Magnetosfera lui Jupiter

Jupiter
Jupiter Sistemul Jupiter Parametrii orbitali Formare Atmosfera Structura interna Magnetosfera Inele planetare Sateliții naturali Asteroizi troieni Evenimente de impact Observare Explorare În science fiction În astrologie
Această casetă: v. D. · M.

Magnetosfera lui Jupiter este cea mai mare și mai puternică dintre toate magnetosferele planetelor sistemului solar , precum și cea mai mare structură a sistemului solar în sine care nu aparține Soarelui : se extinde de fapt în sistemul solar exterior pentru mulți de ori raza lui Jupiter și atinge o amplitudine maximă care poate depăși orbita lui Saturn . ^[1] Dacă ar fi vizibil cu ochiul liber de pe Pământ , ar avea o extensie aparentă mai mare decât diametrul Lunii Pline , ^[2] în ciuda distanței sale mari.

Reprezentarea schematică a spațiului care înconjoară Jupiter. Banda roșie este formată din ioni captați de câmpul magnetic; benzile verzi și albastre sunt în loc de toroizi gazoși neutri originari, respectiv, din Io și Europa .

Câmpul magnetic al lui Jupiter își păstrează atmosfera de interacțiunile cu vântul solar , un flux de plasmă emis de steaua noastră, devierea acesteia și crearea unei regiuni distincte, numită magnetosferă, alcătuită dintr-o plasmă cu o compoziție foarte diferită de cea a vântului solar . ^[3] Deși are o formă mai plată decât magnetosfera Pământului, magnetosfera Jupiter are o intensitate de un ordin de mărime mai mare; câmpul care îl hrănește este generat de mișcări rotative în stratul de hidrogen metalic care constituie mantaua interioară a planetei. ^[4] Satelitul galilean Io , cunoscut pentru activitatea vulcanică intensă, ajută la alimentarea magnetosferei Jupiter prin generarea unui important torus plasmatic, ^[5] care încarcă și întărește câmpul magnetic formând structura numită magnetodisc ; ^[6] rezultă că magnetosfera lui Jupiter, în ciuda celei terestre, este alimentată de planeta însăși și de un satelit, mai degrabă decât de vântul solar. Curenții puternici care circulă în magnetosferă generează centuri de radiații intense similare cu centurile terestre Van Allen , dar de mii de ori mai puternice; ^[7] aceste forțe generează aurore perene în jurul polilor planetei și emisii radio variabile intense, care fac din Jupiter un pulsar radio slab. ^[8]

Interacțiunea particulelor energetice cu suprafața lunilor majore galileene afectează considerabil proprietățile chimice și fizice ale magnetosferei, influențate și de sistemul inelului subțire care orbitează planeta. ^[9]

Existența magnetosferei lui Jupiter a fost ipotezată pornind de la observațiile radio efectuate în anii 1950 și a fost studiată în detaliu pentru prima dată de sonda Pioneer 10 în 1973 ; de atunci a fost analizat de șapte ori de tot atâtea sonde. ^[3]

Descoperire

Primele dovezi ale existenței unui câmp magnetic în jurul lui Jupiter au venit în 1955 când a fost descoperită emisia radio decametrică (DAM); ^[10] Întrucât spectrul DAM se extinde până la 40 MHz , astronomii au ajuns la concluzia că planeta deținea un câmp magnetic cu o putere de aproximativ 0,001 Tesla (T), corespunzător 10 gauss (G). ^[11] Mai târziu, în 1959 , observațiile părții cu microunde a spectrului radio au condus la descoperirea radiației decimetrice joviene (DIM), care este emisă de electroni relativisti blocați în centurile de radiații; ^[12] aceste emisii de sincrotron au fost utilizate pentru a estima numărul și energia populației de electroni din jurul lui Jupiter și au permis creșterea puterii câmpului magnetic. ^[5] Modularea emisiilor DAM Jovian de către satelitul Io (numită Io-DAM) a fost descoperită în 1964 ; observațiile sale au făcut posibilă determinarea corectă a perioadei de rotație a lui Jupiter. ^[13] Cu toate acestea, descoperirea definitivă a câmpului magnetic Jupiter a avut loc în 1973 , când sonda spațială Pioneer 10 a zburat în apropierea planetei. ^[14]

Principalele caracteristici în comparație cu câmpul geomagnetic

Spre deosebire de câmpul magnetic al Pământului , care este generat de dynamo- ca și curenții de fier și nichel fuzionate în miezul exterior , câmpul magnetic al lui Jupiter este produs în interiorul stratului de hidrogen metalic din jurul său de bază . ^[4] La fel ca al Pământului, câmpul magnetic Jupiter este un dipol , cu nord și sud magnetic la capetele unei singure axe magnetice; ^[16] totuși, spre deosebire de ceea ce se întâmplă pentru planeta noastră, nordul magnetic al lui Jupiter este situat în emisfera nordică și polul sud în emisfera sudică. ^{[N 1] [17]} Magnetosfera joviană prezintă, de asemenea, o dezvoltare în multipoli ( cvadrupol , octupol etc.), care scad în intensitate cu un ordin de mărime de la un nivel la altul. ^[16]

