Vis kilden til Bruker:Cocu/Kladd2

<noinclude>{{Bruker:Cocu/Oversatt-start}}</noinclude>{{Infoboks magnetosfære
|bilde= Jovian magnetosphere vs solar wind.svg
|bildetekst=Jupiters magnetosfære
|navn=Jupiters magnetosfære
|himmellegeme=Jupiter
|oppdaget av=[[Pioneer 10]]
|oppdaget dato=Desember 1973
|oppdaget_ref=<ref name=Smith/>
|radius=71492
|magnetisk moment=1.56E+20
|feltstyrke=428
|tilt=~10
|lengdegrad=~159
|periode={{nowrap|9h 55m 29.7 ± 0.1s}}
|felt_ref=<ref name="Khurana3" /><ref name="Russell1993-694" /><ref name="Zarka375" />
|imf=1&nbsp;nT
|hastighet=400
|tetthet=0,4
|solvind_ref=<ref name="Blanc238" />
|buesjokk=~82&nbsp;''R''<sub>j</sub>
|magnetopause=50–100&nbsp;''R''<sub>j</sub>
|magnetohale=opp til 7000&nbsp;''R''<sub>j</sub>
|plasmakilde=[[Io (måne)|Io]], [[solvind]], ionosfære
|ioner={{kjemi|O|+}}, {{Kjemi|S|+}} og {{Kjemi|H|+}}
|massetilførsel=~{{formatnum: 1000 }}&nbsp;kg/s
|plasmatetthet={{formatnum: 2000 }}&nbsp;cm<sup>&minus;3</sup>
|partikkelenergi=opp til 100&nbsp;MeV
|magnetosfære_ref=<ref name="Khurana1" /><ref name="Khurana5" /><ref name="Bolton" />
|spektrum=radio, [[Infrarød stråling|nær-IR]], [[Ultrafiolett stråling|UV]] og [[Røntgenstråling|røntgen]]
|kraft=100&nbsp;TW
|radiostråling=0,01–40&nbsp;MHz
|aurora_ref=<ref name="Bhardwaj342" />
}}
'''<noinclude>[[</noinclude>Jupiters magnetosfære<noinclude>]]</noinclude>'''  er hullrommet som dannes i [[solvind]]en av [[planet]]ens [[magnetfelt]]. Magnetfeltet strekker seg opptil syv millioner kilometer i solens retning og nesten til [[Saturn]]s [[bane]] i motsatt retning. Jupiters [[magnetosfære]] er den største og kraftigste blant alle planetenes magnetosfærer i [[solsystemet]], og etter volum den største kjente kontinuerlige strukturen i solsystemet etter [[heliosfæren]]. Magnetosfæren er bredere og flatere enn jordens magnetosfære og sterkere i størrelsesklasse, mens det [[magnetisk moment|magnetiske momentet]] er ca. {{formatnum:18000}} ganger større. Eksistensen av Jupiters magnetosfære ble først utledet fra observasjoner av radioutslipp på slutten av 1950-tallet, og ble direkte observert av ''[[Pioneer 10]]''-sonden i 1973.

Jupiters indre magnetfelt genereres av elektriske strømmer som går i planetens ytre kjerne bestående av [[metallisk hydrogen]]. Vulkanske utbrudd på Jupiters måne [[Io (måne)|Io]] frigjør store mengder [[svoveldioksid]]gass ut i rommet og danner en stor [[torus]] rundt planeten.  Jupiters magnetfelt tvinger torusen til å rotere med den samme [[vinkelhastighet]] og retning som planeten. Torus fører i sin tur fører [[Plasma (fysikk)|plasma]] inn i magnetfelt i en prosess som strekker den til en pannekakelignende struktur kalt en magnetodisk. Som en effekt blir Jupiters magnetosfære formet av Ios plasma og sin egen rotasjon heller enn [[solvind]]en slik jordens magnetosfære blir. Sterke strømmer som finnes i magnetosfæren genererer permanente [[Aurora polaris|auroraer]] rundt planetens poler og intense variable radioutslipp, noe som betyr at Jupiter kan antas som en svært svak [[Pulsar|radiopulsar]]. Auroraen har blitt observert i nær alle deler av det [[elektromagnetisk spekter|elektromagnetiske spektrum]] inkludert, [[infrarød stråling|infrarød]], [[lys|synlig lys]], [[Ultrafiolett stråling|ultrafiolett]] og [[Røntgenstråling|røntgen]].

Handlingen i magnetosfære fanger og akselererer partikler og produserer intense belter med [[partikkelstråling|stråling]] tilsvarende [[Van Allen-beltene]] på jorden, men tusenvis ganger sterkere. Vekselvirkningen mellom høyenergetiske partikler og overflaten av Jupiters største [[Galileiske måner|måner]] påvirker markert deres kjemiske og fysiske egenskaper. De samme partiklene påvirker også og blir påvirket av bevegelsene til partikler i Jupiters tynne [[Jupiters ringer|ringsystem]]. Strålingsbeltene presenterer en stor fare for [[romsonde]]r og potensielt for menneskelige [[romfarer]]e.

== Struktur ==
Jupiters magnetosfære er en kompleks struktur bestående av et [[Baugsjokket|buesjokk]], [[magnetosheath]], [[magnetopause]], [[magnetohale]], magnetodisk og andre komponenter. Det magnetiske feltet rundt Jupiter stråler ut fra en rekke kilder, inkludert væskesirkulasjon i planetens kjerne (det indre feltet), elektriske strømmer i plasmaen rundt Jupiter og strømmer som flyter på grensen av planetens magnetosfære. Magnetosfæren er innkapslet i plasma fra [[solvind]]en, som bærer det interplanetariske magnetfeltet.<ref name="Khurana12" />

=== Indre magnetfelt ===
Hoveddelen av Jupiters magnetfelt er, som [[jordens magnetfelt]], generert av en indre [[dynamoteori|dynamo]] støttet av sirkulasjonen av konduktiv væske i [[den ytre kjernen]], men mens jordens kjerne består av flytende [[jern]] og [[nikkel]] er Jupiters sammensatt av [[metallisk hydrogen]]<ref name="Russell1993-694" /> Som jordens magnetfelt er Jupiters også mest en [[dipol]], med nordlige og sørlige magnetiske poler i enden av en enkelt magnetisk akse.<ref name="Khurana3" /> På Jupiter derimot ligger den nordlige polen av dipolen på planetens nordlige halvkule mens den sørlige polen av dipolen ligger på den sørlige halvkulen, motsatt av jorden hvor nordpolen ligger på den sørlige halvkule og sørpolen ligger på den nordlige halvkulen.<ref name="Kivelson303" />{{#tag:ref|Den nordlige og sørlige polene til jordens dipol må ikke forveksles med [[den magnetiske nordpol]] og [[den magnetiske Sydpolen]], som ligger henholdsvis på den nordlige og sørlige halvkulen.|group=N|name="dipol"}} Jupiters magnetfelt har også kvadrupole og oktupole og høyere komponenter, selv om disse er mindre enn en tiendedel så sterke som den dipole komponenten.<ref name="Khurana3" />

Dipolen heller ca. 10° fra Jupiters rotasjonsakse; helningen er tilsvarende helingen på jorden (11,3°).<ref name="Smith" /><ref name="Khurana3" /> Det ekvatoriale feltets styrke er ca. 428&nbsp;[[Tesla|μT]] (4,28&nbsp;[[Gauss (enhet)|G]]), noe som samsvarer med et dipol [[magnetisk moment]] på ca. 1,53{{e|20}} [[Tesla|T]]×[[Kubikkmeter|m³]]. Dette gjør Jupiters magnetfelt ti ganger sterkere enn jordens, og det magnetiske momentet ca. {{formatnum:18000}} ganger større.<ref name="Russell1993-694" />{{#tag:ref|Det magnetiske momentet er proporsjonalt med produktet av den ekvatoriale feltstyrken og kuben av Jupiters radius, noe som er 11 ganger større enn jorden.|group=N|name="magnetisk moment"}} Magnetfeltet [[rotasjonsperiode|roterer]] med samme hastighet som regionen under [[Jupiters atmosfære|atmosfæren]], med en periode 9&nbsp;t&nbsp;55&nbsp;m. Siden de første målingene ble gjennomført av [[Pioneer-programmet|Pioneer-sondene]] midt på 1970-tallet har det ikke blitt registrert noen endringer i styrken eller strukturen til magnetfeltet.{{#tag:ref|For eksempel er den asimutale retningen av dipolen endret mindre enn 0,01°.<ref name="Khurana3" />|group=N|name="asimutal retning"}}

=== Størrelse og form===
Jupiters indre magnetfelt hindrer [[solvind]]en, en strøm av ioniserte partikler fra [[solen]], fra å vekselvirke direkte med [[Jupiters atmosfære|atmosfæren]] og avleder den istedet bort fra planeten. Dette skaper et hulrom i strømmen av solvind kalt en magnetosfære, sammensatt av [[Plasma (fysikk)|plasma]] ulik den fra solvinden.<ref name="Khurana1" /> Den jovianske (det vil si i tilknytning til Jupiter) magnetosfæren er så stor at solen og dens synlige [[korona]] ville få plass inni den med plass til overs.<ref name="Russell1993-715" /> Om den kunne ses fra jorden ville den ha fremstått fem ganger større enn [[fullmåne]]n til tross for at den er nesten {{formatnum:1700}} ganger lengre unna.<ref name="Russell1993-715" />

