| Otevírací | |
|---|---|
| Objevitel | Pioneer-10 |
| datum otevření | prosince 1973 [1] |
| Vnitřní pole | |
| poloměr Jupiteru | 71 492 km |
| Magnetický moment | 1,56⋅10 20 T m³ _ |
| Síla rovníkového pole | 428 μT (4,28 gaussů ) |
| dipólový sklon | ~10° |
| Zeměpisná délka osy dipólu | ~159° |
| Doba střídání | 9 h 55 m 29,7 ± 0,1 s |
| Charakteristika slunečního větru | |
| Rychlost | 400 km/s [2] |
| Napětí MMF | 1 nT |
| Hustota | 0,4 cm -3 |
| Charakteristika magnetosféry | |
| Vzdálenost výbuchu luku | ~82 R J [3] [4] [5] |
| Vzdálenost magnetopauzy | 50–100 RJ _ |
| Délka magnetotailu | více než 7000 RJ |
| Základní ionty | O + , S + a H + |
| Plazmové zdroje | Io , sluneční vítr , ionosféra |
| Rychlost masového přílivu | ~1000 kg/s |
| Maximální hustota plazmatu | 2000 cm −3 [6] [7] [8] |
| Maximální energie částic | Přes 100 MeV |
| Polární světla | |
| Spektrum | rádiové emise, blízké IR , UV a rentgenové záření |
| Celkový výkon | 100 TW [9] |
| Rádiové frekvence | 0,01–40 MHz _ |
Jupiterova magnetosféra je dutina vytvořená ve slunečním větru Jupiterovým planetárním magnetickým polem , kde probíhají různé procesy interakce mezi slunečním větrem, meziplanetárním magnetickým polem, Jupiterovým vlastním magnetickým polem a okolní plazmou. Jupiterova magnetosféra , která se táhne více než 7 milionů kilometrů ke Slunci a téměř k oběžné dráze Saturnu v opačném směru, je největší a nejvýkonnější ze všech planetárních magnetosfér ve sluneční soustavě a z hlediska objemu je největší souvislou strukturou ve Sluneční soustavě. sluneční soustava po heliosféře . Jupiter je širší a plošší než zemská magnetosféra a je o několik řádů silnější a jeho magnetický moment je asi 18 000krát větší. Existence Jupiterovy magnetosféry byla odhalena během rádiových pozorování na konci 50. let 20. století, poprvé přímo pozorována přístrojem Pioneer 10 v roce 1973.
Vnitřní magnetické pole Jupiteru je generováno elektrickým proudem protékajícím vnějším jádrem planety, které se skládá z kovového vodíku . Sopečné erupce na Jupiterově měsíci Io vyvrhují velké objemy oxidu síry do vesmíru a vytvářejí kolem planety velký plynový torus. Síly Jupiterova magnetického pole způsobují, že se torus otáčí stejnou úhlovou rychlostí a ve stejném směru jako planeta. Thor doplňuje magnetické pole planety plazmou , která se při rotaci protahuje do struktury podobné palačince známé jako magnetický disk . V podstatě je Jupiterova magnetosféra tvarována plazmatem Io a jeho vlastní rotací v mnohem větší míře než slunečním větrem , na rozdíl od Země. Silné proudy proudící v magnetosféře způsobují přetrvávající polární záře kolem planetárních pólů a znatelné kolísání rádiové emise, což znamená, že Jupiter lze v některých ohledech považovat za velmi slabý rádiový pulsar . Jupiterovy polární záře byly pozorovány téměř ve všech částech elektromagnetického spektra , včetně infračerveného , viditelného , ultrafialového a měkkého rentgenového záření .
Dopad magnetosféry zachycuje a urychluje částice a vytváří intenzivní radiační pásy podobné pozemským Van Allenovým pásům, ale tisíckrát silnější. Interakce energetických částic s povrchem největších satelitů Jupiteru výrazně ovlivňuje jejich chemické složení a fyzikální vlastnosti. Dopad těchto částic také ovlivňuje pohyb prachu a kamenných úlomků uvnitř nevýznamného prstencového systému Jupiteru . Radiační pásy představují vážné nebezpečí pro kosmické lodě a potenciální pilotované expedice.
Jupiterova magnetosféra je složitá struktura, která zahrnuje rázový ráz , magnetosheath , magnetopauzu , magnetotail , magnetodisk a další komponenty. Magnetické pole kolem Jupiteru vzniká v důsledku řady jevů, například cirkulací kapaliny v jádru planety (vnitřní pole), elektrickým proudem v plazmatu obklopujícím Jupiter a proudy tekoucími na hranici planetární magnetosféry. Magnetosféra je ponořena do plazmatu slunečního větru , který s sebou nese meziplanetární magnetické pole . [deset]
Velká část Jupiterova magnetického pole, stejně jako Země , je generována vnitřním dynamem , udržovaným cirkulací elektricky vodivé tekutiny ve vnějším jádru. Ale zatímco jádro Země je vyrobeno z roztaveného železa a niklu , jádro Jupitera je vyrobeno z kovového vodíku [4] . Stejně jako Země je magnetické pole Jupitera primárně dipól se severním a jižním magnetickým pólem na opačných koncích magnetické osy [3] . Na Jupiteru však leží severní a jižní magnetický pól dipólu ve stejných polokoulích planety, zatímco v případě Země naopak severní magnetický pól dipólu leží na jižní polokouli, resp. jih - na severu [11] [poznámka 1] . Jupiterovo magnetické pole obsahuje i vyšší multipólové složky - kvadrupóly , oktopóly atd., které jsou však minimálně o řád slabší než složka dipólová [3] .
