| Deschidere | |
|---|---|
| Descoperitor | Pionier-10 |
| data deschiderii | decembrie 1973 [1] |
| Câmp interior | |
| Raza lui Jupiter | 71.492 km |
| Moment magnetic | 1,56⋅10 20 T m³ _ |
| Intensitatea câmpului ecuatorial | 428 μT (4,28 gauss ) |
| înclinarea dipolului | ~10° |
| Longitudinea axei dipolului | ~159° |
| Perioada de rotație | 9 h 55 m 29,7 ± 0,1 s |
| Caracteristicile vântului solar | |
| Viteză | 400 km/s [2] |
| Tensiunea FMI | 1 nT |
| Densitate | 0,4 cm -3 |
| Caracteristicile magnetosferei | |
| Distanța exploziei arcului | ~82 R J [3] [4] [5] |
| Distanța de magnetopauză | 50-100 R J |
| Lungimea magnetotailului | peste 7000 RJ |
| Ioni de bază | O + , S + și H + |
| Surse de plasmă | Io , vânt solar , ionosferă |
| Rata de aflux în masă | ~1000 kg/s |
| Densitatea maximă a plasmei | 2000 cm −3 [6] [7] [8] |
| Energie maximă a particulelor | Peste 100 MeV |
| Lumini polare | |
| Spectru | emisie radio, aproape IR , UV și raze X |
| Putere totală | 100 TW [9] |
| Frecvențele radio | 0,01-40MHz _ |
Magnetosfera lui Jupiter este o cavitate creată în vântul solar de câmpul magnetic planetar al lui Jupiter , unde au loc diferite procese de interacțiune între vântul solar, câmpul magnetic interplanetar, propriul câmp magnetic al lui Jupiter și plasma din jur. Întinzându-se pe mai mult de 7 milioane de kilometri spre Soare și aproape de orbita lui Saturn în direcția opusă, magnetosfera lui Jupiter este cea mai mare și mai puternică dintre toate magnetosferele planetare din sistemul solar și, din punct de vedere al volumului, este cea mai mare structură continuă din sistemul solar după heliosferă . Mai lată și mai plată decât magnetosfera Pământului , cea a lui Jupiter este de câteva ordine de mărime mai puternică, iar momentul său magnetic este de aproximativ 18.000 de ori mai mare. Existența magnetosferei lui Jupiter a fost dezvăluită în timpul observațiilor radio la sfârșitul anilor 1950, observate pentru prima dată direct de aparatul Pioneer 10 în 1973.
Câmpul magnetic intern al lui Jupiter este generat de un curent electric care curge în miezul exterior al planetei, care este compus din hidrogen metalic . Erupțiile vulcanice de pe luna Io a lui Jupiter ejectează volume mari de oxid de sulf în spațiu , formând un mare torus de gaz în jurul planetei. Forțele câmpului magnetic al lui Jupiter fac ca torul să se rotească cu aceeași viteză unghiulară și în aceeași direcție ca planeta. Thor completează câmpul magnetic al planetei cu plasmă , care, pe măsură ce se rotește, este întinsă într-o structură asemănătoare unei clătite cunoscută sub numele de disc magnetic . În esență, magnetosfera lui Jupiter este modelată de plasma lui Io și de propria sa rotație într-o măsură mult mai mare decât de vântul solar , spre deosebire de cea a Pământului. Curenții puternici care curg în magnetosferă provoacă aurore persistente în jurul polilor planetari și fluctuații vizibile ale emisiilor radio, ceea ce înseamnă că Jupiter poate fi considerat, în anumite privințe, un pulsar radio foarte slab . Aurorele lui Jupiter au fost observate în aproape fiecare parte a spectrului electromagnetic , inclusiv în infraroșu , vizibil , ultraviolete și raze X moi .
Impactul magnetosferei captează și accelerează particulele, creând centuri de radiații intense similare cu centurile Van Allen ale Pământului, dar de mii de ori mai puternice. Interacțiunea particulelor energetice cu suprafața celor mai mari sateliți ai lui Jupiter afectează în mod semnificativ compoziția chimică și caracteristicile fizice ale acestora. Impactul acestor particule afectează, de asemenea, mișcarea prafului și a fragmentelor de piatră în interiorul sistemului inelar nesemnificativ al lui Jupiter . Centurile de radiații reprezintă un pericol grav pentru navele spațiale și potențialele expediții cu echipaj.
Magnetosfera lui Jupiter este o structură complexă care include arcul de șoc , magnetosheath , magnetopauză , magnetotail , magnetodisc și alte componente. Câmpul magnetic din jurul lui Jupiter este creat din cauza unui număr de fenomene, de exemplu, din cauza circulației lichidelor în miezul planetei (câmpul intern), a curentului electric din plasma din jurul lui Jupiter și a curenților care curg la limita magnetosferei planetare. Magnetosfera este scufundată în plasma vântului solar , care poartă cu ea câmpul magnetic interplanetar . [zece]
O mare parte din câmpul magnetic al lui Jupiter, ca și cel al Pământului , este generat de un dinam intern , menținut de circulația unui fluid conductor electric în miezul exterior. Dar în timp ce nucleul Pământului este format din fier topit și nichel , nucleul lui Jupiter este format din hidrogen metalic [4] . La fel ca și cel al Pământului, câmpul magnetic al lui Jupiter este în primul rând un dipol , cu polii magnetici nord și sud la capete opuse ale axei magnetice [3] . Cu toate acestea, pe Jupiter, polii magnetici nord și sud ai dipolului se află în aceleași emisfere ale planetei, în timp ce în cazul Pământului, dimpotrivă, polul magnetic nordic al dipolului este situat în emisfera sudică și sudul - în nord [11] [nota 1] . Câmpul magnetic al lui Jupiter conține, de asemenea, componente multipolare superioare - cvadrupol , octupol etc., dar acestea sunt cu cel puțin un ordin de mărime mai slabe decât componenta dipolului [3] .