Som med jordens atmosfære kalles grensen som deler den tette og kjøligere plasma fra solvinden fra den varmere og mindre tette plasmaen fra Jupiters magnetosfære for [[magnetopause]].<ref name="Khurana1" /> Avstanden fra magnetopausen til sentrum av planeten er fra 45 til 100 ''R''<sub>j</sub> (hvor ''R''<sub>j</sub> = {{formatnum:71492}}&nbsp;km er Jupiters radius) ved det subsolare punkt &ndash; det ufikserte punktet på overflaten hvor solen tilsynelatende står rett over hodet på en observatør.<ref name="Khurana1" /> Posisjonen for magnetopausen avhenger av trykket fra solvinden, som igjen avhenger av [[Variasjoner i solaktiviteten|solaktiviteten]].<ref name="Russell2001-1016" /> Foran magnetopausen, i en avstand fra 80&ndash;130&nbsp;''R''<sub>j</sub> fra planetens sentrum, ligger [[baugsjokket|buesjokket]], en bølgelignende forstyrrelse i solvinden forårsaket av kollisjonen med magnetosfæren.<ref name="Krupp15" /><ref name="Russell1993-725" /> Regionen mellom buesjokket og magnetopausen kalles [[magnetosheath]].<ref name="Khurana1" />

[[Fil:Magnetosphere Levels.svg|thumb|left|En kunstners fremstilling av en magnetosfære, hvor plasmasfæren (7) refererer til plasmatorus og et sjikt.]]
På motsatt side av planetene strekker solvinden Jupiters magnetiske feltlinjer i en lang etterfølgende [[magnetohale]] som noen ganger strekker seg godt forbi [[Saturn]]s [[bane]].<ref name="Khurana17" /> Strukturen til denne halen er lignende den til jorden. Den består av to områder (blå områder på bildet) med magnetfeltet i det sørlige området pekende mot Jupiter, og den i det nordlige området pekende bort fra planeten. Områdene deles av et tynt lag med plasma kalt [[strømningssjikt|strømningshalen]] (oransje områder på bildet).<ref name="Khurana17" /> Som for jorden er denne jovianske halen en kanal hvor plasma fra solen slipper inn i de indre regionene av magnetosfæren, hvor den blir varmet opp og danner [[Van Allen-beltene|strålingsbelter]] i avstander nærmere enn 10&nbsp;''R''<sub>j</sub> fra Jupiter.<ref name="Khurana6" />

Formen på Jupiters magnetosfære beskrevet over opprettholdes av det nøytrale strømningssjiktet (også kjent som magnetohalestrømmen), som går med Jupiters rotasjon gjennom plasmasjikthalen, halestrømmen som flyter mot Jupiters rotasjon ved den ytre grensen av magnetohalen og magnetopausestrømmen (eller Chapman-Ferraro-strømmer) som går mot rotasjonen langs dagsidens magnetopause.<ref name="Kivelson303" /> Disse strømmene skaper det magnetiske feltet som bryter det indre feltet utenfor magnetosfæren.<ref name="Khurana17" /> De vekselvirker også betydelig med solvinden.<ref name="Kivelson303" />

Jupiters magnetosfære deles tradisjonelt inn i tre deler: den indre, den midterste og den ytre magnetosfæren. Den indre magnetosfæren ligger ved avstander nærmere enn 10&nbsp;''R''<sub>j</sub> fra planeten. Magnetfeltet innenfor den forblir omtrentlig dipol på grunn av at strømmene som finnes i det magnetosfæriske ekvatoriale plasmasjiktet er små. I den midterste (mellom 10&ndash;40&nbsp;''R''<sub>j</sub>) og ytre (utenfor 40&nbsp;''R''<sub>j</sub>) magnetosfæren er ikke magnetfeltet en dipol, og forstyrres kraftig av vekselvirkningen med plasmasjiktet (se [[#Magnetodisk|magnetodisk]] under).<ref name="Khurana1" />

=== Ios rolle ===
[[Fil:iotorus.jpg|thumb|Ios vekselvirkning med Jupiters atmosfære. Plasmatorusen til Io vises i gult.]]
Selv om den generelle formen på Jupiters magnetosfære minner om jorden er strukturen nærmere planten svært forskjellig.<ref name="Russell2001-1016" /> Jupiters vulkansk aktive måne [[Io (måne)|Io]] er en sterk kilde til plasma i sin egen rett, og forer Jupiters magnetosfære med så mye som {{formatnum:1000}}&nbsp;km nytt materiale hvert sekund.<ref name="Khurana5" /> Sterke vulkanske utbrudd på Io avgir store mengder [[svoveldioksid]], hvis en stor del av er [[Dissosiasjon (kjemi)|dissosiert]] til [[atom]]er og [[ionisering|ionisert]] av solens [[ultrafiolett stråling|ultrafiolette stråling]] som produserer ioner av [[svovel]] og [[oksygen]]: {{kjemi|S|+}}, {{kjemi|O|+}}, {{kjemi|S|2+}} og {{kjemi|O|2+}}.<ref name="Krupp3" /> Disse ionene forsvinner fra månens atmosfære og danner ''Ios plasmatorus'': en tykk og relativt kjølig ring av plasma som går i sirkel rundt Jupiter nær banens måne.<ref name="Khurana5" />

Temperaturen på [[Plasma (fysikk)|plasmaen]] i [[torus]]en er 10&ndash;100&nbsp;[[Elektronvolt|eV]] ({{formatnum:100000&ndash;1000000}}&nbsp;[[Kelvin|K]]), noe som er mye lavere enn for partiklerne i strålingsbeltet &ndash; 10&nbsp;keV (100&nbsp;millioner&nbsp;K). Plasmaen i torusen tvinges inn i en med-rotasjon med Jupiter, noe som betyr at de begge har samme rotasjonsperiode.<ref name="Krupp4" /> Ios torus endrer fundamentalt dynamikken i den jovianske atmosfæren.<ref name="Krupp1" />

Som et resultat av flere prosesser &ndash; hvor [[diffusjon]] og ustabilitetsutveklsing er de viktigste unnslipningsmekanismene &ndash; lekker plasma sakte bort fra Jupiter.<ref name="Krupp4" /> Etter hvert som plasmaen beveger seg lengre bort fra planeten øker de radiale strømmene som finnes i den i hastighet og opprettholder med-rotasjonen.<ref name="Khurana1" /> Disse radiale strømmene er også kilden til magnetfeltets asimutale komponenter, hvis som et resultat bender seg tilbake mot rotasjonen.<ref name="Khurana13" /> Partikkelnummertettheten til plasmaen synker fra ca. {{formatnum:2000}}&nbsp;cm<sup>-3</sup> i Ios torus til ca. 0,2&nbsp;cm<sup>-3</sup> i en avstand av 35&nbsp;''R''<sub>j</sub>.<ref name="Khurana10" />

I midten av magnetosfæren, ved avstander større enn 20&nbsp;''R''<sub>j</sub> fra Jupiter, brytes gradvis med-rotasjonen ned og plasmaen begynner og rotere saktere enn planeten.<ref name="Khurana1" /> Til slutt, ved avstander større enn 40&nbsp;''R''<sub>j</sub> (i den ytre magnetosfæren), bryter plasmaen helt ut av magnetfeltet og forlater magnetosfæren gjennom magnetohalen.<ref name="Russell2001-1024" /> Ettersom kald, tett plasma beveger seg utover blir den erstattet av varm plasma med mindre tetthet (temperatur på 20&nbsp;[[Elektronvolt|keV]] &ndash; 200&nbsp;millioner&nbsp;[[Kelvin|K]] &ndash; eller høyere) som kommer fra den ytre magnetosfæren.<ref name="Khurana10" /> Plasmaen som blir [[Adiabatisk prosess|adiabatisk varmet]] når den nærmer seg Jupiter<ref name="Khurana20" /> danner et strålingsbelte i Jupiters indre magnetosfære.<ref name="Khurana5" />

===Magnetodisk===
Mens jordens magnetfelt er omtrent dråpeformet, er Jupiters flatere og ligner mer på en disk og «slingrer» periodisk rundt sin egen akse.<ref name="depths" /> Hovedgrunnen for denne disklignende konfigurasjonen er [[sentrifugalkraft]]en fra med-roterende plasma og termisk trykk fra varm plasma som begge strekker Jupiters [[magnetfelt]]linjer og danner en flat pannekakelignende struktur, kjent som magnetodisken, ved avstander større enn 20&nbsp;''R''<sub>j</sub> fra planeten.<ref name="Khurana1" /><ref name="Russell2001-1021" /> Magnetodisken har et tynt strømningssjikt nær midten av planet,<ref name="Krupp3" /> omtrent nær den magnetiske ekvator. De magnetiske feltlinjene peker vekk fra Jupiter over sjiktet og mot Jupiter under sjiktet.<ref name="Russell2001-1016" /> Påfyllet av plasma fra Io utvider størrelsen på den jovianske magnetosfæren fordi magnetodisken skaper et ekstra indre trykk som balanserer trykket fra solvinden.<ref name="Krupp15" /> I fraværet av Io ville ikke avstanden mellom planeten og magnetopausen ved det subsolare punktet være mer enn 42&nbsp;''R''<sub>j</sub>, mens den faktisk er 75&nbsp;''R''<sub>j</sub>.<ref name="Khurana1" />

Konfiguarsjonen av magnetodisken sitt felt blir vedlikehold av asimutal ringstrøm (ikke en analog til jordens ringstrøm) som går med rotasjonen gjennom det ekvatoriale plasmasjiktet.<ref name="Kivelson315" /> Som et resultat av vekselvirkningen mellom denne strømmen og plantenes magnetfelt skaper Lorentz-kraften en [[sentripetalkraft]] som hindrer den med-roterende plasmaen fra å forlate planeten. Den totale ringstrømmen i det ekvatoriale strømingssjiktet er anslått å være 90&ndash;160&nbsp;millioner [[ampere]].<ref name="Khurana1" /><ref name="Khurana13" />

