Hopp til innhold

Bruker:Cocu/Kladd2

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Jupiters magnetosfære

Jupiters magnetosfære
Oppdagelse[1]
Oppdaget avPioneer 10
OppdagetDesember 1973
Indre felt[2][3][4]
Jupiters radius71 492 km
Magnetisk moment156 000 000 000 000 000 000 T×m³
Ekvatorial feltstyrke428 μT (4,28 G)
Dipolhelning~10°
Magnetisk pols lengdegrad~159°
Rotasjonsperiode9h 55m 29.7 ± 0.1s
Solvindparametre[5]
Hastighet400 km/s
IMF-styrke1 nT
Tetthet0,4 cm-3
Magnetosfæreparametre[6][7][8]
Buesjokk~82 Rj
Avstand magnetopause50–100 Rj
Lengde magnetohaleopp til 7000 Rj
HovedionerO+, S+ og H+
PlasmakildeIo, solvind, ionosfære
Massetilførstel~1 000 kg/s
Maksimal plasmatetthet2 000 cm−3
Maksimal partikkelenergiopp til 100 MeV
Aurora[9]
Spektrumradio, nær-IR, UV og røntgen
Total kraft100 TW
Frekvens radiostråling0,01–40 MHz

Jupiters magnetosfære er hullrommet som dannes i solvinden av planetens magnetfelt. Magnetfeltet strekker seg opptil syv millioner kilometer i solens retning og nesten til Saturns 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 magnetiske momentet er ca. 18 000 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 frigjør store mengder svoveldioksidgass 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 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 solvinden slik jordens magnetosfære blir. Sterke strømmer som finnes i magnetosfæren genererer permanente auroraer rundt planetens poler og intense variable radioutslipp, noe som betyr at Jupiter kan antas som en svært svak radiopulsar. Auroraen har blitt observert i nær alle deler av det elektromagnetiske spektrum inkludert, infrarød, synlig lys, ultrafiolett og røntgen.

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

Struktur

[rediger | rediger kilde]

Jupiters magnetosfære er en kompleks struktur bestående av et 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 solvinden, som bærer det interplanetariske magnetfeltet.[10]

Indre magnetfelt

[rediger | rediger kilde]

Hoveddelen av Jupiters magnetfelt er, som jordens magnetfelt, generert av en indre 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[3] Som jordens magnetfelt er Jupiters også mest en dipol, med nordlige og sørlige magnetiske poler i enden av en enkelt magnetisk akse.[2] 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.[11][N 1] Jupiters magnetfelt har også kvadrupole og oktupole og høyere komponenter, selv om disse er mindre enn en tiendedel så sterke som den dipole komponenten.[2]

Dipolen heller ca. 10° fra Jupiters rotasjonsakse; helningen er tilsvarende helingen på jorden (11,3°).[1][2] Det ekvatoriale feltets styrke er ca. 428 μT (4,28 G), noe som samsvarer med et dipol magnetisk moment på ca. 1,53×1020 T×m³. Dette gjør Jupiters magnetfelt ti ganger sterkere enn jordens, og det magnetiske momentet ca. 18 000 ganger større.[3][N 2] Magnetfeltet roterer med samme hastighet som regionen under atmosfæren, med en periode 9 t 55 m. Siden de første målingene ble gjennomført av Pioneer-sondene midt på 1970-tallet har det ikke blitt registrert noen endringer i styrken eller strukturen til magnetfeltet.[N 3]

Størrelse og form

[rediger | rediger kilde]

Jupiters indre magnetfelt hindrer solvinden, en strøm av ioniserte partikler fra solen, fra å vekselvirke direkte med atmosfæren og avleder den istedet bort fra planeten. Dette skaper et hulrom i strømmen av solvind kalt en magnetosfære, sammensatt av plasma ulik den fra solvinden.[6] 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.[12] Om den kunne ses fra jorden ville den ha fremstått fem ganger større enn fullmånen til tross for at den er nesten 1 700 ganger lengre unna.[12]