Dipolul este înclinat cu aproximativ 10° față de axa de rotație a lui Jupiter; această înclinare este apropiată de Pământ (11,3°) [1] [3] . Inducția ecuatorială a câmpului magnetic este de aproximativ 428 μT (4,28 G , de aproximativ 10 ori mai mare decât cea a Pământului), ceea ce corespunde unui moment magnetic dipol de aproximativ 1,53⋅10 20 T m³ ( de 18.000 de ori cel al Pământului) [4] [nota 2] . Câmpul magnetic al lui Jupiter se rotește cu aceeași viteză unghiulară ca regiunea de sub atmosferă, cu o perioadă de 9 h 55 m. Nu s-au observat modificări vizibile în putere sau structură de la primele măsurători Pioneer 10 la mijlocul anilor 1970 [nota 3] .
Câmpul magnetic intern al lui Jupiter creează un obstacol în calea vântului solar , un flux de particule ionizate care curge din atmosfera solară superioară , împiedicând fluxurile de ioni să ajungă în atmosfera lui Jupiter , deviându-le departe de planetă și creând un fel de cavitate în atmosfera solară . vânt numit magnetosferă, care constă din plasmă care diferă de plasma vântului solar [6] . Magnetosfera lui Jupiter este atât de mare încât dacă plasați Soarele chiar și cu corona sa vizibilă în el, atunci va mai fi suficient spațiu [12] . Dacă ar putea fi observată de pe Pământ, ar ocupa mai mult de cinci ori spațiul lunii pline pe cer , în ciuda faptului că Jupiter este de peste 1700 de ori mai departe decât Luna [12] .
Ca și în cazul magnetosferei Pământului, granița care separă plasma mai densă și mai rece a vântului solar de cea mai fierbinte și mai puțin densă din magnetosfera lui Jupiter se numește magnetopauză [6] . Distanța dintre magnetopauză și centrul planetei este de la 45 la 100 RJ (unde RJ = 71.492 km este raza lui Jupiter) în punctul subsolar , un punct nefix de pe suprafața planetei unde Soarele se va afla direct deasupra observatorului. [6] . Poziția magnetopauzei depinde de presiunea exercitată de vântul solar, care, la rândul său, depinde de nivelul activității solare [13] . În fața magnetopauzei (la o distanță de 80 până la 130 R J de centrul planetei) are loc un șoc de arc , o perturbare sub formă de undă a vântului solar cauzată de coliziunea acestuia cu magnetosfera [14] [15] . Regiunea dintre magnetopauză și șocul arcului se numește strat de tranziție magnetică sau magnetosheath [6] .
Dincolo de partea de noapte a planetei, vântul solar trage liniile câmpului magnetic al lui Jupiter într-o coadă magnetolungă , alungită, care uneori se extinde chiar și dincolo de orbita lui Saturn . [16] În structura sa, coada magnetosferei joviane seamănă cu cea a Pământului. Este format din două „petale” (zonele marcate cu albastru în diagramă). Câmpul magnetic din lobul sudic este îndreptat spre Jupiter, iar în nord - departe de acesta. Petalele sunt separate printr-un strat subțire de plasmă numit foaia curentului de coadă (zonă portocalie alungită în diagramă) [16] . La fel ca Pământul, coada magnetosferică a lui Jupiter este un canal prin care plasma solară pătrunde în regiunile interioare ale magnetosferei, unde se încălzește și formează centuri de radiații la o distanță mai mică de 10 RJ de Jupiter [ 17 ] .
Forma magnetosferei lui Jupiter descrisă mai sus este susținută de:
În mod tradițional, magnetosfera lui Jupiter este împărțită în trei părți: magnetosfera interioară, mijlocie și exterioară. Cel interior se află la o distanță de până la 10 R J de centrul planetei. Câmpul magnetic din interiorul acestuia este predominant un dipol, deoarece contribuția curenților care trec prin foaia de plasmă ecuatorială este foarte nesemnificativă aici. În magnetosferele medii (între 10 și 40 R J ) și exterioare (denumite în continuare 40 R J ), câmpul magnetic se abate de la structura dipolului și este serios perturbat de acțiunea stratului de plasmă (vezi secțiunea Disc magnetic de mai jos ) [6] ] .