În timp ce câmpul geomagnetic are o formă aproximativ „de lacrimă”, magnetosfera lui Jupiter este mai turtită, mai degrabă ca un disc și oscilează periodic pe axa sa. ^[18] Axa dipolului este înclinată cu 10 ° față de axa de rotație a planetei, la fel cum axa magnetică a planetei noastre este înclinată cu 11,3 ° față de axa de rotație. ^{[14] [16]} Intensitatea câmpului la ecuatorul lui Jupiter este de aproximativ 420 μT (4,2 G ), care corespunde unui moment dipolar de aproximativ 1,5 × 10 ²⁰ T · m ³ ; Prin urmare, câmpul magnetic al lui Jupiter este de 10 ori mai intens decât al Pământului, iar momentul său dipolar magnetic de 18.000 de ori mai mare. ^[4] Câmpul magnetic al lui Jupiter se rotește cu aceeași viteză ca mantaua planetei, în 9 h 55 m, și este destul de stabil: de fapt, nu au fost observate modificări consistente ale intensității sau structurii de la primele măsurători obținute datorită sondelor de programul Pioneer la mijlocul anilor șaptezeci . ^[16]

Caracteristici

Forma și dimensiunea

Forma discoidă caracteristică a magnetosferei joviene care interacționează cu vântul solar.

Câmpul magnetic al lui Jupiter își păstrează atmosfera de interacțiunile cu vântul solar , un flux de plasmă emis de steaua noastră, devierea acesteia și crearea unei regiuni distincte, numită magnetosferă, alcătuită dintr-o plasmă cu o compoziție foarte diferită de cea a vântului solar; ^[3] decalajul dintre plasma vântului solar și plasma magnetosferică se numește magnetopauză și este situat la o distanță de planetă între 45 și 100 de ori raza sa (raza lui Jupiter - R _J - este de 71.492 km) în funcție de perioadă a ciclului solar . ^[3][19] Dincolo de magnetopauză (la o distanță medie de 84 R _J de planetă) se află șocul de arc , punctul în care fluxul vântului este deviat de câmpul magnetic; ^{[20] [21]} regiunea dintre șocul arcului și magnetopauză se numește magnetosheath . ^[3] Extinderea magnetosferei planetei este de așa natură încât, dacă ar fi vizibilă cu ochiul liber de pe planeta noastră, ar părea mult mai mare decât luna plină . ^[2]

Pe partea opusă, vântul solar întinde câmpul magnetic al planetei într-o coadă magnetică lungă, a cărei întindere se poate extinde cu mult dincolo de orbita lui Saturn . ^[1] Structura sa este foarte asemănătoare cu cea terestră; este format din doi lobi, al căror câmp magnetic indică în direcții opuse: câmpul lobului nordic se îndepărtează de planetă, în timp ce lobul sudic îndreaptă spre el. Lobii sunt împărțiți de un strat slab de plasmă numit curent difuz . ^[1] Coada magnetică acționează ca un canal pentru particulele de plasmă ale vântului solar care sunt capabile să pătrundă în regiunile interioare ale magnetosferei, care se încălzesc formând benzi de radiații la o distanță mai mică de 10 R _J de la vârful Norii. ^[7]

Magnetosfera lui Jupiter este împărțită în mod convențional în trei părți: magnetosfera interioară, intermediară și exterioară. Magnetosfera interioară este situată la o distanță mai mică de 10 R _J de planetă; câmpul magnetic din interiorul său rămâne în mod substanțial dipolar, deoarece orice contribuție provenită din curenții care curg din plasma magnetosferică ecuatorială este mică. În regiunile intermediare (între 10 și 40 R _J ) și externe (peste 40 R _J ) câmpul magnetic nu mai este dipolar și este serios perturbat de interacțiunile sale cu plasma solară. ^[3]

Rolul lui Io în alimentarea magnetosferei joviene

Deși forma generală a magnetosferei lui Jupiter seamănă cu cea a Pământului, structura sa este foarte diferită în apropierea planetei.^[19] Luna Io , caracterizată de o activitate vulcanică intensă, este o sursă puternică de plasmă care umple magnetosfera planetei părinte cu aproximativ 1.000 kg de material nou în fiecare secundă. ^[5] Erupțiile vulcanice puternice de pe suprafața satelitului emit o cantitate mare de dioxid de sulf (SO ₂ ), din care o mică parte se disociază în atomii constitutivi care, ionizând din cauza radiației ultraviolete solare, produc cationi S ⁺ , O ⁺ , S ⁺⁺ și O ⁺⁺ . ^[22] Acești ioni reușesc să părăsească atmosfera satelitului , formând un toro plasmatic în jurul planetei, în corespondență cu orbita satelitului, care atinge o temperatură de 100.000-1.000.000 K , mult mai mică decât cea atinsă în centurile de radiații (100 milioane de kelvin). ^[5] Plasma din tor este forțată într-o co-rotație cu Jupiter și, prin urmare, ambele au aceeași perioadă de rotație . ^[23] De aceea, taurul lui Io modifică semnificativ dinamica magnetosferei joviene. ^[24]

Interacțiunea lui Io cu magnetosfera lui Jupiter; torul plasmatic al lui Io este reprezentat în galben.