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.[6] Avstanden fra magnetopausen til sentrum av planeten er fra 45 til 100 Rj (hvor Rj = 71 492 km er Jupiters radius) ved det subsolare punkt – det ufikserte punktet på overflaten hvor solen tilsynelatende står rett over hodet på en observatør.[6] Posisjonen for magnetopausen avhenger av trykket fra solvinden, som igjen avhenger av solaktiviteten.[13] Foran magnetopausen, i en avstand fra 80–130 Rj fra planetens sentrum, ligger buesjokket, en bølgelignende forstyrrelse i solvinden forårsaket av kollisjonen med magnetosfæren.[14][15] Regionen mellom buesjokket og magnetopausen kalles magnetosheath.[6]

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 Saturns bane.[16] 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 strømningshalen (oransje områder på bildet).[16] 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 strålingsbelter i avstander nærmere enn 10 Rj fra Jupiter.[17]

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.[11] Disse strømmene skaper det magnetiske feltet som bryter det indre feltet utenfor magnetosfæren.[16] De vekselvirker også betydelig med solvinden.[11]

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 Rj 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 10–40 Rj) og ytre (utenfor 40 Rj) magnetosfæren er ikke magnetfeltet en dipol, og forstyrres kraftig av vekselvirkningen med plasmasjiktet (se magnetodisk under).[6]

Ios rolle

[rediger | rediger kilde]
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.[13] Jupiters vulkansk aktive måne Io er en sterk kilde til plasma i sin egen rett, og forer Jupiters magnetosfære med så mye som 1 000 km nytt materiale hvert sekund.[7] Sterke vulkanske utbrudd på Io avgir store mengder svoveldioksid, hvis en stor del av er dissosiert til atomer og ionisert av solens ultrafiolette stråling som produserer ioner av svovel og oksygen: S+, O+, S2+ og O2+.[18] 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.[7]

Temperaturen på plasmaen i torusen er 10–100 eV (100 000–1 000 000 K), noe som er mye lavere enn for partiklerne i strålingsbeltet – 10 keV (100 millioner K). Plasmaen i torusen tvinges inn i en med-rotasjon med Jupiter, noe som betyr at de begge har samme rotasjonsperiode.[19] Ios torus endrer fundamentalt dynamikken i den jovianske atmosfæren.[20]

Som et resultat av flere prosesser – hvor diffusjon og ustabilitetsutveklsing er de viktigste unnslipningsmekanismene – lekker plasma sakte bort fra Jupiter.[19] Etter hvert som plasmaen beveger seg lengre bort fra planeten øker de radiale strømmene som finnes i den i hastighet og opprettholder med-rotasjonen.[6] Disse radiale strømmene er også kilden til magnetfeltets asimutale komponenter, hvis som et resultat bender seg tilbake mot rotasjonen.[21] Partikkelnummertettheten til plasmaen synker fra ca. 2 000 cm-3 i Ios torus til ca. 0,2 cm-3 i en avstand av 35 Rj.[22]

I midten av magnetosfæren, ved avstander større enn 20 Rj fra Jupiter, brytes gradvis med-rotasjonen ned og plasmaen begynner og rotere saktere enn planeten.[6] Til slutt, ved avstander større enn 40 Rj (i den ytre magnetosfæren), bryter plasmaen helt ut av magnetfeltet og forlater magnetosfæren gjennom magnetohalen.[23] Ettersom kald, tett plasma beveger seg utover blir den erstattet av varm plasma med mindre tetthet (temperatur på 20 keV – 200 millioner K – eller høyere) som kommer fra den ytre magnetosfæren.[22] Plasmaen som blir adiabatisk varmet når den nærmer seg Jupiter[24] danner et strålingsbelte i Jupiters indre magnetosfære.[7]

Magnetodisk

[rediger | rediger kilde]

Mens jordens magnetfelt er omtrent dråpeformet, er Jupiters flatere og ligner mer på en disk og «slingrer» periodisk rundt sin egen akse.[25] Hovedgrunnen for denne disklignende konfigurasjonen er sentrifugalkraften fra med-roterende plasma og termisk trykk fra varm plasma som begge strekker Jupiters magnetfeltlinjer og danner en flat pannekakelignende struktur, kjent som magnetodisken, ved avstander større enn 20 Rj fra planeten.[6][26] Magnetodisken har et tynt strømningssjikt nær midten av planet,[18] omtrent nær den magnetiske ekvator. De magnetiske feltlinjene peker vekk fra Jupiter over sjiktet og mot Jupiter under sjiktet.[13] Påfyllet av plasma fra Io utvider størrelsen på den jovianske magnetosfæren fordi magnetodisken skaper et ekstra indre trykk som balanserer trykket fra solvinden.[14] I fraværet av Io ville ikke avstanden mellom planeten og magnetopausen ved det subsolare punktet være mer enn 42 Rj, mens den faktisk er 75 Rj.[6]