Deși, în general, magnetosfera lui Jupiter seamănă cu forma Pământului, structurile lor sunt foarte diferite în apropierea planetei [13] . Io , un satelit vulcanic activ al lui Jupiter, este o sursă puternică de plasmă și reumple magnetosfera lui Jupiter cu ~1000 kg de materie nouă în fiecare secundă [7] . Erupțiile vulcanice puternice de pe Io ridică dioxidul de sulf în spațiul cosmic , dintre care majoritatea se disociază în atomi și este ionizat de radiația ultravioletă solară . Ca urmare, se formează ioni de sulf și oxigen : S + , O + , S 2+ și O 2+ [18] . Acești ioni părăsesc atmosfera lunii, formând torul de plasmă al lui Io: un inel de plasmă masiv și relativ rece care înconjoară Jupiter de-a lungul orbitei lunii [7] . Temperatura plasmei din interiorul torusului atinge 10-100 eV ( 100.000-1.000.000 K ), ceea ce este mult mai mic decât energia particulelor din centurile de radiații - 10 keV (100 milioane K). Plasma din interiorul torusului este condusă de câmpul magnetic al lui Jupiter „înghețat” în el în rotație cu aceeași perioadă ca și Jupiter însuși [19] (o astfel de rotație sincronă se numește corotație ). Tor Io are un impact semnificativ asupra dinamicii întregii magnetosfere a lui Jupiter [20] .
Ca urmare a mai multor procese, printre care rolul principal îl joacă difuziunea și instabilitatea schimbului , plasma părăsește încet din vecinătatea planetei [19] . Pe măsură ce plasma se îndepărtează de Jupiter, curenții radiali care curg prin ea își măresc treptat viteza, menținând corotația [6] . Acești curenți radiali servesc și ca sursă a componentei azimutale a câmpului magnetic, care, ca urmare, se îndoaie înapoi în raport cu direcția de rotație [21] [21] . Concentrația de particule în plasmă scade de la 2000 cm −3 în torul lui Io la aproximativ 0,2 cm −3 la o distanță de 35 R J [22] . În magnetosfera mijlocie, la o distanță de peste 20 R J de Jupiter, coroția se oprește treptat, iar plasma se rotește mai încet decât planeta [6] . În cele din urmă, la o distanță de peste 40 RJ ( în magnetosfera exterioară), plasma părăsește în cele din urmă câmpul magnetic și intră în spațiul interplanetar prin magnetotail [23] . Deplasându-se spre exterior, plasma rece și densă își schimbă locurile cu plasmă fierbinte rarefiată (cu o temperatură de 20 keV (200 milioane K) sau mai mare) care se deplasează din magnetosfera exterioară [22] . Această plasmă, apropiindu-se de Jupiter și contractându-se, se încălzește adiabatic [24] , formând centuri de radiații în magnetosfera interioară [7] .
Spre deosebire de câmpul magnetic al Pământului , care are o formă aproximativ ca picătură, câmpul lui Jupiter este mai aplatizat, mai mult ca un disc și oscilează periodic în jurul axei [25] . Motivul principal pentru această configurație în formă de disc este forța centrifugă cauzată de corotarea plasmei și a câmpului magnetic, precum și presiunea termică a plasmei fierbinți. Ambele fenomene duc la întinderea liniilor câmpului magnetic, formând la o distanță de peste 20 R J de planetă o structură turtită, asemănătoare unei clătite, cunoscută sub numele de „disc magnetic” [6] [26] . În planul mijlociu, aproximativ în apropierea ecuatorului magnetic, acest disc conține o foaie de curent subțire. [18] Liniile de câmp magnetic sunt direcționate de la Jupiter deasupra acestui strat și spre Jupiter de sub acesta [13] . Plasma venită din Io mărește foarte mult dimensiunea magnetosferei lui Jupiter, deoarece discul magnetic creează o presiune internă suplimentară, care echilibrează presiunea vântului solar [14] . Distanța de la planetă la magnetopauză în „punctul subsolar”, egală cu 75 R J în medie , ar fi scăzut la 43 R J în absența lui Io [6] .
Magnetosfera lui Jupiter este condusă de rotația planetei. [27] În acest sens, Jupiter este similar cu un dispozitiv numit generator unipolar . Pe măsură ce Jupiter se rotește, ionosfera sa se mișcă în raport cu câmpul magnetic dipol al planetei. Deoarece momentul magnetic al dipolului indică în direcția de rotație, [11] forța Lorentz care apare ca urmare a acestei mișcări deplasează electronii încărcați negativ spre poli, iar ionii încărcați pozitiv se deplasează spre ecuator. [28] Ca urmare, polii devin încărcați negativ, iar regiunile apropiate de ecuator devin încărcate pozitiv. Deoarece magnetosfera lui Jupiter este plină cu plasmă foarte conductivă, circuitul electric este completat prin ea. [28] Un curent numit constant [nota 4] curge de-a lungul liniilor de câmp magnetic din ionosferă în foaia de plasmă ecuatorială. Curentul se propagă apoi radial de pe planetă în interiorul foii de plasmă ecuatorială și în cele din urmă se întoarce în ionosfera planetară din regiunile exterioare ale magnetosferei de-a lungul liniilor de câmp conectate la poli. Curenții care se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic sunt denumiți în mod obișnuit curenții Birkeland . [21] Curenții radiali interacționează cu câmpul magnetic al planetei, iar forța Lorentz rezultată accelerează plasma magnetosferică în direcția de rotație a planetei. Acesta este mecanismul principal care menține rotația plasmei în magnetosfera joviană. [28]