Dipól je nakloněn o 10° vzhledem k rotační ose Jupitera; tento sklon je blízko Zemi (11,3°) [1] [3] . Rovníková indukce magnetického pole je přibližně 428 μT (4,28 G , přibližně 10krát větší než Země), což odpovídá dipólovému magnetickému momentu asi 1,53⋅10 20 T m³ ( 18 000krát větší než Země) [4] [poznámka 2] . Jupiterovo magnetické pole rotuje stejnou úhlovou rychlostí jako oblast pod atmosférou, s periodou 9 h 55 m. Od prvních měření Pioneer 10 v polovině 70. let nebyly pozorovány žádné znatelné změny v síle nebo struktuře [pozn. .
Vnitřní magnetické pole Jupitera vytváří překážku v dráze slunečního větru , proudu ionizovaných částic proudících z horní sluneční atmosféry , brání iontovým tokům dostat se do atmosféry Jupiteru , odklánějí je pryč od planety a vytvářejí jakousi dutinu ve sluneční vítr nazývaný magnetosféra, který se skládá z plazmatu , které se liší od plazmatu slunečního větru [6] . Jupiterova magnetosféra je tak velká, že pokud do ní umístíte Slunce i s jeho viditelnou korónou , bude tam stále dostatek prostoru [12] . Pokud by se dal pozorovat ze Země, zabíral by na obloze více než pětkrát větší prostor než Měsíc v úplňku , a to i přesto, že Jupiter je více než 1700krát dále než Měsíc [12] .
Stejně jako v případě zemské magnetosféry se hranice oddělující hustší a chladnější plazma slunečního větru od teplejšího a méně hustého v magnetosféře Jupiteru nazývá magnetopauza [6] . Vzdálenost mezi magnetopauzou a středem planety je od 45 do 100 RJ (kde RJ = 71 492 km je poloměr Jupitera) v subsolárním bodě , nepevném bodě na povrchu planety, kde bude Slunce přímo nad pozorovatelem. [6] . Poloha magnetopauzy závisí na tlaku vyvíjeném slunečním větrem, který zase závisí na úrovni sluneční aktivity [13] . Před magnetopauzou (ve vzdálenosti 80 až 130 R J od středu planety) probíhá příďový ráz , vlnová porucha ve slunečním větru způsobená jeho srážkou s magnetosférou [14] [15] . Oblast mezi magnetopauzou a rázem přídě se nazývá magnetická přechodová vrstva nebo magnetosheath [6] .
Sluneční vítr za noční stranou planety táhne magnetické siločáry Jupiteru do dlouhého, protáhlého magnetotailu , který někdy zasahuje i za oběžnou dráhu Saturnu . [16] Svou strukturou se ohon Joviánské magnetosféry podobá té pozemské. Skládá se ze dvou "okvětních lístků" (plochy označené na schématu modře). Magnetické pole v jižním laloku směřuje k Jupiteru a na severu od něj. Okvětní lístky jsou odděleny tenkou vrstvou plazmy zvanou ocasní proudový list (prodloužená oranžová zóna na diagramu) [16] . Magnetosférický ohon Jupiteru je stejně jako Země kanál, kterým sluneční plazma vstupuje do vnitřních oblastí magnetosféry, kde se zahřívá a vytváří radiační pásy ve vzdálenosti menší než 10 RJ od Jupiteru [ 17] .
Výše popsaný tvar Jupiterovy magnetosféry je podporován:
Tradičně se Jupiterova magnetosféra dělí na tři části: vnitřní, střední a vnější magnetosféru. Ta vnitřní leží ve vzdálenosti až 10 R J od středu planety. Magnetické pole uvnitř je převážně dipólové, protože příspěvek proudů procházejících rovníkovým plazmatickým plátem je zde velmi nevýznamný. Ve střední (mezi 10 a 40 R J ) a vnějších (dále jen 40 R J ) magnetosférách se magnetické pole odchyluje od dipólové struktury a je vážně narušeno působením vrstvy plazmatu (viz část Magnetický disk níže ) [6 ] .
Ačkoli obecně magnetosféra Jupiteru připomíná tvarem zemskou, jejich struktury jsou v blízkosti planety velmi odlišné [13] . Io , vulkanicky aktivní satelit Jupitera, je silným zdrojem plazmatu a každou sekundu doplňuje magnetosféru Jupiteru ~1000 kg nové hmoty [7] . Silné sopečné erupce na Io vynesou do vesmíru oxid siřičitý , z něhož se většina rozpadne na atomy a je ionizována slunečním ultrafialovým zářením . V důsledku toho se tvoří ionty síry a kyslíku : S + , O + , S 2+ a O 2+ [18] . Tyto ionty opouštějí měsíční atmosféru a vytvářejí plazmatický torus Io: masivní a relativně chladný prstenec plazmy, který obklopuje Jupiter podél měsíční oběžné dráhy [7] . Teplota plazmatu uvnitř torusu dosahuje 10-100 eV ( 100 000-1 000 000 K ), což je mnohem nižší než energie částic v radiačních pásech - 10 keV (100 milionů K). Plazma uvnitř torusu je poháněno Jupiterovým magnetickým polem „zamrzlým“ do něj do rotace se stejnou periodou jako Jupiter samotný [19] (takové synchronní rotaci se říká korotace ). Tor Io má významný vliv na dynamiku celé magnetosféry Jupiteru [20] .
V důsledku několika procesů, mezi nimiž hlavní roli hraje difúzní a výměnná nestabilita , plazma pomalu opouští okolí planety [19] . Jak se plazma vzdaluje od Jupiteru, radiální proudy, které jím protékají, postupně zvyšují svou rychlost a udržují korotaci [6] . Tyto radiální proudy zároveň slouží jako zdroj azimutální složky magnetického pole, které se v důsledku toho ohýbá dozadu vůči směru otáčení [21] [21] . Koncentrace částic v plazmě klesá z 2000 cm −3 v torusu Io na cca 0,2 cm −3 ve vzdálenosti 35 R J [22] . Ve střední magnetosféře, ve vzdálenosti větší než 20 R J od Jupiteru, se korotace postupně zastavuje a plazma rotuje pomaleji než planeta [6] . Nakonec, ve vzdálenosti více než 40 RJ ( ve vnější magnetosféře), plazma konečně opustí magnetické pole a jde do meziplanetárního prostoru přes magnetotail [23] . Studené a husté plazma při pohybu směrem ven mění místa s horkým zředěným plazmatem (s teplotou 20 keV (200 milionů K) nebo vyšší) pohybujícím se z vnější magnetosféry [22] . Toto plazma, přibližující se k Jupiteru a smršťující se, se adiabaticky zahřívá [24] , přičemž ve vnitřní magnetosféře vytváří radiační pásy [7] .
Na rozdíl od zemského magnetického pole , které má přibližně kapkovitý tvar, je Jupiterovo pole více zploštělé, spíše jako disk a periodicky kmitá kolem osy [25] . Hlavním důvodem této diskovité konfigurace je odstředivá síla způsobená korotací plazmatu a magnetického pole, stejně jako tepelný tlak horkého plazmatu. Oba jevy vedou k roztažení siločar magnetického pole, které ve vzdálenosti více než 20 R J od planety vytvoří zploštělou, palačinkovitou strukturu, známou jako „magnetický disk“ [6] [26] . Ve střední rovině, přibližně blízko magnetického rovníku, tento disk obsahuje tenký proudový list. [18] Magnetické siločáry směřují od Jupiteru nad touto vrstvou a směrem k Jupiteru pod ní [13] . Plazma přicházející z Io značně zvětšuje velikost Jupiterovy magnetosféry, protože magnetický disk vytváří další vnitřní tlak, který vyrovnává tlak slunečního větru [14] . Vzdálenost od planety k magnetopauze v „subsolárním bodě“, která je v průměru rovna 75 R J , by se bez Io snížila na 43 R J [6] .
Magnetosféra Jupiteru je poháněna rotací planety. [27] V tomto ohledu je Jupiter podobný zařízení zvanému unipolární generátor . Jak se Jupiter otáčí, jeho ionosféra se pohybuje vzhledem k dipólovému magnetickému poli planety. Protože dipólový magnetický moment směřuje ve směru rotace, [11] Lorentzova síla , která se objeví jako výsledek tohoto pohybu, posouvá záporně nabité elektrony směrem k pólům a kladně nabité ionty směrem k rovníku. [28] V důsledku toho se póly stanou záporně nabité a oblasti blízko rovníku se nabijí kladně. Vzhledem k tomu, že magnetosféra Jupiteru je naplněna vysoce vodivou plazmou, elektrický obvod je dokončen přes ni. [28] Proud nazývaný konstanta [pozn. 4] proudí podél magnetických siločar z ionosféry do rovníkové plazmové vrstvy. Proud se pak šíří radiálně od planety uvnitř rovníkové plazmové vrstvy a nakonec se vrací do planetární ionosféry z vnějších oblastí magnetosféry podél siločar spojených s póly. Proudy, které se pohybují podél magnetických siločar, se běžně označují jako Birkelandovy proudy . [21] Radiální proudy interagují s magnetickým polem planety a výsledná Lorentzova síla urychluje magnetosférické plazma ve směru rotace planety. Toto je hlavní mechanismus, který udržuje rotaci plazmatu v Joviánské magnetosféře. [28]
Proud proudící z ionosféry do plazmového plátu je zvláště silný, když se odpovídající část plazmového plátu otáčí pomaleji než planeta. [28] Rotace se zhoršuje v oblasti mezi 20 a 40 R J od Jupiteru. Tato oblast odpovídá magnetodisku, kde je magnetické pole silně napnuté. [29] Silný stejnosměrný proud v magnetodisku vzniká v přesně definovaném rozsahu zeměpisné šířky asi 16 ± 1 ° od magnetických pólů Jupiteru. Tyto úzké oblasti odpovídají hlavním oválům Jupiterových polárních září . (Viz níže.) [30] Zpětný proud tekoucí z vnější magnetosféry v oblasti 50 R J vstupuje do joviánské ionosféry v blízkosti pólů a uzavírá elektrický obvod. Celkový radiální proud se odhaduje na 60 až 140 milionů ampér. [21] [28]
Zrychlení plazmatu v průběhu rotace vede k přenosu rotační energie Jupitera na kinetickou energii plazmatu. [6] [20] V tomto smyslu je magnetosféra Jupiteru podporována rotací planety, zatímco pozemská je podporována především slunečním větrem. [dvacet]
Hlavním problémem při dešifrování dynamiky Jovian magnetosféry je to, jak dochází k přenosu těžkého studeného plazmatu z torusu Io ve vzdálenosti 6 RJ do vnější magnetosféry ve vzdálenosti 50 RJ . [29] Přesný mechanismus takového přenosu není s jistotou znám, ale hypoteticky se může jednat o důsledek difúze plazmy v důsledku nestability výměny plazmy. Proces se podobá Rayleigh-Taylorově nestabilitě v hydrodynamice . [19] V případě Jovian magnetosféry hraje odstředivá síla roli gravitace; roli těžké kapaliny hraje studené a husté plazma z Io, zatímco roli lehké kapaliny hraje horké a méně husté plazma z vnější magnetosféry. [19] Permutační nestabilita plazmatu vede k výměně mezi vnitřní a vnější částí magnetosféry trubicemi siločar vyplněnými plazmatem. Prázdné trubice se pohybují směrem k planetě, zatímco ty z Io plné plazmy se vzdalují od Jupiteru. [19] Tato záměna siločar způsobuje jakousi magnetosférickou turbulenci . [31]
Tato vysoce hypotetická teorie výměny trubic siločar byla částečně potvrzena během průletu Galilea , který objevil oblasti se sníženou hustotou plazmatu a zvýšením intenzity pole ve vnitřní magnetosféře. [19] Tyto prázdné prostory mohou odpovídat prakticky prázdným trubicím siločar přicházejících z vnější magnetosféry. Ve střední magnetosféře Galileo zaznamenal jev, ke kterému dochází, když se horké plazma z vnější magnetosféry srazí s magnetodiskem, což vede ke zvýšení toku vysokoenergetických částic a posílení magnetického pole. [33] Mechanismus, který transportuje studené plazma směrem ven, však zatím není znám.
Když se siločárové trubice naplněné studeným plazmatem Io dostanou do vnější magnetosféry, projdou procesem opětovného připojení siločáry, který oddělí magnetické pole od plazmatu. [29] Poté se vrací vnitřní magnetosférou v trubicích siločar plných horkého a méně hustého plazmatu, které se zdá být vyvrženo do magnetotailu ve formě plazmoidů , velkých shluků plazmatu. Proces přepojování siločar může odpovídat globálním jevům „překonfigurování“ pozorovaným kosmickou lodí Galileo, ke kterým docházelo pravidelně každé 2-3 dny. [34] Fenomén rekonfigurace zahrnoval rychlou a chaotickou změnu síly magnetického pole a jeho směru a také prudké změny v pohybu plazmatu, které se přestalo otáčet a vytékalo. Tento jev byl pozorován hlavně v úsvitovém sektoru noční magnetosféry. [34] Plazma proudí v otevřených siločarách podél magnetotailu a tomu se říká „planetární vítr“. [18] [35]
Fenomén opětovného spojení siločáry je analogický pozemským magnetickým subbouřím v magnetosféře. [29] Rozdíl je v tom, že: pozemské subbouře přenášejí energii nashromážděnou ze slunečního větru do magnetického chvostu a uvolňují ji prostřednictvím jevu opětovného připojení ve vrstvě neutrálních proudů v magnetotailu. Později se vytvoří plazmoid, který se pohybuje podél ocasu. [36] A v Joviánské magnetosféře je rotační energie uložena v magnetodisku a uvolňována ve formě plazmoidů, které jsou odděleny od disku. [34]
Zatímco dynamika Jupiterovy magnetosféry závisí především na vnitřních zdrojích energie, sluneční vítr hraje sekundární roli, [37] většinou jako zdroj vysokoenergetických protonů . [poznámka 5] [7] Struktura vnější magnetosféry vykazuje některé jevy vlastní magnetosféře tvořené slunečním větrem, včetně výrazné rano-odpolední asymetrie. [21] Zejména magnetické čáry ve večerním sektoru jsou nakloněny v opačném směru než v ranním sektoru. [21] Kromě toho jsou v ranní magnetosféře otevřené siločáry spojené s magnetickým ohonem, zatímco ve večerní magnetosféře jsou siločáry uzavřené. [16] Tato pozorování naznačují, že sluneční vítr způsobující proces opětovného připojení siločáry, na Zemi známý jako Dangyův cyklus , se může odehrávat také v magnetosféře Jupiteru. [29] [37]
Míra vlivu slunečního větru na Jovian magnetosféru je v současné době neznámá [38] ; zvláště silný však může být v obdobích zvýšené sluneční aktivity [39] . Rádio [5] , optické a rentgenové emise polárních září [40] a také synchrotronové záření z radiačních pásů korelují s tlakem slunečního větru; což znamená, že sluneční vítr může ovlivňovat pohyb plazmatu a dokonce regulovat vnitřní procesy v magnetosféře [34] .
Na Jupiteru se jasné polární záře neustále vyskytují v oblasti obou pólů. Na rozdíl od pozemských polárních září, které jsou přechodné a vyskytují se pouze v době zvýšené sluneční aktivity, jsou Jupiterovy polární záře trvalé, i když jejich intenzita se den ode dne mění. Skládají se ze tří hlavních složek: hlavní ovály, světlé, relativně úzké (široké méně než 1000 km) kruhové útvary, táhnoucí se asi 16° od magnetických pólů [41] ; polární skvrny z přirozených satelitů planety, které odpovídají stopám magnetických siločar spojujících jupiterskou ionosféru s největšími satelity, a krátkodobým emisím polárního záření v oblasti hlavního oválu [41] [42] . Záření Jupiterovy polární záře bylo detekováno ve všech částech elektromagnetického spektra - od rádiové emise po rentgenové záření (až 3 keV), ale nejjasněji vyzařují ve středním infračerveném záření (vlnová délka 3-4 mikrony a 7-14 mikronů) a ve vzdálených ultrafialových spektrálních oblastech (vlnová délka 80-180 nm) [9] .
Hlavní ovály jsou dominantní složkou Jupiterových polárních září. Mají stabilní tvar a umístění [42] , ale jejich intenzita je značně závislá na tlaku slunečního větru: čím silnější sluneční vítr, tím slabší polární záře [43] . Hlavní ovály jsou podporovány silným přílivem elektronů urychlených elektrickým potenciálem plazmatu z magnetodisku a jupiterské ionosféry [44] . Tyto elektrony s sebou nesou Birkelandovy proudy, které udržují rotaci plazmatu v magnetodisku [29] . Elektrický potenciál přestane růst, protože zředěné plazma mimo rovníkovou vrstvu může bez těchto proudů přenášet pouze proud omezené síly [30] . „Srážející“ elektrony mají energie v rozmezí 10-100 keV a pronikají hluboko do atmosféry Jupiteru, kde ionizují a excitují molekulární vodík, což způsobuje ultrafialové záření [45] . Celková energie vstupující do ionosféry je od 10 do 100 TW [46] . Proudy protékající ionosférou ji zahřívají v procesu zvaném „ Joulovo zahřívání “. Tento proces, který produkuje až 300 TW energie, je zodpovědný za silné infračervené záření z Jovian polárních září a částečně za ohřev Jovian termosféry [47] .
| Záření | Jupiter | Spot Io |
|---|---|---|
| Rádio (<0,3 MHz) | ~1 GW | ? |
| Rádio (0,3–3 MHz) | ~10 GW | ? |
| Rádio (3–40 MHz) | ~100 GW | 0,1-1 GW |
| Infračervené (uhlovodíky, 7-14 mikronů) | ~40 TW | 30-100 GW |
| Infračervené (H3 + , 3-4 µm) | 4-8 TW | |
| Viditelné (0,385-1 µm) | 10-100 GW | 0,3 GW |
| Ultrafialové (80-180 nm) | 2-10 TW | ~50 GW |
| Rentgen (0,1-3 keV) | 1-4 GW | ? |
Takzvané "skvrny" byly nalezeny v souladu se třemi Galileovými měsíci: Io, Europa a Ganymede . [pozn. 6] [49] Jsou patrné, protože rotace plazmatu se v těsné blízkosti satelitů zpomaluje. Nejjasnější skvrna patří Io, hlavnímu zdroji plazmy v magnetosféře (viz výše). Předpokládá se, že sluneční skvrna Io souvisí s vlnami Alfvén putujícími z ionosféry Jupiteru do ionosféry Io. Skvrny Europy a Ganymedu jsou mnohem slabší, protože tyto satelity jsou slabým zdrojem plazmy kvůli odpařování vodního ledu z jejich povrchů. [padesáti]
Uvnitř hlavních oválů se čas od času objevují světlé oblouky a skvrny. Tyto krátkodobé jevy jsou spojeny s interakcí se slunečním větrem. [42] Magnetické siločáry v této oblasti jsou buď otevřené nebo zobrazené na magnetotailu. [42] Sekundární ovály pozorované v primárních oválech mohou odkazovat na hranici mezi otevřenými a uzavřenými magnetickými siločárami nebo na polární „ hroty “. [51] Emise Jupiterovy polární záře se podobá tomu, k němuž dochází kolem zemských pólů: Obě se objevují, když elektrony urychlené směrem k planetě procházejí procesem opětovného propojení magnetických siločar Slunce s těmi planetárními. [29] Oblasti uvnitř hlavních oválů vyzařují mnoho rentgenových paprsků. Polární rentgenové spektrum obsahuje spektrální čáry vysoce ionizovaného kyslíku a síry, které se pravděpodobně objeví, když se vysokoenergetické (stovky kiloelektronvoltů) ionty S a O usadí v polární atmosféře Jupiteru. Důvod tohoto poklesu zůstává neznámý. [40]