Konfiguarsjonen av magnetodisken sitt felt blir vedlikehold av asimutal ringstrøm (ikke en analog til jordens ringstrøm) som går med rotasjonen gjennom det ekvatoriale plasmasjiktet.[27] 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 90–160 millioner ampere.[6][21]

Dynamikk

[rediger | rediger kilde]

Med-rotasjon og radialstrømmer

[rediger | rediger kilde]
Jupiters magnetfelt og med-rotasjonen påtvinger strømmer

Hoveddrivkraften for Jupiters magnetosfære er planetens rotasjon.[28] 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,[11] fører Lorentz-kraften, som oppstår som et resultat av denne bevegelsen, negativt ladede elektroner mot polene mens posistivt ladede ioner blir sendt mot ekvator.[29] 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 elektriske kretsen lukket gjennom den.[29] En strøm kalt likestrømmen[N 4] 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 Birkelandstrømmer.[21] 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.[29]

Strømmene som går fra ionosfæren til plasmasjiktet er spesielt sterk når den tilsvarende delen av plasmasjiktet roterer saktere enn planeten.[29] Som nevnt over brytes med-rotasjonen ned i regionen mellom 20–40 Rj fra Jupiter. Denne regionen tilsvarer magnetoskiven hvor magnetfeltet er svært strukket.[30] Den sterke strømmen som går inn i magnetodisken stammer fra et svært begrenset breddegradsområde på ca. 16 ± 1° fra de jovianske polene. Disse smale, sirkulære regionene tilsvarer Jupiters største auroraovaler (se nedenfor).[31] Returstrømmen som går fra den ytre magnetosfæren utenfor 50 Rj 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 60–140 millioner ampere.[21][29]

Akselerasjonen av plasmaen inn i med-rotasjonen fører til overføringen av energi fra den jovianske rotasjonen til den kinetiske energien til plasmaen.[6][20] I den forstand er den jovianske magnetosfæren drevet av planetens rotasjon, mens i jordens tilfelle er den drevet av solvinden.[20]

Venkslende ustabilitet og omkobling

[rediger | rediger kilde]

Hovedproblemet med å forstå dynamikken i den jovianske magnetosfæren er transporten av tyngre, kald plasma fra Io-torusen ved 6 Rj til den ytre magnetsofæren ved avstander på mer enn 50 Rj.[30] 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-instabiliteten i hydrodynamikken.[19] I tilfellet med den jovianske magnetosfæren spiller sentrifugalkraften rollen som gravitasjon; den tunge flytende væsken er den kalde og tette joniske (det vil si knyttet til Io) plasmaen, og den lette væsken er den varme og mye mindre tette plasmaen fra den ytre magnetosfæren.[19] Ustabiliteten fører til en utveksling av flukskanaler fylt med 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.[19] Denne utvekslingen av flukskanaler er en form for magnetisk turbulens.[32]

Jupiters magnetosfære sett fra over nordpolen.[33]

Dette svært hypotetiske bildet av flukskanalendringene ble delvis bekreftet av Galileo-sonden som oppdaget regioner med markant redusert plasmatetthet og økende feltstyrke i den indre magnetosfæren.[19] 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.[34] 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 omkoblingsprosess som separerer magnetfeltet fra plasmaen.[30] 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 – store klatter av plasma. Omkoblingsprosessen kan tilsvare den globale rekonfigureringen som også ble observert av Galileo-sonden og som oppstod regelmessig hver 2.–3. dag.[20] 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.[35] Plasmaen som strømmer ned halen langs de åpne feltlinjene kalles den planetariske vinden.[18][36]

Omkoblingene er analoger til magnetiske substormer i jordens magnetsofære.[30] 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.[37] I Jupiters magnetosfære er det motsatt; rotasjonsenergien lagres i magnetodisken og frigjøres når plasmoiden skiller seg fra den.[35]

