile doldurulmuş akış tüpleri şeklinde iç manyetosfere geri dönerken, ikincisi muhtemelen manyetokuyruktan plazmoidler -büyük plazma blokları şeklinde dışarı atılır . Yeniden bağlantı süreçleri, Galileo uzay aracı tarafından da gözlemlenen ve her 2-3 günde bir düzenli olarak meydana gelen küresel yeniden yapılandırma olaylarına karşılık gelebilir. Yeniden yapılandırma olayları genellikle manyetik alan kuvvetinin ve yönünün hızlı ve kaotik varyasyonunun yanı sıra plazmanın hareketinde sıklıkla birlikte dönmeyi durduran ve dışa doğru akmaya başlayan ani değişiklikleri içeriyordu. Bunlar esas olarak gece manyetosferinin şafak sektöründe gözlendi. Açık alan çizgileri boyunca kuyruktan aşağı akan plazmaya gezegen rüzgarı denir.

Yeniden bağlantı olayları , Dünya'nın manyetosferindeki manyetik alt fırtınalara benzer . Fark, ilgili enerji kaynakları gibi görünüyor: karasal alt fırtınalar, güneş rüzgarının enerjisinin manyetokuyrukta depolanmasını ve ardından kuyruğun nötr akım tabakasındaki bir yeniden bağlantı olayı yoluyla serbest bırakılmasını içerir. İkincisi ayrıca kuyruktan aşağı doğru hareket eden bir plazmoid oluşturur. Tersine, Jüpiter'in manyetosferinde dönme enerjisi manyetodiskte depolanır ve bir plazmoid ondan ayrıldığında serbest bırakılır.

Güneş rüzgarının etkisi

Güneş rüzgarı ve Jovian manyetosferi arasındaki etkileşimler

Jovian manyetosferinin dinamikleri esas olarak iç enerji kaynaklarına bağlıyken, güneş rüzgarının da, özellikle yüksek enerjili protonların kaynağı olarak muhtemelen bir rolü vardır . Dış manyetosferin yapısı, önemli bir şafak-alacakaranlık asimetrisi de dahil olmak üzere, güneş rüzgarı tarafından yönlendirilen bir manyetosferin bazı özelliklerini gösterir. Özellikle alacakaranlık sektöründeki manyetik alan çizgileri şafak sektöründekilere zıt yönde bükülür. Ek olarak, şafak manyetosferi manyetokuyruğa bağlanan açık alan çizgileri içerirken, alacakaranlık manyetosferinde alan çizgileri kapalıdır. Tüm bu gözlemler, Dünya'da Dungey döngüsü olarak bilinen, güneş rüzgarı tarafından yönlendirilen bir yeniden bağlanma sürecinin, Jovian manyetosferinde de gerçekleşebileceğini gösteriyor.

Güneş rüzgarının Jüpiter'in manyetosferinin dinamikleri üzerindeki etkisinin boyutu şu anda bilinmiyor; bununla birlikte, özellikle yüksek güneş aktivitesinin olduğu zamanlarda güçlü olabilir. Auroral radyo, optik ve X-ışını emisyonlarının yanı sıra radyasyon kuşaklarından gelen senkrotron emisyonlarının tümü, güneş rüzgarı basıncı ile korelasyon gösterir, bu da güneş rüzgarının manyetosferdeki plazma dolaşımını yönlendirebileceğini veya dahili süreçleri modüle edebileceğini gösterir.

emisyonlar

Aurora

Ana aurora ovalini, kutupsal emisyonları ve Jüpiter'in doğal uydularıyla etkileşimin ürettiği noktaları gösteren Jüpiter'in kuzey auroralarının görüntüsü