== Dynamikk ==
=== Med-rotasjon og radialstrømmer ===
[[File:Currents in Jovian Magnetosphere.png|thumb|Jupiters magnetfelt og med-rotasjonen påtvinger strømmer]]
Hoveddrivkraften for Jupiters magnetosfære er planetens rotasjon.<ref name="Blanc250" /> I denne forbindelse er Jupiter lik en innretning som kalles unipolar generator. Når Jupiter roterer beveger ionosfæren seg relativ til dipole magnetfeltet til planeten. Siden det dipole magnetiske momentet peker i reting av rotasjonen,<ref name="Kivelson303" /> fører [[Lorentzkraft|Lorentz-kraften]], som oppstår som et resultat av denne bevegelsen, negativt ladede elektroner mot polene mens posistivt ladede ioner blir sendt mot ekvator.<ref name="Cowley1069" /> Som et resultat bli polene negativt ladede og regionene nærmere ekvator blir positivt ladet. Siden Jupiters magnetosfære er fylt med høyt konduktiv plasma er den [[Elektronisk krets|elektriske kretsen]] lukket gjennom den.<ref name="Cowley1069" /> En strøm kalt likestrømmen{{#tag:ref|Likestrømmen i den jovianske magnetosfæren må ikke forveksles med [[likestrøm]] brukt i elektriske kretser. Sistnevnte er det motsatte av [[vekselstrøm]].|group=N|name="likestrøm"}} strømmer langs de magnetiske feltlinjene fra ionosfæren til det ekvatoriale plasmasjiktet. Denne strømmen går deretter radielt vekk fra planeten i det ekvatoriale plasmasjiktet og til slutt tilbake til den planetariske ionosfæren fra de ytre delene av mangetosfæren langs feltlinjene som er koblet til polene. Strømmen som går langs magnetfeltlinjene kalles generelt feltjusterte eller [[Birkelandstrøm]]mer.<ref name="Khurana13" /> Radialstrømmen vekselvirker med det planetariske magnetfeltet og den resulterende Lorentz-kraften akselererer plasmaen i magnetosfæren i retning av planetens rotasjon. Dette er hovedmekanismen som opprettholder plasmaens med-rotasjon i Jupiters magnetosfære.<ref name="Cowley1069" />

Strømmene som går fra ionosfæren til plasmasjiktet er spesielt sterk når den tilsvarende delen av plasmasjiktet roterer saktere enn planeten.<ref name="Cowley1069" /> Som nevnt over brytes med-rotasjonen ned i regionen mellom 20&ndash;40&nbsp;''R''<sub>j</sub> fra Jupiter. Denne regionen tilsvarer magnetoskiven hvor magnetfeltet er svært strukket.<ref name="Blanc254" /> Den sterke strømmen som går inn i magnetodisken stammer fra et svært begrenset breddegradsområde på ca. {{nowrap|16 ± 1}}° fra de jovianske polene. Disse smale, sirkulære regionene tilsvarer Jupiters største [[Aurora polaris|auroraovaler]] (se nedenfor).<ref name="Cowley1083" /> Returstrømmen som går fra den ytre magnetosfæren utenfor 50&nbsp;''R''<sub>j</sub> går inn i den jovianske ionosfæren nær polene og lukker den elektriske sirkelen. Dent totale radialstrømmen i den jovianske magnetosfæren er estimert til å være 60&ndash;140&nbsp;millioner [[ampere]].<ref name="Khurana13" /><ref name="Cowley1069" />

Akselerasjonen av plasmaen inn i med-rotasjonen fører til overføringen av energi fra den jovianske rotasjonen til den [[kinetisk energi|kinetiske energien]] til plasmaen.<ref name="Khurana1" /><ref name="Krupp1" /> I den forstand er den jovianske magnetosfæren drevet av planetens rotasjon, mens i jordens tilfelle er den drevet av solvinden.<ref name="Krupp1" />

=== Venkslende ustabilitet og omkobling ===
Hovedproblemet med å forstå dynamikken i den jovianske magnetosfæren er transporten av tyngre, kald plasma fra Io-torusen ved 6&nbsp;''R''<sub>j</sub> til den ytre magnetsofæren ved avstander på mer enn 50&nbsp;''R''<sub>j</sub>.<ref name="Blanc254" /> Den eksakte mekanismen i denne prosessen er ikke kjent, men hypoteser antyder at den oppstår som et resultat av plasmaspredning på grunn av vekslende ustabilitet, og denne prosessen er lignende [[Rayleigh-Taylor-instabilitet]]en i [[hydrodynamikk]]en.<ref name="Krupp4" /> I tilfellet med den jovianske magnetosfæren spiller [[sentrifugalkraft]]en rollen som gravitasjon; den tunge flytende væsken er den kalde og tette joniske (det vil si knyttet til [[Io (måne)|Io]]) plasmaen, og den lette væsken er den varme og mye mindre tette plasmaen fra den ytre magnetosfæren.<ref name="Krupp4" /> Ustabiliteten fører til en utveksling av [[flukskanal]]er fylt med [[Plasma (fysikk)|plasma]] mellom de ytre og indre delene av magnetosfæren. De flytende tomme flukskanalene beveger seg mot planeten samtidig som de dytter de tyngre kanalene fylt med jonisk plasma bort fra Jupiter.<ref name="Krupp4" /> Denne utvekslingen av flukskanaler er en form for magnetisk [[turbulens]].<ref name="Russell2008" />

[[File:Jovian magnetosphere (view from the north pole).png|thumb|left|Jupiters magnetosfære sett fra over nordpolen.<ref name="Krupp2007-216" />]]

Dette svært hypotetiske bildet av flukskanalendringene ble delvis bekreftet av ''[[Galileo (romsonde)|Galileo]]''-sonden som oppdaget regioner med markant redusert plasmatetthet og økende feltstyrke i den indre magnetosfæren.<ref name="Krupp4" /> Disse tomrommene kan tilsvare de nesten tomme flukskanalene som kommer fra den ytre magnetosfæren. I den midterste magnetsofæren oppdaget ''Galileo'' såkalte injeksjonshendelser som oppstår når varm plasma fra den ytre magnetosfæren påvirker magnetodisken og fører til økende fluks av energipartikler og en styrket magnetfelt.<ref name="Krupp7" /> Ingen mekanismer er kjent å forklare transporten av kald plasma utover.

Når flukskanaler fylte med kald jonisk plasma når den ytre magnetosfæren, gjennomgår de en [[Magnetisk omkobling|omkoblingsprosess]] som separerer magnetfeltet fra plasmaen.<ref name="Blanc254" /> De førstnevnte går tilbake til den indre magnetosfæren i form av flukskanaler fylte med varm og mindre tett plasma, mens de sistnevnte sannynligvis blir kastet nedover magnetohalen i form av plasmoider &ndash; store klatter av plasma. Omkoblingsprosessen kan tilsvare den globale rekonfigureringen som også ble observert av ''Galileo''-sonden og som oppstod regelmessig hver 2.&ndash;3.&nbsp;dag.<ref name="Krupp1" /> Rekonfigurasjonen inkluderte vanligvis raske og kaotiske variasjoner av magnetfeltets styrke og retning så vel som brå endringer i plasmaens bevegelse som ofte stoppet med-rotasjonen og begynte å strømme utover. Disse ble hovedsakelig observert i daggrysiden av magnetosfæren på nattehimmelen.<ref name="Krupp11" /> Plasmaen som strømmer ned halen langs de åpne feltlinjene kalles den planetariske vinden.<ref name="Krupp3" /><ref name="Khurana18" />

Omkoblingene er analoger til [[Magnetosfære#Magnetiske substormer og stormer|magnetiske substormer]] i jordens magnetsofære.<ref name="Blanc254" /> Forskjellen synes å være de respektive energikildene; terrestriske substormer involverer lagring av solvindens energi i magnetohalen etterfulgt av frigjøring gjennom en omkobling i halens nøytrale strømningssjikt. Sistnevnte skaper også en plasmoide som beveger seg ned halen.<ref name="Russell2001-1011" /> I Jupiters magnetosfære er det motsatt; rotasjonsenergien lagres i magnetodisken og frigjøres når plasmoiden skiller seg fra den.<ref name="Krupp11" />

=== Påvirkning av solvinden ===
Mens dynamikken i den jovianske magnetosfæren hovedsakelig avhenger av indre energikilder spiller solvinden sannsynligvis en rolle også,<ref name="Nichols" /> spesielt som en kilde for høyenergetiske [[proton]]er.{{#tag:ref|Den jovianske [[ionosfæren]] er en annen betydelig kilde til protoner.<ref name="Khurana5" />|group=N|name="proton"}}<ref name="Khurana5" /> Strukturen i den ytre magnetosfæren viser noen av funksjonene i en solvind-drevet magnetosfære, inkludert en betydelig daggry-skumring-asymmetri.<ref name="Khurana13" /> Spesielt magnetfeltlinjene i skumringssektoren bøyes i motsatt retning av de i daggrysektoren.<ref name="Khurana13" /> I tillegg inneholder magnetosfæren i skumringssektoren åpne feltlinjer som forbindes til magnetohalen, mens i magnetosfæren i daggrysektoren er feltlinjene lukket.<ref name="Khurana17" /> Alle disse observasjonene indikerer at en solvind-drevet omkoblingsprosess, kjent på jorden som [[Dungey-syklus]]en, også kan finne sted i den jovianske magnetsofæren.<ref name="Blanc254" /><ref name="Nichols" />

Omfanget av solvindens påvirkning på dynamikken i Jupiters magnetosfære er foreløpig ukjent;<ref name="Krupp18" /> den kan imidlertid være spesielt sterkt i tider ved forhøyet [[Variasjoner i solaktiviteten|solaktivitet]].<ref name="Nichols404" /> Mengden polarlys,<ref name="Zarka375" /> utslipp av optisk og røntgenstråling,<ref name="Elsner" /> så vel som synkrotrone utslipp fra strålingsbeltene viser alle korrelasjoner med trykk fra solvinden, noe som indikerer at solvinden kan drive plasmasirkulasjonen eller modulere indre prosesser i magnetosfæren.<ref name="Krupp11" /><noinclude>{{Bruker:Cocu/Oversatt-slutt}}