Påvirkning av solvinden

[rediger | rediger kilde]

Mens dynamikken i den jovianske magnetosfæren hovedsakelig avhenger av indre energikilder spiller solvinden sannsynligvis en rolle også,[38] spesielt som en kilde for høyenergetiske protoner.[N 5][7] Strukturen i den ytre magnetosfæren viser noen av funksjonene i en solvind-drevet magnetosfære, inkludert en betydelig daggry-skumring-asymmetri.[21] Spesielt magnetfeltlinjene i skumringssektoren bøyes i motsatt retning av de i daggrysektoren.[21] I tillegg inneholder magnetosfæren i skumringssektoren åpne feltlinjer som forbindes til magnetohalen, mens i magnetosfæren i daggrysektoren er feltlinjene lukket.[16] Alle disse observasjonene indikerer at en solvind-drevet omkoblingsprosess, kjent på jorden som Dungey-syklusen, også kan finne sted i den jovianske magnetsofæren.[30][38]

Omfanget av solvindens påvirkning på dynamikken i Jupiters magnetosfære er foreløpig ukjent;[39] den kan imidlertid være spesielt sterkt i tider ved forhøyet solaktivitet.[40] Mengden polarlys,[4] utslipp av optisk og røntgenstråling,[41] 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.[35]

Utslipp

[rediger | rediger kilde]

Aurora

[rediger | rediger kilde]
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 km in width) circular features located at approximately 16° from the magnetic poles;[42] 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.[42][43] Whereas the auroral emissions were detected in almost all parts of the electromagnetic spectrum from radio waves to X-rays (up to 3 keV), they are brightest in the mid-infrared (wavelength 3–4 μm and 7–14 μm) and deep ultraviolet spectral regions (wavelength 80–180 nm).[9]

The main ovals are the dominant part of the Jovian aurorae. They have stable shapes and locations,[43] but their intensities are strongly modulated by the solar wind pressure—the stronger solar wind, the weaker the aurorae.[44] 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.[45] These electrons carry field aligned currents, which maintain the plasma's co-rotation in the magnetodisk.[30] The potential drops develop because the sparse plasma outside the equatorial sheet can only carry a current of a limited strength without those currents.[31] The precipitating electrons have energy in the range 10–100 keV and penetrate deep into the atmosphere of Jupiter, where they ionize and excite molecular hydrogen causing ultraviolet emission.[46] The total energy input into the ionosphere is 10–100 TW.[47] In addition, the currents flowing in the ionosphere heats it by the process known as Joule heating. This heating, which produces up to 300 TW of power, is responsible for the strong infrared radiation from the Jovian aurorae and partially for the heating of the thermosphere of Jupiter.[48]

Power emitted by Jovian aurorae in different parts of spectrum[49]
Emission Jupiter Io spot
Radio (KOM, <0.3 MHz) ~1 GW ?
Radio (HOM, 0.3–3 MHz) ~10 GW ?
Radio (DAM, 3–40 MHz) ~100 GW 0.1–1 GW (Io-DAM)
IR (hydrocarbons, 7–14 μm) ~40 TW 30–100 GW
IR (H3+, 3–4 μm) 4–8 TW
Visible (0.385–1 μm) 10–100 GW 0.3 GW
UV (80–180 nm) 2–10 TW ~50 GW
X-ray (0.1–3 keV) 1–4 GW ?

Spots were found to correspond to three Galilean moons: Io, Europa and Ganymede.[N 6][50] 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 currents 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.[51]

Bright arcs and spots sporadically appear within the main ovals. These transient phenomena are thought to be related to interaction with the solar wind.[43] The magnetic field lines in this region are believed to be open or to map onto the magnetotail.[43] 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 cusps.[52] 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.[30] The regions within both main ovals emit most of auroral X-rays. The spectrum of the auroral X-ray radiation consists of spectral lines 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.[41]

Jupiter som en pulsar

[rediger | rediger kilde]