Conductivitatea electrică a plasmei din interiorul torului nu este infinită; în consecință, plasma tinde încet să se îndepărteze de planetă. Principalele mecanisme de evadare sunt difuzia și instabilitatea între sarcini. ^[23] Pe măsură ce plasma se îndepărtează de planetă, curenții radiali care curg în ea își măresc viteza (menținând co-rotația), ceea ce duce la o creștere a energiei cinetice a plasmei datorită energiei rotației planetei. ^[3] Densitatea plasmei este remarcabil de variabilă în magnetosferă: numărul particulelor de plasmă variază de fapt de la maximum 2.000 pe cm ³ în torul Io până la aproximativ 0.2 pe cm ³ la o distanță de 35 R _J ; ^[25] în acest sens, magnetosfera joviană este îmbunătățită de rotația planetei, în timp ce magnetosfera terestră este întărită în principal de vântul solar. ^[24] Cu toate acestea, în magnetosfera intermediară (la distanțe mai mari de 10 R _J de planetă) co-rotația dispare treptat și plasma începe să se rotească mai lent decât planeta; ^[3] la distanțe mai mari de 40 R _J , în magnetosfera exterioară, această plasă scapă din câmpul magnetic și părăsește magnetosfera de-a lungul cozii magnetice,^[26] probabil sub forma unui vânt planetar fără precedent. ^[22] Plasma mai rece și mai densă care se deplasează spre exterior este înlocuită de o plasmă mai puțin densă și mai caldă (200 milioane K sau mai mare) din magnetosfera exterioară, ^[25] care, pe măsură ce se apropie de Jupiter, suferă încălzire adiabatică dând naștere centurilor de radiații. ale magnetosferei interne, care constituie principala sursă de emisie radio pe planetă. ^[5]

Forța centrifugă a plasmei co-rotative întinde liniile de câmp formând, la o distanță mai mare de 20 R _J de planetă, o structură turtită cunoscută sub numele de disc magnetic sau magnetodisk . ^[6] Acest magnetodisk are un curent slab difuzat la ecuatorul magnetic; ^[22] liniile de câmp se îndreaptă spre planetă deasupra acestui plan și spre aceasta sub plan.^[19] Magnetosfera joviană, puternic alimentată de plasma lui Io, se extinde enorm în lățime, deoarece magnetodiscul creează o presiune suplimentară care echilibrează presiunea vântului solar. ^[20] Dacă Io nu ar fi exact în acea poziție în sistemul Jupiter , distanța dintre vârfurile norilor planetei și magnetopauză ar fi enorm de scurtă: 42 R _J față de 75 R _J real în medie. ^[3] Astfel, după cum s-a văzut din abundență, magnetosfera gigantului gazos este dominată de plasma Io grea și este sporită de rotația planetei, în timp ce vântul solar este doar o sursă secundară de plasmă și energie, ^[24] deși furnizează sistemul de protoni de mare energie. ^[5]

Dinamica

Forțe și curenți

Câmpul magnetic al lui Jupiter și curenții de co-rotație de întărire.

După cum sa văzut deja, principalul activator al magnetosferei joviene este rotația planetei; ^[27] când se rotește, ionosfera sa se mișcă în raport cu câmpul magnetic dipolar al planetei. Întrucât momentul dipol magnetic indică în aceeași direcție ca rotația, ^[17] forța Lorentz , care apare ca urmare a acestei mișcări, poartă electronii încărcați negativ către poli , în timp ce cationii sunt direcționați către ecuator; ^{[28] în} consecință, polii acumulează sarcini negative în timp ce regiunile apropiate de ecuator devin pozitive. Atâta timp cât magnetosfera lui Jupiter este plină de plasmă extrem de conductivă, circuitul electric astfel constituit rămâne închis; ^[28] curenții electrici urmează tendința liniilor câmpului magnetic: curg din latitudinile inferioare ale ionosferei către plasma difuză ( curenții Birkeland ), apoi se îndepărtează de planetă prin plasmă și apoi, în cele din urmă, revin la ionosfera planetară după ce a traversat magnetosfera exterioară. Curentul radial interacționează cu câmpul magnetic planetar și forța Lorentz rezultată accelerează plasma magnetică în direcția de rotație. Acesta este principalul mecanism care menține plasma magnetosferică în co-rotație. ^[28]

Curentul care vine din ionosferă, numit curent continuu , este mai intens dacă partea corespunzătoare a plasmei difuze se rotește mai lent decât planeta. ^[28] După cum sa menționat anterior, co-rotație se oprește în regiunea cuprinsă între 20 și 40 R _J din Jupiter; această regiune corespunde magnetodiscului, în care liniile de câmp apar foarte dezvoltate în lățime. ^[29] Curentul care se revarsă în magnetodisk provine dintr-o zonă a ionosferei cuprinsă între 15 ° și 17 ° de la polii magnetici; zona aproape circulară astfel descrisă corespunde principalelor regiuni aurorale ^[30] (vezi mai jos). Curentul de retur care vine din regiunile cele mai exterioare ale magnetosferei (peste 50 R _J ), pătrunde în ionosferă lângă poli, închizând circuitul electric; curentul radial total al magnetosferei planetei are o intensitate estimată la 60-140 milioane amperi (A) . ^{[28] [31]}

Un alt curent important din magnetosfera lui Jupiter, care atinge o intensitate de 160 milioane A, ^[3] este curentul inelului azimutal, ^[32] care curge prin plasma ecuatorială în aceeași direcție cu rotația planetei. Forța Lorentz care rezultă din interacțiunea acestui curent cu câmpul magnetic împiedică plasma co-rotativă să scape de planetă. ^{[3] [31]}

În magnetosfera joviană există și alți curenți minori: curentul neutru difuz, care trece în interiorul plasmei difuze în aceeași direcție ca rotația planetei; curenții cozii, tipici pentru lobii cozii magnetice, care se deplasează în direcția opusă rotației; curenții magnetopauzei (numiți și curenți Chapman-Ferraro), care curg de-a lungul părții expuse soarelui în direcția opusă rotației. Toți acești curenți contribuie la păstrarea configurației magnetosferei joviene prin interacțiunea substanțială cu vântul solar. ^[17]

Transferul de plasmă

Magnetosfera lui Jupiter văzută din polul nord; rețineți procesul de formare a plasmoidului și mișcarea curenților de plasmă.