== Utslipp ==
===Aurora===
<noinclude>
[[File:Jupiter.Aurora.HST.mod.svg|thumb|400 px|Image of Jupiter's northern aurorae, showing the main auroral oval, the polar emissions, and the spots generated by the interaction with Jupiter's natural satellites]]
Jupiter demonstrates bright, persistent aurorae around both poles. Unlike Earth's aurorae, which are transient and only occur at times of heightened solar activity, Jupiter's aurorae are permanent, though their intensity varies from day to day. They consist of three main components: the main ovals, which are bright, narrow (less than 1000&nbsp;km in width) circular features located at approximately 16° from the magnetic poles;<ref name=Palier1171/> the satellites' auroral spots, which correspond to the footprints of the magnetic field lines connecting Jupiter's ionosphere with those of its largest moons, and transient polar emissions situated within the main ovals.<ref name=Palier1171>[[#Palier|Palier]], 2001, pp. 1171–73</ref><ref name=Bhardwaj311>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, pp. 311–316</ref> Whereas the auroral emissions were detected in almost all parts of the electromagnetic spectrum from radio waves to X-rays (up to 3&nbsp;keV), they are brightest in the mid-infrared (wavelength 3–4&nbsp;μm and 7–14&nbsp;μm) and deep ultraviolet spectral regions (wavelength 80–180&nbsp;nm).<ref name="Bhardwaj342" />

The main ovals are the dominant part of the Jovian aurorae. They have stable shapes and locations,<ref name=Bhardwaj311/> but their intensities are strongly modulated by the solar wind pressure—the stronger solar wind, the weaker the aurorae.<ref name=Cowley2-49>[[#Cowley2|Cowley]], 2003, pp. 49–53</ref> As mentioned above, the main ovals are maintained by the strong influx of electrons accelerated by the electric potential drops between the magnetodisk plasma and the Jovian ionosphere.<ref name=Bhardwaj316>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, pp. 316–319</ref> These electrons carry [[field aligned current]]s, which maintain the plasma's co-rotation in the magnetodisk.<ref name=Blanc254/> The potential drops develop because the sparse plasma outside the equatorial sheet can only carry a current of a limited strength without those currents.<ref name=Cowley1083/> The precipitating electrons have energy in the range 10–100&nbsp;keV and penetrate deep into the atmosphere of Jupiter, where they ionize and excite molecular hydrogen causing ultraviolet emission.<ref name=Bhardwaj306>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, pp. 306–311</ref> The total energy input into the ionosphere is 10–100&nbsp;[[terawatt|TW]].<ref name=Bhardwaj296>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, p. 296</ref> In addition, the currents flowing in the ionosphere heats it by the process known as [[Joule heating]]. This heating, which produces up to 300&nbsp;TW of power, is responsible for the strong infrared radiation from the Jovian aurorae and partially for the heating of the thermosphere of Jupiter.<ref name=Miller2005>[[#Miller2005|Miller]], 2005, pp. 335–339</ref>

{| class="wikitable" style="text-align:center;float:right;margin: 0ex 0ex .5em 1em"
|+ Power emitted by Jovian aurorae in different parts of spectrum<ref name=Bhardwaj-t>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, Tables 2 and 5</ref>
|- style="background:lightgrey"
!Emission||Jupiter||Io spot
|-
|Radio (KOM, <0.3&nbsp;MHz)||~1&nbsp;GW|| ?
|-
|Radio (HOM, 0.3–3&nbsp;MHz)||~10&nbsp;GW|| ?
|-
|Radio (DAM, 3–40&nbsp;MHz)||~100&nbsp;GW|| 0.1–1&nbsp;GW (Io-DAM)
|-
|IR (hydrocarbons, 7–14&nbsp;μm)||~40&nbsp;TW
|rowspan="2"|30–100&nbsp;GW
|-
|IR (H<sub>3</sub><sup>+</sup>, 3–4&nbsp;μm)||4–8&nbsp;TW
|-
|Visible (0.385–1&nbsp;μm)||10–100&nbsp;GW|| 0.3&nbsp;GW
|-
|UV (80–180&nbsp;nm)||2–10&nbsp;TW|| ~50&nbsp;GW
|-
|X-ray (0.1–3&nbsp;keV)||1–4&nbsp;GW|| ?
|-
|}

Spots were found to correspond to three Galilean moons: Io, [[Europa (moon)|Europa]] and [[Ganymede (moon)|Ganymede]].{{#tag:ref|Callisto may have a spot as well; however, it would be unobservable because it would coincide with the main auroral oval.<ref name=Clarke/>|group=N}}<ref name=Clarke>[[#Clarke|Clarke]], 2002</ref> They develop because the co-rotation of the plasma is slowed in the vicinity of moons. The brightest spot belongs to Io, which is the main source of the plasma in the magnetosphere (see above). The Ionian auroral spot is thought to be related to [[Alfven waves|Alfven current]]s flowing from the Jovian to Ionian ionosphere. Europa's and Ganymede's spots are much dimmer, because these moons are weak plasma sources, because of sublimation of the water ice from their surfaces.<ref name=Blanc277>[[#Blanc|Blanc]], 2005, pp. 277–283</ref>

Bright arcs and spots sporadically appear within the main ovals. These transient phenomena are thought to be related to interaction with the solar wind.<ref name=Bhardwaj311/> The magnetic field lines in this region are believed to be open or to map onto the magnetotail.<ref name=Bhardwaj311/> The secondary ovals observed inside the main oval may be related to the boundary between open and closed magnetic field lines or to the polar [[Aurora_(astronomy)#Solar_wind_and_the_magnetosphere|cusp]]s.<ref name=Palier1170>[[#Palier|Palier]], 2001, pp. 1170–71</ref> The polar auroral emissions are similar to those observed around Earth's poles: both appear when electrons are accelerated towards the planet by potential drops, during reconnection of solar magnetic field with that of the planet.<ref name=Blanc254/> The regions within both main ovals emit most of auroral X-rays. The spectrum of the auroral X-ray radiation consists of [[spectral line]]s of highly ionized oxygen and sulfur, which probably appear when energetic (hundreds of kiloelectronvolts) S and O ions precipitate into the polar atmosphere of Jupiter. The source of this precipitation remains unknown.<ref name="Elsner" />

=== Jupiter som en pulsar ===

Jupiter is a powerful source of [[radio wave]]s in the spectral region stretching from several [[kilohertz]] to tens of [[megahertz]]. Radio waves with [[radio frequency|frequencies]] of less than about 0.3&nbsp;MHz (and thus wavelengths longer than 1&nbsp;km) are called the Jovian [[kilometer|kilometric]] radiation or KOM. Those with frequencies in the interval of 0.3–3&nbsp;MHz (with wavelengths of 100–1000&nbsp;m) are called the [[hectometer|hectometric]] radiation or HOM, while emissions in the range 3–40&nbsp;MHz (with wavelengths of 10–100&nbsp;m) are referred to as the [[decameter|decametric]] radiation or DAM. The latter radiation was the first to be observed from the Earth, and its approximately 10&nbsp;hour periodicity helped to identify it as originating from Jupiter. The strongest part of decametric emission, which is related to Io and to the Io–Jupiter current system, is called Io-DAM.<ref name=Zarka20160>[[#Zarka|Zarka]], 1998, pp. 20,160–168</ref>{{#tag:ref|The non-Io-DAM is much weaker than the Io-DAM, and is the high-frequency tail of the HOM emissions.<ref name=Zarka20160/>|group=N}}
[[File:Radio emissions of Solar System planets.png|thumb|left|300px|The spectrum of Jovian radio emissions compared with spectra of four other magnetized planets, where (N,T,S,U)KR means (Neptunian, Terrestrial, Saturnian and Uranian) kilometric radiation]]
The majority of these emissions are thought to be produced by a mechanism called Cyclotron Maser Instability, which develops close to the auroral regions, when electrons bounce back and forth between the poles. The electrons involved in the generation of radio waves are probably those carrying currents from the poles of the planet to the magnetodisk.<ref name=Zarka20173>[[#Zarka|Zarka]], 1998, pp. 20, 173–181</ref> The intensity of Jovian radio emissions usually varies smoothly with time; however, Jupiter periodically emits short and powerful bursts (S bursts), which can outshine all other components. The total emitted power of the DAM component is about 100&nbsp;GW, while the power of all other HOM/KOM components is about 10&nbsp;GW. In comparison, the total power of Earth's radio emissions is about 0.1&nbsp;GW.<ref name=Zarka20160/>

Jupiter's radio and particle emissions are strongly modulated by its rotation, which makes the planet somewhat similar to a [[pulsar]].<ref name=Hill>[[#Hill|Hill]], 1995</ref> This periodical modulation is probably related to asymmetries in the Jovian magnetosphere, which are caused by the tilt of the magnetic moment with respect to the rotational axis as well as by high-latitude [[magnetic anomaly|magnetic anomalies]]. The physics governing Jupiter's radio emissions is similar to that of radio pulsars. They differ only in the scale, and Jupiter can be considered a very small [[radio pulsar]] too.<ref name=Hill/> In addition, Jupiter's radio emissions strongly depend on solar wind pressure and, hence, on [[solar activity]].<ref name=Zarka20160/>

In addition to relatively long-wavelength radiation, Jupiter also emits [[synchrotron radiation]] (also known as the Jovian [[decimeter|decimetric]] radiation or DIM radiation) with frequencies in the range of 0.1–15&nbsp;GHz (wavelength from 3&nbsp;m to 2&nbsp;cm),<ref name=Zarka/> which is the [[bremsstrahlung radiation]] of the relativistic electrons trapped in the inner radiation belts of the planet. The energy of the electrons that contribute to the DIM emissions is from 0.1 to 100&nbsp;MeV,<ref name=Santos-Costa>[[#Santos-Costa|Santos-Costa]], 2001</ref> while the leading contribution comes from the electrons with energy in the range 1–20&nbsp;MeV.<ref name="Bolton" /> This radiation is well-understood and was used since the beginning of 1960s to study the structure of the planet's magnetic field and radiation belts.<ref name=Zarka384>[[#Zarka2|Zarka]], 2005, pp. 384–385</ref> The particles in the radiation belts originate in the outer magnetosphere and are adiabatically accelerated, when they are transported to the inner magnetosphere.<ref name=Khurana20/>