Jupiter is a powerful source of radio waves in the spectral region stretching from several kilohertz to tens of megahertz. Radio waves with frequencies of less than about 0.3 MHz (and thus wavelengths longer than 1 km) are called the Jovian kilometric radiation or KOM. Those with frequencies in the interval of 0.3–3 MHz (with wavelengths of 100–1000 m) are called the hectometric radiation or HOM, while emissions in the range 3–40 MHz (with wavelengths of 10–100 m) are referred to as the decametric radiation or DAM. The latter radiation was the first to be observed from the Earth, and its approximately 10 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.[53][N 7]

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.[54] 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 GW, while the power of all other HOM/KOM components is about 10 GW. In comparison, the total power of Earth's radio emissions is about 0.1 GW.[53]

Jupiter's radio and particle emissions are strongly modulated by its rotation, which makes the planet somewhat similar to a pulsar.[55] 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 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.[55] In addition, Jupiter's radio emissions strongly depend on solar wind pressure and, hence, on solar activity.[53]

In addition to relatively long-wavelength radiation, Jupiter also emits synchrotron radiation (also known as the Jovian decimetric radiation or DIM radiation) with frequencies in the range of 0.1–15 GHz (wavelength from 3 m to 2 cm),[56] 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 MeV,[57] while the leading contribution comes from the electrons with energy in the range 1–20 MeV.[8] 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.[58] The particles in the radiation belts originate in the outer magnetosphere and are adiabatically accelerated, when they are transported to the inner magnetosphere.[24]

Jupiter's magnetosphere ejects streams of high-energy electrons and ions (energy up to tens megaelectronvolts), which travel as far as the Earth's orbit.[59] 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.[55]

Interaction with rings and moons

[rediger | rediger kilde]
Se også: Rings of Jupiter, Ganymedian magnetosphere og Space weathering

Jupiter's extensive magnetosphere envelops its ring system and the orbits of all four Galilean satellites.[60] 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 sputter off material from the surfaces and create chemical changes via radiolysis.[61] The plasma's co-rotation with the planet means that the plasma preferably interacts with the moons' trailing hemispheres, causing noticeable hemispheric asymmetries.[62] In addition, the large internal magnetic fields of the moons contribute to the Jovian magnetic field.[60]

Jupiter's variable radiation belts

Close to Jupiter, the planet's rings and small moons absorb high-energy particles (energy above 10 keV) from the radiation belts.[63] 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.[63] 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 ions.[64] 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 Rj), which consists of sub-micrometer particles on highly inclined and eccentric orbits.[65] 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 Rj, which increases their inclinations and eccentricities.[N 8] Another 2:1 Lorentz resonance at 1.4 Rj defines the inner boundary of the halo ring.[66]

All Galilean moons have thin atmospheres with surface pressures in the range 0.01–1 nbar, which in turn support substantial ionospheres with electron densities in the range of 1,000–10,000 cm−3.[60] 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.[67] 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 subsonic (the speeds vary from 74 to 328 km/s), which prevents the formation of a bow shock.[68] 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.[60] 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).[69]

Plasma tori created by Io and Europa

The icy Galilean moons, Europa, Ganymede and 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.[60] 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 spacecraft.[70]

The interaction of the Jovian magnetosphere with Ganymede, which has an intrinsic magnetic moment, differs from its interaction with the non-magnetized moons.[70] 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.[71] Some of the energetic particles are trapped near the equator of Ganymede, creating mini-radiation belts.[72] Energetic electrons entering its thin atmosphere are responsible for the observed Ganymedian polar aurorae.[71]

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,[73] where they are implanted preferentially on the trailing hemispheres of Europa and Ganymede.[74] On Callisto however, for unknown reasons, sulfur is concentrated on the leading hemisphere.[75] Plasma may also be responsible for darkening the moons' trailing hemispheres (again, except Callisto's).[62] 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 compounds. 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.[76] If organics or carbonates 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.[76] Oxidants 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.[73]

Discovery

[rediger | rediger kilde]
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 Martians. 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.[77] The first evidence for the existence of Jupiter's magnetic field came in 1955, with the discovery of the decametric radio emission or DAM.[78] As the DAM's spectrum extended up to 40 MHz, astronomers concluded that Jupiter must possess a magnetic field with a strength of about 1 milliteslas (10 gauss).[56]