Principala problemă întâlnită în descifrarea dinamicii magnetosferei joviene se referă la transferul plasmei grele reci din torul Io (la 6 R _J de pe planetă) până la distanțe mai mari de 100 R _J , în magnetosferă externă completă. ^[29] Mecanismul exact nu este încă cunoscut, dar se presupune că acesta este un rezultat al difuziei plasmei datorită instabilității între sarcini. Procesul luat în considerare este foarte asemănător instabilității Rayleigh-Taylor în hidrodinamică : ^[23] în cazul magnetosferei Jupiter, forța centrifugă joacă același rol jucat în instabilitate de forța gravitației ; lichidul greu este plasma rece și densă a torului, în timp ce lichidul ușor este plasma cea mai fierbinte și mai puțin densă a magnetosferei exterioare. ^[23] Instabilitatea determină un schimb între tuburile de curgere umplute cu plasmă ale regiunilor interioare și cele din regiunile exterioare ale magnetosferei: tuburile de curgere goale "vii" se deplasează spre planetă, împingând tuburile grele umplute ale plasmei lui Io și limitându-le la zonele exterioare. ^[23] Schimbul de încărcare a tuburilor de curgere este o formă de turbulență magnetosferică. ^[33]

Acest model ipotetic a fost parțial confirmat de datele sondei Galileo , care au identificat regiuni în care densitatea plasmei a fost redusă semnificativ și altele, în interiorul magnetosferei, în care intensitatea câmpului a fost mai mare decât în ​​restul magnetosfera.; ^[23] aceste regiuni cu densitate redusă ar putea corespunde unor tuburi de flux goale care sosesc din magnetosfera exterioară. În magnetosfera intermediară, sonda a identificat așa-numitele evenimente de injecție , care apar ori de câte ori plasma fierbinte a magnetosferei exterioare pătrunde brusc în magnetodisc, provocând un flux intens de particule energetice și consolidând local câmpul magnetic. ^[34]

Mecanismele de transport al plasmei reci către regiunile externe nu sunt încă bine cunoscute; cu toate acestea, se presupune că atunci când tuburile de curgere încărcate cu plasma rece a lui Io ajung în magnetosfera exterioară, acestea suferă un proces de reconectare , care separă câmpul magnetic de plasmă. ^[29] Acestea se întorc apoi în magnetosfera interioară plină de plasmă fierbinte și subțire din regiunile exterioare, în timp ce plasma rece este probabil evacuată de-a lungul cozii magnetice sub formă de plasmoide (bule mari de plasmă). Procesele de reconectare ar corespunde evenimentelor de reconfigurare globală observate de Galileo, care au loc în mod regulat la fiecare 2-3 zile. ^[35] Aceste evenimente includ de obicei schimbări rapide și haotice în intensitatea și direcția câmpului magnetic, împreună cu modificări bruște ale mișcării plasmei, care cu o anumită frecvență încetează să se rotească și începe să curgă spre exterior. Aceste fenomene au fost observate în principal în partea nocturnă a magnetosferei, în corespondență cu regiunile din zori . ^[35]

Evenimentele de reconectare sunt analoage cu substormele magnetice ale magnetosferei pământului ^[29], dar diferă prin cauzele lor. Subtormele terestre sunt cauzate de eliberarea, printr-un eveniment de reconectare în plasma neutră, a energiei solare eoliene stocate în coada magnetică, însoțită de crearea unui plasmoid care se deplasează de-a lungul cozii.^[36] Dimpotrivă, în magnetosfera lui Jupiter astfel de furtuni apar atunci când energia de rotație, stocată în magnetodisk, este eliberată prin formarea unui plasmoid care se separă de disc. ^[35]

Emisii

Aurore polare

A Northern Lights on Jupiter; observăm principalul oval auroral, emisiile polare și petele generate de interacțiunile cu magnetosferele lunilor planetei.

Jupiter prezintă aurore strălucitoare și persistente pe ambii poli. Spre deosebire de aurorele terestre, care sunt temporare și care apar în principal în perioadele de activitate solară maximă , aurorele lui Jupiter sunt permanente, deși intensitatea lor nu este constantă, dar variază de la o zi la alta. Există trei caracteristici principale: ovalele principale, înguste (mai puțin de 1000 km), dar zone circulare luminoase situate la aproximativ 16 ° de polii magnetici; ^[37] petele aurorale ale sateliților , care corespund „urmelor de picior” lăsate de liniile câmpului magnetic care leagă ionosferele lor de ionosfera planetei-mamă; emisiile polare tranzitorii, situate în ovalele principale. ^{[37] [38]} Deși au fost analizate în aproape toate lungimile de undă (λ) ale spectrului electromagnetic , inclusiv razele X (până la 3 keV ), emisiile aurorale apar mult mai strălucitoare în mediul infraroșu (a λ 3-4) µm și 7-14 µm) și în ultravioletele îndepărtate (λ 80-180 nm). ^[39]