Jupiter's magnetosphere ejects streams of high-energy electrons and ions (energy up to tens [[megaelectronvolt]]s), which travel as far as the Earth's orbit.<ref name=Krupp17>[[#Krupp|Krupp]], 2004, pp. 17–18</ref> These streams are highly [[collimated]] and vary with the rotational period of the planet like the radio emissions. In this respect as well, Jupiter shows similarity to a pulsar.<ref name=Hill/>

==Interaction with rings and moons==
{{See also|Rings of Jupiter|Ganymedian magnetosphere|Space weathering}}
Jupiter's extensive magnetosphere envelops its ring system and the orbits of all four [[Galilean satellites]].<ref name=Kivelson2-2/> Orbiting near the magnetic equator, these bodies serve as sources and sinks of magnetospheric plasma, while energetic particles from the magnetosphere alter their surfaces. The particles [[sputtering|sputter]] off material from the surfaces and create chemical changes via [[radiolysis]].<ref name=Johnson-1>[[#Johnson|Johnson]], 2004, pp. 1–2</ref> The plasma's co-rotation with the planet means that the plasma preferably interacts with the moons' trailing hemispheres, causing noticeable hemispheric asymmetries.<ref name=Johnson-3>[[#Johnson|Johnson]], 2004, pp. 3–5</ref> In addition, the large internal magnetic fields of the moons contribute to the Jovian magnetic field.<ref name=Kivelson2-2/>
[[File:Jupiter radio.jpg|thumb|Jupiter's variable radiation belts]]
Close to Jupiter, the planet's rings and small moons absorb high-energy particles (energy above 10&nbsp;keV) from the radiation belts.<ref name=Burns1/> This creates noticeable gaps in the belts' spatial distribution and affects the decimetric synchrotron radiation. In fact, the existence of Jupiter's rings was first hypothesized on the basis of data from the ''[[Pioneer 11]]'' spacecraft, which detected a sharp drop in the number of high-energy ions close to the planet.<ref name=Burns1>[[#Burns|Burns]], 2004, pp. 1–2</ref> The planetary magnetic field strongly influences the motion of sub-micrometer ring particles as well, which acquire an electrical charge under the influence of solar [[ultraviolet radiation]]. Their behavior is similar to that of co-rotating [[ion]]s.<ref name=Burns12>[[#Burns|Burns]], 2004, pp. 12–14</ref> The resonant interaction between the co-rotation and the orbital motion is thought to be responsible for the creation of Jupiter's innermost halo ring (located between 1.4 and 1.71&nbsp;''R''<sub>j</sub>), which consists of sub-micrometer particles on highly [[Inclination|inclined]] and [[Orbital eccentricity|eccentric]] orbits.<ref name=Burns10>[[#Burns|Burns]], 2004, pp. 10–11</ref> The particles originate in the main ring; however, when they drift  toward Jupiter, their orbits are modified by the strong 3:2 Lorentz resonance located at 1.71&nbsp;''R''<sub>j</sub>, which increases their inclinations and eccentricities.{{#tag:ref|A Lorentz resonance is one that exists between a particle's orbital speed and the rotation period of a planet's magnetosphere. If the ratio of their angular frequencies is ''m'':''n'' (a [[rational number]]) then scientists call it an ''m'':''n'' Lorentz resonance. So, in the case of a 3:2 resonance, a particle at a distance of about 1.71&nbsp;''R''<sub>j</sub> from Jupiter makes three revolutions around the planet, while the planet's magnetic field makes two revolutions.<ref name=Burns17/>|group=N}} Another 2:1 Lorentz resonance at 1.4&nbsp;Rj defines the inner boundary of the halo ring.<ref name=Burns17>[[#Burns|Burns]], 2004, pp. 17–19</ref>

All Galilean moons have thin atmospheres  with surface pressures in the range 0.01–1&nbsp;[[bar (unit)|nbar]], which in turn support substantial [[ionosphere]]s with electron densities in the range of 1,000–10,000&nbsp;cm<sup>&minus;3</sup>.<ref name=Kivelson2-2>[[#Kivelson2|Kivelson]], 2004, pp. 2–4</ref> The co-rotational flow of cold magnetospheric plasma is partially diverted around them by the currents induced in their ionospheres, creating wedge-shaped structures known as Alfven wings.<ref name=Kivelson2-8>[[#Kivelson2|Kivelson]], 2004, pp. 8–10</ref> The interaction of the large moons with the co-rotational flow is similar to the interaction of the [[solar wind]] with the non-magnetized planets like [[Venus]], although the co-rotational speed is usually [[Speed of sound|subsonic]] (the speeds vary from 74 to 328&nbsp;km/s), which prevents the formation of a [[bow shock]].<ref name=Kivelson2-1>[[#Kivelson2|Kivelson]], 2004, pp. 1–2</ref> The pressure from the co-rotating plasma continuously strips gases from the moons' atmospheres (especially from that of Io), and some of these atoms are ionized and brought into co-rotation. This process creates gas and plasma tori in the vicinity of moons' orbits with the Ionian torus being the most prominent.<ref name="Kivelson2-2"/> In effect, the Galilean moons (mainly Io) serve as the principal plasma sources in Jupiter's inner and middle magnetosphere. Meanwhile the energetic particles are largely unaffected by the Alfven wings and have free access to the moons' surfaces (except Ganymede's).<ref name=Cooper137>[[#Cooper|Cooper]], 2001, pp. 137,139</ref>
[[Image:PIA04433 Jupiter Torus Diagram cr.jpg|thumb|left|Plasma tori created by Io and Europa]]
The icy Galilean moons, [[Europa (moon)|Europa]], [[Ganymede (moon)|Ganymede]] and [[Callisto (moon)|Callisto]], all generate induced magnetic moments in response to changes in Jupiter's magnetic field. These varying magnetic moments create dipole magnetic fields around them, which act to compensate for changes in the ambient field.<ref name=Kivelson2-2/> The induction is thought to take place in subsurface layers of salty water, which are likely to exist in all of Jupiter's large icy moons. These underground oceans can potentially harbor life, and evidence for their presence was one of the most important discoveries made in the 1990s by [[Galileo (spacecraft)|spacecraft]].<ref name=Kivelson2-10>[[#Kivelson2|Kivelson]], 2004, pp. 10–11</ref>

The interaction of the Jovian magnetosphere with Ganymede, which has an intrinsic magnetic moment, differs from its interaction with the non-magnetized moons.<ref name=Kivelson2-10/> Ganymede's internal magnetic field carves a cavity inside Jupiter's magnetosphere with a diameter of approximately two Ganymede diameters, creating a mini-magnetosphere within Jupiter's magnetosphere. Ganymede's magnetic field diverts the co-rotating plasma flow around its magnetosphere. It also protects the moon's equatorial regions, where the field lines are closed, from energetic particles. The latter can still freely strike Ganymede's poles, where the field lines are open.<ref name=Kivelson2-16>[[#Kivelson2|Kivelson]], 2004, pp. 16–18</ref> Some of the energetic particles are trapped near the equator of Ganymede, creating mini-radiation belts.<ref name=Williams1>[[#Williams|Williams]], 1998, p. 1</ref> Energetic electrons entering its thin atmosphere are responsible for the observed Ganymedian polar aurorae.<ref name=Kivelson2-16/>

Charged particles have a considerable influence on the surface properties of Galilean moons. Plasma originating from Io carries sulfur and [[sodium]] ions farther from the planet,<ref name=Cooper154>[[#Cooper|Cooper]], 2001, pp. 154–156</ref> where they are implanted preferentially on the trailing hemispheres of Europa and Ganymede.<ref name=Johnson-15>[[#Johnson|Johnson]], 2004, pp. 15–19</ref> On Callisto however, for unknown reasons, sulfur is concentrated on the leading hemisphere.<ref name=Hibbitts>[[#Hibbitts|Hibbitts]], 2000, p. 1</ref> Plasma may also be responsible for darkening the moons' trailing hemispheres (again, except Callisto's).<ref name=Johnson-3/> Energetic electrons and ions, with the flux of the latter being more isotropic, bombard surface ice, sputtering atoms and molecules off and causing [[radiolysis]] of water and other [[chemical compound]]s. The energetic particles break water into [[oxygen]] and [[hydrogen]], maintaining the thin oxygen atmospheres of the icy moons (since the hydrogen escapes more rapidly). The compounds produced radiolytically on the surfaces of Galilean moons also include [[ozone]] and [[hydrogen peroxide]].<ref name=Johnson-8/> If organics or [[carbonate]]s are present, [[carbon dioxide]], [[methanol]] and [[carbonic acid]] can be produced as well. In the presence of sulfur, likely products include sulfur dioxide, [[hydrogen disulfide]] and [[sulfuric acid]].<ref name=Johnson-8>[[#Johnson|Johnson]], 2004, pp. 8–13</ref> [[Oxidant]]s produced by radiolysis, like oxygen and ozone, may be trapped inside the ice and carried downward to the oceans over geologic time intervals, thus serving as a possible energy source for life.<ref name="Cooper154"/>

== Discovery ==
[[File:Ulysses at Jupiter.jpg|thumb|The path of the Ulysses spacecraft through the magnetosphere of Jupiter in 1992]]