Curentul care curge din ionosferă în foaia de plasmă este deosebit de puternic atunci când partea corespunzătoare a foii de plasmă se rotește mai lent decât planeta. [28] Rotația se înrăutățește în regiunea între 20 și 40 RJ de la Jupiter . Această regiune corespunde magnetodiscului, unde câmpul magnetic este puternic întins. [29] Un curent continuu puternic în magnetodisc este generat într-un interval de latitudine strict definit de aproximativ 16 ± 1 ° de la polii magnetici ai lui Jupiter. Aceste regiuni înguste corespund ovalelor principale ale aurorelor lui Jupiter . (Vezi mai jos.) [30] Curentul invers care curge din magnetosfera exterioară în regiunea de 50 R J pătrunde în ionosfera joviană lângă poli și închide circuitul electric. Curentul radial total este estimat a fi între 60 și 140 de milioane de amperi. [21] [28]
Accelerația plasmei în cursul rotației duce la transferul energiei de rotație a lui Jupiter în energia cinetică a plasmei. [6] [20] În acest sens, magnetosfera lui Jupiter este susținută de rotația planetei, în timp ce cea a Pământului este susținută în principal de vântul solar. [douăzeci]
Principala problemă în descifrarea dinamicii magnetosferei joviane este modul în care are loc transferul de plasmă grea rece din torul lui Io la o distanță de 6 RJ către magnetosfera exterioară la o distanță de 50 RJ . [29] Mecanismul exact al unui astfel de transfer nu este cunoscut cu siguranță, dar ipotetic, acesta poate fi rezultatul difuziei plasmatice ca urmare a instabilității schimbului de plasmă. Procesul seamănă cu instabilitatea Rayleigh-Taylor în hidrodinamică . [19] În cazul magnetosferei joviane , forța centrifugă joacă rolul gravitației; rolul lichidului greu îl joacă plasma rece și densă din Io, în timp ce rolul lichidului ușor îl joacă plasma fierbinte și mai puțin densă din magnetosfera exterioară. [19] Instabilitatea de permutare a plasmei duce la schimbul dintre părțile interioare și exterioare ale magnetosferei prin tuburi de linii de câmp umplute cu plasmă. Tuburile goale se deplasează spre planetă, în timp ce cele pline cu plasmă din Io se îndepărtează de Jupiter. [19] Acest schimb de tuburi de linii de câmp provoacă un fel de turbulență magnetosferică . [31]
Această teorie extrem de ipotetică a schimbului de tuburi de linii de câmp a fost parțial confirmată în timpul zborului lui Galileo , care a descoperit regiuni cu densitate redusă a plasmei și o creștere a intensității câmpului în magnetosfera interioară. [19] Aceste goluri pot corespunde tuburilor practic goale de linii de câmp care sosesc din magnetosfera exterioară. În magnetosfera medie, Galileo a înregistrat un fenomen care are loc atunci când plasma fierbinte din magnetosfera exterioară se ciocnește cu magnetodiscul, ceea ce duce la o creștere a fluxului de particule de înaltă energie și la întărirea câmpului magnetic. [33] Cu toate acestea, mecanismul care transportă plasma rece în exterior nu este încă cunoscut.
Când tuburile de linie de câmp umplute cu plasmă rece a lui Io ajung în magnetosfera exterioară, trec printr-un proces de reconectare a liniei de câmp care separă câmpul magnetic de plasmă. [29] Apoi se întoarce prin magnetosferă interioară în tuburi de linii de câmp pline cu plasmă fierbinte și mai puțin densă, iar aceasta din urmă pare să fie ejectată în magnetotail sub formă de plasmoide , aglomerări mari de plasmă. Procesul de reconectare a liniilor de câmp poate corespunde fenomenelor globale de „reconfigurare” observate de nava spațială Galileo, care au avut loc în mod regulat la fiecare 2-3 zile. [34] Fenomenul de reconfigurare a inclus o schimbare rapidă și haotică a intensității câmpului magnetic și a direcției acestuia, precum și schimbări bruște în mișcarea plasmei, care s-a oprit în rotație și s-a scurs. Fenomenul a fost observat în principal în sectorul zorilor magnetosferei nocturne. [34] Plasma curge în linii deschise de forță de-a lungul magnetotailului, iar acesta se numește „vânt planetar”. [18] [35]
Fenomenul de reconectare a liniei de câmp este analog cu subfurtunile magnetice terestre din magnetosferă. [29] Diferența este că: subfurtunile terestre transferă energia acumulată de la vântul solar către coada magnetică și o eliberează prin fenomenul de reconectare în stratul de curenți neutri din magnetotail. Mai târziu, se formează un plasmoid care se mișcă de-a lungul cozii. [36] Și în magnetosfera joviană, energia de rotație este stocată în magnetodisc și eliberată sub formă de plasmoide care sunt separate de disc. [34]
În timp ce dinamica magnetosferei lui Jupiter depinde în principal de sursele interne de energie, vântul solar joacă un rol secundar, [37] mai ales ca sursă de protoni de înaltă energie . [nota 5] [7] Structura magnetosferei exterioare prezintă unele dintre fenomenele inerente magnetosferei formate de vântul solar, inclusiv asimetrie pronunțată dimineața-după-amiază. [21] În special, liniile magnetice din sectorul de seară sunt înclinate în direcția opusă față de sectorul de dimineață. [21] În plus, în magnetosfera dimineață există linii de câmp deschis conectate la coada magnetică, în timp ce în magnetosfera de seară, liniile de câmp sunt închise. [16] Aceste observații indică faptul că vântul solar care provoacă procesul de reconectare a liniei de câmp, cunoscut pe Pământ ca ciclul Dangy , poate avea loc și în magnetosfera lui Jupiter. [29] [37]
Gradul de influență a vântului solar asupra magnetosferei joviane este momentan necunoscut [38] ; cu toate acestea, poate fi deosebit de puternică în perioadele de activitate solară crescută [39] . Radio [5] , emisiile optice și de raze X ale aurorelor [40] , precum și radiația sincrotron de la curele de radiații, se corelează cu presiunea vântului solar; ceea ce înseamnă că vântul solar poate influența mișcarea plasmei și chiar poate regla procesele interne din magnetosferă [34] .