Jüpiter, her iki kutup çevresinde de parlak, kalıcı auroralar gösterir. Geçici olan ve yalnızca güneş aktivitesinin arttığı zamanlarda ortaya çıkan Dünya'nın auroralarının aksine, Jüpiter'in auroraları, yoğunlukları günden güne değişse de kalıcıdır. Üç ana bileşenden oluşurlar: manyetik kutuplardan yaklaşık 16° uzaklıkta bulunan parlak, dar (genişliği 1000 km'den az) dairesel özellikler olan ana ovaller; Jüpiter'in iyonosferini en büyük uydularınınkilere bağlayan manyetik alan çizgilerinin ayak izlerine karşılık gelen uyduların auroral noktaları ve ana ovaller içinde yer alan geçici kutupsal emisyonlar (eliptik alan daha iyi bir tanım olabilir). Radyo dalgalarından X ışınlarına (3 keV'a kadar) kadar elektromanyetik spektrumun neredeyse tüm bölümlerinde auroral emisyonlar tespit edilmiştir; bunlar en sık olarak orta kızıl ötesi (dalga boyu 3–4 μm ve 7–14 μm) ve uzak morötesi spektral bölgelerde (dalga boyu 120–180 nm) gözlenir.

Kuzey ve güney kutuplarındaki auroraların ortalama konumu
(animasyon).

Ana ovaller, Jovian auroralarının baskın kısmıdır. Kabaca sabit şekillere ve konumlara sahiptirler, ancak yoğunlukları güneş rüzgarı basıncı tarafından güçlü bir şekilde modüle edilir - güneş rüzgarı ne kadar güçlüyse, auroralar o kadar zayıftır. Yukarıda bahsedildiği gibi, ana ovaller, manyetodisk plazma ve Jovian iyonosferi arasındaki elektrik potansiyeli düşüşleri tarafından hızlandırılan güçlü elektron akışıyla korunur. Bu elektronlar , plazmanın manyetodiskte birlikte dönmesini sağlayan alan hizalı akımlar taşır . Potansiyel düşmeler, ekvator tabakasının dışındaki seyrek plazma, kararsızlıklar yaratmadan ve potansiyel damlalar üretmeden yalnızca sınırlı güçte bir akım taşıyabildiğinden gelişir . Çökeltici elektronlar 10-100 keV aralığında enerjiye sahiptir ve Jüpiter'in atmosferinin derinliklerine nüfuz eder, burada iyonize olur ve moleküler hidrojeni uyararak ultraviyole emisyonuna neden olur. İyonosfere toplam enerji girişi 10–100  TW'dir . Ayrıca iyonosferde akan akımlar, Joule ısıtması olarak bilinen süreçle onu ısıtır . 300 TW'a kadar güç üreten bu ısıtma, Jovian auroralarından gelen güçlü kızılötesi radyasyondan ve kısmen Jüpiter'in termosferinin ısınmasından sorumludur.

Noktaların Galilean uyduları Io, Europa ve Ganymede'ye karşılık geldiği bulundu . Plazmanın birlikte dönmesi aylarla etkileşime girdiği ve onların çevresinde yavaşladığı için gelişirler. En parlak nokta, manyetosferdeki plazmanın ana kaynağı olan Io'ya aittir (yukarıya bakın). İyonya auroral noktasının, Jovian'dan İyon iyonosferine akan Alfvén akımları ile ilgili olduğu düşünülmektedir . Europa'nınkine benzer, ancak daha sönük bir atmosfere sahip olduğu ve daha zayıf bir plazma kaynağı olduğu için daha sönüktür. Europa'nın atmosferi, Io'nun atmosferini oluşturan volkanik aktiviteden ziyade, su buzunun yüzeylerinden süblimleşmesiyle üretilir. Ganymede'nin bir dahili manyetik alanı ve kendine ait bir manyetosferi vardır . Bu manyetosfer ve Jüpiter'inki arasındaki etkileşim, manyetik yeniden bağlantı nedeniyle akımlar üretir . Callisto ile ilişkili aurora noktası muhtemelen Europa'nınkine benzer, ancak Haziran 2019 itibariyle yalnızca bir kez görüldü. Normalde, Callisto'ya bağlı manyetik alan çizgileri Jüpiter'in atmosferine ana auroral ovalin çok yakınında veya boyunca temas eder ve bu da onu zorlaştırır. Callisto'nun auroral noktasını tespit etmek için.