Principalele ovale sunt formațiunea predominantă în aurorele joviene; au o formă și o locație foarte stabile ^[38], dar intensitatea lor este puternic modulată de presiunea exercitată de vântul solar: de fapt, cu cât vântul solar este mai intens, cu atât aurorele sunt mai slabe. ^[40] Așa cum am menționat deja, ovalele principale sunt alimentate de fluxul puternic de electroni accelerat de potențialul electric care se stabilește între plasma magnetodiskului și ionosfera joviană; ^[41] acest curent menține plasma magnetodiskului în co-rotație cu planeta. ^[29] Electronii au energii de ordinul 10–100 keV și pătrund adânc în atmosfera joviană, ionizând și excitând hidrogenul molecular și dând naștere unei emisii ultraviolete intense. ^[42] Energia totală acumulată de ionosferă se ridică la 10–100 terawați (TW) ; ^{[43] în} plus, curenții care pătrund în ionosferă îl încălzesc prin efectul Joule , care eliberează o cantitate de energie, egală cu încă 300 TW, responsabilă pentru emisia puternică în infraroșu a aurorelor și, parțial, pentru încălzirea termosferă planetară. ^[44]

Petele sunt rezultatul interacțiunilor magnetosferei planetare cu cea a trei dintre cei patru sateliți medici sau galileeni: Io, Europa și Ganimedes ; se crede că și a patra lună galileană, Callisto , dă naștere unei pete, dar acest lucru ar fi nedetectabil deoarece coincide cu ovalul auroral principal. ^[46] Aceste pete apar deoarece co-rotația plasmei este încetinită în apropierea sateliților planetei. Cel mai luminos punct aparține lui Io și se crede că este legat de un flux de unde Alfven direcționat de la ionosfera lui Jupiter către cel al satelitului. Petele din Europa și Ganymede apar mult mai slabe, deoarece cele două luni, în ciuda lui Io, sunt doar surse slabe de plasmă nouă magnetosferică, care provine din sublimarea gheții prezente pe suprafața lor. ^[47]

Sporadic, arcurile și petele luminoase apar în interiorul ovalelor principale; se crede că aceste fenomene tranzitorii sunt legate de interacțiunile cu vântul solar. ^[38] Liniile de câmp din această regiune sunt aranjate pentru a forma cuspizii polari ai magnetosferei și cozii magnetice. Emisiile polare aurorale sunt similare cu cele observate în jurul polilor Pământului: ambele apar atunci când electronii sunt accelerați către atmosfera planetei de către potențialul electric în timpul reconectărilor câmpului magnetic solar cu câmpul magnetic al planetei. În cazul Pământului, recircularea fluxului magnetic în secțiunea expusă la radiația solară a magnetosferei și a cozii magnetice se numește ciclul Dungey ; se crede că există un ciclu similar și în magnetosfera lui Jupiter. ^[29] Spectrul de emisie de raze X de la aurore arată liniile de oxigen și sulf puternic ionizat, care apar probabil atunci când ionii puternic energetici (sute de keV) de O și S precipită în regiunile polare ale atmosferei planetare. Originea acestor precipitații rămâne încă necunoscută. ^[48]

Emisia radio și modularea emisiei

Spectrul emisiei radio a lui Jupiter în comparație cu spectrul altor patru planete cu magnetosferă .

Jupiter este o sursă radio puternică în banda relativ largă a spectrului radio a cărei frecvență variază de la câțiva kiloherți (kHz) la câteva zeci de megaherți (MHz). Undele cu o frecvență de aproximativ 0,3 MHz (λ> 1 km) se numesc radiații kilometrice ale lui Jupiter sau KOM; cele cu frecvențe cuprinse între 0,3 și 3 MHz (100 <λ <1000 m) se numesc radiații hectometrice sau HOM; undele cu o frecvență inclusă în intervalul 3–40 MHz (10 <λ <100 m) sunt definite ca radiații decametrice sau DAM. Acesta din urmă a fost primul care a fost observat folosind echipamente la sol și periodicitatea sa de aproximativ zece ore (similară cu rotația planetei) a făcut posibilă înțelegerea faptului că a provenit de pe planeta gigant. Cea mai intensă porțiune a emisiei decametrice, care este legată de Io și de sistemul Io-Jupiter al curenților de plasmă, ia numele de Io-DAM; ^[49] Non-I-DAM este decisiv mai slab decât I-DAM și, prin urmare, reprezintă coada de înaltă frecvență a emisiei HOM. ^[49]

Detaliile centurilor de radiații din apropierea planetei au fost mapate grație măsurătorilor sondei Cassini-Huygens , provenind din emisiile radio ale unor electroni relativistici foarte energici. Cele trei imagini prezintă benzile în diferite puncte la un interval de 10 ore (egal cu rotația joviană) una față de cealaltă.

Se crede că majoritatea acestor surse de emisii printr-un mecanism numit Cyclotron Maser Instability, Instability Maser of Cyclotron , care își are originea în vecinătatea regiunilor aurorale, în care electronii „sărind” înainte și înapoi între poli. Electronii, implicați în generarea semnalului radio, sunt probabil responsabili de transportarea curentului de la polii planetei către magnetodisc. ^[50] De obicei intensitatea emisiilor radio joviene variază slab în timp; cu toate acestea, planeta emite periodic sclipiri scurte, dar intense de radiații (numite sclipiri S), care ajung să copleșească toate celelalte componente ale emisiei radio. La potenza complessiva emessa dalla componente DAM ammonta a circa 100 GW, mentre la somma delle potenze dell'emissione HOM/KOM non supera di molto i 10 GW; per raffronto, l'emissione radio totale del nostro pianeta è di circa 0,1 GW. ^[49]