Pe Jupiter, aurore strălucitoare apar în mod constant în regiunea ambilor poli. Spre deosebire de aurorele terestre, care sunt tranzitorii și apar doar în perioadele de creștere a activității solare, aurorele lui Jupiter sunt permanente, deși intensitatea lor variază de la o zi la alta. Ele constau din trei componente principale: ovale principale, formațiuni circulare luminoase, relativ înguste (mai puțin de 1000 km lățime), care se întind la aproximativ 16° de la polii magnetici [41] ; pete polare de la sateliții naturali ai planetei, care corespund urmelor liniilor de câmp magnetic care leagă ionosfera jupiteriană cu cei mai mari sateliți, și emisiilor pe termen scurt de radiații polare în regiunea ovalului principal [41] [42] . Radiația aurora lui Jupiter a fost detectată în toate părțile spectrului electromagnetic - de la emisia radio până la raze X (până la 3 keV), dar acestea radiază cel mai strălucitor în radiația infraroșie mijlocie (lungime de undă 3-4 microni și 7-14 microni) iar în regiunile spectrale ultraviolete îndepărtate (lungime de undă 80-180 nm) [9] .
Principalele ovale sunt componenta dominantă a aurorelor lui Jupiter. Au o formă și o locație stabilă [42] , dar intensitatea lor este foarte dependentă de presiunea vântului solar: cu cât vântul solar este mai puternic, cu atât aurorele sunt mai slabe [43] . Ovalele principale sunt susținute de un aflux puternic de electroni accelerat de potențialul electric al plasmei din magnetodisc și ionosfera jupiteriană [44] . Acești electroni poartă cu ei curenții Birkeland, care mențin rotația plasmei în magnetodisc [29] . Potențialul electric încetează să crească deoarece plasma rarefiată din afara stratului ecuatorial poate transporta doar un curent de putere limitată fără acești curenți [30] . Electronii „precipitători” au energii în intervalul 10-100 keV și pătrund adânc în atmosfera lui Jupiter, unde ionizează și excită hidrogenul molecular, provocând radiații ultraviolete [45] . Energia totală care intră în ionosferă este de la 10 la 100 TW [46] . Curenții care curg prin ionosferă o încălzesc într-un proces numit „ încălzire Joule ”. Acest proces, care produce până la 300 TW de energie, este responsabil pentru radiația infraroșie puternică de la aurorele joviane și parțial pentru încălzirea termosferei joviane [47] .
| Radiația | Jupiter | Spot Io |
|---|---|---|
| Radio (<0,3 MHz) | ~1 GW | ? |
| Radio (0,3-3 MHz) | ~10 GW | ? |
| Radio (3-40 MHz) | ~100 GW | 0,1-1 GW |
| Infraroșu (hidrocarburi, 7-14 microni) | ~40 TW | 30-100 GW |
| Infraroșu (H 3 + , 3-4 µm) | 4-8 TW | |
| Vizibil (0,385-1 µm) | 10-100 GW | 0,3 GW |
| Ultraviolete (80-180 nm) | 2-10 TW | ~50 GW |
| Raze X (0,1-3 keV) | 1-4 GW | ? |
Așa-numitele „pete” au fost găsite în concordanță cu trei luni galileene: Io, Europa și Ganymede . [nota 6] [49] Ele sunt vizibile deoarece rotația plasmei încetinește în imediata apropiere a sateliților. Cel mai luminos punct îi aparține lui Io, principala sursă de plasmă din magnetosferă (vezi mai sus). Se crede că pata solară a lui Io este legată de undele Alfvén care călătoresc din ionosfera lui Jupiter în ionosfera lui Io. Petele Europei și Ganymede sunt mult mai slabe, deoarece acești sateliți sunt surse slabe de plasmă din cauza evaporării gheții de apă de pe suprafața lor. [cincizeci]
Arcuri și pete strălucitoare apar din când în când în interiorul ovalelor principale. Aceste fenomene pe termen scurt sunt asociate cu interacțiunea cu vântul solar. [42] Liniile de câmp magnetic din această regiune sunt fie deschise, fie afișate pe magnetotail. [42] Ovalele secundare observate în ovalele primare se pot referi la granița dintre liniile câmpului magnetic deschis și închis sau la " cuspizi " polari . [51] Emisia aurorei lui Jupiter seamănă cu cea care are loc în jurul polilor pământului: ambele apar atunci când electronii accelerați spre planetă suferă un proces de reconectare a liniilor câmpului magnetic al Soarelui cu cele planetare. [29] Regiunile din cadrul ovalelor principale emit o mulțime de raze X. Spectrul de raze X polare conține linii spectrale de oxigen puternic ionizat și sulf, care apar probabil atunci când ionii S și O de înaltă energie (sute de kiloelectronvolt) se instalează în atmosfera polară a lui Jupiter. Motivul acestei scăderi rămâne necunoscut. [40]
Jupiter este o sursă puternică de unde radio, de la câțiva kiloherți la zeci de megaherți . Undele radio cu frecvențe mai mici de aproximativ 0,3 MHz (și, prin urmare, cu o lungime de undă mai mare de 1 km) sunt numite radiații kilometrice Jupiter (abreviat în engleză: KOM). Undele radio în intervalul de la 0,3 la 3 MHz (cu o lungime de undă de la 100 la 1000 m) se numesc radiație hectometrică (abreviat HOM), iar radiația între 3 și 40 MHz (cu o lungime de undă de la 10 la 100 m) se numește radiație decimetrică. (sau DAM pe scurt). ). Emisia radio, observată pentru prima dată din spațiu pe Pământ, cu o frecvență de aproximativ 10 ore, după cum sa dovedit, a aparținut lui Jupiter. Cea mai puternică secțiune de radiație decimetrică, legată de Io și sistemul de curenți: Io-Jupiter, este abreviată ca Io-DAM. [52] [nota 7]