It has been suggested that the radio emissions from Jupiter's magnetosphere may have been first heard by [[Nikola Tesla]] in 1899, when he claimed to have possibly received radio signals from [[Martian]]s. As early radio receivers were very broadband (as waveband filters were not common until the 1920s), it would have been possible for the Jovian shortwave emissions to have been received by Tesla. Tesla confusing the emissions as coming from Mars may have been due to Mars and Jupiter being located close to each other in the sky at the time.<ref>{{cite book| last =Corum| first =Kenneth L.| coauthors =James F. Corum| title =Nikola Tesla and the electrical signals of planetary origin| year =1996| page =14|url=http://www.teslasociety.com/mars.pdf|format=PDF| oclc = 68193760}}</ref>  The first evidence for the existence of Jupiter's magnetic field came in 1955, with the discovery of the [[decameter|decametric]] radio emission or DAM.<ref name=Burke>[[#Burke|Burke]], 1955</ref> As the DAM's spectrum extended up to 40&nbsp;[[Hertz|MHz]], astronomers concluded that Jupiter must possess a magnetic field with a strength of about 1&nbsp;milli[[tesla (unit)|tesla]]s (10&nbsp;[[Gauss (unit)|gauss]]).<ref name=Zarka>[[#Zarka2|Zarka]], 2005, pp. 371–375</ref>

In 1959, observations in the [[microwave]] part of the electromagnetic (EM) spectrum (0.1–10&nbsp;[[Hertz|GHz]]) led to the discovery of the Jovian [[decimeter|decimetric]] radiation (DIM) and the realization that it was [[synchrotron radiation]] emitted by [[Relativistic electron beam|relativistic electrons]] trapped in the planet's radiation belts.<ref name=Drake>[[#Drake|Drake]], 1959</ref> These synchrotron emissions were used to estimate the number and energy of the electrons around Jupiter and led to improved estimates of the magnetic moment and its tilt.<ref name=Khurana5/>

By 1973 the magnetic moment was known within a factor of two, whereas the tilt was correctly estimated at about 10°.<ref name=Russell1993-715/> The modulation of Jupiter's DAM by [[Io (moon)|Io]] (the so called Io-DAM) was discovered in 1964, and allowed Jupiter's [[rotation period]] to be precisely determined.<ref name="Zarka375" /> The definitive discovery of the Jovian magnetic field occurred in December 1973, when the [[Pioneer 10]] spacecraft flew near the planet.<ref name="Smith" />{{#tag:ref|Pioneer 10 carried a helium vector [[magnetometer]], which measured the magnetic field of Jupiter directly. The spacecraft also made observations of plasma and energetic particles.<ref name=Smith/>|group=N}}

== Exploration after 1970 ==
As of 2009 a total of eight spacecraft have flown around Jupiter and all have contributed to the present knowledge of the Jovian magnetosphere. The first space probe to reach Jupiter was [[Pioneer 10]] in December 1973, which passed within 2.9&nbsp;''R''<sub>j</sub><ref name=Russell1993-715/> from the center of the planet.<ref name=Smith/> Its twin [[Pioneer 11]] visited Jupiter a year later, traveling along a highly inclined trajectory and approaching the planet as close as 1.6&nbsp;''R''<sub>j</sub>.<ref name=Russell1993-715/>

Pioneer provided the best coverage available of the inner magnetic field.<ref name=Khurana1/> The level of radiation at Jupiter was ten times more powerful than ''Pioneer'''s designers had predicted, leading to fears that the probe would not survive; however, with a few minor glitches, it managed to pass through the radiation belts, saved in large part by the fact that Jupiter's magnetosphere had "wobbled" slightly upward at that point, moving away from the spacecraft. However, Pioneer 11 did lose most images of Io, as the radiation had caused its imaging photo [[polarimeter]] to receive a number of spurious commands. The subsequent and far more technologically advanced ''[[Voyager program|Voyager]]'' spacecraft had to be redesigned to cope with the massive radiation levels.<ref name="depths" />

Voyagers 1 and 2 arrived to Jupiter in 1979–1980 and traveled almost in its equatorial plane. [[Voyager 1]], which passed within  5&nbsp;''R''<sub>j</sub> from the planet's center,<ref name=Russell1993-715/> was first to encounter the Io plasma torus.<ref name=Khurana1/> [[Voyager 2]] passed within 10&nbsp;''R''<sub>j</sub><ref name=Russell1993-715/> and discovered the current sheet in the equatorial plane. The next probe to approach Jupiter was [[Ulysses (spacecraft)|Ulysses]] in 1992, which investigated the planet's polar magnetosphere.<ref name=Khurana1/>

The [[Galileo (spacecraft)|Galileo spacecraft]], which orbited Jupiter from 1995 to 2003, provided a comprehensive coverage of Jupiter's magnetic field near the equatorial plane at distances up to 100&nbsp;''R''<sub>j</sub>. The regions studied included the magnetotail and the dawn and dusk sectors of the magnetosphere.<ref name=Khurana1/> While Galileo successfully survived in the harsh radiation environment of Jupiter, it still experienced a few technical problems. In particular, the spacecraft's [[gyroscope]]s often exhibited increased errors. Several times [[electrical arc]]s occurred between rotating and non-rotating parts of the spacecraft, causing it to enter [[Safe mode (spacecraft)|safe mode]], which led to total loss of the data from the 16th, 18th and 33rd orbits. The radiation also caused phase shifts in Galileo's ultra-stable [[quartz oscillator]].<ref name=Fieseler>[[#Fieseler|Fieseler]], 2002</ref>

When the [[Cassini (spacecraft)|Cassini]] spacecraft flew by Jupiter in 2000, it conducted coordinated measurements with Galileo.<ref name=Khurana1/> The last spacecraft to visit Jupiter was [[New Horizons]] in 2007, which carried out a unique investigation of the Jovian magnetotail, traveling as far as 2500&nbsp;''R''<sub>j</sub> along its length.<ref name="Krupp2007-216" /> The coverage of Jupiter's magnetosphere remains much poorer than for Earth's magnetic field. Future missions ([[Juno (spacecraft)|Juno]], for instance) are important to further understand the Jovian magnetosphere's dynamics.<ref name=Khurana1/>

In 2003, [[NASA]] conducted a conceptual study called "Human Outer Planets Exploration" (HOPE) regarding the future human exploration of the [[outer solar system]]. The possibility was mooted of building a surface base on Callisto, because of the low radiation levels at the moon's distance from Jupiter and its geological stability. Callisto is the only one of Jupiter's Galilean satellites for which human exploration is feasible. The levels of [[ionizing radiation]] on Io, Europa and Ganymede are inimical to human life, and adequate protective measures have yet to be devised.<ref name=Trautman>[[#Troutman|Troutman]], 2003</ref>{{Bruker:Cocu/Oversatt-start}}</noinclude>

== Noter og referanser ==
;Noter
{{referanser|group=N}}

;Referanser
{{referanser|colwidth=30em||refs=
<ref name="Blanc238">[[#Blanc|Blanc]] (2005), s. 238 (Tabell III)</ref>
<ref name="Blanc250">[[#Blanc|Blanc]] (2005), s. 250&ndash;253</ref>
<ref name="Blanc254">[[#Blanc|Blanc]] (2005), s. 254&ndash;261</ref>
<ref name="Bhardwaj342">[[#Bhardwaj|Bhardwaj]] (2000), s. 342</ref>
<ref name="Bolton">[[#Bolton|Bolton]] (2002)</ref>
<ref name="Cowley1069">[[#Cowley|Cowley]] (2001), s. {{formatnum:1069}}&ndash;76</ref>
<ref name="Cowley1083">[[#Cowley|Cowley]] (2001), s. {{formatnum:1083}}&ndash;87</ref>
<ref name="depths">[[#Wolverton|Wolverton]] (2004), s. 100&ndash;157</ref>
<ref name="Elsner">[[#Elsner|Elsner]] (2005), s. 419&ndash;420</ref>
<ref name="Khurana1">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 1&ndash;3</ref>
<ref name="Khurana3">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 3&ndash;5</ref>
<ref name="Khurana5">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 5&ndash;7</ref>
<ref name="Khurana6">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 6&ndash;7</ref>
<ref name="Khurana10">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 10&ndash;12</ref>
<ref name="Khurana12">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 12&ndash;13</ref>
<ref name="Khurana13">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 13&ndash;16</ref>
<ref name="Khurana17">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 17&ndash;18</ref>
<ref name="Khurana18">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 18&ndash;19</ref>
<ref name="Khurana20">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 20&ndash;21</ref>
<ref name="Kivelson303">[[#Kivelson|Kivelson]] (2005), s. 303&ndash;313</ref>
<ref name="Kivelson315">[[#Kivelson|Kivelson]] (2005), s. 315&ndash;316</ref>
<ref name="Krupp1">[[#Krupp|Krupp]] (2004), s. 1&ndash;3</ref>
<ref name="Krupp3">[[#Krupp|Krupp]] (2004), s. 3&ndash;4</ref>
<ref name="Krupp4">[[#Krupp|Krupp]] (2004), s. 4&ndash;7</ref>
<ref name="Krupp7">[[#Krupp|Krupp]] (2004), s. 7&ndash;9</ref>
<ref name="Krupp11">[[#Krupp|Krupp]] (2004), s. 11&ndsah;14</ref>
<ref name="Krupp15">[[#Krupp|Krupp]] (2004), s. 15&ndash;16</ref>
<ref name="Krupp18">[[#Krupp|Krupp]] (2004), s. 18&ndash;19</ref>
<ref name="Krupp2007-216">[[#Krupp2007|Krupp]] (2007), s. 216</ref>
<ref name="Nichols">[[#Nichols|Nichols]] (2006), s. 393&ndash;394</ref>
<ref name="Nichols404">[[#Nichols|Nichols]] (2006), s. 404&ndash;405</ref>
<ref name="Russell1993-694">[[#Russell1993|Russel]] (1993), s. 694</ref>
<ref name="Russell1993-715">[[#Russell1993|Russel]] (1993), s. 715&ndash;717</ref>
<ref name="Russell1993-725">[[#Russell1993|Russel]] (1993), s. 725&ndash;727</ref>
<ref name="Russell2001-1011">[[#Russell2001|Russell]] (2001), s. {{formatnum:1011}}</ref>
<ref name="Russell2001-1016">[[#Russell2001|Russell]] (2001), s. {{formatnum: 1015&ndash;1016 }}</ref>
<ref name="Russell2001-1021">[[#Russell2001|Russell]] (2001), s. {{formatnum: 1021–1024 }}</ref>
<ref name="Russell2001-1024">[[#Russell2001|Russell]] (2001), s. {{formatnum: 1024&ndash;1025 }}</ref>
<ref name="Russell2008">[[#Russell2008|Russell]] (2008)</ref>
<ref name="Smith">[[#Smith|Smith]] (1974)</ref>
<ref name="Zarka375">[[#Zarka2|Zarka]] (2005), s. 375&ndash;377</ref>
}}