Una caratteristica particolarmente interessante della magnetosfera gioviana è costituita da una forte modulazione periodica dell'emissione radio e particellare che corrisponde al periodo di rotazione del pianeta, un comportamento che presenta affinità con quello delle pulsar . ^[8] Questa modulazione è probabilmente correlata ad asimmetrie nella magnetosfera del pianeta, causate presumibilmente dall'inclinazione del momento magnetico rispetto all'asse di rotazione, così come da anomalie magnetiche legate alle elevate latitudini. La fisica che governa l'emissione radio di Giove è simile a quella delle pulsar radio, e la differenza dipende solamente dalle scale energetiche; di conseguenza, Giove può esser considerato come una piccola pulsar radio. ^[8] Si tenga comunque in considerazione il fatto che l'emissione radio del pianeta dipende fortemente dalla pressione del vento solare e, quindi, dall'attività solare stessa. ^[49]

In aggiunta alle radiazioni di grande lunghezza d'onda, Giove emette anche radiazione di ciclotrone (nota come radiazione decimetrica ), con frequenze dell'ordine dei 0,1–15 GHz, ^[11] che è la radiazione di frenamento degli elettroni relativistici (con energie dell'ordine dei 0,1–100 MeV) vincolati nelle fasce di radiazione interne della magnetosfera planetaria. Questa radiazione è molto ben conosciuta e studiata ed è stata impiegata sin dai primi anni sessanta per studiare la struttura del campo magnetico e delle fasce di radiazione della magnetosfera planetaria. ^[51]

La magnetosfera di Giove espelle dei flussi di elettroni e ioni ad alta energia (dell'ordine di alcune decine di MeV), che viaggiano nello spazio raggiungendo anche l'orbita terrestre; ^[52] questi flussi sono altamente collimati e variano, come l'emissione radio, secondo il periodo di rotazione del pianeta. ^[8]

Interazioni con gli anelli ei satelliti naturali

Lo stesso argomento in dettaglio: Anelli di Giove , Campo magnetico di Ganimede e Tempo meteorologico spaziale .

La vasta magnetosfera gioviana ingloba il suo sistema di anelli e l'orbita di tutti e quattro i satelliti galileiani . ^[9] Orbitando vicino all'equatore magnetico, questi corpi fungono da sorgente e dispersori del plasma magnetosferico, mentre le particelle energetiche provenienti dall'atmosfera interagiscono con la loro superficie, espellendo materiale e alterando le loro proprietà. ^[53] La co-rotazione del plasma con il pianeta è indice del fatto che preferibilmente interagisce con l'emisfero trailing (vale a dire quello opposto all'emisfero che è orientato secondo il verso del moto orbitale, detto emisfero leading ) delle lune, causando una notevole asimmetria emisferica; ^[54] oltre a ciò, i grandi campi magnetici delle lune influiscono ed alterano localmente il campo magnetico gioviano. ^[9]

Le interazioni tra il campo magnetico di Giove ei satelliti Callisto (sopra) e Ganimede (sotto); quest'ultima presenta un discreto campo magnetico di natura endogena.

Vicino a Giove, gli anelli planetari e le piccole lune assorbono le particelle ad alta energia (superiore a 10 keV) dalle fasce radiative; ^[55] ciò crea dei vuoti nella distribuzione spaziale e angolare delle fasce stesse ed influenza la radiazione di sincrotone decametrica. Infatti, l'esistenza degli anelli di Giove fu ipotizzata per la prima volta sui dati raccolti dalla sonda Pioneer 11 , che rilevò un consistente quantitativo di ioni ad alta energia in uno spazio stilliforme ("a goccia") nei pressi del pianeta. ^[55] Il campo magnetico planetario influenza fortemente il moto del particolato sub- micrometrico degli anelli, che acquista una carica elettrica sotto l'influenza della radiazione ultravioletta del Sole ; il loro comportamento è simile a quello degli ioni co-rotanti. ^[56] Si ritiene che l'interazione risonante fra la co-rotazione e il moto orbitale sia responsabile della creazione dell' anello di alone , il più interno del sistema di anelli del pianeta (situato fra 1,4–1,71 R _J ), che consiste di particolato sub-micrometrico disposto su orbite fortemente inclinate ed eccentriche. ^[57] La materia di quest'anello è originaria dell' anello principale : quando infatti questi granelli scivolano più internamente, la loro orbita viene modificata dalla forte risonanza Lorentz 3:2, avvertibile a 1,71 R _J , che aumenta la loro inclinazione ed eccentricità; un'altra risonanza Lorentz 1:2 a 1,4 R _J definisce il bordo interno dell'anello di alone. ^[58]

Tutte le lune galileiane mostrano delle tenui atmosfere con pressioni superficiali comprese fra 0,01 e 1 nano bar , che riescono a tollerare delle ionosfere con densità elettroniche comprese tra 1000 e 10.000 particelle per cm ³ . ^[9] Il flusso co-rotazionale del plasma freddo magnetosferico è parzialmente deviato in corrispondenza dei satelliti per via delle correnti indotte all'interno delle ionosfere, che creano delle strutture cuneiformi note come ali di Alfvén . ^[59] L'interazione delle lune più grandi con il flusso co-rotazionale è simile all'interazione tra il vento solare e pianeti privi di magnetosfera come Venere , sebbene la velocità delle particelle nel flusso co-rotazionale sia spesso inferiore alla velocità del suono (le velocità variano tra 74 e 328 km/s ), il che evita l'insorgere di un bow shock . ^[60] La pressione del plasma co-rotante strappa continuamente del gas dalle atmosfere dei satelliti (soprattutto da quella di Io), alcune delle quali quindi risultano ionizzate e indotte in co-rotazione. Questo processo genera dei tori, di cui il più prominente è il già trattato toro di Io, di plasma e gas in prossimità delle orbite dei satelliti. ^[9] Le lune galileiane costituiscono quindi la principale fonte del plasma della magnetosfera interna e intermedia; tuttavia le particelle energetiche in larga parte non risultano vincolate alle ali di Alfvén e quindi hanno libero accesso alla superficie dei satelliti (eccetto che nel caso di Ganimede). ^[61]