Se crede că cea mai mare parte a acestei radiații este produsă de un mecanism numit „Instabilitatea Maserului Ciclotron” care poate fi observată în apropierea regiunilor aurore, în timp ce electronii se mișcă între poli. Electronii implicați în generarea undelor radio sunt probabil aceiași care transportă curenți de la polii planetei către magnetodisc. [53] Intensitatea emisiei radio a lui Jupiter tinde să se schimbe fără probleme cu timpul; cu toate acestea, Jupiter emite periodic rafale scurte și puternice de radiații (explozi S) care pot depăși numărul altor componente. Emisivitatea totală a componentei „DAM” este de aproximativ 100 GW, combinată pentru componentele HOM/KOM este de aproximativ 10 GW. Pentru comparație, puterea totală a emisiilor radio de pe Pământ este de numai 0,1 GW. [52]
Radiația și radiația particulelor lui Jupiter sunt strict legate de rotația planetei, făcând planeta oarecum asemănătoare cu un pulsar . [54] Periodicitatea modulațiilor este probabil legată de asimetria din magnetosfera lui Jupiter, care, la rândul ei, este legată de înclinarea momentului magnetic în raport cu axa de rotație a planetei și de anomaliile magnetice de latitudine mare . Fizica care guvernează exploziile în emisia radio a lui Jupiter este similară cu cea a pulsarilor. Doar solzile diferă și, prin urmare, Jupiter este adesea considerat un pulsar foarte mic. [54] S-a observat că exploziile emisiilor radio ale lui Jupiter sunt, de asemenea, asociate cu o creștere a activității solare . [52]
Pe lângă emisiile radio cu lungimi de undă relativ lungi, Jupiter emite și radiație sincrotron (cunoscută și sub numele de radiație decimetru Jupiter sau „DIM”) la frecvențe de 0,1-15 GHz (lungimi de undă de la 3 m la 2 cm), [55] care este bremsstrahlung de electroni relativiști prinși în centurile interioare de radiație ale planetei. Energia electronilor care însoțesc radiația „DIM” este de 0,1-100 meV, [56] și principala contribuție la aceasta o au electronii cu energii de la 1 la 20 meV. [8] Această radiație este bine înțeleasă și studiată și a fost folosită încă de la începutul anilor 1960 pentru a studia structura câmpului magnetic planetar și a centurilor de radiații. [57] Particulele din centurile de radiații provin din magnetosfera exterioară și accelerează adiabatic atunci când intră în cea interioară. [24]
Magnetosfera lui Jupiter ejectează fluxuri de electroni și ioni de înaltă energie (cu energii de până la zeci de meV) care ajung pe orbita Pământului. [58] Aceste fluxuri de particule sunt foarte colimate și variază în funcție de perioada de rotație a planetei, la fel ca emisia radio. În acest sens, Jupiter seamănă și cu un pulsar. [54]
Vasta magnetosferă a lui Jupiter cuprinde orbitele și patru sateliți galileeni și sistemul de inele. [59] Orbitând în apropierea ecuatorului magnetic, aceste corpuri servesc atât ca surse, cât și ca absorbanți de plasmă magnetosferică, iar particulele energetice din magnetosferă își schimbă suprafețele. Particulele pulverizează materia de la suprafață și provoacă reacții chimice prin radioliză . [60] Rotația plasmei de pe planetă înseamnă că plasma interacționează în principal cu emisferele principale ale sateliților, provocând asimetrii emisferice. [61] Pe de altă parte, câmpurile magnetice mari de satelit contribuie la magnetosfera lui Jupiter. [59]
Inelele planetare apropiate de Jupiter și micii sateliți absorb particulele de înaltă energie (cu o energie mai mare de 10 keV) din centurile de radiații. [62] Acest lucru creează modificări vizibile în distribuția spațială a benzilor și afectează radiația decimetrului sincrotron. Interesant este că însăși existența inelelor lui Jupiter a fost sugerată pe baza datelor de la sonda spațială Pioneer 11 , care a detectat o scădere bruscă a numărului de ioni de înaltă energie din apropierea planetei. [62] Câmpul magnetic planetar influențează puternic mișcarea particulelor sub-micrometrice în inele, care sunt încărcate electric de radiația ultravioletă solară . Comportamentul lor este similar cu cel al ionilor de rotație . [63] Interacțiunea rezonantă dintre mișcarea de rotație și cea orbitală este responsabilă pentru apariția așa-numitului „Inel Halo” (situat între 1,4 și 1,71 R J de planetă), care constă din particule submicrometrice înclinate și excentrice . orbite. [64] Particulele provin din Inelul Principal; pe măsură ce se deplasează spre Jupiter, orbitele lor se schimbă ca răspuns la o „rezonanță Lorentz” puternică de 3:2 situată la o distanță de 1,71 R J , ceea ce le crește înclinația și excentricitatea. [nota 8] O altă rezonanță Lorentz 2:1 la o distanță de 1,4 Rj definește limita interioară a inelului Halo. [65]