In 1959, observations in the microwave part of the electromagnetic (EM) spectrum (0.1–10 GHz) led to the discovery of the Jovian decimetric radiation (DIM) and the realization that it was synchrotron radiation emitted by relativistic electrons trapped in the planet's radiation belts.[79] 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.[7]

By 1973 the magnetic moment was known within a factor of two, whereas the tilt was correctly estimated at about 10°.[12] The modulation of Jupiter's DAM by Io (the so called Io-DAM) was discovered in 1964, and allowed Jupiter's rotation period to be precisely determined.[4] The definitive discovery of the Jovian magnetic field occurred in December 1973, when the Pioneer 10 spacecraft flew near the planet.[1][N 9]

Exploration after 1970

[rediger | rediger kilde]

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 Rj[12] from the center of the planet.[1] Its twin Pioneer 11 visited Jupiter a year later, traveling along a highly inclined trajectory and approaching the planet as close as 1.6 Rj.[12]

Pioneer provided the best coverage available of the inner magnetic field.[6] 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 spacecraft had to be redesigned to cope with the massive radiation levels.[25]

Voyagers 1 and 2 arrived to Jupiter in 1979–1980 and traveled almost in its equatorial plane. Voyager 1, which passed within 5 Rj from the planet's center,[12] was first to encounter the Io plasma torus.[6] Voyager 2 passed within 10 Rj[12] and discovered the current sheet in the equatorial plane. The next probe to approach Jupiter was Ulysses in 1992, which investigated the planet's polar magnetosphere.[6]

The 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 Rj. The regions studied included the magnetotail and the dawn and dusk sectors of the magnetosphere.[6] While Galileo successfully survived in the harsh radiation environment of Jupiter, it still experienced a few technical problems. In particular, the spacecraft's gyroscopes often exhibited increased errors. Several times electrical arcs occurred between rotating and non-rotating parts of the spacecraft, causing it to enter 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.[80]

When the Cassini spacecraft flew by Jupiter in 2000, it conducted coordinated measurements with Galileo.[6] 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 Rj along its length.[33] The coverage of Jupiter's magnetosphere remains much poorer than for Earth's magnetic field. Future missions (Juno, for instance) are important to further understand the Jovian magnetosphere's dynamics.[6]

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.[81]

