La magnetosfera de Júpiter es la cavidad creada en el viento solar por el campo magnético de Júpiter . Extendiéndose hasta siete millones de kilómetros en la dirección del Sol y casi hasta la órbita de Saturno en la dirección opuesta, la magnetosfera de Júpiter es la más grande y poderosa de todas las magnetosferas planetarias del Sistema Solar , y por volumen, la estructura continua más grande conocida en el Sistema Solar. Sistema posterior a la heliosfera . Más ancha y plana que la magnetosfera de la Tierra , la de Júpiter es más fuerte en un orden de magnitud , mientras que su momento magnético es aproximadamente 18.000 veces mayor. La existencia del campo magnético de Júpiter se infirió por primera vez a partir de observaciones de emisiones de radio a finales de la década de 1950 y fue observada directamente por la nave espacial Pioneer 10 en 1973.
El campo magnético interno de Júpiter es generado por corrientes eléctricas en el núcleo externo del planeta, que está compuesto de hidrógeno metálico líquido . Las erupciones volcánicas en la luna Io de Júpiter expulsan grandes cantidades de dióxido de azufre al espacio, formando un gran toro alrededor del planeta. El campo magnético de Júpiter obliga al toro a girar con la misma velocidad angular y dirección que el planeta. El toro, a su vez, carga el campo magnético con plasma , estirándolo en el proceso hasta formar una estructura en forma de panqueque llamada magnetodisco. En efecto, la magnetosfera de Júpiter está impulsada internamente y formada principalmente por el plasma de Io y su propia rotación, en lugar de por el viento solar como en la magnetosfera de la Tierra. [6] Las fuertes corrientes en la magnetosfera generan auroras permanentes alrededor de los polos del planeta e intensas emisiones de radio variables, lo que significa que se puede pensar en Júpiter como un púlsar de radio muy débil . Las auroras de Júpiter se han observado en casi todas las partes del espectro electromagnético , incluidos los rayos infrarrojos , visibles , ultravioletas y los rayos X suaves .
La acción de la magnetosfera atrapa y acelera partículas, produciendo intensos cinturones de radiación similares a los cinturones de Van Allen de la Tierra , pero miles de veces más fuertes. La interacción de partículas energéticas con las superficies de las lunas más grandes de Júpiter afecta notablemente a sus propiedades químicas y físicas. Esas mismas partículas también afectan y son afectadas por los movimientos de las partículas dentro del tenue sistema de anillos planetarios de Júpiter . Los cinturones de radiación representan un peligro importante para las naves espaciales y, potencialmente, para los viajeros espaciales humanos.
La magnetosfera de Júpiter es una estructura compleja que comprende un arco de choque , una funda magnética , una magnetopausa , una cola magnética , un disco magnético y otros componentes. El campo magnético alrededor de Júpiter emana de varias fuentes diferentes, incluida la circulación de fluidos en el núcleo del planeta (el campo interno), las corrientes eléctricas en el plasma que rodea a Júpiter y las corrientes que fluyen en el límite de la magnetosfera del planeta. La magnetosfera está incrustada dentro del plasma del viento solar , que transporta el campo magnético interplanetario . [10]
La mayor parte del campo magnético de Júpiter, al igual que el de la Tierra , es generado por una dinamo interna sostenida por la circulación de un fluido conductor en su núcleo externo . Pero mientras que el núcleo de la Tierra está hecho de hierro y níquel fundidos , el de Júpiter está compuesto de hidrógeno metálico . [3] Al igual que el de la Tierra, el campo magnético de Júpiter es principalmente un dipolo , con los polos magnéticos norte y sur en los extremos de un solo eje magnético. [2] En Júpiter, el polo norte del dipolo (donde las líneas del campo magnético apuntan radialmente hacia afuera) está ubicado en el hemisferio norte del planeta y el polo sur del dipolo se encuentra en su hemisferio sur. Esto es lo opuesto a la Tierra. [11] El campo de Júpiter también tiene componentes cuadrupolo , octupolo y superiores, aunque son menos de una décima parte de la fuerza del componente dipolo. [2]