Toți sateliții galileeni au atmosfere subțiri cu presiuni de suprafață în intervalul de 0,01 până la 1 nanobar , dar au ionosfere semnificative cu densități de electroni cuprinse între 1.000 și 10.000 cm- 3 . [59] Plasma magnetosferică rece de rotație este parțial deviată de către aceștia din cauza curenților creați de ionosferele lor și creând structuri numite „aripi Alfvén”. [66] Interacțiunea sateliților mari cu fluxuri rotaționale seamănă cu interacțiunea vântului solar cu planetele fără câmp magnetic - precum Venus , de obicei viteza de rotație este subsonică (viteza variază de la 74 la 328 m/s), ceea ce împiedică formarea unui soc de arc . [67] Presiunea din plasma rotativă elimină gazele din atmosfera sateliților (în special pe Io), iar mulți dintre atomii lor sunt ionizați și implicați în rotație. Acest proces creează tori gazoși și de plasmă în apropierea orbitelor sateliților, iar dintre aceștia torul lui Io este cel mai vizibil. [59] De fapt, sateliții galileeni (în principal Io) servesc ca surse principale de plasmă în magnetosfera interioară și medie a lui Jupiter. Între timp, particulele de energie sunt în mare măsură independente de aripile Alfvén și au acces liber la suprafața sateliților (excluzând Ganymede). [68]
Lunii galileene înghețate, Europa , Ganymede și Callisto , toate creează un moment magnetic inductiv ca răspuns la modificările câmpului magnetic al lui Jupiter. Aceste momente magnetice diferite creează câmpuri magnetice dipol în jurul lor care compensează schimbările de mediu. [59] Se crede că inducția are loc în straturile apropiate de suprafață de apă sărată, despre care se crede că este prezentă pe toate lunile mari de gheață ale lui Jupiter. Viața ar putea exista în aceste oceane subterane, iar dovada existenței lor a fost una dintre cele mai importante descoperiri ale lui Galileo . [69]
Interacțiunea magnetosferei lui Jupiter cu Ganimede, care are un moment magnetic corespunzător, este diferită de interacțiunea sa cu sateliții lipsiți de câmpuri magnetice. [69] Câmpul magnetic intern al lui Ganymede creează un fel de cavitate în interiorul magnetosferei lui Jupiter cu un diametru de aproximativ două lui Ganymede, un fel de mini-magnetosferă în interiorul lui Jupiter. Câmpul magnetic al lui Ganymede forțează plasma rotațională să curgă în jurul său. De asemenea, servește la protejarea regiunilor ecuatoriale ale satelitului, unde liniile magnetice de forță sunt închise, de particulele de energie. Cu toate acestea, ei lovesc liber suprafața satelitului în regiunea polilor, unde liniile magnetice de forță sunt încă deschise. [70] Multe particule energetice sunt prinse în regiunea ecuatorială a lui Ganymede, creând centuri de radiații în miniatură. [71] Electronii de înaltă energie care intră în atmosfera subțire a lunii sunt responsabili pentru aurorele observate pe Ganimede. [70]
Particulele încărcate au un efect semnificativ asupra caracteristicilor de suprafață ale lunilor galileene. Plasma care provine din Io transportă cu ea mulți ioni de sulf și sodiu departe de satelit, [72] unde se stabilesc în principal în emisferele finale ale Europei și Ganimede. [73] Pe Callisto, totuși, din motive necunoscute, sulful se acumulează în regiunea emisferei principale. [74] Plasma este, de asemenea, cel mai probabil responsabilă pentru întunecarea emisferelor finale ale lunilor galileene (din nou, cu excepția lui Callisto). [61] Electronii și ionii de înaltă energie bombardează gheața de suprafață a sateliților într-un singur flux și provoacă radioliza apei și a altor compuși chimici . Particulele de înaltă energie descompun apa în oxigen și hidrogen , menținând atmosfera subțire de oxigen a sateliților înghețați (pentru că hidrogenul scapă mai repede). Compușii produși de suprafețele lunilor galileene prin radioliză includ, de asemenea, ozonul și peroxidul de hidrogen . [75] Dacă există substanțe organice sau carbonați , trebuie să existe dioxid de carbon , metanol și acid carbonic . Când sulful este prezent, vor fi prezente dioxid de sulf, hidrogen persulfurat și acid sulfuric . [75] Agenții oxidanți produși prin radioliză, cum ar fi oxigenul și ozonul, pot îngheța în gheață și pot cădea pe fundul oceanelor subglaciare și pot servi drept posibile surse de viață. [72]
Prima dovadă a existenței unui câmp magnetic în apropierea lui Jupiter a apărut în 1955 odată cu descoperirea emisiei sale radio decametre. [76] Deoarece spectrul de emisie radio decametru a continuat la 40 MHz , astronomii au sugerat că Jupiter trebuie să aibă un câmp magnetic cu o putere de aproximativ 1 millitesla (10 gauss ). [55]