Tutte le lune galileiane ricoperte di ghiaccio, ovvero Europa, Ganimede e Callisto, generano dei momenti magnetici indotti in risposta ai cambiamenti nel campo magnetico del pianeta madre; queste variazioni nei momenti creano attorno ad esse dei campi magnetici dipolari, che agiscono per compensare le variazioni nel campo dell'ambiente circostante. ^[9] Si ritiene che l'induzione abbia luogo negli strati subsuperficiali di acqua salata, che, grazie alle scoperte della sonda Galileo, si ritiene esistano al di sotto della superficie di tutte le lune ghiacciate più grandi. ^[62]

In particolare, l'interazione della magnetosfera gioviana con Ganimede, che presenta un discreto campo magnetico intrinseco, differisce sostanzialmente da quella con le lune non dotate di campo magnetico. ^[62] Il campo magnetico interno di Ganimede "si scava" una cavità all'interno della magnetosfera gioviana, con un diametro pari a circa due volte il diametro del satellite, creando una mini-magnetosfera all'interno della magnetosfera del pianeta. Il campo del satellite devia il flusso di plasma co-rotante proteggendo inoltre le sue regioni equatoriali, in cui si chiudono le linee del campo, dalle particelle energetiche; queste possono comunque collidere con le regioni polari, in cui le linee sono aperte. ^[63] Una parte di queste particelle viene intrappolata nei pressi dell'equatore del satellite, creando delle fasce di radiazione "in miniatura"; ^[64] gli elettroni ad alta energia che penetrano nella tenue atmosfera di Ganimede sono inoltre responsabili delle deboli aurore individuate in corrispondenza delle regioni polari del satellite. ^[63]

Le particelle cariche hanno una considerevole influenza sulle proprietà superficiali di Ganimede. Il plasma emesso da Io contiene ioni di zolfo e sodio , ^[65] i quali tendono a precipitare preferenzialmente sugli emisferi trailing di Europa e Ganimede, ^[66] mentre su Callisto lo zolfo si concentra soprattutto nell'emisfero trailing ^{[ leading ? ]} . ^[67] L'influenza del plasma potrebbe essere una delle cause delle altre differenze che si presentano tra l'emisfero trailing e l'emisfero leading dei satelliti medicei: infatti, i loro emisferi trailing (eccetto quello di Callisto) appaiono più scuri rispetto a quelli leading , il che potrebbe indicare che i primi abbiano subito un condizionamento da parte del plasma della magnetosfera del pianeta. ^[54] Il flusso di elettroni e ioni energetici è più isotropico, penetra lo strato di ghiaccio facendo schizzare da esso gli atomi e le molecole e causando la radiolisi dell'acqua e di altri composti : le particelle energetiche liberano dalle molecole d'acqua l' idrogeno e l'ossigeno: quest'ultimo va a costituire una sottile atmosfera al di sopra delle lune ghiacciate, l'idrogeno invece sfugge all'attrazione gravitazionale delle lune disperdendosi nello spazio; tra le molecole prodotte per radiolisi si annoverano l' ozono (O ₃ ) e il perossido di idrogeno (H ₂ O ₂ ). ^[68] Se tra le molecole originarie sono presenti composti organici o carbonati , è possibile che si vengano a creare molecole di diossido di carbonio (CO ₂ ), metanolo (CH ₃ OH) e acido carbonico (H ₂ CO ₃ ); in presenza di zolfo si hanno diossido di zolfo (SO ₂ ), disolfuro di idrogeno (H ₂ S ₂ ) ed acido solforico (H ₂ SO ₄ ). ^[68] Le sostanze ossidanti prodotte per radiolisi (ossigeno molecolare ed ozono) possono essere intrappolate all'interno del ghiaccio e portate negli oceani sub-superficiali, costituendo quindi una fonte di ossigeno per eventuali forme di vita aerobie. ^[65]

Esplorazione e rischi legati alle radiazioni

Il tragitto della sonda Ulysses all'interno della magnetosfera gioviana nel 1992.

Alla data del 2009 il pianeta è stato raggiunto da otto sonde spaziali, le quali hanno tutte contribuito a migliorare le conoscenze che possediamo sulla magnetosfera gioviana. La prima missione spaziale che sorvolò Giove fu quella del Pioneer 10 , nel dicembre 1973; ^[14] la sua gemella Pioneer 11 visitò il pianeta l'anno successivo viaggiando su una traiettoria fortemente inclinata e vi transitò alla distanza di 1,6 R _j ; questa sonda fornì la miglior copertura finora disponibile della magnetosfera interna del pianeta. Il livello di radiazione su Giove misurato dal Pioneer 10 fu dieci volte più potente di quello previsto dai costruttori dei due Pioneer, generando il timore che entrambe le sonde potessero venir danneggiate nel sorvolo del pianeta. Tuttavia, con alcuni danni minori, anche il Pioneer 11 riuscì ad attraversare la magnetosfera quasi indenne, grazie al fatto che la magnetosfera stessa era leggermente instabile nel punto di attraversamento; nonostante ciò perse molte immagini del satellite Io, poiché il suo polarimetro fotografico ricevette una serie di comandi alterati causati dalla radiazione. La successiva e molto più avanzata tecnologia Voyager impiegata nelle sonde omonime fu interamente ridefinita per poter resistere a grandi livelli di radiazioni. ^[18]