== Litteratur ==
{{refstart}}
*{{Kilde artikkel
 |forfatter=Blanc, M.; Kallenbach, R.; Erkaev, N.V.
 |tittel=Solar System magnetospheres|utgivelsesår=2005
 |bind=116|utgave=1-2|doi=10.1007/s11214-005-1958-y
 |bibcode=2005SSRv..116..227B|publikasjon=Space Science Reviews
 |språk=engelsk|ref=Blanc
}}
*{{Kilde artikkel
 |forfatter=Bhardwaj, A.; Gladstone, G.R.
 |tittel=Auroral emissions of the giant planets
 |utgivelsesår=2000|publikasjon=Reviews of Geophysics
 |bind=38|utgave=3
 |url=http://www.bu.edu/csp/uv/cp-aeronomy/Bhardwaj_Gladstone_RG_2000.pdf
 |doi=10.1029/1998RG000046|format=pdf
 |bibcode=2000RvGeo..38..295B
 |språk=engelsk|ref=Bhardwaj
}}
*{{Kilde artikkel
 |forfatter=Bolton, S.J.; Janssen, M. et al.
 |tittel=Ultra-relativistic electrons in Jupiter's radiation belts
 |utgivelsesår=2002|bind=415|utgave=6875
 |pmid=11875557|pages=987–991|doi=10.1038/415987a
 |url=http://www.nature.com/nature/journal/v415/n6875/full/415987a.html
 |publikasjon=Nature
 |språk=engelsk|ref=Bolton
}}
*{{Kilde artikkel
 |forfatter=Cowley, S.W.H.; Bunce, E.J.
 |tittel=Origin of the main auroral oval in Jupiter's coupled magnetosphere–ionosphere system
 |utgivelsesår=2001|bind=49|utgave=10-11
 |doi=10.1016/S0032-0633(00)00167-7
 |bibcode=2001P&SS...49.1067C
 |publikasjon=Planetary and Space Science
 |språk=engelsk|ref=Cowley
}}
*{{cite encyclopedia
 |url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/279-Ch24.pdf
 |format=PDF|title=The configuration of Jupiter's magnetosphere
 |first=K.K.|last=Khurana|coauthors=Kivelson, M.G. et al.
 |isbn= 0521818087|encyclopedia=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere
 |publisher=Cambridge University Press
 |editor= Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.
 |year=2004|language=engelsk|ref=Khurana
}}
*{{Kilde artikkel
 |url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/285-SSR11629905.pdf
 |tittel=The current systems of the Jovian magnetosphere and ionosphere and predictions for Saturn
 |forfatter=Kivelson, M.G.|publikasjon=Space Science Reviews
 |utgiver=Springer|utgivelsesår=2005|bind=116
 |utgave=1-2|doi=10.1007/s11214-005-1959-x
 |ref=Kivelson|språk=engelsk|format=pdf
 |bibcode = 2005SSRv..116..299K
}}
*{{cite encyclopedia
 |url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/280-Ch25.pdf
 |title=Dynamics of the Jovian Magnetosphere 
 |first=N.|last=Krupp|coauthors=Vasyliunas, V.M. et al.|isbn=0521818087
 |encyclopedia=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere
 |publisher=Cambridge University Press
 |editor= Bagenal, F. et al.|year=2004|format=PDF
 |language=engelsk|ref=Krupp
}}
*{{Kilde artikkel
 |forfatter=Krupp, N.
 |tittel=New surprises in the largest magnetosphere of Our Solar System
 |publikasjon=Science|bind=318|utgave=5848
 |utgivelsesår=2007|bibcode=2007Sci...318..216K
 |pmid=17932281|doi= 10.1126/science.1150448
 |språk=engelsk|ref=Krupp2007
}}
*{{Kilde artikkel
 |forfatter=Russell, C.T.
 |tittel=Planetary Magnetospheres
 |publikasjon=Reports on Progress in Physiscs
 |bind=56|utgave=6|utgivelsesår=1993
 |url=http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/56/6/001/rp930601.pdf
 |format=pdf|doi=10.1088/0034-4885/56/6/001
 |språk=engelsk|bibcode=1993RPPh...56..687R
 |ref=Russell1993
}}
*{{Kilde artikkel
 |forfatter=Russell, C.T.
 |tittel= The dynamics of planetary magnetospheres
 |publikasjon=Planetary and Space Science
 |bind=49|utgave=10-11|utgivelsesår=2001
 |bibcode=2001P&SS...49.1005R|doi= 10.1016/S0032-0633(01)00017-4
 |språk=engelsk|ref=Russell2001
}}
*{{Kilde artikkel
 |forfatter=Smith, E.J.; Davis, L. Jr. et al.
 |tittel=The Planetary Magnetic Field and Magnetosphere of Jupiter: Pioneer 10
 |publikasjon=Journal of Geophysical Research
 |bind=79|utgave=25|utgivelsesår=1974
 |bibcode=1974JGR....79.3501S|doi=10.1029/JA079i025p03501
 |språk=engelsk|ref=Smith
}}
*{{Kilde artikkel
 |forfatter=Zarka, P.; Kurth, W.S.
 |tittel=Radio wave emissions from the outer planets before Cassini
 |publikasjon=Space Science Reviews
 |bind=116|utgave=1-2|utgivelsesår=2005
 |bibcode=2005SSRv..116..371Z|doi=10.1007/s11214-005-1962-2
 |språk=engelsk|ref=Zarka2
}}
*{{Kilde bok
 |tittel=The Depths of Space
 |forfatter=Wolverton, M.|forlag=Joseph Henry Press
 |utgivelsesår=2004|isbn=978-0-309-09050-6
 |språk=engelsk|ref=Wolverton
}}<noinclude><!--


*{{Kilde artikkel
 |forfatter=Zarka, P.; Kurth, W.S.
 |tittel=Auroral radio emissions at the outer planets: Observations and theory
 |publikasjon=Journal of Geophysical Research
 |bind=103|utgave=E9|utgivelsesår=1998
 |bibcode=1998JGR...10320159Z|doi= 10.1029/98JE01323
 |språk=englesk|ref=Zarka
}}

*{{cite journal|last=Burke|first=B.F. |coauthors=Franklin, K.L. |title=Observations of a variable radio source associated with the planet Jupiter|year=1955|volume=60|issue=2|pages=213–217|doi=10.1029/JZ060i002p00213|bibcode=1955JGR....60..213B |journal = [[Journal of Geophysical Research]]|ref=Burke}}
*{{cite encyclopedia|last=Burns|first=J.A.|coauthors=Simonelli, D.P. et al.|title=Jupiter's ring-moon system |encyclopedia= Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere|year=2004|publisher=Cambridge University Press|editor= Bagenal, F. et al.|url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf| format=pdf| isbn= 0521818087|ref=Burns}}
*{{cite journal|last=Clarke|first=J.T.|coauthors=Ajello, J. et al.|title=Ultraviolet emissions from the magnetic footprints of Io, Ganymede and Europa on Jupiter|year=2002|volume=415|issue=6875|pmid=11875560|pages=997–1000|doi=10.1038/415997a| url=http://www2.iap.fr/users/lotfi/jupiter.pdf|format=pdf | journal = Nature|ref=Clarke}}
*{{cite journal|last=Cooper|first=J.F.|coauthors=Johnson, R.E. et al.|title=Energetic ion and electron irradiation of the icy Galilean satellites|year=2001|volume=139|issue=1|pages=133–159|doi=10.1006/icar.2000.6498| url=http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf|format=pdf | journal = [[Icarus (journal)|Icarus]]|ref=Cooper|bibcode=2001Icar..149..133C}}
*{{cite journal|last=Cowley|first=S.W.H.|coauthors=Bunce, E.J.|title=Modulation of Jovian middle magnetosphere currents and auroral precipitation by solar wind-induced compressions and expansions of the magnetosphere: initial response and steady state|year=2003|volume=51|issue=1|pages=31–56|doi=10.1016/S0032-0633(02)00130-7|bibcode=2003P&SS...51...31C |journal=Planetary and Space Science|ref=Cowley2}}
*{{cite journal|last=Drake|first=F.D.|coauthors=Hvatum, S.|title=Non-thermal microwave radiation from Jupiter| year=1959| volume=64|page=329|doi=10.1086/108047|bibcode=1959AJ.....64S.329D |journal=Astronomical Journal| ref=Drake}}
*{{cite journal|last=Elsner|first=R.F.|coauthors=Ramsey, B.D. et al.|title=X-ray probes of magnetospheric interactions with Jupiter's auroral zones, the Galilean satellites, and the Io plasma torus|year=2005|volume=178|issue=2|pages=417–428|doi=10.1016/j.icarus.2005.06.006|url=http://wwwastro.msfc.nasa.gov/research/papers/icarus.pdf|journal=[[Icarus (journal)|Icarus]]| format=pdf|ref=Elsner|bibcode=2005Icar..178..417E}}
*{{cite journal|last=Fieseler|first=P.D.|coauthors=Ardalan, S.M. et al. |title=The radiation effects on Galileo spacecraft systems at Jupiter| year=2002|volume=49|issue=6|pages=2739–58|doi=10.1109/TNS.2002.805386 |url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/11661/1/02-0220.pdf|format=pdf|journal=Nuclear Science|ref=Fieseler }}
*{{cite journal|last=Hill|first=T.W.|coauthors=Dessler, A.J.|title=Space physics and astronomy converge in exploration of Jupiter's Magnetosphere|year=1995|volume=8|page=6|url=http://www.agu.org/sci_soc/hill.html |journal = Earth in Space|ref=Hill |archiveurl = http://web.archive.org/web/19970501040601/http://www.agu.org/sci_soc/hill.html |archivedate = 1997-05-01}}
*{{cite journal|last=Hibbitts|first=C.A.|coauthors=McCord, T.B.; Hansen, T.B.|title=Distribution of CO<sub>2</sub> and SO<sub>2</sub> on the surface of Callisto|year=2000|volume=105|issue=E9|pages=22,541–557|bibcode=2000JGR...10522541H|journal = [[Journal of Geophysical Research]]|doi=10.1029/1999JE001101|ref=Hibbitts}}
*{{cite encyclopedia|url=http://people.virginia.edu/~rej/papers04/chap20.pdf | format=PDF| title= Radiation Effects on the Surfaces of the Galilean Satellites | first=R.E. | last=Johnson | coauthors=Carlson, R.V. et al.| isbn= 0521818087| encyclopedia=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere|publisher=Cambridge University Press|editor= Bagenal, F. et al.|year=2004|ref=Johnson}}
*{{cite encyclopedia|url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/277-Ch21.pdf | format=PDF| title= Magnetospheric interactions with satellites| first=M.G. | last=Kivelson | coauthors=Bagenal, F. et al.| isbn= 0521818087| encyclopedia=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere|publisher=Cambridge University Press|editor= Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.|year=2004|ref=Kivelson2}}