Noter og referanser

[rediger | rediger kilde]
Noter
  1. ^ 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.
  2. ^ Det magnetiske momentet er proporsjonalt med produktet av den ekvatoriale feltstyrken og kuben av Jupiters radius, noe som er 11 ganger større enn jorden.
  3. ^ For eksempel er den asimutale retningen av dipolen endret mindre enn 0,01°.[2]
  4. ^ Likestrømmen i den jovianske magnetosfæren må ikke forveksles med likestrøm brukt i elektriske kretser. Sistnevnte er det motsatte av vekselstrøm.
  5. ^ Den jovianske ionosfæren er en annen betydelig kilde til protoner.[7]
  6. ^ Callisto may have a spot as well; however, it would be unobservable because it would coincide with the main auroral oval.[50]
  7. ^ The non-Io-DAM is much weaker than the Io-DAM, and is the high-frequency tail of the HOM emissions.[53]
  8. ^ 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 Rj from Jupiter makes three revolutions around the planet, while the planet's magnetic field makes two revolutions.[66]
  9. ^ 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.[1]
Referanser
  1. ^ a b c d e Smith (1974)
  2. ^ a b c d e Khurana (2004), s. 3–5
  3. ^ a b c Russel (1993), s. 694
  4. ^ a b c Zarka (2005), s. 375–377
  5. ^ Blanc (2005), s. 238 (Tabell III)
  6. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r Khurana (2004), s. 1–3
  7. ^ a b c d e f g Khurana (2004), s. 5–7
  8. ^ a b Bolton (2002)
  9. ^ a b Bhardwaj (2000), s. 342
  10. ^ Khurana (2004), s. 12–13
  11. ^ a b c d Kivelson (2005), s. 303–313
  12. ^ a b c d e f g Russel (1993), s. 715–717
  13. ^ a b c Russell (2001), s. 1 015–1 016
  14. ^ a b Krupp (2004), s. 15–16
  15. ^ Russel (1993), s. 725–727
  16. ^ a b c d Khurana (2004), s. 17–18
  17. ^ Khurana (2004), s. 6–7
  18. ^ a b c Krupp (2004), s. 3–4
  19. ^ a b c d e f Krupp (2004), s. 4–7
  20. ^ a b c d Krupp (2004), s. 1–3
  21. ^ a b c d e f Khurana (2004), s. 13–16
  22. ^ a b Khurana (2004), s. 10–12
  23. ^ Russell (2001), s. 1 024–1 025
  24. ^ a b Khurana (2004), s. 20–21
  25. ^ a b Wolverton (2004), s. 100–157
  26. ^ Russell (2001), s. 1 021–1 024
  27. ^ Kivelson (2005), s. 315–316
  28. ^ Blanc (2005), s. 250–253
  29. ^ a b c d e Cowley (2001), s. 1 069–76
  30. ^ a b c d e f g Blanc (2005), s. 254–261
  31. ^ a b Cowley (2001), s. 1 083–87
  32. ^ Russell (2008)
  33. ^ a b Krupp (2007), s. 216
  34. ^ Krupp (2004), s. 7–9
  35. ^ a b c Krupp (2004), s. 11&ndsah;14
  36. ^ Khurana (2004), s. 18–19
  37. ^ Russell (2001), s. 1 011
  38. ^ a b Nichols (2006), s. 393–394
  39. ^ Krupp (2004), s. 18–19
  40. ^ Nichols (2006), s. 404–405
  41. ^ a b Elsner (2005), s. 419–420
  42. ^ a b Palier, 2001, pp. 1171–73
  43. ^ a b c d Bhardwaj, 2000, pp. 311–316
  44. ^ Cowley, 2003, pp. 49–53
  45. ^ Bhardwaj, 2000, pp. 316–319
  46. ^ Bhardwaj, 2000, pp. 306–311
  47. ^ Bhardwaj, 2000, p. 296
  48. ^ Miller, 2005, pp. 335–339
  49. ^ Bhardwaj, 2000, Tables 2 and 5
  50. ^ a b Clarke, 2002
  51. ^ Blanc, 2005, pp. 277–283
  52. ^ Palier, 2001, pp. 1170–71
  53. ^ a b c d Zarka, 1998, pp. 20,160–168
  54. ^ Zarka, 1998, pp. 20, 173–181
  55. ^ a b c Hill, 1995
  56. ^ a b Zarka, 2005, pp. 371–375
  57. ^ Santos-Costa, 2001
  58. ^ Zarka, 2005, pp. 384–385
  59. ^ Krupp, 2004, pp. 17–18
  60. ^ a b c d e Kivelson, 2004, pp. 2–4
  61. ^ Johnson, 2004, pp. 1–2
  62. ^ a b Johnson, 2004, pp. 3–5
  63. ^ a b Burns, 2004, pp. 1–2
  64. ^ Burns, 2004, pp. 12–14
  65. ^ Burns, 2004, pp. 10–11
  66. ^ a b Burns, 2004, pp. 17–19
  67. ^ Kivelson, 2004, pp. 8–10
  68. ^ Kivelson, 2004, pp. 1–2
  69. ^ Cooper, 2001, pp. 137,139
  70. ^ a b Kivelson, 2004, pp. 10–11
  71. ^ a b Kivelson, 2004, pp. 16–18
  72. ^ Williams, 1998, p. 1
  73. ^ a b Cooper, 2001, pp. 154–156
  74. ^ Johnson, 2004, pp. 15–19
  75. ^ Hibbitts, 2000, p. 1
  76. ^ a b Johnson, 2004, pp. 8–13
  77. ^ Corum, Kenneth L. (1996). Nikola Tesla and the electrical signals of planetary origin (PDF). s. 14. OCLC 68193760. 
  78. ^ Burke, 1955
  79. ^ Drake, 1959
  80. ^ Fieseler, 2002
  81. ^ Troutman, 2003

Litteratur

[rediger | rediger kilde]

Mal:Refstart

Mal:Refslutt

Videre lesning

[rediger | rediger kilde]

Mal:Refstart

Mal:Refslutt

Eksterne lenker

[rediger | rediger kilde]

(en) Jupiter (magnetosphere) – kategori av bilder, video eller lyd på Commons

Hentet fra «https://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Bruker:Cocu/Kladd2&oldid=22323884»