El dipolo está inclinado aproximadamente 10° con respecto al eje de rotación de Júpiter; la inclinación es similar a la de la Tierra (11,3°). [1] [2] La intensidad de su campo ecuatorial es de aproximadamente 417,0 μT (4,170 G ), [12] que corresponde a un momento magnético dipolar de aproximadamente 2,83 × 10 20 T · m 3 . Esto hace que el campo magnético de Júpiter sea unas 20 veces más fuerte que el de la Tierra, y su momento magnético unas 20.000 veces mayor. [13] [14] [nota 1] El campo magnético de Júpiter gira a la misma velocidad que la región debajo de su atmósfera, con un período de 9 h 55 m. No se han observado cambios en su fuerza o estructura desde las primeras mediciones realizadas por la nave espacial Pioneer a mediados de la década de 1970, hasta 2019. El análisis de las observaciones de la nave espacial Juno muestra un cambio pequeño pero mensurable en el campo magnético del planeta observado durante la Era pionera. [15] [16] En particular, Júpiter tiene una región de campo fuertemente no dipolar, conocida como la "Gran Mancha Azul", cerca del ecuador. Esto puede ser más o menos análogo a la anomalía del Atlántico Sur de la Tierra . Esta región muestra signos de grandes variaciones seculares . [17]
El campo magnético interno de Júpiter impide que el viento solar , una corriente de partículas ionizadas emitidas por el Sol , interactúe directamente con su atmósfera y, en cambio, lo desvía lejos del planeta, creando efectivamente una cavidad en el flujo del viento solar, llamada magnetosfera, compuesta de un plasma diferente al del viento solar. [6] La magnetosfera joviana es tan grande que el Sol y su corona visible cabrían dentro de ella con espacio de sobra. [18] Si uno pudiera verlo desde la Tierra, parecería cinco veces más grande que la luna llena en el cielo a pesar de estar casi 1700 veces más lejos. [18]
Al igual que con la magnetosfera de la Tierra, el límite que separa el plasma del viento solar, más denso y frío, del más caliente y menos denso dentro de la magnetosfera de Júpiter se llama magnetopausa . [6] La distancia desde la magnetopausa al centro del planeta es de 45 a 100 R J (donde R J = 71.492 km es el radio de Júpiter) en el punto subsolar , el punto no fijo de la superficie en el que se vería el Sol. aparecer directamente sobre su cabeza ante un observador. [6] La posición de la magnetopausa depende de la presión ejercida por el viento solar, que a su vez depende de la actividad solar . [19] Delante de la magnetopausa (a una distancia de 80 a 130 R J del centro del planeta) se encuentra el arco de choque , una perturbación similar a una estela en el viento solar causada por su colisión con la magnetosfera. [20] [21] La región entre el arco de choque y la magnetopausa se llama funda magnética . [6]
En el lado opuesto del planeta, el viento solar estira las líneas del campo magnético de Júpiter hasta formar una larga cola magnética , que a veces se extiende mucho más allá de la órbita de Saturno . [22] La estructura de la cola magnética de Júpiter es similar a la de la Tierra. Consta de dos lóbulos (áreas azules en la figura), con el campo magnético del lóbulo sur apuntando hacia Júpiter y el del lóbulo norte apuntando en dirección contraria a él. Los lóbulos están separados por una fina capa de plasma llamada lámina de corriente de cola (capa naranja en el medio). [22]
La forma de la magnetosfera de Júpiter descrita anteriormente se sustenta en la corriente de lámina neutra (también conocida como corriente de cola magnética), que fluye con la rotación de Júpiter a través de la lámina de plasma de la cola , las corrientes de cola, que fluyen contra la rotación de Júpiter en el límite exterior de la cola magnética. , y las corrientes de magnetopausa (o corrientes de Chapman-Ferraro), que fluyen en contra de la rotación a lo largo de la magnetopausa diurna. [11] Estas corrientes crean el campo magnético que cancela el campo interno fuera de la magnetosfera. [22] También interactúan sustancialmente con el viento solar. [11]
La magnetosfera de Júpiter se divide tradicionalmente en tres partes: la magnetosfera interior, media y exterior. La magnetosfera interior se encuentra a distancias inferiores a 10 R J del planeta. El campo magnético en su interior sigue siendo aproximadamente dipolo, porque las contribuciones de las corrientes que fluyen en la lámina de plasma ecuatorial magnetosférico son pequeñas. En las magnetosferas media (entre 10 y 40 R J ) y exterior (más de 40 R J ), el campo magnético no es un dipolo y se ve seriamente perturbado por su interacción con la lámina de plasma (ver el magnetodisco a continuación). [6]