*{{cite journal|last=Miller|first=S.|coauthors=Aylword, A. and Milliword, G.|title=Giant planet ionospheres and thermospheres: the importance of ion-neutral coupling|journal=Space Science Reviews|volume=116|issue=1-2|pages=319–343|year=2005| doi=10.1007/s11214-005-1960-4|bibcode=2005SSRv..116..319M|ref=Miller2005}}
*{{cite journal|doi=10.5194/angeo-24-393-2006|last=Nichols|first=J.D.|coauthors=Cowley, S.W.H. and McComas, D.J. |title=Magnetopause reconnection rate estimates for Jupiter's magnetosphere based on interplanetary measurements at ~5 AU|journal=Annales Geophysicae|year=2006 |volume=24|issue=1|pages=393–406| url=http://www.ann-geophys.net/24/393/2006/angeo-24-393-2006.html|ref=Nichols|bibcode = 2006AnGeo..24..393N }}
*{{cite journal|last=Palier|first=L.|title= More about the structure of the high latitude Jovian aurorae|journal=Planetary and Space Science|volume=49|issue=10-11|pages=1159–73|year=2001|bibcode=2001P&SS...49.1159P|doi= 10.1016/S0032-0633(01)00023-X|ref=Palier}}
*{{cite journal|last=Russell|first=C.T.|coauthors=Khurana, K.K.; Arridge,  C.S.; Dougherty, M.K.|title= The magnetospheres of Jupiter and Saturn and their lessons for the Earth|journal=Advances in Space Research|volume=41|issue=8|pages=1310–18|year=2008 |url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/magnetospheres_jupiter_saturn.pdf|format=pdf|doi= 10.1016/j.asr.2007.07.037|ref=Russell2008|bibcode=2008AdSpR..41.1310R}}
*{{cite journal|last=Santos-Costa|first=D.|coauthors=Bourdarie, S.A.|title=Modeling the inner Jovian electron radiation belt including non-equatorial particles|journal=Planetary and Space Science|year=2001|volume=49|issue=3-4|pages=303–312| bibcode=2001P&SS...49..303S|doi=10.1016/S0032-0633(00)00151-3|ref=Santos-Costa}}
*{{cite journal|last=Troutman|first=P.A.|coauthors=Bethke, K. et al.|title=Revolutionary concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)|journal=American Institute of Physics Conference Proceedings|date=28 January 2003|volume=654|pages=821–828|doi=10.1063/1.1541373|ref=Troutman}}
*{{cite journal|last=Williams|first=D.J.|coauthors=Mauk, B.; McEntire, R.W.|title= Properties of Ganymede's magnetosphere as revealed by energetic particle observations|journal=[[Journal of Geophysical Research]]|volume=103|issue=A8|pages=17,523–534|year=1998|bibcode=1998JGR...10317523W| doi=10.1029/98JA01370|ref=Williams}}--></noinclude>
{{refslutt}}<noinclude>{{Bruker:Cocu/Oversatt-slutt}}

== Videre lesning ==
{{refstart}}
*{{cite journal|last=Carr|first=Thomas D.|coauthors=Gulkis, Samuel|title=The magnetosphere of Jupiter|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|year=1969|volume=7|issue=1|pages=577–618| bibcode=1969ARA&A...7..577C|doi=10.1146/annurev.aa.07.090169.003045}}
*{{cite journal|last=Edwards|first=T.M.|coauthors=Bunce, E.J.; Cowley, S.W.H.|title=A note on the vector potential of Connerney et al.'s model of the equatorial current sheet in Jupiter's magnetosphere|journal=Planetary and Space Science|year=2001|volume=49|issue=10-11|pages=1115–23| bibcode=2001P&SS...49.1115E|doi=10.1016/S0032-0633(00)00164-1}}
*{{cite journal|last=Gladstone|first=G.R.|coauthors=Waite, J.H.; Grodent, D.|title=A pulsating auroral X-ray hot spot on Jupiter|journal=Nature|year=2002|volume=415|issue=6875|pages=1000–03|pmid=11875561| url=http://www.nature.com/nature/journal/v415/n6875/full/4151000a.html|doi=10.1038/4151000a}}
*{{cite journal|last=Kivelson|first=Margaret G.|coauthors=Khurana, Krishan K. and Walker, Raymond J.|title=Sheared magnetic field structure in Jupiter's dusk magnetosphere: Implications for return currents|journal=[[Journal of Geophysical Research]]|year=2002|volume=107|issue=A7|page=1116| url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/262-2001JA000251.pdf|doi=10.1029/2001JA000251|format=pdf|bibcode=2002JGRA..107.1116K}}
*{{cite journal|last=Kivelson|first=M.G.|title=Transport and acceleration of plasma in the magnetospheres of Earth and Jupiter and expectations for Saturn|journal=Advances in Space Research|year=2005|volume=36|issue=11|pages=2077–89| url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/287-ASR362077.pdf|doi=10.1016/j.asr.2005.05.104|format=pdf|bibcode=2005AdSpR..36.2077K}}
*{{cite journal|last=Kivelson|first=Margaret G.|coauthors=Southwood, David J.|title=First evidence of IMF control of Jovian magnetospheric boundary locations: Cassini and Galileo magnetic field measurements compared|journal=Planetary and Space Science|year=2003|volume=51|issue=A7|pages=891–98| url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/270-PSS51891.pdf|doi=10.1016/S0032-0633(03)00075-8|format=pdf|bibcode=2003P&SS...51..891K}}
*{{cite journal|last=McComas|first=D.J.|coauthors=Allegrini, F.; Bagenal, F. ''et al.''|title=Diverse Plasma Populations and Structures in Jupiter's Magnetotail|journal=Science|year=2007|volume=318|issue=5848|pages=217–20|pmid=17932282|bibcode=2007Sci...318..217M|doi=10.1126/science.1147393}}
*{{cite journal|last=Maclennan|first=G.G.|coauthors=Maclennan, L.J.; Lagg, Andreas|title=Hot plasma heavy ion abundance in the inner Jovian magnetosphere (<10 Rj)|journal=Planetary and Space Science|year=2001|volume=49|issue=3-4|pages=275–82| bibcode=2001P&SS...49..275M|doi=10.1016/S0032-0633(00)00148-3}}
*{{cite journal|last=Russell|first=C.T.|coauthors=Yu, Z.J.; Kivelson, M.G.|title=The rotation period of Jupiter|journal=Geophysics Research Letters|year=2001|volume=28|issue=10|pages=1911–12| url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/245-2001GL012917.pdf|format=pdf|doi=10.1029/2001GL012917|bibcode=2001GeoRL..28.1911R}}
*{{cite journal|last=Zarka|first=Philippe|coauthors=Queinnec, Julien; Crary, Frank J.|title=Low-frequency limit of Jovian radio emissions and implications on source locations and Io plasma wake|journal=Planetary and Space Science|year=2001|volume=49|issue=10-11|pages=1137–49| bibcode=2001P&SS...49.1137Z|doi=10.1016/S0032-0633(01)00021-6}}
{{refslutt}}{{Bruker:Cocu/Oversatt-start}}</noinclude>

== Eksterne lenker ==
{{Commonscat|Jupiter (magnetosphere)|Jupiters magnetosfære}}

{{Jupiter}}<noinclude><!--</noinclude>
{{Portal|Astronomi}}
[[Kategori:Jupiter|Magnetosfære]]
[[Kategori:Magnetisme]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]

{{Link UA|en}}
{{Link UA|fr}}

[[ar:الغلاف المغناطيسي للمشتري]]
[[ca:Magnetosfera de Júpiter]]
[[cs:Magnetické pole Jupiteru]]
[[el:Μαγνητόσφαιρα Δία]]
[[en:Magnetosphere of Jupiter]]
[[fr:Magnétosphère de Jupiter]]
[[it:Magnetosfera di Giove]]
[[ml:വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലം]]
[[pt:Magnetosfera de Júpiter]]
[[uk:Магнітосфера Юпітера]]
[[zh:木星的磁層]]<noinclude>-->{{Bruker:Cocu/Oversatt-slutt}}</noinclude>