Le sonde Voyager 1 e Voyager 2 arrivarono nei pressi di Giove rispettivamente nel 1979 e 1980 , sebbene viaggiassero principalmente su orbite equatoriali; la Voyager 1 incontrò per la prima volta il toro di plasma di Io, mentre la Voyager 2 scoprì la corrente diffusa del piano equatoriale. La missione gioviana successiva fu Ulysses , che nel 1992 scandagliò la magnetosfera polare del pianeta. ^[3]

La sonda Galileo , che orbitò attorno a Giove dal 1995 al 2003 , fornì una copertura quasi completa del campo magnetico nei pressi del piano equatoriale alla distanza di 100 R _j ; le regioni studiate includono il campo magnetico ei suoi settori chiari e polverosi. ^[3] Sebbene la Galileo sia sopravvissuta con successo nel severo ambiente radiativo di Giove, subì comunque alcuni piccoli danni: il suo giroscopio infatti mostrò un aumento degli errori. Alcune volte gli archi elettrici apparsi fra le parti rotanti e non rotanti della sonda causarono la caduta della stessa in modalità di sicurezza , il che comportò la perdita totale dei dati raccolti durante la sedicesima, la diciottesima e la trentatreesima orbita; le radiazioni causarono anche spostamenti di fase dell' oscillatore al quarzo della sonda. ^[69]

Nel 2000 , quando la sonda Cassini sorvolò il pianeta, compì delle misurazioni coordinate con la Galileo. ^[3] L'ultima sonda ad aver visitato Giove è stata la New Horizons nel 2007 , che condusse una speciale investigazione della magnetosfera gioviana attraversandole per una distanza di ben 2500 R _j nella direzione della sua lunghezza. ^[70]

La copertura della magnetosfera gioviana resta tuttavia molto più scarna rispetto a quella del nostro pianeta; la conoscenza dei processi della magnetosfera gioviana sarà ulteriormente migliorata dall'analisi dei dati raccolti dalla missione Juno della NASA, entrata in orbita attorno a Giove il 5 luglio 2016 e specificatamente sviluppata per studiare la magnetosfera del pianeta. ^[3]

Note

Note al testo

Fonti

Bibliografia

Titoli generali

• ( EN ) Albrecht Unsöld, The New Cosmos , New York, Springer-Verlag, 1969.
• HL Shipman, L'Universo inquieto. Guida all'osservazione a occhio nudo e con il telescopio. Introduzione all'astronomia , Bologna, Zanichelli, 1984, ISBN 88-08-03170-5 .
• ( EN ) Stephen Hawking ,A Brief History of Time , Bantam Books, 1988, ISBN 0-553-17521-1 .
• H. Reeves, L'evoluzione cosmica , Milano, Rizzoli –BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
• AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
• J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
• W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
• M. Rees, Universo. Dal big bang alla nascita dei pianeti. Dal sistema solare alle galassie più remote , Milano, Mondadori Electa, 2006, p. 512.

Titoli specifici

Sul sistema solare

• M. Hack , Alla scoperta del sistema solare , Milano, Mondadori Electa, 2003, p. 264.
• F. Biafore, In viaggio nel sistema solare. Un percorso nello spazio e nel tempo alla luce delle ultime scoperte , Gruppo B, 2008, p. 146.
• ( EN ) Vari, Encyclopedia of the Solar System , Gruppo B, 2006, p. 412, ISBN 0-12-088589-1 .

Sul pianeta

• ( EN ) Bertrand M. Peek, The Planet Jupiter: The Observer's Handbook , Londra, Faber and Faber Limited, 1981, ISBN 0-571-18026-4 , , OCLC 8318939.
• ( EN ) Eric Burgess,By Jupiter: Odysseys to a Giant , New York, Columbia University Press, 1982, ISBN 0-231-05176-X .
• ( EN ) John H. Rogers, The Giant Planet Jupiter , Cambridge, Cambridge University Press, 1995, ISBN 0-521-41008-8 , , OCLC 219591510.
• ( EN ) Reta Beebe, Jupiter: The Giant Planet , 2ª ed., Washington, Smithsonian Institute Press, 1996, ISBN 1-56098-685-9 .
• ( EN ) AA.VV., The New Solar System , a cura di Kelly J. Beatty; Carolyn Collins Peterson; Andrew Chaiki, 4ª ed., Massachusetts, Sky Publishing Corporation, 1999, ISBN 0-933346-86-7 , , OCLC 39464951.
• ( EN ) DC Jewitt; S. Sheppard ; C. Porco, F. Bagenal; T. Dowling; W. McKinnon, Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere ( PDF ), Cambridge, Cambridge University Press, 2004, ISBN 0-521-81808-7 (archiviato dall' url originale il 14 giugno 2007) .
• ( EN ) Linda T. Elkins-Tanton, Jupiter and Saturn , New York, Chelsea House, 2006, ISBN 0-8160-5196-8 .

Pubblicazioni scientifiche (in lingua inglese)

Altri progetti

• Wikimedia Commons contiene immagini o altri file sul magnetosfera di Giove

V · D · M Magnetosfere e campi magnetici
Campo magnetico stellare	Anelli coronali · Buchi coronali · Macchie fotosferiche
Magnetosfere nel sistema solare	Sole ( Eliosfera ) · Mercurio · Terra · Giove · Saturno · Urano · Nettuno
Magnetosfere dei satelliti	Ganimede

Portale Sistema solare : accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare