Jüpiter'in manyetosferi, güneş rüzgarının akışı içinde gezegenin içsel manyetik alanı tarafından oluşturulan boşluktur. Güneş yönünde yedi milyon kilometreye kadar uzanırken, ters yönde neredeyse Satürn'ün yörüngesine kadar erişir. Bu sebeple Jüpiter manyetosferi, Güneş Sistemi'ndeki diğer gezegenlerin manyetosferlerinden daha büyük ve daha güçlüdür. Heliosferden sonra bilinen en büyük sürekli yapıdır. Dünya manyetosferinden daha geniş ve daha düzdür, ayrıca yaklaşık 18.000 kat daha büyüktür. Jüpiter'in manyetik alanı, 1950'lerin sonunda radyo emisyonları gözlemleriyle ilk kez tespit edilmiş ve 1973'te Pioneer 10 uzay aracı tarafından doğrudan gözlemlenmiştir.
Hubble Uzay Teleskobu tarafından görüntülenen Jüpiter'in kuzey kutbundaki kutup ışıklarının sahte renkli görüntüsü | |
Keşif | |
---|---|
Keşfeden | Pioneer 10 |
Keşif tarihi | Aralık 1973 |
Dahili alan | |
Jüpiter'in yarıçapı | 71.492 km |
Manyetik moment | 2,83 × 1020T·m3 |
Ekvatoral alan şiddeti | 417,0 μT (4,170 G) |
Dipol eğikliği | ~10° |
Manyetik kutup boylamı | ~159° |
Dönme süresi | 9sa 55d 29,7 ± 0,1s |
Güneş rüzgârı parametreleri | |
Hız | 400 km/s |
gücü | 1 nT |
Yoğunluk | 0,4 cm−3 |
Manyetosferik parametreler | |
Tip | İçsel |
Şok dalgası mesafesi | ~82 RJ |
Manyetopoz mesafesi | 50-100 RJ |
Manyetik kuyruk uzunluğu | en fazla 7000 RJ |
Ana iyonlar | On+, Sn+ ve H+ |
Plazma kaynakları | İo, güneş rüzgarı, iyonosfer |
Kütle yükleme oranı | ~1000 kg/s |
Maksimum plazma yoğunluğu | 2000 cm−3 |
Maksimum parçacık enerjisi | en fazla 100 MeV |
Kutup ışıkları | |
Tayf | radyo, yakın-IR, UV ve X-ışını |
Toplam güç | 100 TW |
Radyo emisyon frekansları | 0,01–40 MHz |
Jüpiter'in iç manyetik alanı, gezegenin dış çekirdeğinde bulunan sıvı oluşturduğu elektrik akımları tarafından üretilir. Jüpiter'in uydusu İo'da meydana gelen volkanik patlamalar, uzaya büyük miktarda kükürt dioksit gazı fırlatarak gezegenin çevresinde büyük bir torus oluşmasına sebep olur. Jüpiter'in manyetik alanı, torusu gezegenle aynı açısal hız ve yönde dönmeye zorlar. Torus da manyetik alanı plazmayla yükleyerek manyetodisk adı verilen "gözleme" benzeri bir yapı oluşturur. Bu nedenle Jüpiter'in manyetosferi, Dünya'nın manyetosferindeki gibi güneş rüzgarı tarafından şekillendirilmez; asıl olarak İo'nun plazması ve gezegenin dönüşü tarafından şekillendirilir. Manyetosferdeki güçlü akımlar, gezegenin kutuplarındaki kalıcı kutup ışıklarını ve yoğun değişken radyo emisyonlarını üretir. Bu özellikleri nedeniyle Jüpiter, çok zayıf bir radyo pulsarı olarak düşünülebilir. Jüpiter'in kutup ışıkları; kızılötesi, görünür, ultraviyole ve yumuşak X-ışınları da dahil olmak üzere elektromanyetik spektrumun neredeyse tüm bölgelerinde gözlemlenir.
Manyetosferin etkisi parçacıkları yakalayıp hızlandırarak, Dünya'nın Van Allen kuşaklarına benzeyen, fakat binlerce kat daha güçlü olan yoğun radyasyon kuşakları üretir. Enerjik parçacıkların Jüpiter'in en büyük uydularının yüzeyleriyle olan etkileşimi, onların kimyasal ve fiziksel özelliklerini belirgin şekilde etkiler. Aynı parçacıklar, Jüpiter'in seyrek gezegen halkası içindeki parçacıkların hareketlerini de etkiler ve onlardan etkilenir. Radyasyon kuşakları, uzay araçları ve potansiyel insanlı uzay seyahatleri için önemli bir tehlike oluşturur.
Yapısı
Jüpiter'in manyetosferi, bir yay şoku, , , (manyetik kuyruk), manyetodisk ve diğer bileşenleri içeren karmaşık bir yapıdır. Jüpiter'in çevresindeki manyetik alan; gezegenin çekirdeğindeki sıvı sirkülasyonu (iç alan), Jüpiter'i çevreleyen plazmadaki elektrik akımları ve gezegenin manyetosfer sınırında akan akımlar da dahil olmak üzere birçok farklı kaynaktan meydana gelir. Manyetosfer, taşıyan güneş rüzgarı plazmasının içerisine gömülüdür.
Dahili manyetik alan
Jüpiter'in manyetik alanının büyük bir kısmı, Dünya'nınki gibi dış çekirdeğindeki iletken bir sıvının dolaşımıyla desteklenen bir iç dinamo tarafından üretilir. Ancak Dünya'nın çekirdeği erimiş demir ve nikelden oluşmuşken, Jüpiter'in çekirdeği oluşmuştur. Dünya'daki gibi, Jüpiter'in manyetik alanı da çoğunlukla dipoldür ve tek bir manyetik eksenin uçlarında kuzey ve güney manyetik kutupları bulunur. Jüpiter'de dipolün kuzey kutbu (manyetik alan çizgilerinin radyal olarak dışa dönük olduğu yer) gezegenin kuzey yarıküresinde yer alırken, güney kutbu güney yarıküresinde bulunur. Bu, Dünya'nın tersidir. Jüpiter'in alanı ayrıca dört kutuplu, sekiz kutuplu ve daha yüksek bileşenlere sahiptir, fakat bunlar dipol bileşenden onda bir oranında daha az güçlüdür.
Dipol manyetik alan, Jüpiter'in dönme ekseninden yaklaşık olarak 10° eğimlidir; bu eğim Dünya'nınkine (11,3°) benzer. Jüpiter'in ekvatoral alan kuvveti yaklaşık olarak 417,0 μT (4,170 G) olup, bu da yaklaşık olarak 2,83 × 1020T·m3 dipol manyetik momente karşılık gelir. Bu, Jüpiter'in manyetik alanının Dünya'nınkine göre yaklaşık olarak 20 kat daha güçlü olduğu ve manyetik momentinin ~20.000 kat daha büyük olduğu anlamına gelir. Jüpiter'in manyetik alanı, atmosferinin altındaki bölgenin hızıyla aynı hızda döner ve 9 saat 55 dakikalık bir dönme süresine sahiptir. İlk ölçümlerin 1970'lerin ortalarında Pioneer uzay aracı tarafından alınmasından 2019 yılına kadar, kuvvetinde veya yapısında hiçbir değişiklik gözlenmemişti. Juno uzay aracından alınan gözlemlerin analizi, Pioneer dönemi boyunca gözlemlenen gezegenin manyetik alanında küçük, fakat ölçülebilir bir değişiklik olduğunu göstermektedir. Özellikle, ekvatora yakın "Büyük Mavi Leke" olarak bilinen, güçlü olmayan bir dipol alana sahiptir. Bu, hemen hemen Dünya'nın Güney Atlantik Anomalisi'ne benzer. Bu bölge büyük seküler (uzun vadeli, periyodik olmayan) değişim belirtileri göstermektedir.
Boyutu ve şekli
Bu madde, uygun değildir.Ekim 2019) ( |
Jüpiter’in iç manyetik alanı, Güneşten gelen iyonize haldeki parçacık desteleri olarak bilinen solar rüzgarların direkt olarak atmosferiyle etkileşime girmesini engeller; bunun yerine solar rüzgarınınkinden farklı bir plazma olan ve manyetosfer olarak adlandırılan, solar rüzgar akışında bir boşluk yaratan bir yapıyla bu ışın demetini gezegenden savuşturur. Jovian manyetosferi o kadar büyüktür ki Güneş ve koronası ancak bir oda kadar yer kaplar. Eğer birisi Dünya’dan onu görebilseydi, 1700 kez Dünya’dan uzak olmasına rağmen o gökyüzünde dolunaydan 5 kat daha büyük görünebilirdi.
Dünya’daki gibi, yoğun ve soğuk solar plazmayı daha az yoğunlukta ve daha sıcak olanından ayıran sınıra magnetopause adı verilir. Magnetopause’dan gezegenin zeminine uzaklık güneşin dik ışıklarla geldiği bir noktada 45 ile 100R arasındadır. Magnetopause’nin pozisyonu ise solar aktiviteye bağlı olan solar rüzgarların baskısına göre değişiklik göstermektedir. Magnetopause’nin ön yüzünde (gezegenin yüzeyine yaklaşık olarak 80-100R arası bir mesafede), manyetosferle solar rüzgarın çarpışmasından ortaya çıkan canlı-hareketli gibi görünen bir karmaşa olarak adlandırılan bow shoch (yay demeti) yatmaktadır. Yay demetiyle manyetopause arasındaki bölgeye ise magnetoshealth (manyetikçalı) adı verilir.
Gezegenin tersi istikametinde de solar rüzgar Jüpiter’in manyetik alan çizgilerini bazen Satürn’ün yörüngesinin bile ötesine kadar uzanan uzun ve iz bırakan bir şekilde dağıtarak magnetotail’i (manyetik kuyruk) oluşturur. Jüpiter'in manyetik kuyruğu da Dünya’nınkine benzemektedir. Bu kuyruk iki dilimden oluşmaktadır (resimdeki mavi noktalar): Jupiter’e doğru yönelen güney dilimde bulunan manyetik alan ve ondan uzaklaşan kuzey dilimde bulunan manyetik alan. Dilimler, kuyruk akışkan örtüsü adı verilen ince bir katmanla birbirinden ayrılırlar. Dünya’nınki gibi Jovian kuyruğu solar plazmanın manyetosferim iç bölgelerine girebildiği bir kanal görevini üstlenir. Burasi da ısınır ve Jüpiter’e 10R kadar yakınlıktaki radyasyon kemerlerini oluşturur.
Jüpiter’in manyetosferi üç kısıma ayrılmaktadır: iç, orta ve dış manyetosfer. İç manyetosfer gezegene 10R uzaklıkta bir mesafede bulunmaktadır. İçindeki manyetik alan yaklaşık olarak çiftucay olarak kalmaktadır, çünkü manyetosferik ekvatoral plasma örtüsü içindeki ani akışların duruma katkısı küçük kalmaktadır. Orta (10 – 40R arası) ve dış (40R’den fazla) manyetosferlerde manyetik alan çiftucay şeklinde değildir ve plazma örtüsüyle olan ilişkisinden dolayı ciddi şekilde dağılmış haldedir.
Io'nun Rolü
Jüpiter’in manyetosferinin şekli her ne kadar genel hatlarıyla Dünya’nınkine benzese de, gezegene yaklaştıkça yapısı oldukça farklı bir hal alır. Jüpiter’in volkanik olarak aktif ayı Io kendi çapında güçlü bir plazma kaynağıdır ve her saniye Jüpiter’in manyetosferini 1.000 kg kadar fazla oranda materyalle doldurmaktadır. Io yüzeyindeki güçlü volkanik patlamalar, sülfür ve oksijen iyonları üreten (S+, O+, S2+ and O2+ ) solar ultraviyole radyasyon tarafından iyonize edilen ve atomlarına ayrılan yüksek oranlarda sülfür dioksit salınımı yapar. Bu iyonlar uydunun atmosferinden kaçarlar ve Io plazma simitini/yumrusunu oluştururlar: Jüpiter’i çevreleyen Io’nun yörüngesinde konuşlanmış kalın ve soğuk yumru sarmalı. Simitin içindeki plazma sıcaklığı radyasyon kemerlerindekinden “10 keV (100 million K)” çok daha düşüktür “10–100 eV (100,000–1,000,000 K)”. Yumru içindeki plazma Jüpiter’le aynı yönde dönmeye zorlanark her ikisinin de aynı rotasyon periyodlarına sahip olması anlamına gelmektedir. Esasında Io yumrusu Jovian manyetosferinin dinamiklerini değiştirmektedir.
Birkaç aşamanın sonunda plazma yavaş yavaş Jüpiter’den uzağa doğru akmaya başlar. Plazma gezegenden uzaklaştıkça içerisinde oluşan dairesel akımlar aynı yönde dönmeye ayak uydurarak hızını aşamalı bir şekilde arttırırlar. Bu dairesel akımlar ayrıca rotanın aksi yönünde dönmekle sonuçlanan manyetik alandaki azimutal yapıların da kaynağını oluşturur. Plazmanın parçacık sayısı bakımından yoğunluğu Io yumrusuna doğru 35R’lik bir uzaklık arasında 2,000 cm−3 den yaklaşık 0.2 cm−3’e kadar düşmektedir. Manyetosferin ortalarına doğru, Jüpiter’den yaklaşık olarak 20R’den fazla bir mesafede, aynı yönde dönme yavaş yavaş kırılır ve plazma gezegenden daha yavaş dönmeye başlar. En sonunda 40R’den fazla uzaklıklarda (dış manyetosferde) bu plazma manyetik alandan tamamıyla uzaklaşır ve manyetosferden manyetik kuyruk aracılığıyla ayrılır. Soğuk, yoğun plazma dışarıya doğru hareket ederken, yerine sıcak, daha az yoğunlukta (sıcaklığı 200 milyon K ya da daha fazla) gelir. Bu plazma, dışyalıtık halde Jüpiter’e yaklaştıkça ısınır ve Jüpiter’in iç manyetosferindeki radyasyon kemerlerini oluştururlar.
Manyetodisk
Dünya’nın manyetik alanı yaklaşık olarak gözyaşı şeklindeyken Jüpiter’inki daha da yayvan, diske benzer bir şekildedir ve ekseninde dönem dönem değişiklikler/kaymalar görünebilir. Disk’e benzer bir şekil almasının temel sebebi aynı yönde dönmeye zorlayan plazmadan kaynaklanan merkez çekim kuvveti ve sıcak plazmanın termal çekim kuvvetidir. Bu iki neden de gezegene uzaklığı 20R ya da daha fazla bir mesafedeki manyetodisk olarak bilinen ve pankeke benzer şekildeki formu oluşturan manyetik alan çizgilerini gerirler. Manyetodisk manyetik ekvator yakınlarında bulunan ince bir örtüye sahiptir. Manyetik alan örtünün üzerinde Jüpiter’den uzağa, örtünün altında ise Jüpiter’e doğru konuşlanmıştır. Io’daki plazma yüklenmesi Jovian manyetosferinin boyutlarını fazlasıyla aşar çünkü manyetodisk solar rüzgarın bakısını dengeleyen ek bir iç baskı yaratır.Io’nun yokluğunda gezegen yüzeyiyle manyetosfer arasındaki fark 42R’den fazla olmazdı; ama, şu anda ortalama olarak 75R civarında.
Manyetodisk alanının şekli ekvator plazma örtüsü boyunca akan azimutal halka akımı tarafından şekillendirilir. Bu akımın gezegene ait manyetik alanla etkileşime geçmesi sonucunda Lorents kuvveti, aynı yönde birlikte dönen plazmanın gezegenden uzaklaşmasını engelleyen merkezi kuvveti oluşturur. Ekvatoral akım içerisinde bulunan total halka kuvvetinin 90 ile 160 milyon amper kuvvetinde olduğu tahmin ediliyor.
Dinamikler
Birlikte Dönme ve Ani Akımlar
Jüpiter’in manyetosferini yürüten temel sebep gezegenin dönüşüdür. Bu yönden bakıldığında Jüpiter, tek kutuplu jenaratör adı verilen aygıta çok benzerdir. Jüpiter döndükçe iyonosferi de bağlantılı bir şekilde gezegenin kutup noktalarındaki manyetik alanlara kayar. Kutupsal manyetik kuvvet rotasyon yönünde toplandığı için, hareket sonucu ortaya çıkan Lorents kuvveti negatif yüklü elektronları kutuplara iterken pozitif yüklü iyonlar da ekvatora doğru itilir. Bunun sonucu olarak da kutuplar negatif yüklü, ekvatora yakın bölgeler ise pozitif yüklü olur. Jüpiter’in manyetosferi yüksek derecede geçirgen plazmayla dolu olduğu için, manyetosfer boyunca elektriksel döngü yakınlarda oluşur. Direkt akım adı verilen bir akım manyetik alan çizgileri boyunca iyonosferden ekvatoral plazma örtüsüne doğru akar. Bu akım daha sonra ekvatoral plazma örtüsü içerisinde radyal olarak gezegenden uzağa doğru akmaya başlar ve son olarak da gezegenin iyonosferine kutuplarla bağlantılı noktalar boyunca manyetosferin dışından tekrar ulaşır. Manyetik alan çizgileri boyunca akan bu akımlara genellikle alan hizalanması ya da Birkeland akımlar olarak adlandırılır. Dairesel akımlar gezegenin manyetik alanıyla etkileşime girer ve Lorentz kuvvetinin oluşmasına neden olarak manyetosferik plazmayı gezegenin rotasyonuyla aynı yönde hızlandırır.
İyonosferden plazma örtüsüne akan akım özellikle plazma örtüsünün alakalı kısmı gezegenden daha yavaş döndüğünde daha güçlüdür. Yukarıda da bahsedildiği gibi, birlikte dönme Jüpiter’den 20 ile 40R arasında bozulur. Bu alan manyetik alanın oldukça gerildiği manyetodiske karşılık gelmektedir. Manyetodiske akan güçlü direkt akım Jovian manyetik kutuplarından yaklaşık olarak 16 ± 1°’ye kadar uzanan oldukça kısıtlı bir enlem bölgesinde oluşurlar. Bu dar döngüsel bölgeler Jüpiter’in ana auroral ovallarına tekavül etmektedir. (Alttaki resme bakınız) Yaklaşık 50R uzaklıktan dış manyetosferden geri dönen akım, elektriksel dngünün yakınlarından, Jovian iyonosferine giriş yapar. Jovian atmosferindeki dairesel akımın 60 milyon ile 140 milyon amper arasında olduğu tahmin ediliyor.
Birlikte dönmeyle plazmanın hızlanması, Jovian rotasyonundan plazmanın kinetik enerjisine doğru enerji transferine neden olur. Bu manada, Dünya’nın manyetosferi temel anlamıyla solar rüzgarlar sonucunda güçlenirken Jüpiter’in manyetosferi gezegenin dönmesi sonucunda güçlenir.
Değişim Değişkenliği ve Tekrar Bağlanma
Jovian manyetosferinin dinamiklerinin deşifrasyonunda karşılaşılan temel problem, ağır soğuk plazmanın 6 R uzaklığındaki Io yumrusundan 50 R’den daha uzakta bulunan dış manyetosfere olan taşınmasından kaynaklanmaktadır. Bu işlemin kesin mekanizması bilinmemektedir, ama değişim değişkenliğinden kaynaklanan plazma difüzyonu olduğu varsayılmaktadır. İşlem hidrodinamiklerdeki Rayleigh- Taylor değişkenliğine benzerdir. Jovian manyetosferinin bulunduğu durumda, merkezkaç kuvveti yerçekimini oluşturan etkendir; ağır sıvı soğuk ve yoğun iyon plazmasıdır ve hafif sıvı da sıcak, daha az yoğunluktaki dış manyetosfer plazmasıdır. Bu değişkenlik plazmayla dolu manyetik akım tünellerinin iç ve dış manyetosferlerindeki değişime neden olur. Batmayan boş manyetik akım tünelleri iyon plazmasıyla dolu ağır tünelleri Jüpiter’den öteye iterken kendisi gezegene doğru hareket eder. Manyetik akım tünellerinin bu değişimi manyetosferik türbülans formunu oluşturur.
Manyetik alan tünellerinin bu oldukça kuramsal değişim teorisi kısmen Galileo uzay aracı tarafından onaylandı. Bu boşluklar dış manyetosferden gelen neredeyse boş manyetik alan tünellerine karşılık gelebilir. Orta manyetosferde Galileo, artan enerji parçacıkları tünellerine ve güçlendirilmiş manyetik alanlara neden olan dış manyetosferdeki sıcak plazmanın manyetodiskle etkileşime girmesiyle oluşan sözde püskürme olaylarını saptadı. Ama, soğuk plazmanın dışa taşınmasını açıklayacak hiçbir mekanizma henüz bilinmiyor.
Soğuk iyon plazmasıyla dolu manyetik tüneller dış manyetosfere ulaştığında, manyetik alanı plazmadan ayıran bir tür tekrar bağlanma işlemine girerler. Sonraki muhtemelen plazmoid şeklinde (büyük plazma damlası) magnetotailin altına atılırken önceki sıcak ve daha az yoğunluktakiplazmayla dulu manyetik tüneller şeklinde im manyetosfere geri döner. Yeniden bağlanma işlemi 2-3 günde bir düzenli olarak oluşan ve Galileo sondası tarafından da gözlemlenen global yeniden yapılanma olaylarına da karşılık gelebilir. Yeniden yapılanma olayları, sık sık birlikte dönmeyi bırakan ve dışa doğru akmaya başlayan plazma hareketindeki ani değişmelerin yanında genellikle hızlı ve kaotik manyetik alan güç ve yön değişimlerini de kapsar. Genellikle şafak sıralarında gözlemlenirler. Açık alan çizgileri boyunca kuyruğun altına akan plazma gezegensel rüzgar olarak adlandırılır.
Solar Rüzgarı’nın Etkisi
Jovian manyetosferinin dinamikleri her ne kadar genel olarak enerjinin içsel kaynaklarına bağlı olsa da solar rüzgar da muhtemelen yüksek enerjili protan kaynağı olarak önemli bir role sahiptir. Dış manyetosferin yapısı, alacakaranlık-şafaj asimetrisini de içeren solar rüzgarla yönlendirilen manyetosferin özelliklerini de gösteriyor. Özellikle, alacakaranlık durumundaki manyetik alan çizgileriyle şafak zamanındakiler zıt yönde bulunmaktadır. Buna ek olarak, şafak manyetosferi manyetik kuyrukla bağlantılı olarak açık alan çizgileri oluştururken alacakaranlık manyetosferinde alan çizgileri kapalıdır. Bütün bu gözlemler Dünya’da Dungey döngüsü olarak bilinen bir solar rüzgar yeniden bağlanma aşamasının Jovian manyetosferinde de yer alabileceğini gösteriyor.
Solar rüzgarın boyutunun Jüpiter’in manyetosferinin dinamikleri üzerindeki etkisi henüz bilinmiyor; buna rağmen, bu durum yüksek solar aktivitesi sırasında oluyor olabilir. Radyasyon kemerlerinden oluşan senkronik emilimlerin yanı sıra şafak dalgaları, optik ve X-ray ışın yayımı da solar rüzgarın plazma sirkülasyonunu yönlendirmesi ya da manyetosferdeki içsel işlemleri ayarlamasını belirterek hepsinin solar rüzgar basıncıyla olan ilşkilerini göstermektedir.
Emisyon/Yayım
Şafak/Gün Ağarması
Jüpiter her iki kutbunda da parlak ve sürekli bir gün ağarmasına sahiptir. Geçici ve sadece solar aktivitenin olduğu zamanlarda oluşan dünya’nın şafağının aksine, Jüpiter’inkinin yoğunluğu günden güne değişse de her zaman varlığını sürdürür. Üç türden oluşmaktadırlar: manyetik kutuplardan yaklaşık 16° uzakta bulunan parlak ve dar daireden (eni 1000 km.’den az) oluşan ana oval, Jüpiter’in iyonosferini en büyük aylarına bağlayan manyetik alan çizgilerinin ayak izine karşılık gelen uyduların şafak noktaları, ana ovaller içerisine yerleşen kısa süreli kutup emisyonları. Şajak emisyonları her ne kadar radyo dalgalarından tutun da X-ray ışınlarına kadar neredeyse elektromanyetik spektrumun her bir parçasında tespit edilseler de onlar orta-kızılaltında ve derin ultraviyole spektral bölgelerde en parlaklarıdır.
Ana ovaller Jovian şafağının baskın bir tarafıdır. Onlar sabit yer ve şekillere sahiplerdir; ama, yoğunlukları solar rüzgar basıncı tarafından fazlasıyla modüle edilirler, yani ne kadar güçlü solar rüzgar o kadar zayıf şafak anlamına gelir. Yukarıda da bahsedildiği gibi, ana ovaller,manyetodisk plazma ve Jovian iyonosferi arasında bulunan elektrik düşüşüyle hızlandırılan güçlü elektron akışı tarafından sürdürülmektedir. Bu elektronlar, plazmanın manyetodiskte birlikte dönmesini sağlayan alan içinde hizalanmış akımları taşırlar. Ekvatoral örtüde sadece kısıtlı bir gücü taşıdıkları için potansiyel düşüşler geliştirirler. Çökelen enerjiler yaklaşık olarak 10–100 keV arasında bir güce sahiptir ve ultraviyole ışınlarına neden olarak hidrojenin iyonize olması ve moleküler olan Jüpiter’in atmosferinin derinliklerini oluşturur. İyonosfere giren toplam enerji 10 – 100 TW arasındadır. Buna ek olarak, iyonosfere akan akımlar Joule ısıtma sistemi olarak bilinen bir işlem sonucunda da ısınır. 300 TW’ye kadar ısı üretebilen bu ısınma, Jovian şafağındaki güçlü kızılötesi ışınlara ve kısmen de Jüpiter’in termosferinin ısınmasına neden olur.
Noktaların üç tane Galilean ayına karşılık geldiği bulunmuştur: Io, Europa ve Ganymere. Plazmanın birlikte dönmesi aylarla olan komşuluğundan dolayı yavaşladığından bunlar gelişirler. En parlak nokta manyetosferdeki plazmanın ana kaynağı olan Io ayına aittir. İyoniyan şafak noktalarının Jovian’dan İyon iyonosferine akan Alfven akımlarıyla bağlantılı olduğu düşünülmektedir. Yüzeylerinden yükselen su buzlarından kaynaklanan en zayıf plazma kaynaklarına sahip olduklarından dolayı, Europa’nın ve Ganymere’in noktaları çok daha fazla donuktur.
Parlak yay ve noktalar ana ovallerin içerisinde düzensiz bir şekilde bulunurlar. Bu geçici fenomenlerin solar rüzgarla olan etkileşimle bağlantılı olduğu düşünülmektedir. Bu alandaki manyetik çizgilerin manyetotaile açıldığı düşünülmektedir. Ana ovallerin içinde gözlenen ikincil ovaller ise açık ve kapalı manyetik alan çizgilerinin sınırlarıyla ya da kutup zirveleriyle bağlantılı olabilir. Kutup şafak yayımları Dünya’da gözlemlenenlere benzerdir: her ikisi de manyetik alan solarının gezegeninkiyle olan yeniden bağlantısı sırasında elektronlar muhtemel düşüşler aracılığıyla gezegene doğru hızlandırıldığında görülürler. Her iki ana oval içindeki bölgeler şafaksal X-ray ışınlarını yayarlar. Gün doğumundaki X ışınlarının spektrumu, muhtemelen enerjik S ve O iyonları Jüpiter’in kutup atmosferine çökeldiği zaman görünen yüksek şekilde iyonize haldeki oksijen ve sülfürün spektral çizgilerinden oluşmuşlardır. Bu çküntünün kaynağı hala bilinmemektedir.
Bir Pulsar Olarak Jüpiter
Jüpiter, spektral bölgede birkaç kiloherzden onlarca megaherze kadar bir aralıkta gerilim oluşturan radyo dalgalarının güçlü bir kaynağı rolünü oynamaktadır. Yaklaşık 0.3 MHz’den daha az olan frekanslardan oluşan radyo dalgaları Jovian kilometrik radyasyon ya da KOM olarak adlandırılır. 0.3 ile 3 MHz aralığındaki frekanslar hektometrik radyasyon ya da HOM olarak adlandırılırken 3 ile 40 MHz aralığında yayım yapan frekans dalgaları ise dekametrik radyasyon ya da DAM olarak adlandırılırlar. Sonuncu radyasyon ilk olarak Dünya’dan gözlemlendi ve ortalama on saatlik periyodikliği bu radyasyonun Jüpiter’den geldiğinin ortaya çıkarılmasına yardımcı oldu. Dekametrik yayılımın Io ve Io- Jüpiter akım sistemiyle bağlantılı kısmı olan en kuvvetli kısmı DAM olarak adlandırılır.
Bu yayılımın büyük bir kısmı, elektronlar kutupları arasında ileri geri sekerken aural bölgeler yakınında gelişen Cylotron Maser Değişkenliği olarak adlandırılan bir mekanizma tarafından üretildiği düşünülmektedir. Radyo dalgalarının üretiminde yer alan elektronlar muhtemelen gezegenin kutuplarından manyetodiske akım taşıyor olanlardır. Jovian radyo dalgası yayımının yoğunluğu zamandan zamana göre değişiklik göstermektedir. Buna rağmen, Jüpiter periyodik olarak diğer bütün maddelerden daha çok parlayan kısa ama güçlü patlamalar yaymaktadır (S patlamaları). Diğer bütün HOM/KOM parçalarını gücü 10 GW civarındayken, DAM bileşeninin yaydığı toplam güc yaklaşık 100 GW’tır. Karşılaştırma yapılırsa, Dünya’nın yaydığı toplam radyo enerjisinin yaklaşık 0.1 GW civarında olduğu görülmektedir.
Jüpiter’in radyo ve parçacık yayımının onu bir şekilde pulsara benzer kılan dönüşüyle/rotasyonuyla oldukça bağlantılı olduğu görülmektedir. Bu periyodik ayarlama muhtemelen, yüksek enlemli manyetik anormalliklerin yanı sıra rotasyonel eğimle bağlantılı olan manyetik döngü eğimi tarafından neden olunan Jovian manyetosferindeki asimetrilerle bağlantılıdır. Jüpiter’in radyo yayımını tetikleyen fizik kuralları, pulsarların radyo yayımında uygulanana benzerdir. Onlar sadece ölçek bakımından değişiklik gösterirler ve Jüpiter küçük bir radyo pulsarı olarak düşünülebilir. Buna ek olarak, Jupiter’in radyo yayımı büyük oranda solar rüzgar basıncına bağlıdır ve bu nedenle de solar aktiviteye de bağlı olur.
Nispeten geniş ölçekli radyasyona ek olarak Jüpiter, gezegenin iç kemerlerinde tutulan bağıl elektronların ivme ışınım yayılımı olan 0.1 ile 15 GHz arasında frekanslara sahip senkronik radyasyon da yaymaktadır. DIM yayımına katkıda bulunan elektronların enerjisi 0.1 ile 100 MeV arasındayken, temel katkı enerjisi 1 ile 20 MeV arasında olan elektronlardan gelir. Bu yayıllım çeşidi, gezegenin manyetik alan ve radyasyon kemer yapısını araştırmak üzere 1960’lı yıllardan beri iyi bir şekilde çözümlendirilip araştırılmıştır. Dış manyetosferde bulunan radyasyon kemerlerindeki parçacıklar, iç manyetosfere taşınırken dışayalıtık bir halde hızlandırılırlar.
Jüpiter’in manyetosferi, Dünya’nın yörüngesine kadar geleen yüksek enerjili elektron ve iyon akıntıları püskürtmektedir. Bu akıntılar radyo dalgalarının yayımı gibi oldukça yüksek oranda ayarlıdır ve gezegenin dönüş periyodlarına göre değişiklikler göstermektedirler. Bu açıdan bakıldığında da Jüpiter bir pulsara benzerlik göstermektedir.
Çember ve aylarla olan etkileşim
Jüpiter’in yoğun manyetosferi 4 tane olan Galilean uydularının yörüngelerinin tamamını ve kendi çember sistemini sarmalar. Manyetik ekvator yakınlarında dönerken bu parçalar, manyetosferden gelen enerji parçacıkları yüzeylerini değiştirirken manyetosfer plazmasının kaynağını ve yüzeyini oluştururlar. Parçacıklar materyalleri yüzeylerden uzağa fışkırtırlar ve radyolizler aracılığıyla kimyasal değişiklikler yaratırlar. Plazmanın gezegenle birlikte dönmesi, gözle görülebilir yarım küresel asimetrilere neden olarak plazmanın tercihen ayların rastgele olan yarım küreleriyle etkileşime girmeleri anlamına gelmektedir. Buna ek olarak, ayların oldukça büyük iç manyetik alanları Jovian manyetik alanına da katkıda bulunurlar.
Jüpiter’e yaklaştıkça gezegenin daireleri ve ufak ayları radyasyon kemerlerinden yüksek enerjili parçaları kendilerine doğru çekerler. Aslında, Jüpiter’in dairelerinin varlığı ilk olarak, gezegene yaklaştıkça yüksek enerjili iyonların sayısındaki ani düşüşü tespit eden Öncü 11(Pioneer 11)’in verileri baz alınarak ortaya atıldı. Gezegensel manyetik alan, solar ultraviyole radyasyonunun etkisi altında elektriksel yüklenme elde eden mikroölçer dalga parçacıklarının da hareketini oldukça etkilemektedir. Bunların davranışları birlikte dönen iyonların hareketlerine benzemektedir. Yörüngesel hareket ile birlikte dönme arasındaki resonant etkileşiminin, oldukça eğimli ve eksantik yörüngeler üzerindeki miniölçer parçacıkları oluşturan Jüpiter’in en içteki ışık dalgasınının oluşumundan sorumlu olduğu düşünülmektedir. Parçacıklar ana halkada oluşurlar; buna rağmen, Jüpiter’e doğru hareket etmeye başladıklarında yörüngeleri, eğimlerini ve eksantriklerini arttıran 1.71Rj’de konuşlanan güçlü 3:2 Lorentz resonansı tarafından modifiye edilir. 1.4Rj’de bulunan bir diğer 2:1 Lorentz resonansı ışık halkasının iç sınırlarını tanımlar.
Bütün Galilean ayları, dönerken sağlam iyonosferleri 1.000 ile 10.000 cm−3 arasında bir elektron yoğunluğuyla destekleyen, yüzey basıncı 0.01 ile 1 nbar arasında olan ince bir atmosfere sahiptirler. Birlikte dönen soğuk manyetosferik plazma akıntısı Alfven sürgarları olarak bilinen çivi şeklinde yapılar yaratarak kısmen de olsa iyonosferlerinde endüklenen akıntılar tarafından etraflarında dağıtılırlar. Büyük ayların eş-dönüş akıntılarıyla etkileşimleri, yay demeti formunun oluşumunu engelleyen eş-dönüş hızı ses altında olmasına rağmen (74–328 km arasında aolan hız), Venüs gibi manyetize olmamış gezegenlerle solar rüzgarların etkileşimine benzemektedir. Eş dönüş içerisindeki plazmanın basıncı sürekli olarak ayların atmosferinden (özellikle de Io’dan) gazları atar ve bu atomların bazıları iyonize edilir ve eş-dönüşe katılır. Bu işlem iyon torusunu en önde olmak üzere ayların yörüngelerinin yakınlarında bulunan gaz ve plazma torisini yaratır. Bunun etkisiyle de Galilean ayları (özellikle Io) Jüpiter’in iç ve orta manyetosferlerinde temel plazma kaynakları olarak görev alırlar. Bu arada, enerji parçacıkları çoğunlukla Alfven rüzgarları sayesinde bozulmamış olarak kalır ve ayların yüzeyine serbestçe ulaşabilir (Ganymede dışında).
Buzlu Galilean ayları Europa, Ganymede ve Callisto, Jüpiter’in manyetik alanındaki değişikliklere karşı endüklenmiş manyetik kuvvetler yaratırlar. Bu manyetik kuvvetler etraflarında, alan çevresindeki değişikliklere karşı iyileştirici rol oynayan çiftucay manyetik alanlarını yaratırlar. Endüksiyonun, Jüpiter’in büyük buzlu aylarında oluşması muhtemel tuzlu su yüzeylerinin üstlerinde yera aldığı düşünülmektedir. Bu yer altı okyanusları muhtemelen içerisinde yaşamı barındırıyor ve bu nedenle varlıkları 1990’larda uzay aracıyla yapılan en önemli keşiflerden biriydi.
İç manyetik kuvvete sahip olan Ganymede ile Jovian manyetosferinin etkileşimi onu manyetize olmamış ayların etkileşiminden ayırmaktadır. Ganymede’nin iç manyetik alanı, Jüpiter’in manyetosferinde ufak bir manyetosfer yaratarak ortalama 2 Ganymede çapında bir çapla Jüpiter’in manyetosferinin içerisine bir oyuk açar. Ganymede’nin manyetik alanı, eş-döner plazma akıntısını kendi manyetosferine göre çevirir. Ayriyetten, bu alan, enerji parçacıklarına kapalı olan alan çizgilerinde bulunan ayın ekvatoral bölgelerini de korur.
Değişmiş parçacıklar Galilean aylarının yüzey özellikleri üzerinde de önemli bir etkiye sahiptir. Io’dan türeyen plazma, Europa ve Ganymede’nun yarım kürelerinin uzandığı yerlerde genellikle bulunan sülfür ve sodyum iyonlarını gezegenden ötelere taşır. Buna rağmen, Callistio’da bilinmeyen sebeplerden dolayı sülfür önde bulunan yarım kürede toplanmıştır. Plazma, ayrıca ayların yarım kürelerindeki (Callistio hariç) kararmadan da sorumlu tutulabilir. Daha çok isotopik halde bulunan akışla beraber enerjik elektron ve iyonlar, atomları ve molekülleri dışarı savurarak ve suyun ve diğer kimyasal bileşiklerin radyoliz olmasına neden olarak buz yüzeyine akın ederler. Bu enerji dolu parçacıklar suyu oksijen ve hidrojenlerine ayırarak buzlu aylarda ince bir oksijen katmanı oluştururlar (hidrojen çabucak kaçtığı için). Galilean aylarının yüzeylerinde radyolojik olarak üretilen bileşenler ayrıca ozon ve hidrojen peroksidi de içerirler. Eğer organik maddeler ve karbonatlar da varlığını göstermiş olsaydı, karbon dioksit, metanol ve karbonik asit de üretilebilirdi. Sülfürün varlığında ise muhtemel ürünler arasında sülfür dioksit, hidrojen disülfür ve sülfürik asit de bulunabilirdi. Oksijen ve ozon gibi radyolizler tarafından üretilen oksidanlar su altında saklanıyor olabilir ve yaşam için muhtemel bir enerji kaynağı olarak jeolojik zaman aralıkları içerisinde okyanusların altına taşınabilirdi.
Keşfi
Jüpiter’in manyetik alanının varlığına dair ilk kanıt, dekametrik radyo yayımının (DAM) keşfiyle 1955 yılında ortaya atıldı. DAM’in spektrumu 40 MHz’ye kadar ulaştığı için astronomlar, yaklaşık 1 militeslas (10 gauss) gücünde bir gücün Jüpiter tarafından salındığına dair çıkarımlarda bulundular.
1959 yılında, elektromanyetik spektrumun mikrodalgayla bağlantılı bulunan bölümünde yapışan gözlemler, Jovian desimetrik yayınımının keşfine ve gezegenin radyasyon kemerlerinde bulunan bağıl elektronlar tarafından yayılan şeyin senkroton radyasyonu olduğunun fark edilmesine olanak sağladı. Bu senkroton yayılımlar, Jüpiter’in etrafındaki elektronların sayısını ve enerjisini tahmin etmede ve manyetik kuvvet ve onun eğimi hakkında tahminlerde bulunabilmek için kullanıldı.
1973 yılına kadar manyetik kuvvetin 2 faktör altında toplandığı düşünülüyordu; ama, eğiminin 10 derece olduğu doğru bir şekilde tahmin edilmişti. Jüpiter’in DAM’inin değişim içerisinde olduğu gerçeği 1964 yılında keşfedildi ve Jüpiter’in dönüş periyodlarının tam olarak tahmin edilmesini sağladı. Jovian manyetik alanının tam olarak keşfi Aralık 1973'te, Öncü 10 (Pioneer 10) uzay aracının gezegenin yakınında uçuşu sırasında oldu.
1970 Sonrası Keşifler
2009’a kadar toplamda sekiz uzay aracı Jüpiter’in etrafında uçtu ve hepsi de Jovian manyetosferi hakkında sahip olunan bilgiye katkıda bulundu. Jüpiter’e ulaşan ilk insansız roket, Aralık 1973'te gezegenin merkezine 2.9 R uzaklıktan geçen Pioneer 10 uzay aracıydı. Onun ikizi Pioneer 11 ise bir yıl sonra oldukça eğimli bir yörüngede seyahat ederek ve gezegene 1.6 R kadar yaklaşarak Jüpiter’e olan ziyaretini gerçekleştirdi.
Pioneer, iç manyetik alanda en iyi frekanslar sağladı. Jüpiter’deki radyasyon oranı uzay aracının tasarımcılarının beklediğinden 10 kat daha fazla çıktığı için uzay aracının hayatta kalamayacağına dair korkular yaşatsa da; buna rağmen, uzay aracının büyük bir kısmı geçiş sırasında Jüpiter’in manyetosferinde o sırada oluşan zayıflığın sayesinde sağlam kalarak sadece birkaç ufak hasarla ayakta kalmayı başarmıştır. Buna rağmen, radyasyonun etkisiyle yanlış komutlar alan araç, Io ayının birçok resmini kaybetmiştir. Bir sonraki olan ve teknolojik olarak da daha avantajlı bulunan Voyager uzay aracının yoğun radyasyon oranıyla başa çıkabilmesi için tekrar dizayn edilmesi gerekmiştir.
Voyager 1 ve 2 Jüpiter’e 1979 – 1980 yıllarında ulaşmışlar ve neredeyse ekvatoral düzlem üzerinde uçuşlar yapmışlardır. Gezegenin merkezine 5R uzaklıktan geçen Voyager 1 ilk olarak Io plazma torusuyla karşılaşmıştır. Voyager 2 10 R uzaklıktan geçmiş ve Ekvatoral düzlemdeki akım örtüsünü keşfetmiştir. Jüpiter’e ulaşan bir sonraki uzay aracı ise 1922 yılında varış yapıp gezegenin kutupsal manyetosferini inceleyen Ulysses’tir.
1955 yılından 2003 yılına kadar Jüpiter’in yörüngesinde kalan Galileo uzay aracı ise Ekvatoral düzleme 100 R uzaklıkta bulunan Jüpiter’in manyetik alanı hakkında kapsamlı bir bilgi vermiştir. Araştırılan bölgeler içerisinde manyetik kuyruk, manyetosferdeki şafak ve tan oluşum sektörleri de bulunuyordu. Her ne kadar Galileo Jüpiter’deki sert radyasyon şartlarına başarılı bir şakilde dayanabilse de yine de birkaç teknik problemle karşılaşıldı. Bunun yanında, uzay aracının jiroskopu artan birçok hata gösterdi. Birkaç kez uzay aracının dönen ve dönmeyen parçaları arasında elektriksel kıvılcımlar çıkarak aracın güvenli moda geçmesine neden oldu. Bunun sonucunda da 16., 18. ve 33. Yörüngelere ait bütün bilgiler kaybedildi. Radyasyon ayrıca Galileo’nun ultra-sabir kuvars osilatöründe evre değişim ve kaymalarına neden oldu.
2000 yılında Cassini uzay aracı Jüpiter’in etrafında uçarken, Galileo’yla bağlantılı bir şekilde verilerin toplanmasını sağladı. Jüpiter’i en son ziyaret eden uzay aracı ise 2500R kadar uzunlukta bir alanda seyahat ederek Jovian manyetotailinde eşi benzeri olmaya bir araştırma yürüten New Horizons’tur. Jüpiter’in manyetosferinin örtüsü, Dünya’nın manyetik alanıyla karşılaştırıldığında daha zayıf kalmaktadır. Gelecekte yapılacak olan görevler (örneğin Juno), Jovian manyetosferinin dinamiklerini anlama konusunda önemli gelişmeler sağlayacaktır.
2003 yılında NASA, dış polar sistemde yapılabilir olan gelecekteki keşifleri göz önüne alarak “Human Outer Planets Exploration”(HOPE) (İnsan Dış Gezegen Keşifleri) adında bir araştırma yürütmüştür. Jüpiter’e olan uzaklığından kaynaklanan düşük radyasyon seviyesi ve jeolojik olarak insan yaşamına olan uygunluğundan dolayı Callisto’nun yüzeyinde bir yer inşa etmenin muhtemel olup olmadığı tartışılmıştır. Callisto, Jüpiter’in Galilean uyduları arasından insan keşfine elverişli olan tek uydudur. Io, Europa ve Ganymere’deki iyonize haldeki radyasyonun seviyesi insan hayatı için elverişsizdir ve yeterli koruyucu önlemler de henüz icat edilmemiştir.
Kaynakça
- ^ a b Smith, E. J.; Davis, L. Jr. (1974). "The Planetary Magnetic Field and Magnetosphere of Jupiter: Pioneer 10". Journal of Geophysical Research. 79 (25): 3501-13. Bibcode:1974JGR....79.3501S. doi:10.1029/JA079i025p03501.
- ^ a b c d e f g Khurana, K. K.; Kivelson, M. G. (2004). "The configuration of Jupiter's magnetosphere" (PDF). Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (Ed.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN . 19 Mart 2014 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 28 Mart 2023.
- ^ a b Russell, C.T. (1993). "Planetary Magnetospheres" (PDF). Reports on Progress in Physics. 56 (6): 687-732. Bibcode:1993RPPh...56..687R. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001.
- ^ Zarka, P.; Kurth, W. S. (2005). "Radio wave emissions from the outer planets before Cassini". Space Science Reviews. 116 (1–2): 371-397. Bibcode:2005SSRv..116..371Z. doi:10.1007/s11214-005-1962-2.
- ^ Blanc, M.; Kallenbach, R.; Erkaev, N. V. (2005). "Solar System magnetospheres". Space Science Reviews. 116 (1–2): 227-298. Bibcode:2005SSRv..116..227B. doi:10.1007/s11214-005-1958-y.
- ^ Bolton, S.J.; Janssen, M. (2002). "Ultra-relativistic electrons in Jupiter's radiation belts". Nature. 415 (6875): 987-991. Bibcode:2002Natur.415..987B. doi:10.1038/415987a. (PMID) 11875557.
- ^ Bhardwaj, A.; Gladstone, G.R. (2000). (PDF). Reviews of Geophysics. 38 (3): 295-353. Bibcode:2000RvGeo..38..295B. doi:10.1029/1998RG000046. 28 Haziran 2011 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Mart 2023.
- ^ Connerney, J. E. P.; Kotsiaros, S.; Oliversen, R.J.; Espley, J.R.; Joergensen, J. L.; Joergensen, P.S.; Merayo, J. M. G.; Herceg, M.; Bloxham, J.; Moore, K.M.; Bolton, S. J.; Levin, S. M. (26 Mayıs 2017). "A New Model of Jupiter's Magnetic Field From Juno's First Nine Orbits" (PDF). Geophysical Research Letters (İngilizce). 45 (6): 2590-2596. Bibcode:2018GeoRL..45.2590C. doi:10.1002/2018GL077312. 9 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 29 Mart 2023.
- ^ Connerney, J. E. P.; Adriani, A.; Allegrini, F.; Bagenal, F.; Bolton, S. J.; Bonfond, B.; Cowley, S. W. H.; Gerard, J.-C.; Gladstone, G. R. (26 Mayıs 2017). "Jupiter's magnetosphere and aurorae observed by the Juno spacecraft during its first polar orbits". Science (İngilizce). 356 (6340): 826-832. Bibcode:2017Sci...356..826C. doi:10.1126/science.aam5928. hdl:2268/211119. (PMID) 28546207.
- ^ Bolton, S. J.; Adriani, A.; Adumitroaie, V.; Allison, M.; Anderson, J.; Atreya, S.; Bloxham, J.; Brown, S.; Connerney, J. E. P. (26 Mayıs 2017). "Jupiter's interior and deep atmosphere: The initial pole-to-pole passes with the Juno spacecraft" (PDF). Science (İngilizce). 356 (6340): 821-825. Bibcode:2017Sci...356..821B. doi:10.1126/science.aal2108. (PMID) 28546206. 20 Aralık 2022 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 29 Mart 2023.
- ^ Agle, DC (20 Mayıs 2019). "NASA's Juno Finds Changes in Jupiter's Magnetic Field". Jet Propulsion Laboratory. 3 Haziran 2019 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 4 Haziran 2019.
- ^ Moore, K. M. (May 2019). "Time variation of Jupiter's internal magnetic field consistent with zonal wind advection" (PDF). Nature Astronomy. 3 (8): 730-735. Bibcode:2019NatAs...3..730M. doi:10.1038/s41550-019-0772-5. 23 Ocak 2023 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 29 Mart 2023.
- ^ "NASA's Juno Finds Changes in Jupiter's Magnetic Field". Jet Propulsion Laboratory. 30 Kasım 2020 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 29 Mart 2023.
İlave okumalar
- Carr, Thomas D.; Gulkis, Samuel (1969). "The magnetosphere of Jupiter". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 7 (1): 577-618. Bibcode:1969ARA&A...7..577C. doi:10.1146/annurev.aa.07.090169.003045.
- Edwards, T.M.; Bunce, E.J.; Cowley, S.W.H. (2001). "A note on the vector potential of Connerney et al.'s model of the equatorial current sheet in Jupiter's magnetosphere". Planetary and Space Science. 49 (10–11): 1115-23. Bibcode:2001P&SS...49.1115E. doi:10.1016/S0032-0633(00)00164-1.
- Gladstone, G.R.; Waite, J.H.; Grodent, D. (2002). "A pulsating auroral X-ray hot spot on Jupiter" (PDF). Nature. 415 (6875): 1000-03. Bibcode:2002Natur.415.1000G. doi:10.1038/4151000a. (PMID) 11875561.
- Kivelson, Margaret G.; Khurana, Krishan K.; Walker, Raymond J. (2002). "Sheared magnetic field structure in Jupiter's dusk magnetosphere: Implications for return currents" (PDF). Journal of Geophysical Research. 107 (A7): 1116. Bibcode:2002JGRA..107.1116K. CiteSeerX 10.1.1.424.7769 $2. doi:10.1029/2001JA000251. 29 Eylül 2011 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 28 Mart 2023.
- Kivelson, M.G. (2005). "Transport and acceleration of plasma in the magnetospheres of Earth and Jupiter and expectations for Saturn" (PDF). Advances in Space Research. 36 (11): 2077-89. Bibcode:2005AdSpR..36.2077K. CiteSeerX 10.1.1.486.8721 $2. doi:10.1016/j.asr.2005.05.104. 29 Eylül 2011 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 28 Mart 2023.
- Kivelson, Margaret G.; Southwood, David J. (2003). "First evidence of IMF control of Jovian magnetospheric boundary locations: Cassini and Galileo magnetic field measurements compared" (PDF). Planetary and Space Science. 51 (A7): 891-98. Bibcode:2003P&SS...51..891K. doi:10.1016/S0032-0633(03)00075-8. 29 Eylül 2011 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 28 Mart 2023.
- McComas, D.J.; Allegrini, F.; Bagenal, F. (2007). "Diverse Plasma Populations and Structures in Jupiter's Magnetotail". Science. 318 (5848): 217-20. Bibcode:2007Sci...318..217M. doi:10.1126/science.1147393. (PMID) 17932282.
- Maclennan, G.G.; Maclennan, L.J.; Lagg, Andreas (2001). "Hot plasma heavy ion abundance in the inner Jovian magnetosphere (<10 Rj)". Planetary and Space Science. 49 (3–4): 275-82. Bibcode:2001P&SS...49..275M. doi:10.1016/S0032-0633(00)00148-3.
- Russell, C.T.; Yu, Z.J.; Kivelson, M.G. (2001). "The rotation period of Jupiter" (PDF). Geophysical Research Letters. 28 (10): 1911-12. Bibcode:2001GeoRL..28.1911R. doi:10.1029/2001GL012917. 29 Eylül 2011 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 28 Mart 2023.
- Zarka, Philippe; Queinnec, Julien; Crary, Frank J. (2001). "Low-frequency limit of Jovian radio emissions and implications on source locations and Io plasma wake". Planetary and Space Science. 49 (10–11): 1137-49. Bibcode:2001P&SS...49.1137Z. doi:10.1016/S0032-0633(01)00021-6.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Jupiter in manyetosferi gunes ruzgarinin akisi icinde gezegenin icsel manyetik alani tarafindan olusturulan bosluktur Gunes yonunde yedi milyon kilometreye kadar uzanirken ters yonde neredeyse Saturn un yorungesine kadar erisir Bu sebeple Jupiter manyetosferi Gunes Sistemi ndeki diger gezegenlerin manyetosferlerinden daha buyuk ve daha gucludur Heliosferden sonra bilinen en buyuk surekli yapidir Dunya manyetosferinden daha genis ve daha duzdur ayrica yaklasik 18 000 kat daha buyuktur Jupiter in manyetik alani 1950 lerin sonunda radyo emisyonlari gozlemleriyle ilk kez tespit edilmis ve 1973 te Pioneer 10 uzay araci tarafindan dogrudan gozlemlenmistir Jupiter in manyetosferiHubble Uzay Teleskobu tarafindan goruntulenen Jupiter in kuzey kutbundaki kutup isiklarinin sahte renkli goruntusuKesifKesfedenPioneer 10Kesif tarihiAralik 1973Dahili alanJupiter in yaricapi71 492 kmManyetik moment2 83 1020T m3Ekvatoral alan siddeti417 0 mT 4 170 G Dipol egikligi 10 Manyetik kutup boylami 159 Donme suresi9sa 55d 29 7 0 1sGunes ruzgari parametreleriHiz400 km sgucu1 nTYogunluk0 4 cm 3Manyetosferik parametrelerTipIcselSok dalgasi mesafesi 82 RJManyetopoz mesafesi50 100 RJManyetik kuyruk uzunluguen fazla 7000 RJAna iyonlarOn Sn ve H Plazma kaynaklariIo gunes ruzgari iyonosferKutle yukleme orani 1000 kg sMaksimum plazma yogunlugu2000 cm 3Maksimum parcacik enerjisien fazla 100 MeVKutup isiklariTayfradyo yakin IR UV ve X isiniToplam guc100 TWRadyo emisyon frekanslari0 01 40 MHz Jupiter in ic manyetik alani gezegenin dis cekirdeginde bulunan sivi olusturdugu elektrik akimlari tarafindan uretilir Jupiter in uydusu Io da meydana gelen volkanik patlamalar uzaya buyuk miktarda kukurt dioksit gazi firlatarak gezegenin cevresinde buyuk bir torus olusmasina sebep olur Jupiter in manyetik alani torusu gezegenle ayni acisal hiz ve yonde donmeye zorlar Torus da manyetik alani plazmayla yukleyerek manyetodisk adi verilen gozleme benzeri bir yapi olusturur Bu nedenle Jupiter in manyetosferi Dunya nin manyetosferindeki gibi gunes ruzgari tarafindan sekillendirilmez asil olarak Io nun plazmasi ve gezegenin donusu tarafindan sekillendirilir Manyetosferdeki guclu akimlar gezegenin kutuplarindaki kalici kutup isiklarini ve yogun degisken radyo emisyonlarini uretir Bu ozellikleri nedeniyle Jupiter cok zayif bir radyo pulsari olarak dusunulebilir Jupiter in kutup isiklari kizilotesi gorunur ultraviyole ve yumusak X isinlari da dahil olmak uzere elektromanyetik spektrumun neredeyse tum bolgelerinde gozlemlenir Manyetosferin etkisi parcaciklari yakalayip hizlandirarak Dunya nin Van Allen kusaklarina benzeyen fakat binlerce kat daha guclu olan yogun radyasyon kusaklari uretir Enerjik parcaciklarin Jupiter in en buyuk uydularinin yuzeyleriyle olan etkilesimi onlarin kimyasal ve fiziksel ozelliklerini belirgin sekilde etkiler Ayni parcaciklar Jupiter in seyrek gezegen halkasi icindeki parcaciklarin hareketlerini de etkiler ve onlardan etkilenir Radyasyon kusaklari uzay araclari ve potansiyel insanli uzay seyahatleri icin onemli bir tehlike olusturur YapisiJupiter in manyetosferi bir yay soku manyetik kuyruk manyetodisk ve diger bilesenleri iceren karmasik bir yapidir Jupiter in cevresindeki manyetik alan gezegenin cekirdegindeki sivi sirkulasyonu ic alan Jupiter i cevreleyen plazmadaki elektrik akimlari ve gezegenin manyetosfer sinirinda akan akimlar da dahil olmak uzere bircok farkli kaynaktan meydana gelir Manyetosfer tasiyan gunes ruzgari plazmasinin icerisine gomuludur Dahili manyetik alanJupiter in manyetik alaninin buyuk bir kismi Dunya ninki gibi dis cekirdegindeki iletken bir sivinin dolasimiyla desteklenen bir ic dinamo tarafindan uretilir Ancak Dunya nin cekirdegi erimis demir ve nikelden olusmusken Jupiter in cekirdegi olusmustur Dunya daki gibi Jupiter in manyetik alani da cogunlukla dipoldur ve tek bir manyetik eksenin uclarinda kuzey ve guney manyetik kutuplari bulunur Jupiter de dipolun kuzey kutbu manyetik alan cizgilerinin radyal olarak disa donuk oldugu yer gezegenin kuzey yarikuresinde yer alirken guney kutbu guney yarikuresinde bulunur Bu Dunya nin tersidir Jupiter in alani ayrica dort kutuplu sekiz kutuplu ve daha yuksek bilesenlere sahiptir fakat bunlar dipol bilesenden onda bir oraninda daha az gucludur Dipol manyetik alan Jupiter in donme ekseninden yaklasik olarak 10 egimlidir bu egim Dunya ninkine 11 3 benzer Jupiter in ekvatoral alan kuvveti yaklasik olarak 417 0 mT 4 170 G olup bu da yaklasik olarak 2 83 1020T m3 dipol manyetik momente karsilik gelir Bu Jupiter in manyetik alaninin Dunya ninkine gore yaklasik olarak 20 kat daha guclu oldugu ve manyetik momentinin 20 000 kat daha buyuk oldugu anlamina gelir Jupiter in manyetik alani atmosferinin altindaki bolgenin hiziyla ayni hizda doner ve 9 saat 55 dakikalik bir donme suresine sahiptir Ilk olcumlerin 1970 lerin ortalarinda Pioneer uzay araci tarafindan alinmasindan 2019 yilina kadar kuvvetinde veya yapisinda hicbir degisiklik gozlenmemisti Juno uzay aracindan alinan gozlemlerin analizi Pioneer donemi boyunca gozlemlenen gezegenin manyetik alaninda kucuk fakat olculebilir bir degisiklik oldugunu gostermektedir Ozellikle ekvatora yakin Buyuk Mavi Leke olarak bilinen guclu olmayan bir dipol alana sahiptir Bu hemen hemen Dunya nin Guney Atlantik Anomalisi ne benzer Bu bolge buyuk sekuler uzun vadeli periyodik olmayan degisim belirtileri gostermektedir Boyutu ve sekliBu madde Vikipedi bicem el kitabina uygun degildir Maddeyi Vikipedi standartlarina uygun bicimde duzenleyerek Vikipedi ye katkida bulunabilirsiniz Gerekli duzenleme yapilmadan bu sablon kaldirilmamalidir Ekim 2019 Jupiter in ic manyetik alani Gunesten gelen iyonize haldeki parcacik desteleri olarak bilinen solar ruzgarlarin direkt olarak atmosferiyle etkilesime girmesini engeller bunun yerine solar ruzgarininkinden farkli bir plazma olan ve manyetosfer olarak adlandirilan solar ruzgar akisinda bir bosluk yaratan bir yapiyla bu isin demetini gezegenden savusturur Jovian manyetosferi o kadar buyuktur ki Gunes ve koronasi ancak bir oda kadar yer kaplar Eger birisi Dunya dan onu gorebilseydi 1700 kez Dunya dan uzak olmasina ragmen o gokyuzunde dolunaydan 5 kat daha buyuk gorunebilirdi Dunya daki gibi yogun ve soguk solar plazmayi daha az yogunlukta ve daha sicak olanindan ayiran sinira magnetopause adi verilir Magnetopause dan gezegenin zeminine uzaklik gunesin dik isiklarla geldigi bir noktada 45 ile 100R arasindadir Magnetopause nin pozisyonu ise solar aktiviteye bagli olan solar ruzgarlarin baskisina gore degisiklik gostermektedir Magnetopause nin on yuzunde gezegenin yuzeyine yaklasik olarak 80 100R arasi bir mesafede manyetosferle solar ruzgarin carpismasindan ortaya cikan canli hareketli gibi gorunen bir karmasa olarak adlandirilan bow shoch yay demeti yatmaktadir Yay demetiyle manyetopause arasindaki bolgeye ise magnetoshealth manyetikcali adi verilir Magnetosfer konseptleri Gezegenin tersi istikametinde de solar ruzgar Jupiter in manyetik alan cizgilerini bazen Saturn un yorungesinin bile otesine kadar uzanan uzun ve iz birakan bir sekilde dagitarak magnetotail i manyetik kuyruk olusturur Jupiter in manyetik kuyrugu da Dunya ninkine benzemektedir Bu kuyruk iki dilimden olusmaktadir resimdeki mavi noktalar Jupiter e dogru yonelen guney dilimde bulunan manyetik alan ve ondan uzaklasan kuzey dilimde bulunan manyetik alan Dilimler kuyruk akiskan ortusu adi verilen ince bir katmanla birbirinden ayrilirlar Dunya ninki gibi Jovian kuyrugu solar plazmanin manyetosferim ic bolgelerine girebildigi bir kanal gorevini ustlenir Burasi da isinir ve Jupiter e 10R kadar yakinliktaki radyasyon kemerlerini olusturur Jupiter in manyetosferi uc kisima ayrilmaktadir ic orta ve dis manyetosfer Ic manyetosfer gezegene 10R uzaklikta bir mesafede bulunmaktadir Icindeki manyetik alan yaklasik olarak ciftucay olarak kalmaktadir cunku manyetosferik ekvatoral plasma ortusu icindeki ani akislarin duruma katkisi kucuk kalmaktadir Orta 10 40R arasi ve dis 40R den fazla manyetosferlerde manyetik alan ciftucay seklinde degildir ve plazma ortusuyle olan iliskisinden dolayi ciddi sekilde dagilmis haldedir Io nun Rolu Jupiter in magnetosferi ile Ion etkilesimleri Io plazma halkalari sarinin icerisindedir Jupiter in manyetosferinin sekli her ne kadar genel hatlariyla Dunya ninkine benzese de gezegene yaklastikca yapisi oldukca farkli bir hal alir Jupiter in volkanik olarak aktif ayi Io kendi capinda guclu bir plazma kaynagidir ve her saniye Jupiter in manyetosferini 1 000 kg kadar fazla oranda materyalle doldurmaktadir Io yuzeyindeki guclu volkanik patlamalar sulfur ve oksijen iyonlari ureten S O S2 and O2 solar ultraviyole radyasyon tarafindan iyonize edilen ve atomlarina ayrilan yuksek oranlarda sulfur dioksit salinimi yapar Bu iyonlar uydunun atmosferinden kacarlar ve Io plazma simitini yumrusunu olustururlar Jupiter i cevreleyen Io nun yorungesinde konuslanmis kalin ve soguk yumru sarmali Simitin icindeki plazma sicakligi radyasyon kemerlerindekinden 10 keV 100 million K cok daha dusuktur 10 100 eV 100 000 1 000 000 K Yumru icindeki plazma Jupiter le ayni yonde donmeye zorlanark her ikisinin de ayni rotasyon periyodlarina sahip olmasi anlamina gelmektedir Esasinda Io yumrusu Jovian manyetosferinin dinamiklerini degistirmektedir Birkac asamanin sonunda plazma yavas yavas Jupiter den uzaga dogru akmaya baslar Plazma gezegenden uzaklastikca icerisinde olusan dairesel akimlar ayni yonde donmeye ayak uydurarak hizini asamali bir sekilde arttirirlar Bu dairesel akimlar ayrica rotanin aksi yonunde donmekle sonuclanan manyetik alandaki azimutal yapilarin da kaynagini olusturur Plazmanin parcacik sayisi bakimindan yogunlugu Io yumrusuna dogru 35R lik bir uzaklik arasinda 2 000 cm 3 den yaklasik 0 2 cm 3 e kadar dusmektedir Manyetosferin ortalarina dogru Jupiter den yaklasik olarak 20R den fazla bir mesafede ayni yonde donme yavas yavas kirilir ve plazma gezegenden daha yavas donmeye baslar En sonunda 40R den fazla uzakliklarda dis manyetosferde bu plazma manyetik alandan tamamiyla uzaklasir ve manyetosferden manyetik kuyruk araciligiyla ayrilir Soguk yogun plazma disariya dogru hareket ederken yerine sicak daha az yogunlukta sicakligi 200 milyon K ya da daha fazla gelir Bu plazma disyalitik halde Jupiter e yaklastikca isinir ve Jupiter in ic manyetosferindeki radyasyon kemerlerini olustururlar Manyetodisk Dunya nin manyetik alani yaklasik olarak gozyasi seklindeyken Jupiter inki daha da yayvan diske benzer bir sekildedir ve ekseninde donem donem degisiklikler kaymalar gorunebilir Disk e benzer bir sekil almasinin temel sebebi ayni yonde donmeye zorlayan plazmadan kaynaklanan merkez cekim kuvveti ve sicak plazmanin termal cekim kuvvetidir Bu iki neden de gezegene uzakligi 20R ya da daha fazla bir mesafedeki manyetodisk olarak bilinen ve pankeke benzer sekildeki formu olusturan manyetik alan cizgilerini gerirler Manyetodisk manyetik ekvator yakinlarinda bulunan ince bir ortuye sahiptir Manyetik alan ortunun uzerinde Jupiter den uzaga ortunun altinda ise Jupiter e dogru konuslanmistir Io daki plazma yuklenmesi Jovian manyetosferinin boyutlarini fazlasiyla asar cunku manyetodisk solar ruzgarin bakisini dengeleyen ek bir ic baski yaratir Io nun yoklugunda gezegen yuzeyiyle manyetosfer arasindaki fark 42R den fazla olmazdi ama su anda ortalama olarak 75R civarinda Manyetodisk alaninin sekli ekvator plazma ortusu boyunca akan azimutal halka akimi tarafindan sekillendirilir Bu akimin gezegene ait manyetik alanla etkilesime gecmesi sonucunda Lorents kuvveti ayni yonde birlikte donen plazmanin gezegenden uzaklasmasini engelleyen merkezi kuvveti olusturur Ekvatoral akim icerisinde bulunan total halka kuvvetinin 90 ile 160 milyon amper kuvvetinde oldugu tahmin ediliyor DinamiklerBirlikte Donme ve Ani Akimlar Jupiter in ve yardimci akimlarinin manyetik alanlari Jupiter in manyetosferini yuruten temel sebep gezegenin donusudur Bu yonden bakildiginda Jupiter tek kutuplu jenarator adi verilen aygita cok benzerdir Jupiter dondukce iyonosferi de baglantili bir sekilde gezegenin kutup noktalarindaki manyetik alanlara kayar Kutupsal manyetik kuvvet rotasyon yonunde toplandigi icin hareket sonucu ortaya cikan Lorents kuvveti negatif yuklu elektronlari kutuplara iterken pozitif yuklu iyonlar da ekvatora dogru itilir Bunun sonucu olarak da kutuplar negatif yuklu ekvatora yakin bolgeler ise pozitif yuklu olur Jupiter in manyetosferi yuksek derecede gecirgen plazmayla dolu oldugu icin manyetosfer boyunca elektriksel dongu yakinlarda olusur Direkt akim adi verilen bir akim manyetik alan cizgileri boyunca iyonosferden ekvatoral plazma ortusune dogru akar Bu akim daha sonra ekvatoral plazma ortusu icerisinde radyal olarak gezegenden uzaga dogru akmaya baslar ve son olarak da gezegenin iyonosferine kutuplarla baglantili noktalar boyunca manyetosferin disindan tekrar ulasir Manyetik alan cizgileri boyunca akan bu akimlara genellikle alan hizalanmasi ya da Birkeland akimlar olarak adlandirilir Dairesel akimlar gezegenin manyetik alaniyla etkilesime girer ve Lorentz kuvvetinin olusmasina neden olarak manyetosferik plazmayi gezegenin rotasyonuyla ayni yonde hizlandirir Iyonosferden plazma ortusune akan akim ozellikle plazma ortusunun alakali kismi gezegenden daha yavas dondugunde daha gucludur Yukarida da bahsedildigi gibi birlikte donme Jupiter den 20 ile 40R arasinda bozulur Bu alan manyetik alanin oldukca gerildigi manyetodiske karsilik gelmektedir Manyetodiske akan guclu direkt akim Jovian manyetik kutuplarindan yaklasik olarak 16 1 ye kadar uzanan oldukca kisitli bir enlem bolgesinde olusurlar Bu dar dongusel bolgeler Jupiter in ana auroral ovallarina tekavul etmektedir Alttaki resme bakiniz Yaklasik 50R uzakliktan dis manyetosferden geri donen akim elektriksel dngunun yakinlarindan Jovian iyonosferine giris yapar Jovian atmosferindeki dairesel akimin 60 milyon ile 140 milyon amper arasinda oldugu tahmin ediliyor Birlikte donmeyle plazmanin hizlanmasi Jovian rotasyonundan plazmanin kinetik enerjisine dogru enerji transferine neden olur Bu manada Dunya nin manyetosferi temel anlamiyla solar ruzgarlar sonucunda guclenirken Jupiter in manyetosferi gezegenin donmesi sonucunda guclenir Degisim Degiskenligi ve Tekrar Baglanma Jovian manyetosferinin dinamiklerinin desifrasyonunda karsilasilan temel problem agir soguk plazmanin 6 R uzakligindaki Io yumrusundan 50 R den daha uzakta bulunan dis manyetosfere olan tasinmasindan kaynaklanmaktadir Bu islemin kesin mekanizmasi bilinmemektedir ama degisim degiskenliginden kaynaklanan plazma difuzyonu oldugu varsayilmaktadir Islem hidrodinamiklerdeki Rayleigh Taylor degiskenligine benzerdir Jovian manyetosferinin bulundugu durumda merkezkac kuvveti yercekimini olusturan etkendir agir sivi soguk ve yogun iyon plazmasidir ve hafif sivi da sicak daha az yogunluktaki dis manyetosfer plazmasidir Bu degiskenlik plazmayla dolu manyetik akim tunellerinin ic ve dis manyetosferlerindeki degisime neden olur Batmayan bos manyetik akim tunelleri iyon plazmasiyla dolu agir tunelleri Jupiter den oteye iterken kendisi gezegene dogru hareket eder Manyetik akim tunellerinin bu degisimi manyetosferik turbulans formunu olusturur Jupiter in magnetosferinin kuzey kutbunun yukarisindan gorunumu Manyetik alan tunellerinin bu oldukca kuramsal degisim teorisi kismen Galileo uzay araci tarafindan onaylandi Bu bosluklar dis manyetosferden gelen neredeyse bos manyetik alan tunellerine karsilik gelebilir Orta manyetosferde Galileo artan enerji parcaciklari tunellerine ve guclendirilmis manyetik alanlara neden olan dis manyetosferdeki sicak plazmanin manyetodiskle etkilesime girmesiyle olusan sozde puskurme olaylarini saptadi Ama soguk plazmanin disa tasinmasini aciklayacak hicbir mekanizma henuz bilinmiyor Soguk iyon plazmasiyla dolu manyetik tuneller dis manyetosfere ulastiginda manyetik alani plazmadan ayiran bir tur tekrar baglanma islemine girerler Sonraki muhtemelen plazmoid seklinde buyuk plazma damlasi magnetotailin altina atilirken onceki sicak ve daha az yogunluktakiplazmayla dulu manyetik tuneller seklinde im manyetosfere geri doner Yeniden baglanma islemi 2 3 gunde bir duzenli olarak olusan ve Galileo sondasi tarafindan da gozlemlenen global yeniden yapilanma olaylarina da karsilik gelebilir Yeniden yapilanma olaylari sik sik birlikte donmeyi birakan ve disa dogru akmaya baslayan plazma hareketindeki ani degismelerin yaninda genellikle hizli ve kaotik manyetik alan guc ve yon degisimlerini de kapsar Genellikle safak siralarinda gozlemlenirler Acik alan cizgileri boyunca kuyrugun altina akan plazma gezegensel ruzgar olarak adlandirilir Solar Ruzgari nin Etkisi Jovian manyetosferinin dinamikleri her ne kadar genel olarak enerjinin icsel kaynaklarina bagli olsa da solar ruzgar da muhtemelen yuksek enerjili protan kaynagi olarak onemli bir role sahiptir Dis manyetosferin yapisi alacakaranlik safaj asimetrisini de iceren solar ruzgarla yonlendirilen manyetosferin ozelliklerini de gosteriyor Ozellikle alacakaranlik durumundaki manyetik alan cizgileriyle safak zamanindakiler zit yonde bulunmaktadir Buna ek olarak safak manyetosferi manyetik kuyrukla baglantili olarak acik alan cizgileri olustururken alacakaranlik manyetosferinde alan cizgileri kapalidir Butun bu gozlemler Dunya da Dungey dongusu olarak bilinen bir solar ruzgar yeniden baglanma asamasinin Jovian manyetosferinde de yer alabilecegini gosteriyor Solar ruzgarin boyutunun Jupiter in manyetosferinin dinamikleri uzerindeki etkisi henuz bilinmiyor buna ragmen bu durum yuksek solar aktivitesi sirasinda oluyor olabilir Radyasyon kemerlerinden olusan senkronik emilimlerin yani sira safak dalgalari optik ve X ray isin yayimi da solar ruzgarin plazma sirkulasyonunu yonlendirmesi ya da manyetosferdeki icsel islemleri ayarlamasini belirterek hepsinin solar ruzgar basinciyla olan ilskilerini gostermektedir Emisyon YayimSafak Gun Agarmasi Jupiter in kuzey safaklarinin resmi ana oval safagin gorunumu Jupiter her iki kutbunda da parlak ve surekli bir gun agarmasina sahiptir Gecici ve sadece solar aktivitenin oldugu zamanlarda olusan dunya nin safaginin aksine Jupiter inkinin yogunlugu gunden gune degisse de her zaman varligini surdurur Uc turden olusmaktadirlar manyetik kutuplardan yaklasik 16 uzakta bulunan parlak ve dar daireden eni 1000 km den az olusan ana oval Jupiter in iyonosferini en buyuk aylarina baglayan manyetik alan cizgilerinin ayak izine karsilik gelen uydularin safak noktalari ana ovaller icerisine yerlesen kisa sureli kutup emisyonlari Sajak emisyonlari her ne kadar radyo dalgalarindan tutun da X ray isinlarina kadar neredeyse elektromanyetik spektrumun her bir parcasinda tespit edilseler de onlar orta kizilaltinda ve derin ultraviyole spektral bolgelerde en parlaklaridir Ana ovaller Jovian safaginin baskin bir tarafidir Onlar sabit yer ve sekillere sahiplerdir ama yogunluklari solar ruzgar basinci tarafindan fazlasiyla module edilirler yani ne kadar guclu solar ruzgar o kadar zayif safak anlamina gelir Yukarida da bahsedildigi gibi ana ovaller manyetodisk plazma ve Jovian iyonosferi arasinda bulunan elektrik dususuyle hizlandirilan guclu elektron akisi tarafindan surdurulmektedir Bu elektronlar plazmanin manyetodiskte birlikte donmesini saglayan alan icinde hizalanmis akimlari tasirlar Ekvatoral ortude sadece kisitli bir gucu tasidiklari icin potansiyel dususler gelistirirler Cokelen enerjiler yaklasik olarak 10 100 keV arasinda bir guce sahiptir ve ultraviyole isinlarina neden olarak hidrojenin iyonize olmasi ve molekuler olan Jupiter in atmosferinin derinliklerini olusturur Iyonosfere giren toplam enerji 10 100 TW arasindadir Buna ek olarak iyonosfere akan akimlar Joule isitma sistemi olarak bilinen bir islem sonucunda da isinir 300 TW ye kadar isi uretebilen bu isinma Jovian safagindaki guclu kizilotesi isinlara ve kismen de Jupiter in termosferinin isinmasina neden olur Noktalarin uc tane Galilean ayina karsilik geldigi bulunmustur Io Europa ve Ganymere Plazmanin birlikte donmesi aylarla olan komsulugundan dolayi yavasladigindan bunlar gelisirler En parlak nokta manyetosferdeki plazmanin ana kaynagi olan Io ayina aittir Iyoniyan safak noktalarinin Jovian dan Iyon iyonosferine akan Alfven akimlariyla baglantili oldugu dusunulmektedir Yuzeylerinden yukselen su buzlarindan kaynaklanan en zayif plazma kaynaklarina sahip olduklarindan dolayi Europa nin ve Ganymere in noktalari cok daha fazla donuktur Parlak yay ve noktalar ana ovallerin icerisinde duzensiz bir sekilde bulunurlar Bu gecici fenomenlerin solar ruzgarla olan etkilesimle baglantili oldugu dusunulmektedir Bu alandaki manyetik cizgilerin manyetotaile acildigi dusunulmektedir Ana ovallerin icinde gozlenen ikincil ovaller ise acik ve kapali manyetik alan cizgilerinin sinirlariyla ya da kutup zirveleriyle baglantili olabilir Kutup safak yayimlari Dunya da gozlemlenenlere benzerdir her ikisi de manyetik alan solarinin gezegeninkiyle olan yeniden baglantisi sirasinda elektronlar muhtemel dususler araciligiyla gezegene dogru hizlandirildiginda gorulurler Her iki ana oval icindeki bolgeler safaksal X ray isinlarini yayarlar Gun dogumundaki X isinlarinin spektrumu muhtemelen enerjik S ve O iyonlari Jupiter in kutup atmosferine cokeldigi zaman gorunen yuksek sekilde iyonize haldeki oksijen ve sulfurun spektral cizgilerinden olusmuslardir Bu ckuntunun kaynagi hala bilinmemektedir Bir Pulsar Olarak Jupiter Jupiter spektral bolgede birkac kiloherzden onlarca megaherze kadar bir aralikta gerilim olusturan radyo dalgalarinin guclu bir kaynagi rolunu oynamaktadir Yaklasik 0 3 MHz den daha az olan frekanslardan olusan radyo dalgalari Jovian kilometrik radyasyon ya da KOM olarak adlandirilir 0 3 ile 3 MHz araligindaki frekanslar hektometrik radyasyon ya da HOM olarak adlandirilirken 3 ile 40 MHz araliginda yayim yapan frekans dalgalari ise dekametrik radyasyon ya da DAM olarak adlandirilirlar Sonuncu radyasyon ilk olarak Dunya dan gozlemlendi ve ortalama on saatlik periyodikligi bu radyasyonun Jupiter den geldiginin ortaya cikarilmasina yardimci oldu Dekametrik yayilimin Io ve Io Jupiter akim sistemiyle baglantili kismi olan en kuvvetli kismi DAM olarak adlandirilir Bu yayilimin buyuk bir kismi elektronlar kutuplari arasinda ileri geri sekerken aural bolgeler yakininda gelisen Cylotron Maser Degiskenligi olarak adlandirilan bir mekanizma tarafindan uretildigi dusunulmektedir Radyo dalgalarinin uretiminde yer alan elektronlar muhtemelen gezegenin kutuplarindan manyetodiske akim tasiyor olanlardir Jovian radyo dalgasi yayiminin yogunlugu zamandan zamana gore degisiklik gostermektedir Buna ragmen Jupiter periyodik olarak diger butun maddelerden daha cok parlayan kisa ama guclu patlamalar yaymaktadir S patlamalari Diger butun HOM KOM parcalarini gucu 10 GW civarindayken DAM bileseninin yaydigi toplam guc yaklasik 100 GW tir Karsilastirma yapilirsa Dunya nin yaydigi toplam radyo enerjisinin yaklasik 0 1 GW civarinda oldugu gorulmektedir Jupiter in radyo ve parcacik yayiminin onu bir sekilde pulsara benzer kilan donusuyle rotasyonuyla oldukca baglantili oldugu gorulmektedir Bu periyodik ayarlama muhtemelen yuksek enlemli manyetik anormalliklerin yani sira rotasyonel egimle baglantili olan manyetik dongu egimi tarafindan neden olunan Jovian manyetosferindeki asimetrilerle baglantilidir Jupiter in radyo yayimini tetikleyen fizik kurallari pulsarlarin radyo yayiminda uygulanana benzerdir Onlar sadece olcek bakimindan degisiklik gosterirler ve Jupiter kucuk bir radyo pulsari olarak dusunulebilir Buna ek olarak Jupiter in radyo yayimi buyuk oranda solar ruzgar basincina baglidir ve bu nedenle de solar aktiviteye de bagli olur Nispeten genis olcekli radyasyona ek olarak Jupiter gezegenin ic kemerlerinde tutulan bagil elektronlarin ivme isinim yayilimi olan 0 1 ile 15 GHz arasinda frekanslara sahip senkronik radyasyon da yaymaktadir DIM yayimina katkida bulunan elektronlarin enerjisi 0 1 ile 100 MeV arasindayken temel katki enerjisi 1 ile 20 MeV arasinda olan elektronlardan gelir Bu yayillim cesidi gezegenin manyetik alan ve radyasyon kemer yapisini arastirmak uzere 1960 li yillardan beri iyi bir sekilde cozumlendirilip arastirilmistir Dis manyetosferde bulunan radyasyon kemerlerindeki parcaciklar ic manyetosfere tasinirken disayalitik bir halde hizlandirilirlar Jupiter in manyetosferi Dunya nin yorungesine kadar geleen yuksek enerjili elektron ve iyon akintilari puskurtmektedir Bu akintilar radyo dalgalarinin yayimi gibi oldukca yuksek oranda ayarlidir ve gezegenin donus periyodlarina gore degisiklikler gostermektedirler Bu acidan bakildiginda da Jupiter bir pulsara benzerlik gostermektedir Cember ve aylarla olan etkilesim Jupiter in yogun manyetosferi 4 tane olan Galilean uydularinin yorungelerinin tamamini ve kendi cember sistemini sarmalar Manyetik ekvator yakinlarinda donerken bu parcalar manyetosferden gelen enerji parcaciklari yuzeylerini degistirirken manyetosfer plazmasinin kaynagini ve yuzeyini olustururlar Parcaciklar materyalleri yuzeylerden uzaga fiskirtirlar ve radyolizler araciligiyla kimyasal degisiklikler yaratirlar Plazmanin gezegenle birlikte donmesi gozle gorulebilir yarim kuresel asimetrilere neden olarak plazmanin tercihen aylarin rastgele olan yarim kureleriyle etkilesime girmeleri anlamina gelmektedir Buna ek olarak aylarin oldukca buyuk ic manyetik alanlari Jovian manyetik alanina da katkida bulunurlar Jupiter e yaklastikca gezegenin daireleri ve ufak aylari radyasyon kemerlerinden yuksek enerjili parcalari kendilerine dogru cekerler Aslinda Jupiter in dairelerinin varligi ilk olarak gezegene yaklastikca yuksek enerjili iyonlarin sayisindaki ani dususu tespit eden Oncu 11 Pioneer 11 in verileri baz alinarak ortaya atildi Gezegensel manyetik alan solar ultraviyole radyasyonunun etkisi altinda elektriksel yuklenme elde eden mikroolcer dalga parcaciklarinin da hareketini oldukca etkilemektedir Bunlarin davranislari birlikte donen iyonlarin hareketlerine benzemektedir Yorungesel hareket ile birlikte donme arasindaki resonant etkilesiminin oldukca egimli ve eksantik yorungeler uzerindeki miniolcer parcaciklari olusturan Jupiter in en icteki isik dalgasininin olusumundan sorumlu oldugu dusunulmektedir Parcaciklar ana halkada olusurlar buna ragmen Jupiter e dogru hareket etmeye basladiklarinda yorungeleri egimlerini ve eksantriklerini arttiran 1 71Rj de konuslanan guclu 3 2 Lorentz resonansi tarafindan modifiye edilir 1 4Rj de bulunan bir diger 2 1 Lorentz resonansi isik halkasinin ic sinirlarini tanimlar Butun Galilean aylari donerken saglam iyonosferleri 1 000 ile 10 000 cm 3 arasinda bir elektron yogunluguyla destekleyen yuzey basinci 0 01 ile 1 nbar arasinda olan ince bir atmosfere sahiptirler Birlikte donen soguk manyetosferik plazma akintisi Alfven surgarlari olarak bilinen civi seklinde yapilar yaratarak kismen de olsa iyonosferlerinde enduklenen akintilar tarafindan etraflarinda dagitilirlar Buyuk aylarin es donus akintilariyla etkilesimleri yay demeti formunun olusumunu engelleyen es donus hizi ses altinda olmasina ragmen 74 328 km arasinda aolan hiz Venus gibi manyetize olmamis gezegenlerle solar ruzgarlarin etkilesimine benzemektedir Es donus icerisindeki plazmanin basinci surekli olarak aylarin atmosferinden ozellikle de Io dan gazlari atar ve bu atomlarin bazilari iyonize edilir ve es donuse katilir Bu islem iyon torusunu en onde olmak uzere aylarin yorungelerinin yakinlarinda bulunan gaz ve plazma torisini yaratir Bunun etkisiyle de Galilean aylari ozellikle Io Jupiter in ic ve orta manyetosferlerinde temel plazma kaynaklari olarak gorev alirlar Bu arada enerji parcaciklari cogunlukla Alfven ruzgarlari sayesinde bozulmamis olarak kalir ve aylarin yuzeyine serbestce ulasabilir Ganymede disinda Buzlu Galilean aylari Europa Ganymede ve Callisto Jupiter in manyetik alanindaki degisikliklere karsi enduklenmis manyetik kuvvetler yaratirlar Bu manyetik kuvvetler etraflarinda alan cevresindeki degisikliklere karsi iyilestirici rol oynayan ciftucay manyetik alanlarini yaratirlar Enduksiyonun Jupiter in buyuk buzlu aylarinda olusmasi muhtemel tuzlu su yuzeylerinin ustlerinde yera aldigi dusunulmektedir Bu yer alti okyanuslari muhtemelen icerisinde yasami barindiriyor ve bu nedenle varliklari 1990 larda uzay araciyla yapilan en onemli kesiflerden biriydi Ic manyetik kuvvete sahip olan Ganymede ile Jovian manyetosferinin etkilesimi onu manyetize olmamis aylarin etkilesiminden ayirmaktadir Ganymede nin ic manyetik alani Jupiter in manyetosferinde ufak bir manyetosfer yaratarak ortalama 2 Ganymede capinda bir capla Jupiter in manyetosferinin icerisine bir oyuk acar Ganymede nin manyetik alani es doner plazma akintisini kendi manyetosferine gore cevirir Ayriyetten bu alan enerji parcaciklarina kapali olan alan cizgilerinde bulunan ayin ekvatoral bolgelerini de korur Degismis parcaciklar Galilean aylarinin yuzey ozellikleri uzerinde de onemli bir etkiye sahiptir Io dan tureyen plazma Europa ve Ganymede nun yarim kurelerinin uzandigi yerlerde genellikle bulunan sulfur ve sodyum iyonlarini gezegenden otelere tasir Buna ragmen Callistio da bilinmeyen sebeplerden dolayi sulfur onde bulunan yarim kurede toplanmistir Plazma ayrica aylarin yarim kurelerindeki Callistio haric kararmadan da sorumlu tutulabilir Daha cok isotopik halde bulunan akisla beraber enerjik elektron ve iyonlar atomlari ve molekulleri disari savurarak ve suyun ve diger kimyasal bilesiklerin radyoliz olmasina neden olarak buz yuzeyine akin ederler Bu enerji dolu parcaciklar suyu oksijen ve hidrojenlerine ayirarak buzlu aylarda ince bir oksijen katmani olustururlar hidrojen cabucak kactigi icin Galilean aylarinin yuzeylerinde radyolojik olarak uretilen bilesenler ayrica ozon ve hidrojen peroksidi de icerirler Eger organik maddeler ve karbonatlar da varligini gostermis olsaydi karbon dioksit metanol ve karbonik asit de uretilebilirdi Sulfurun varliginda ise muhtemel urunler arasinda sulfur dioksit hidrojen disulfur ve sulfurik asit de bulunabilirdi Oksijen ve ozon gibi radyolizler tarafindan uretilen oksidanlar su altinda saklaniyor olabilir ve yasam icin muhtemel bir enerji kaynagi olarak jeolojik zaman araliklari icerisinde okyanuslarin altina tasinabilirdi Kesfi Ulysses uzay aracinin Jupiter in magnefosterine dogru izledigi yol 1992 de Jupiter in manyetik alaninin varligina dair ilk kanit dekametrik radyo yayiminin DAM kesfiyle 1955 yilinda ortaya atildi DAM in spektrumu 40 MHz ye kadar ulastigi icin astronomlar yaklasik 1 militeslas 10 gauss gucunde bir gucun Jupiter tarafindan salindigina dair cikarimlarda bulundular 1959 yilinda elektromanyetik spektrumun mikrodalgayla baglantili bulunan bolumunde yapisan gozlemler Jovian desimetrik yayiniminin kesfine ve gezegenin radyasyon kemerlerinde bulunan bagil elektronlar tarafindan yayilan seyin senkroton radyasyonu oldugunun fark edilmesine olanak sagladi Bu senkroton yayilimlar Jupiter in etrafindaki elektronlarin sayisini ve enerjisini tahmin etmede ve manyetik kuvvet ve onun egimi hakkinda tahminlerde bulunabilmek icin kullanildi 1973 yilina kadar manyetik kuvvetin 2 faktor altinda toplandigi dusunuluyordu ama egiminin 10 derece oldugu dogru bir sekilde tahmin edilmisti Jupiter in DAM inin degisim icerisinde oldugu gercegi 1964 yilinda kesfedildi ve Jupiter in donus periyodlarinin tam olarak tahmin edilmesini sagladi Jovian manyetik alaninin tam olarak kesfi Aralik 1973 te Oncu 10 Pioneer 10 uzay aracinin gezegenin yakininda ucusu sirasinda oldu 1970 Sonrasi Kesifler 2009 a kadar toplamda sekiz uzay araci Jupiter in etrafinda uctu ve hepsi de Jovian manyetosferi hakkinda sahip olunan bilgiye katkida bulundu Jupiter e ulasan ilk insansiz roket Aralik 1973 te gezegenin merkezine 2 9 R uzakliktan gecen Pioneer 10 uzay araciydi Onun ikizi Pioneer 11 ise bir yil sonra oldukca egimli bir yorungede seyahat ederek ve gezegene 1 6 R kadar yaklasarak Jupiter e olan ziyaretini gerceklestirdi Pioneer ic manyetik alanda en iyi frekanslar sagladi Jupiter deki radyasyon orani uzay aracinin tasarimcilarinin beklediginden 10 kat daha fazla ciktigi icin uzay aracinin hayatta kalamayacagina dair korkular yasatsa da buna ragmen uzay aracinin buyuk bir kismi gecis sirasinda Jupiter in manyetosferinde o sirada olusan zayifligin sayesinde saglam kalarak sadece birkac ufak hasarla ayakta kalmayi basarmistir Buna ragmen radyasyonun etkisiyle yanlis komutlar alan arac Io ayinin bircok resmini kaybetmistir Bir sonraki olan ve teknolojik olarak da daha avantajli bulunan Voyager uzay aracinin yogun radyasyon oraniyla basa cikabilmesi icin tekrar dizayn edilmesi gerekmistir Voyager 1 ve 2 Jupiter e 1979 1980 yillarinda ulasmislar ve neredeyse ekvatoral duzlem uzerinde ucuslar yapmislardir Gezegenin merkezine 5R uzakliktan gecen Voyager 1 ilk olarak Io plazma torusuyla karsilasmistir Voyager 2 10 R uzakliktan gecmis ve Ekvatoral duzlemdeki akim ortusunu kesfetmistir Jupiter e ulasan bir sonraki uzay araci ise 1922 yilinda varis yapip gezegenin kutupsal manyetosferini inceleyen Ulysses tir 1955 yilindan 2003 yilina kadar Jupiter in yorungesinde kalan Galileo uzay araci ise Ekvatoral duzleme 100 R uzaklikta bulunan Jupiter in manyetik alani hakkinda kapsamli bir bilgi vermistir Arastirilan bolgeler icerisinde manyetik kuyruk manyetosferdeki safak ve tan olusum sektorleri de bulunuyordu Her ne kadar Galileo Jupiter deki sert radyasyon sartlarina basarili bir sakilde dayanabilse de yine de birkac teknik problemle karsilasildi Bunun yaninda uzay aracinin jiroskopu artan bircok hata gosterdi Birkac kez uzay aracinin donen ve donmeyen parcalari arasinda elektriksel kivilcimlar cikarak aracin guvenli moda gecmesine neden oldu Bunun sonucunda da 16 18 ve 33 Yorungelere ait butun bilgiler kaybedildi Radyasyon ayrica Galileo nun ultra sabir kuvars osilatorunde evre degisim ve kaymalarina neden oldu 2000 yilinda Cassini uzay araci Jupiter in etrafinda ucarken Galileo yla baglantili bir sekilde verilerin toplanmasini sagladi Jupiter i en son ziyaret eden uzay araci ise 2500R kadar uzunlukta bir alanda seyahat ederek Jovian manyetotailinde esi benzeri olmaya bir arastirma yuruten New Horizons tur Jupiter in manyetosferinin ortusu Dunya nin manyetik alaniyla karsilastirildiginda daha zayif kalmaktadir Gelecekte yapilacak olan gorevler ornegin Juno Jovian manyetosferinin dinamiklerini anlama konusunda onemli gelismeler saglayacaktir 2003 yilinda NASA dis polar sistemde yapilabilir olan gelecekteki kesifleri goz onune alarak Human Outer Planets Exploration HOPE Insan Dis Gezegen Kesifleri adinda bir arastirma yurutmustur Jupiter e olan uzakligindan kaynaklanan dusuk radyasyon seviyesi ve jeolojik olarak insan yasamina olan uygunlugundan dolayi Callisto nun yuzeyinde bir yer insa etmenin muhtemel olup olmadigi tartisilmistir Callisto Jupiter in Galilean uydulari arasindan insan kesfine elverisli olan tek uydudur Io Europa ve Ganymere deki iyonize haldeki radyasyonun seviyesi insan hayati icin elverissizdir ve yeterli koruyucu onlemler de henuz icat edilmemistir Kaynakca a b Smith E J Davis L Jr 1974 The Planetary Magnetic Field and Magnetosphere of Jupiter Pioneer 10 Journal of Geophysical Research 79 25 3501 13 Bibcode 1974JGR 79 3501S doi 10 1029 JA079i025p03501 a b c d e f g Khurana K K Kivelson M G 2004 The configuration of Jupiter s magnetosphere PDF Bagenal Fran Dowling Timothy E McKinnon William B Ed Jupiter The Planet Satellites and Magnetosphere Cambridge University Press ISBN 978 0 521 81808 7 19 Mart 2014 tarihinde kaynagindan PDF Erisim tarihi 28 Mart 2023 a b Russell C T 1993 Planetary Magnetospheres PDF Reports on Progress in Physics 56 6 687 732 Bibcode 1993RPPh 56 687R doi 10 1088 0034 4885 56 6 001 Zarka P Kurth W S 2005 Radio wave emissions from the outer planets before Cassini Space Science Reviews 116 1 2 371 397 Bibcode 2005SSRv 116 371Z doi 10 1007 s11214 005 1962 2 Blanc M Kallenbach R Erkaev N V 2005 Solar System magnetospheres Space Science Reviews 116 1 2 227 298 Bibcode 2005SSRv 116 227B doi 10 1007 s11214 005 1958 y Bolton S J Janssen M 2002 Ultra relativistic electrons in Jupiter s radiation belts Nature 415 6875 987 991 Bibcode 2002Natur 415 987B doi 10 1038 415987a PMID 11875557 Bhardwaj A Gladstone G R 2000 PDF Reviews of Geophysics 38 3 295 353 Bibcode 2000RvGeo 38 295B doi 10 1029 1998RG000046 28 Haziran 2011 tarihinde kaynagindan PDF arsivlendi Erisim tarihi 28 Mart 2023 Connerney J E P Kotsiaros S Oliversen R J Espley J R Joergensen J L Joergensen P S Merayo J M G Herceg M Bloxham J Moore K M Bolton S J Levin S M 26 Mayis 2017 A New Model of Jupiter s Magnetic Field From Juno s First Nine Orbits PDF Geophysical Research Letters Ingilizce 45 6 2590 2596 Bibcode 2018GeoRL 45 2590C doi 10 1002 2018GL077312 9 Ekim 2022 tarihinde kaynagindan arsivlendi PDF Erisim tarihi 29 Mart 2023 Connerney J E P Adriani A Allegrini F Bagenal F Bolton S J Bonfond B Cowley S W H Gerard J C Gladstone G R 26 Mayis 2017 Jupiter s magnetosphere and aurorae observed by the Juno spacecraft during its first polar orbits Science Ingilizce 356 6340 826 832 Bibcode 2017Sci 356 826C doi 10 1126 science aam5928 hdl 2268 211119 PMID 28546207 Bolton S J Adriani A Adumitroaie V Allison M Anderson J Atreya S Bloxham J Brown S Connerney J E P 26 Mayis 2017 Jupiter s interior and deep atmosphere The initial pole to pole passes with the Juno spacecraft PDF Science Ingilizce 356 6340 821 825 Bibcode 2017Sci 356 821B doi 10 1126 science aal2108 PMID 28546206 20 Aralik 2022 tarihinde kaynagindan PDF Erisim tarihi 29 Mart 2023 Agle DC 20 Mayis 2019 NASA s Juno Finds Changes in Jupiter s Magnetic Field Jet Propulsion Laboratory 3 Haziran 2019 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 4 Haziran 2019 Moore K M May 2019 Time variation of Jupiter s internal magnetic field consistent with zonal wind advection PDF Nature Astronomy 3 8 730 735 Bibcode 2019NatAs 3 730M doi 10 1038 s41550 019 0772 5 23 Ocak 2023 tarihinde kaynagindan PDF Erisim tarihi 29 Mart 2023 NASA s Juno Finds Changes in Jupiter s Magnetic Field Jet Propulsion Laboratory 30 Kasim 2020 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 29 Mart 2023 Ilave okumalarCarr Thomas D Gulkis Samuel 1969 The magnetosphere of Jupiter Annual Review of Astronomy and Astrophysics 7 1 577 618 Bibcode 1969ARA amp A 7 577C doi 10 1146 annurev aa 07 090169 003045 Edwards T M Bunce E J Cowley S W H 2001 A note on the vector potential of Connerney et al s model of the equatorial current sheet in Jupiter s magnetosphere Planetary and Space Science 49 10 11 1115 23 Bibcode 2001P amp SS 49 1115E doi 10 1016 S0032 0633 00 00164 1 Gladstone G R Waite J H Grodent D 2002 A pulsating auroral X ray hot spot on Jupiter PDF Nature 415 6875 1000 03 Bibcode 2002Natur 415 1000G doi 10 1038 4151000a PMID 11875561 Kivelson Margaret G Khurana Krishan K Walker Raymond J 2002 Sheared magnetic field structure in Jupiter s dusk magnetosphere Implications for return currents PDF Journal of Geophysical Research 107 A7 1116 Bibcode 2002JGRA 107 1116K CiteSeerX 10 1 1 424 7769 2 doi 10 1029 2001JA000251 29 Eylul 2011 tarihinde kaynagindan PDF Erisim tarihi 28 Mart 2023 Kivelson M G 2005 Transport and acceleration of plasma in the magnetospheres of Earth and Jupiter and expectations for Saturn PDF Advances in Space Research 36 11 2077 89 Bibcode 2005AdSpR 36 2077K CiteSeerX 10 1 1 486 8721 2 doi 10 1016 j asr 2005 05 104 29 Eylul 2011 tarihinde kaynagindan PDF Erisim tarihi 28 Mart 2023 Kivelson Margaret G Southwood David J 2003 First evidence of IMF control of Jovian magnetospheric boundary locations Cassini and Galileo magnetic field measurements compared PDF Planetary and Space Science 51 A7 891 98 Bibcode 2003P amp SS 51 891K doi 10 1016 S0032 0633 03 00075 8 29 Eylul 2011 tarihinde kaynagindan PDF Erisim tarihi 28 Mart 2023 McComas D J Allegrini F Bagenal F 2007 Diverse Plasma Populations and Structures in Jupiter s Magnetotail Science 318 5848 217 20 Bibcode 2007Sci 318 217M doi 10 1126 science 1147393 PMID 17932282 Maclennan G G Maclennan L J Lagg Andreas 2001 Hot plasma heavy ion abundance in the inner Jovian magnetosphere lt 10 Rj Planetary and Space Science 49 3 4 275 82 Bibcode 2001P amp SS 49 275M doi 10 1016 S0032 0633 00 00148 3 Russell C T Yu Z J Kivelson M G 2001 The rotation period of Jupiter PDF Geophysical Research Letters 28 10 1911 12 Bibcode 2001GeoRL 28 1911R doi 10 1029 2001GL012917 29 Eylul 2011 tarihinde kaynagindan PDF Erisim tarihi 28 Mart 2023 Zarka Philippe Queinnec Julien Crary Frank J 2001 Low frequency limit of Jovian radio emissions and implications on source locations and Io plasma wake Planetary and Space Science 49 10 11 1137 49 Bibcode 2001P amp SS 49 1137Z doi 10 1016 S0032 0633 01 00021 6