În 1959, observațiile în partea de microunde a spectrului electromagnetic (0,1-10 GHz ) au condus la descoperirea emisiei radio decimetrice (DIM) a lui Jupiter și la realizarea că aceasta este radiație sincrotron emisă de electroni relativiști prinși în centurile de radiații ale planetei. [77] Datele rezultate despre radiația sincrotron au fost folosite pentru a estima numărul și energia electronilor din jurul lui Jupiter și au condus, de asemenea, la estimări îmbunătățite ale momentului magnetic și al pantei acestuia. [7]
Până în 1973, momentul magnetic era aproape exact cunoscut, iar panta sa a fost setată la 10°. [12] Modulațiile decametrice cauzate de Io (așa-numita radiație Io-DAM) au fost descoperite în 1964 și au făcut posibilă rafinarea perioadei de rotație a planetei . [5] Confirmarea finală a existenței câmpului magnetic al lui Jupiter a avut loc în 1973, când Pioneer 10 a zburat în vecinătatea planetei . [1] [nota 9]
Începând cu 2015, un total de 8 nave spațiale au zburat în imediata apropiere a lui Jupiter și toate au contribuit la înțelegerea magnetosferei acestei planete uriașe. Prima sondă spațială care a ajuns la Jupiter a fost Pioneer 10 în decembrie 1973, care a trecut la o distanță de 2,9 RJ [ 12] de centrul planetei. [1] Geamănul său, Pioneer 11 , a vizitat Jupiter un an mai târziu, urmând o traiectorie foarte înclinată și trecând mai aproape, la 1,6 RJ de planetă. [12]
Programul Pioneer a ajutat la o mai bună înțelegere a câmpului magnetic intern al lui Jupiter. [6] Nivelurile de radiație din vecinătatea lui Jupiter au fost de zece ori mai puternice decât se așteptau proiectanții lui Pioneer , iar acest lucru a ridicat îndoieli că nava va supraviețui zborului; cu toate acestea, în ciuda unor sughițuri, Pionierii au reușit să treacă prin centurile de radiații, păstrate de faptul că magnetosfera lui Jupiter „a bătut” ușor în sus pe traiectoria de zbor, departe de ambarcațiune. Cu toate acestea, Pioneer 11 a pierdut majoritatea fotografiilor lui Io, ceea ce a cauzat funcționarea defectuoasă a polarimetrului de la bord și a făcut ca acesta să primească comenzi sporadice. Voyager -urile care i-au urmat pe Pioneers au fost reproiectate astfel încât să rămână operaționale chiar și într-un mediu agresiv de radiații. [25]
Voyagers 1 și 2 au ajuns la Jupiter în 1979-1980 și au mers aproape în planul ecuatorial. Voyager 1 a trecut la 5 RJ de centrul planetei [12] și a fost primul care s-a ciocnit cu torul de plasmă al lui Io. [6] Voyager 2 a trecut cu 10 RJ [ 12] și a detectat curenți în planul ecuatorial. Următoarea sondă care a trecut lângă Jupiter a fost Ulise în 1992, care a studiat magnetosfera polară. [6]
Galileo a orbitat Jupiter din 1995 până în 2003 și a oferit o acoperire atotcuprinzătoare a magnetosferei lui Jupiter în planul ecuatorial până la o distanță de 100 RJ . De asemenea, au fost studiate coada magnetică și părțile zorilor și apusului din magnetosferă. [6] În ciuda faptului că Galileo a rezistat cu succes la mediul sever de radiații din apropierea lui Jupiter, probleme tehnice încă au apărut. În special , giroscoapele au funcționat cu erori. În mai multe rânduri , arcurile electrice care au trecut între părțile rotative și staționare ale sondei au făcut ca aceasta să intre în modul sigur , ceea ce a dus la pierderea completă a datelor la 16, 18 și 33 de treceri. Radiația a provocat, de asemenea, schimbări de fază în ceea ce se credea a fi un oscilator cu cristal ultra-stabil . [78]
Când Cassini a zburat pe lângă Jupiter în 2000, el a coordonat măsurătorile cu Galileo. [6] Ultima sondă care a zburat pe lângă Jupiter a fost New Horizons în 2007, care a efectuat un studiu unic al cozii magnetice și a zburat de-a lungul ei 2500 RJ . [32] Cu toate acestea, acoperirea și acoperirea magnetosferei joviane rămân slabe. Studiile viitoare ( Juno , de exemplu) vor fi importante pentru înțelegerea dinamicii magnetosferei acestei planete. [6]
În 2003, NASA a realizat și a publicat un studiu de concept numit Human Exploration of the Outer Planets (HOPE) cu privire la viitorul explorării umane a sistemului solar exterior. S-a discutat posibilitatea construirii unei baze de suprafață pe Callisto, din cauza nivelurilor scăzute de radiație din cauza distanței de Jupiter, și a stabilității geologice a satelitului. Callisto este în prezent singurul satelit galilean al lui Jupiter, a cărui recunoaștere este posibilă de către om. Nivelul radiațiilor ionizante de pe Io, Europa și Ganymede este insuportabil pentru corpul uman, iar măsurile adecvate pentru a-l contracara nu au fost încă dezvoltate. [79]
| Jupiter | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Caracteristici | |||||||
| sateliți |
| ||||||
| Cercetare | |||||||
| Alte | |||||||
| Vezi si Categorie: Jupiter sistem solar | |||||||