Jupiter je silným zdrojem rádiových vln v rozsahu od několika kilohertzů do desítek megahertzů . Rádiové vlny s frekvencemi menšími než asi 0,3 MHz (a tedy s vlnovou délkou větší než 1 km) se nazývají Jupiter kilometrové záření (anglicky zkráceno: KOM). Rádiové vlny v rozsahu od 0,3 do 3 MHz (s vlnovou délkou 100 až 1000 m) se nazývají hektometrické záření (zkráceně HOM) a záření mezi 3 a 40 MHz (s vlnovou délkou 10 až 100 m) se nazývá decimetrické záření. (nebo zkráceně DAM). ). Radiová emise, poprvé pozorovaná z vesmíru na Zemi s frekvencí asi 10 hodin, jak se ukázalo, patřila Jupiteru. Nejsilnější sekce decimetrického záření, vztahující se k Io a soustavě proudů: Io-Jupiter, se označuje zkratkou Io-DAM. [52] [poznámka 7]
Předpokládá se, že většina tohoto záření je produkována mechanismem zvaným „Cyclotron Maser Instability“, který lze pozorovat v blízkosti oblastí polární záře, když se elektrony pohybují mezi póly. Elektrony zapojené do generování rádiových vln jsou pravděpodobně tytéž, které přenášejí proudy z pólů planety na magnetodisk. [53] Intenzita Jupiterova rádiového vyzařování má tendenci se plynule měnit s časem; Jupiter však pravidelně vysílá krátké a silné záblesky záření (záblesky S), které mohou převyšovat počet ostatních složek. Celková emisivita "DAM" komponenty je asi 100 GW, kombinovaná pro komponenty HOM/KOM je asi 10 GW. Pro srovnání, celkový výkon rádiové emise ze Země je pouze 0,1 GW. [52]
Rádiové a částicové záření Jupiteru je přísně svázáno s rotací planety, díky čemuž je planeta poněkud podobná pulsaru . [54] Periodicita modulací pravděpodobně souvisí s asymetrií v Jupiterově magnetosféře, která zase souvisí s nakloněním magnetického momentu vzhledem k rotační ose planety as magnetickými anomáliemi ve vysokých zeměpisných šířkách . Fyzika řídící záblesky v radiové emisi Jupitera je podobná jako u pulsarů. Liší se pouze měřítka, a proto je Jupiter často považován za velmi malý pulsar. [54] Bylo pozorováno, že záblesky radiové emise Jupitera jsou také spojeny se zvýšením sluneční aktivity . [52]
Kromě relativně dlouhého rádiového vyzařování vyzařuje Jupiter také synchrotronové záření (také známé jako Jupiter decimetrové záření nebo „DIM“) na frekvencích 0,1–15 GHz (vlnové délky od 3 m do 2 cm), [55] což je brzdné záření relativistických elektronů uvězněných ve vnitřních radiačních pásech planety. Energie elektronů doprovázejících "DIM" záření je 0,1-100 meV, [56] a hlavní podíl na ní mají elektrony s energiemi od 1 do 20 meV. [8] Toto záření je dobře pochopeno a studováno a od počátku 60. let se používá ke studiu struktury planetárního magnetického pole a radiačních pásů. [57] Částice v radiačních pásech pocházejí z vnější magnetosféry a při vstupu do vnitřní magnetosféry se adiabaticky urychlují. [24]
Jupiterova magnetosféra vyvrhuje proudy vysokoenergetických elektronů a iontů (s energií až desítek meV), které se dostávají na oběžnou dráhu Země. [58] Tyto proudy částic jsou vysoce kolimované a mění se s periodou rotace planety, stejně jako rádiové emise. V tomto ohledu Jupiter také připomíná pulsar. [54]
Jupiterova obrovská magnetosféra zahrnuje oběžné dráhy a čtyři galileovské satelity a prstencový systém. [59] Tato tělesa obíhající poblíž magnetického rovníku slouží jako zdroje i absorbéry magnetosférického plazmatu a energetické částice z magnetosféry mění svůj povrch. Částice rozmělňují hmotu z povrchu a způsobují chemické reakce prostřednictvím radiolýzy . [60] Rotace plazmy z planety znamená, že plazma interaguje hlavně s předními hemisférami satelitů, což způsobuje hemisférické asymetrie. [61] Na druhou stranu velká satelitní magnetická pole přispívají k magnetosféře Jupiteru. [59]
Planetární prstence blízko Jupiteru a malé satelity absorbují vysokoenergetické částice (s energií vyšší než 10 keV) z radiačních pásů. [62] To vytváří znatelné změny v prostorovém rozložení pásů a ovlivňuje decimetrové synchrotronové záření. Zajímavé je, že samotná existence Jupiterových prstenců byla navržena na základě dat ze sondy Pioneer 11 , která detekovala prudký pokles počtu vysokoenergetických iontů v blízkosti planety. [62] Planetární magnetické pole silně ovlivňuje pohyb submikrometrických částic v prstencích, které jsou elektricky nabité slunečním ultrafialovým zářením . Jejich chování je podobné jako u rotačních iontů . [63] Rezonanční interakce mezi rotačním a orbitálním pohybem je zodpovědná za vznik takzvaného „kruhu Halo“ (nachází se mezi 1,4 a 1,71 R J od planety), který se skládá ze submikrometrických částic ve vysoce nakloněných a excentrických oběžné dráze. [64] Částice pocházejí z hlavního prstence; jak se pohybují směrem k Jupiteru, jejich dráhy se mění v reakci na silnou „Lorentzovu rezonanci“ v poměru 3:2 nacházející se ve vzdálenosti 1,71 R J , což zvyšuje jejich sklon a excentricitu. [poznámka 8] Další 2:1 Lorentzova rezonance ve vzdálenosti 1,4 Rj definuje vnitřní hranici prstence Halo. [65]
Všechny Galileovy satelity mají tenké atmosféry s povrchovými tlaky v rozmezí 0,01 až 1 nanobar , ale mají významné ionosféry s hustotou elektronů v rozmezí od 1 000 do 10 000 cm- 3 . [59] Rotační studené magnetosférické plazma je jimi částečně odkloněno v důsledku proudů vytvářených jejich ionosférami a vytváří struktury zvané "Alfvénova křídla". [66] Interakce velkých satelitů s rotačními toky připomíná interakci slunečního větru s planetami bez magnetického pole – např. Venuše , obvykle je rychlost rotace podzvuková (rychlost se pohybuje od 74 do 328 m/s), což znemožňuje vznik lukového šoku . [67] Tlak z rotujícího plazmatu odstraňuje plyny z atmosféry satelitů (zejména na Io) a mnoho jejich atomů je ionizováno a zapojeno do rotace. Tento proces vytváří plynné a plazmové tory v blízkosti drah satelitů a mezi nimi je nejnápadnější torus Io. [59] Galileovské družice (hlavně Io) ve skutečnosti slouží jako hlavní zdroje plazmatu ve vnitřní a střední magnetosféře Jupiteru. Mezitím jsou energetické částice do značné míry nezávislé na křídlech Alfvéna a mají volný přístup k povrchu satelitů (kromě Ganymedu). [68]
Ledové Galileovy měsíce, Europa , Ganymede a Callisto , všechny vytvářejí indukční magnetický moment v reakci na změny v magnetickém poli Jupitera. Tyto různé magnetické momenty vytvářejí kolem sebe dipólová magnetická pole, která kompenzují změny prostředí. [59] Předpokládá se, že k indukci dochází v blízkých povrchových vrstvách slané vody, o které se předpokládá, že je přítomna na všech velkých ledových měsících Jupiteru. V těchto podzemních oceánech mohl existovat život a důkaz o jejich existenci byl jedním z nejdůležitějších objevů Galilea . [69]
Interakce Jupiterovy magnetosféry s Ganymedem, který má odpovídající magnetický moment, se liší od interakce se satelity, které postrádají magnetická pole. [69] Ganymedovo vnitřní magnetické pole vytváří uvnitř Jupiterovy magnetosféry jakousi dutinu o průměru asi dvou Ganymedových, jakousi minimagnetosféru uvnitř Jupiterovy. Magnetické pole Ganymedu nutí rotační plazma obtékat jeho stranu. Slouží také k ochraně rovníkových oblastí satelitu, kde jsou magnetické siločáry uzavřeny, před energetickými částicemi. Volně však narážejí na povrch satelitu v oblasti pólů, kde jsou magnetické siločáry stále otevřené. [70] Mnoho energetických částic je uvězněno v rovníkové oblasti Ganymedu a vytváří miniaturní radiační pásy. [71] Vysokoenergetické elektrony vstupující do řídké atmosféry měsíce jsou zodpovědné za polární záře pozorované na Ganymedu. [70]
Nabité částice mají významný vliv na povrchové charakteristiky galileovských satelitů. Plazma pocházející z Io s sebou nese mnoho iontů síry a sodíku pryč ze satelitu, [72] kde se usazují především na zadních polokoulích Europy a Ganymedu. [73] Na Callisto se však z neznámých důvodů síra hromadí v oblasti přední polokoule. [74] Plazma je také s největší pravděpodobností zodpovědná za ztmavnutí zadních polokoulí galileovských měsíců (opět s výjimkou Callisto). [61] Vysokoenergetické elektrony a ionty bombardují povrchový led satelitů v jediném proudu a způsobují radiolýzu vody a dalších chemických sloučenin . Částice s vysokou energií rozkládají vodu na kyslík a vodík , čímž udržují řídkou kyslíkovou atmosféru ledových satelitů (protože vodík rychleji uniká). Sloučeniny produkované povrchy Galileových měsíců prostřednictvím radiolýzy také zahrnují ozón a peroxid vodíku . [75] Jsou-li organické látky nebo uhličitany , musí tam být oxid uhličitý , methanol a kyselina uhličitá . Pokud je přítomna síra, bude přítomen oxid siřičitý, persulfid vodíku a kyselina sírová . [75] Oxidační činidla produkovaná radiolýzou, jako je kyslík a ozón, mohou zamrznout v ledu a spadnout na dno subglaciálních oceánů a sloužit jako možné zdroje života. [72]
První důkaz o existenci magnetického pole v blízkosti Jupiteru se objevil v roce 1955 s objevem jeho dekametrové rádiové emise. [76] Protože spektrum dekametrového rádiového vyzařování pokračovalo až do 40 MHz , astronomové navrhli, že Jupiter musí mít magnetické pole o síle asi 1 militesla (10 gaussů ). [55]
V roce 1959 vedla pozorování v mikrovlnné části elektromagnetického spektra (0,1-10 GHz ) k objevu decimetrové radiové emise Jupiteru (DIM) a zjištění, že se jedná o synchrotronové záření emitované relativistickými elektrony zachycenými v radiačních pásech planety. [77] Výsledná data o synchrotronovém záření byla použita k odhadu počtu a energie elektronů v okolí Jupiteru a vedla také ke zlepšení odhadů magnetického momentu a jeho sklonu. [7]
V roce 1973 byl magnetický moment téměř přesně znám a jeho sklon byl nastaven na 10°. [12] Dekametrové modulace způsobené Io (tzv. záření Io-DAM) byly objeveny v roce 1964 a umožnily zpřesnit rotační periodu planety . [5] Konečné potvrzení existence Jupiterova magnetického pole nastalo v roce 1973, kdy v blízkosti planety proletěl Pioneer 10 . [1] [poznámka 9]
Od roku 2015 letělo v těsné blízkosti Jupiteru celkem 8 kosmických lodí a všechny přispěly k pochopení magnetosféry této obří planety. První vesmírnou sondou, která dorazila k Jupiteru, byla v prosinci 1973 Pioneer 10 , která prolétla ve vzdálenosti 2,9 RJ [ 12] od středu planety. [1] Jeho dvojče, Pioneer 11 , navštívilo Jupiter o rok později po velmi nakloněné dráze a proletělo blíže, 1,6 RJ od planety. [12]
Program Pioneer pomohl lépe porozumět vnitřnímu magnetickému poli Jupiteru. [6] Úrovně radiace v okolí Jupitera byly desetkrát silnější, než konstruktéři Pioneeru očekávali, a to vyvolalo pochybnosti, zda plavidlo přelet přežije; i přes určité škytavky se však Pionýrům podařilo proletět radiačními pásy, chráněnými skutečností, že magnetosféra Jupiteru „visela“ mírně nahoru v dráze letu, pryč od plavidla. Nicméně, Pioneer 11 ztratil většinu fotografií Io, což způsobilo poruchu palubního polarimetru a způsobovalo, že dostával sporadické příkazy. Voyagery , které následovaly po Pioneerech , byly přepracovány tak, aby zůstaly provozuschopné i v agresivním radiačním prostředí. [25]
Voyagery 1 a 2 dorazily k Jupiteru v letech 1979-1980 a postupovaly téměř v rovníkové rovině. Voyager 1 prolétl do vzdálenosti 5 RJ od středu planety [12] a jako první se srazil s plazmatickým torusem Io. [6] Voyager 2 proletěl v okruhu 10 RJ [ 12] a detekoval proudy v rovníkové rovině. Další sondou, která prošla poblíž Jupiteru, byl v roce 1992 Ulysses , který studoval polární magnetosféru. [6]
Galileo obíhal Jupiter v letech 1995 až 2003 a poskytoval všeobjímající pokrytí Jupiterovy magnetosféry v rovníkové rovině až do vzdálenosti 100 R J . Studoval se také magnetický ohon a části magnetosféry za úsvitu a západu slunce. [6] Navzdory skutečnosti, že Galileo úspěšně odolal silnému radiačnímu prostředí poblíž Jupiteru, stále se objevovaly technické problémy. Zejména gyroskopy pracovaly s chybami. Při několika příležitostech elektrické oblouky , které procházely mezi rotujícími a stacionárními částmi sondy, způsobily přechod sondy do bezpečného režimu , což vedlo k úplné ztrátě dat při 16, 18 a 33 průchodech. Záření také způsobilo fázové posuny v tom, co bylo považováno za ultrastabilní krystalový oscilátor . [78]
Když Cassini v roce 2000 proletěl kolem Jupiteru, koordinoval měření s Galileem. [6] Poslední sondou, která proletěla kolem Jupiteru, byla v roce 2007 sonda New Horizons , která provedla jedinečnou studii magnetického ohonu a proletěla podél něj 2500 R J . [32] Pokrytí a pokrytí Jovian magnetosféry však zůstává slabé. Budoucí studie ( například Juno ) budou důležité pro pochopení dynamiky magnetosféry této planety. [6]
V roce 2003 NASA provedla a zveřejnila koncepční studii nazvanou Human Exploration of the Outer Planets (HOPE) týkající se budoucnosti lidského průzkumu vnější sluneční soustavy. Diskutovalo se o možnosti vybudování povrchové základny na Callisto kvůli nízkým úrovním radiace kvůli vzdálenosti od Jupiteru a geologické stabilitě satelitu. Callisto je v současnosti jediným galileovským satelitem Jupiteru, jehož průzkum je možný člověkem. Úroveň ionizujícího záření na ostrovech Io, Europa a Ganymede je pro lidské tělo nesnesitelná a ještě musí být vyvinuta adekvátní opatření k jejímu potlačení. [79]
| Jupiter | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Charakteristika | |||||||
| satelity |
| ||||||
| Výzkum | |||||||
| jiný | |||||||
| viz také Kategorie:Jupiter Sluneční Soustava | |||||||