Ana ovaller içinde ara sıra parlak yaylar ve noktalar belirir. Bu geçici fenomenlerin, güneş rüzgarı veya dış manyetosferin dinamikleri ile etkileşimle ilgili olduğu düşünülmektedir. Bu bölgedeki manyetik alan çizgilerinin açık olduğuna ya da manyeto-kuyruğun üzerinde haritalandığına inanılmaktadır. İkincil ovaller bazen ana ovalin içinde gözlenir ve açık ve kapalı manyetik alan çizgileri arasındaki sınırla veya polar uçlarla ilgili olabilir . Kutupsal auroral emisyonlar, Dünya'nın kutuplarında gözlemlenenlere benzer olabilir: Güneş manyetik alanının gezegeninkiyle yeniden bağlanması sırasında, elektronlar potansiyel düşüşlerle gezegene doğru hızlandırıldığında ortaya çıkar. Ana ovaller içindeki bölgeler, auroral X-ışınlarının çoğunu yayar. Auroral X-ışını radyasyonunun spektrumu , muhtemelen enerjik (yüzlerce kiloelektronvolt) S ve O iyonları Jüpiter'in kutup atmosferine çökeldiğinde ortaya çıkan yüksek oranda iyonize oksijen ve kükürt spektral çizgilerinden oluşur . Bu yağışın kaynağı bilinmiyor ama bu manyetik alan çizgilerinin açık olduğu ve güneş rüzgarına bağlı olduğu teorisiyle tutarsız.

Jüpiter radyo dalga boylarında

Jüpiter, birkaç kilohertz'den onlarca megahertz'e kadar uzanan spektral bölgelerde güçlü bir radyo dalgaları kaynağıdır . Yaklaşık 0,3 MHz'den daha düşük frekanslara (ve dolayısıyla 1 km'den daha uzun dalga boylarına) sahip radyo dalgalarına Jovian kilometrik radyasyon veya KOM denir . 0.3–3 MHz aralığında (100–1000 m dalga boyları ile) frekanslara sahip olanlara hektometrik radyasyon veya HOM denirken, 3–40 MHz aralığında (10–100 m dalga boylarına sahip) emisyonlara atıfta bulunulur. decametric radyasyonu veya DAM. İkinci radyasyon, Dünya'dan gözlemlenen ilk radyasyondu ve yaklaşık 10 saatlik periyodikliği, onun Jüpiter'den kaynaklandığını belirlemeye yardımcı oldu. Io ve Io-Jüpiter akım sistemi ile ilgili dekametrik emisyonun en güçlü kısmına Io-DAM denir.

(N,T,S,U)KR'nin (Neptün, Karasal, Satürn ve Uran) kilometrik radyasyon anlamına geldiği diğer dört manyetize gezegenin spektrumları ile karşılaştırıldığında Jovian radyo emisyonlarının spektrumu

Bu emisyonların çoğunluğunun, auroral bölgelere yakın gelişen "siklotron maser kararsızlığı" adı verilen bir mekanizma tarafından üretildiği düşünülmektedir. Manyetik alana paralel hareket eden elektronlar atmosfere çökelirken, yeterli dikey hıza sahip olanlar yakınsayan manyetik alan tarafından yansıtılır . Bu kararsız bir hız dağılımı ile sonuçlanır . Bu hız dağılımı, yerel elektron siklotron frekansında kendiliğinden radyo dalgaları üretir . Radyo dalgalarının oluşumunda yer alan elektronlar muhtemelen gezegenin kutuplarından manyetodiske akım taşıyanlardır. Jovian radyo emisyonlarının yoğunluğu genellikle zamanla sorunsuz bir şekilde değişir. Ancak, daha kademeli varyasyonların üzerine bindirilmiş ve diğer tüm bileşenleri gölgede bırakabilen kısa ve güçlü emisyon patlamaları (S patlamaları) vardır. DAM bileşeninin toplam yayılan gücü yaklaşık 100 GW iken, diğer tüm HOM/KOM bileşenlerinin gücü yaklaşık 10 GW'dir. Karşılaştırıldığında, Dünya'nın radyo emisyonlarının toplam gücü yaklaşık 0.1 GW'dir.

Jüpiter'in radyo ve parçacık emisyonları dönüşüyle ​​güçlü bir şekilde modüle edilir, bu da gezegeni bir şekilde bir pulsar'a benzer kılar . Bu periyodik modülasyon muhtemelen, manyetik momentin dönme eksenine göre eğilmesinin yanı sıra yüksek enlemli manyetik anomalilerin neden olduğu Jovian manyetosferindeki asimetrilerle ilgilidir . Jüpiter'in radyo emisyonlarını yöneten fizik, radyo pulsarlarınınkine benzer. Yalnızca ölçekte farklılık gösterirler ve Jüpiter de çok küçük bir radyo pulsarı olarak kabul edilebilir . Ek olarak, Jüpiter'in radyo emisyonları büyük ölçüde güneş rüzgar basıncına ve dolayısıyla güneş aktivitesine bağlıdır .

Göreceli olarak uzun dalga boylu radyasyona ek olarak, Jüpiter ayrıca 0.1-15 GHz aralığında (3 m ila 2 cm dalga boyu) frekanslarda senkrotron radyasyonu (Jovian desimetrik radyasyon veya DIM radyasyonu olarak da bilinir) yayar . Bu emisyonlar, gezegenin iç radyasyon kuşaklarında hapsolmuş göreli elektronlardan kaynaklanmaktadır. DIM emisyonlarına katkıda bulunan elektronların enerjisi 0,1 ila 100 MeV arasındadır, en önemli katkı ise 1-20 MeV aralığında enerjiye sahip elektronlardan gelir. Bu radyasyon iyi anlaşılmıştır ve 1960'ların başından beri gezegenin manyetik alanı ve radyasyon kuşaklarının yapısını incelemek için kullanılmıştır. Radyasyon kuşaklarındaki parçacıklar dış manyetosferden kaynaklanır ve iç manyetosfere taşındıklarında adyabatik olarak hızlanırlar. Ancak bu, orta derecede yüksek enerjili elektronlardan (>> 1 keV) oluşan bir kaynak popülasyonu gerektirir ve bu popülasyonun kaynağı iyi anlaşılmamıştır.

Jüpiter'in manyetosferi , Dünya'nın yörüngesine kadar giden yüksek enerjili elektron ve iyon (onlarca megaelektronvolta kadar enerji ) akımlarını fırlatır . Bu akımlar yüksek oranda paraleldir ve radyo emisyonları gibi gezegenin dönüş periyoduna göre değişir. Jüpiter bu açıdan da bir pulsar ile benzerlik göstermektedir.

Halkalar ve aylarla etkileşim

Jüpiter'in geniş manyetosferi, halka sistemini ve dört Galile uydusunun hepsinin yörüngelerini çevreler . Manyetik ekvatorun yakınında yörüngede dönen bu cisimler, manyetosferik plazmanın kaynakları ve lavaboları olarak hizmet ederken, manyetosferden gelen enerjik parçacıklar yüzeylerini değiştirir. Parçacıklar püskürtmeyle yüzeylerinden malzemeyi üzerinden ve kimyasal değişikliklere neden radyoliz . Plazmanın gezegenle birlikte dönmesi, plazmanın tercihen ayların takip eden yarım küreleriyle etkileşime girerek gözle görülür yarım küre asimetrilerine neden olduğu anlamına gelir.

Jüpiter'in değişken radyasyon kuşakları

Jüpiter'e yakın olan gezegenin halkaları ve küçük uyduları, radyasyon kuşaklarından yüksek enerjili parçacıkları (10 keV'in üzerindeki enerji) emer. Bu, kayışların uzaysal dağılımında gözle görülür boşluklar yaratır ve desimetrik senkrotron radyasyonunu etkiler. Aslında, Jüpiter'in halkalarının varlığı ilk olarak, gezegene yakın yüksek enerjili iyonların sayısında keskin bir düşüş tespit eden Pioneer 11 uzay aracından alınan verilere dayanarak varsayıldı . Gezegensel manyetik alan, güneş ultraviyole radyasyonunun etkisi altında bir elektrik yükü alan mikrometre altı halka parçacıklarının hareketini de güçlü bir şekilde etkiler . Davranışları, birlikte dönen iyonlarınkine benzer . Ko-rotasyon ve parçacıkların yörünge hareketi arasında rezonans etkileşimler (1.4 ve 1.71 arasında yer alan Jüpiter iç halo halkasının oluşturulmasını açıklamak için kullanılmıştır  R _J ). Bu halka, oldukça eğimli ve eksantrik yörüngelerde mikrometre altı parçacıklardan oluşur . Parçacıklar ana halkadan kaynaklanır; 1.71 bulunan 2 Lorentz rezonans: ancak, Jüpiter doğru kayması sırasında, yörüngeleri güçlü 3 ile modifiye edilir  R _J bunların eğilim ve kaçıklıklar artar. 1,4 Rj'de başka bir 2:1 Lorentz rezonansı, halo halkasının iç sınırını tanımlar.

Tüm Galile uyduları, 0.01–1 nbar aralığında yüzey basınçlarına sahip ince atmosferlere sahiptir  ve bu da, 1.000–10.000 cm– ³ aralığında elektron yoğunluklarına sahip önemli iyonosferleri destekler . Soğuk manyetosferik plazmanın birlikte rotasyonel akışı, iyonosferlerinde indüklenen akımlar tarafından etraflarında kısmen yönlendirilir ve Alfvén kanatları olarak bilinen kama biçimli yapılar oluşturur. Büyük uyduların birlikte dönüşlü akışla etkileşimi, güneş rüzgarının Venüs gibi manyetize olmayan gezegenlerle etkileşimine benzer , ancak birlikte dönüş hızı genellikle ses altıdır (hızlar 74 ila 328 km/s arasında değişir). ), bu da bir yay şokunun oluşumunu engeller . Birlikte dönen plazmadan gelen basınç, gazları ayların atmosferlerinden (özellikle Io'nunkinden) sürekli olarak ayırır ve bu atomların bazıları iyonize olur ve birlikte dönmeye başlar. Bu süreç, İyon torusunun en belirgin olduğu uyduların yörüngelerinin yakınında gaz ve plazma torisi oluşturur. Gerçekte, Galile uyduları (esas olarak Io), Jüpiter'in iç ve orta manyetosferinde başlıca plazma kaynakları olarak hizmet eder. Bu arada, enerjik parçacıklar Alfvén kanatlarından büyük ölçüde etkilenmez ve ayların yüzeylerine (Ganymede'ninki hariç) serbest erişime sahiptir.

Io ve Europa tarafından oluşturulan plazma tori

Buzlu Galile uyduları Europa , Ganymede ve Callisto , Jüpiter'in manyetik alanındaki değişikliklere tepki olarak indüklenmiş manyetik momentler üretir. Bu değişen manyetik momentler, çevrelerinde, ortam alanındaki değişiklikleri telafi etmek için hareket eden dipol manyetik alanlar yaratır. İndüksiyonun, Jüpiter'in tüm büyük buzlu uydularında bulunması muhtemel olan, yer altı tuzlu su katmanlarında gerçekleştiği düşünülmektedir. Bu yeraltı okyanusları potansiyel olarak yaşamı barındırabilir ve varlıklarının kanıtı, 1990'larda uzay aracı tarafından yapılan en önemli keşiflerden biriydi .

Jovian manyetosferinin içsel bir manyetik momente sahip olan Ganymede ile etkileşimi, manyetize edilmemiş aylarla olan etkileşiminden farklıdır. Ganymede'nin dahili manyetik alanı, Jüpiter'in manyetosferinde yaklaşık iki Ganymede çapı çapında bir boşluk oluşturarak Jüpiter'in manyetosferinde bir mini manyetosfer yaratır. Ganymede'nin manyetik alanı, birlikte dönen plazma akışını manyetosferinin etrafına yönlendirir. Ay'ın alan çizgilerinin kapalı olduğu ekvator bölgelerini de enerjik parçacıklardan korur. İkincisi, saha çizgilerinin açık olduğu Ganymede'nin direklerine hala serbestçe vurabilir. Enerjik parçacıkların bazıları, Ganymede ekvatorunun yakınında sıkışıp mini radyasyon kuşakları oluşturur. İnce atmosferine giren enerjik elektronlar, gözlemlenen Ganymedian kutup auroralarından sorumludur.

Yüklü parçacıkların Galile uydularının yüzey özellikleri üzerinde önemli bir etkisi vardır. Io'dan kaynaklanan plazma, kükürt ve sodyum iyonlarını gezegenden daha uzağa taşır ve burada tercihen Europa ve Ganymede'nin arka yarım kürelerine implante edilirler. Ancak Callisto'da, bilinmeyen nedenlerle, kükürt önde gelen yarımkürede yoğunlaşmıştır. Plazma, ayların arka yarımkürelerini karartmaktan da sorumlu olabilir (yine Callisto hariç). Enerjik elektronlar ve iyonlar, ikincisinin akışı daha izotropiktir, yüzey buzunu bombalar, atomları ve molekülleri püskürtür ve suyun ve diğer kimyasal bileşiklerin radyolizine neden olur . Enerjik parçacıklar suyu oksijene ve hidrojene bölerek buzlu ayların ince oksijen atmosferlerini korur (çünkü hidrojen daha hızlı kaçar). Galilean uydularının yüzeylerinde radyolitik olarak üretilen bileşikler ayrıca ozon ve hidrojen peroksit içerir . Organikler veya karbonatlar mevcutsa, karbon dioksit , metanol ve karbonik asit de üretilebilir. Kükürt varlığında olası ürünler arasında kükürt dioksit, hidrojen disülfür ve sülfürik asit bulunur . Oksijen ve ozon gibi radyoliz tarafından üretilen oksidanlar , buzun içinde tutulabilir ve jeolojik zaman aralıklarında okyanuslara aşağı doğru taşınabilir, böylece yaşam için olası bir enerji kaynağı olarak hizmet edebilir.

keşif

Pioneer 10 , Jovian manyetosferinin ilk yerinde ve kesin keşfini sağladı

Jüpiter'in manyetik alanının varlığına dair ilk kanıt, 1955'te, dekametrik radyo emisyonunun veya DAM'ın keşfiyle geldi . DAM'ın spektrumu 40 MHz'e kadar genişlediğinden  , gökbilimciler Jüpiter'in maksimum 1 mili tesla (10  gauss ) üzerinde bir manyetik alana sahip olması gerektiği sonucuna vardılar .

1959'da elektromanyetik (EM) spektrumun (0.1–10 GHz ) mikrodalga kısmındaki  gözlemler , Jovian desimetrik radyasyonun (DIM) keşfine ve bunun gezegenin radyasyonunda hapsolmuş göreli elektronlar tarafından yayılan senkrotron radyasyonu olduğunun farkına varılmasına yol açtı. kemerler. Bu senkrotron emisyonları, Jüpiter çevresindeki elektronların sayısını ve enerjisini tahmin etmek için kullanıldı ve manyetik moment ve eğiminin daha iyi tahmin edilmesine yol açtı.

1973'te manyetik moment iki faktör içinde biliniyordu, oysa eğim yaklaşık 10° olarak doğru bir şekilde tahmin edildi. Jüpiter'in DAM'ının Io (Io-DAM olarak adlandırılan) tarafından modülasyonu 1964'te keşfedildi ve Jüpiter'in dönüş periyodunun kesin olarak belirlenmesine izin verdi . Jovian manyetik alanının kesin keşfi, Aralık 1973'te Pioneer 10 uzay aracı gezegenin yakınında uçtuğunda gerçekleşti.

1970 sonrası keşif

Ulysses uzay aracının 1992'de Jüpiter'in manyetosferinde izlediği yol

Galileo yörünge aracının manyetometre aleti

2009 itibariyle Jüpiter'in etrafında toplam sekiz uzay aracı uçtu ve hepsi Jovian manyetosferinin mevcut bilgisine katkıda bulundu. Jüpiter ulaşmak için birinci yer probu olmuştur öncü 10 2.9 içinde geçirilen Aralık 1973 de,  R, _J gezegen merkezine. İkizi Pioneer 11 , bir yıl sonra Jüpiter'i ziyaret etti, oldukça eğimli bir yörünge boyunca seyahat etti ve gezegene 1,6 R _J kadar yaklaştı  .

20 içindeki iç radyasyon kayışları geçerken öncü 10, iç manyetik alanın en iyi kapsama uygun mesafede  R _J 200,000 entegre bir doz alan, rad gelen elektronlar gelen ve 56,000 rad proton , bir insan, 500 bir bütün vücut dozu için ( Rads ölümcül olur). Jüpiter'deki radyasyon seviyesi, Pioneer'in tasarımcılarının öngördüğünden on kat daha güçlüydü ve bu, sondanın hayatta kalamayacağına dair korkulara yol açtı; bununla birlikte, birkaç küçük aksaklıkla, büyük ölçüde Jüpiter'in manyetosferinin o noktada hafifçe yukarı doğru "sallanıp" uzay aracından uzaklaşması gerçeğiyle kurtulan radyasyon kuşaklarından geçmeyi başardı. Bununla birlikte, radyasyon görüntüleme foto polarimetresinin bir dizi sahte komut almasına neden olduğu için Pioneer 11, Io'nun çoğu görüntüsünü kaybetti . Daha sonraki ve teknolojik olarak çok daha gelişmiş Voyager uzay aracı, devasa radyasyon seviyeleriyle başa çıkmak için yeniden tasarlanmalıydı.

Voyager 1 ve 2, 1979–1980'de Jüpiter'e geldi ve neredeyse ekvator düzleminde seyahat etti. Voyager 1 5 içinden geçirilir,  R, _J gezegenimizin merkezi Io plazma halkası ile ilk karşılaşan oldu. İnsanlar için öldürücü seviyenin bin katı radyasyon dozu aldı, bu hasar, Io ve Ganymede'nin bazı yüksek çözünürlüklü görüntülerinin ciddi şekilde bozulmasına neden oldu. Voyager 2 10 içinden geçirilir  R, _J ve ekvator düzleminde mevcut tabaka keşfetti. Jüpiter'e yaklaşan bir sonraki sonda , 1992'de gezegenin kutup manyetosferini araştıran Ulysses'ti .

Galileo uzay aracı 2003 1995 Jüpiter yörüngesinde, 100 mesafelerde ekvator düzleminde yakın Jüpiter'in manyetik alanının kapsamlı bir kapsama kadar sağlanan  Ar _J . İncelenen bölgeler manyetosferin manyetosferi ve şafak ve alacakaranlık sektörlerini içeriyordu. Galileo, Jüpiter'in sert radyasyon ortamında başarılı bir şekilde hayatta kalırken, yine de birkaç teknik sorun yaşadı. Özellikle, uzay aracının jiroskopları sıklıkla artan hatalar sergiledi. Uzay aracının dönen ve dönmeyen kısımları arasında birkaç kez elektrik arkları meydana geldi ve güvenli moda girmesine neden oldu , bu da 16., 18. ve 33. yörüngelerdeki verilerin tamamen kaybolmasına neden oldu. Radyasyon ayrıca Galileo'nun ultra kararlı kuvars osilatöründe faz kaymalarına neden oldu .

Ne zaman Cassini uzay aracı 2000 yılında Jüpiter tarafından uçtu, o Galileo ile koordineli ölçümler yapılmıştır. Yeni Horizons kadar 2500 | olarak seyahat Joviyen magnetotail benzersiz bir araştırma yapılması, 2007 Jüpiter yakın geçen  R, _J , uzunluğu boyunca. Temmuz 2016'da Juno , Jüpiter'in yörüngesine yerleştirildi, bilimsel hedefleri arasında Jüpiter'in kutup manyetosferinin keşfi yer alıyor. Jüpiter'in manyetosferinin kapsamı, Dünya'nın manyetik alanından çok daha zayıf kalır. Jovian manyetosferinin dinamiklerini daha iyi anlamak için daha fazla çalışma önemlidir.

2003 yılında NASA , dış güneş sisteminin gelecekteki insan keşfi ile ilgili "İnsan Dış Gezegenler Keşfi" (HOPE) adlı kavramsal bir çalışma yaptı . Ay'ın Jüpiter'den uzaklığındaki düşük radyasyon seviyeleri ve jeolojik kararlılığı nedeniyle Callisto'da bir yüzey üssü inşa etme olasılığı tartışıldı. Callisto, Jüpiter'in insan keşfinin mümkün olduğu tek Galilean uydularından biridir. Io, Europa ve Ganymede üzerindeki iyonlaştırıcı radyasyon seviyeleri insan yaşamı için zararlıdır ve yeterli koruyucu önlemler henüz tasarlanmamıştır.

2010 sonrası keşif

Juno, Jovian yay şokunu geçerken verileri dalgalandırıyor (Haziran 2016)

Juno manyetopause girerken verileri dalgalandırıyor (Haziran 2016)

Juno Jüpiter'e Yeni Sınırlar misyon, 2011 yılında başlatılan ve 2016 yılında Jüpiter geldi edildi daha iyi bir dahil manyetosfere anlamak için tasarlanmış araçların paketi içerir Manyetometre Juno üzerinde böyle Plazma ve Radyo için bir dedektör olarak enstrüman yanı sıra diğer cihazlarla Dalgalar adı verilen alanlar .

Joviyen Auroral Dağılımları Deney (JADE) enstrüman da yardım manyetosfere anlamak gerekir.

Juno misyonunun birincil amacı, Jüpiter'in kutup manyetosferini keşfetmektir. Ulysses kısa bir süre için ~48 derecelik enlemlere ulaşırken, bu Jüpiter'den nispeten büyük mesafelerdeydi (~8.6 RJ). Bu nedenle, Jüpiter'in kutupsal manyetosferi, büyük ölçüde keşfedilmemiş bir bölgedir ve özellikle, auroral hızlanma bölgesi hiç ziyaret edilmemiştir. ...

—  Juno'nun Jüpiter'e Yönelik Görevi İçin Bir Dalga Araştırması

Juno , muhtemelen nispeten büyük bir dinamo yarıçapı nedeniyle, uzaysal çeşitlilik açısından zengin bir gezegensel manyetik alan ortaya çıkardı. 2017'nin sonlarına kadar en şaşırtıcı gözlem , ana aurora ile ilişkili yoğun alan hizalı akımların ( Birkeland akımları ) beklenen manyetik imzasının olmamasıydı .

Notlar

Referanslar

Alıntılanan kaynaklar

daha fazla okuma