Aunque en general la forma de la magnetosfera de Júpiter se parece a la de la Tierra, más cerca del planeta su estructura es muy diferente. [19] Io , la luna volcánicamente activa de Júpiter , es una fuerte fuente de plasma por derecho propio y carga la magnetosfera de Júpiter con hasta 1.000 kg de material nuevo cada segundo. [7] Las fuertes erupciones volcánicas en Ío emiten enormes cantidades de dióxido de azufre , una parte importante del cual se disocia en átomos y se ioniza por impactos de electrones y, en menor medida, por la radiación ultravioleta solar , produciendo iones de azufre y oxígeno . Otros impactos de electrones producen un estado de carga más alto, lo que resulta en un plasma de S + , O + , S 2+ , O 2+ y S 3+ . [23] Forman el toro de plasma de Io : un anillo de plasma grueso y relativamente frío que rodea a Júpiter, ubicado cerca de la órbita de Io. [7] La temperatura del plasma dentro del toro es de 10 a 100 eV (100 000 a 1 000 000 K), que es mucho más baja que la de las partículas en los cinturones de radiación: 10 keV (100 millones de K). El plasma en el toro se ve obligado a co-rotar con Júpiter, lo que significa que ambos comparten el mismo período de rotación. [24] El toro de Io altera fundamentalmente la dinámica de la magnetosfera joviana. [25]
Como resultado de varios procesos ( la inestabilidad de la difusión y el intercambio son los principales mecanismos de escape), el plasma se escapa lentamente de Júpiter. [24] A medida que el plasma se aleja del planeta, las corrientes radiales que fluyen dentro de él aumentan gradualmente su velocidad, manteniendo la co-rotación. [6] Estas corrientes radiales también son la fuente del componente azimutal del campo magnético, que como resultado se dobla hacia atrás en contra de la rotación. [26] La densidad del número de partículas del plasma disminuye de alrededor de 2000 cm −3 en el toro de Io a aproximadamente 0,2 cm −3 a una distancia de 35 R J . [27] En la magnetosfera media, a distancias superiores a 10 R J de Júpiter, la co-rotación se rompe gradualmente y el plasma comienza a girar más lentamente que el planeta. [6] Finalmente, a distancias superiores a aproximadamente 40 R J (en la magnetosfera exterior), este plasma ya no está confinado por el campo magnético y abandona la magnetosfera a través de la cola magnética. [28] A medida que el plasma frío y denso se mueve hacia afuera, es reemplazado por plasma caliente de baja densidad, con temperaturas de hasta 20 keV (200 millones de K) o más) que ingresan desde la magnetosfera exterior. [27] Parte de este plasma, calentado adiabáticamente a medida que se acerca a Júpiter, [29] puede formar los cinturones de radiación en la magnetosfera interior de Júpiter. [7]
Mientras que el campo magnético de la Tierra tiene aproximadamente la forma de una lágrima, el de Júpiter es más plano, se parece más a un disco y se "bambolea" periódicamente alrededor de su eje. [30] Las principales razones de esta configuración en forma de disco son la fuerza centrífuga del plasma co-rotativo y la presión térmica del plasma caliente, las cuales actúan para estirar las líneas del campo magnético de Júpiter , formando una estructura aplanada en forma de panqueque, conocida como el magnetodisco, a distancias superiores a 20 R J del planeta. [6] [31] El magnetodisco tiene una delgada lámina de corriente en el plano medio, [23] aproximadamente cerca del ecuador magnético . Las líneas del campo magnético apuntan en dirección opuesta a Júpiter por encima de la lámina y hacia Júpiter por debajo de ella. [19] La carga de plasma de Io expande enormemente el tamaño de la magnetosfera joviana, porque el magnetodisco crea una presión interna adicional que equilibra la presión del viento solar. [20] En ausencia de Io, la distancia desde el planeta hasta la magnetopausa en el punto subsolar no sería más de 42 R J , cuando en realidad es de 75 R J en promedio. [6]
La configuración del campo del magnetodisco se mantiene mediante la corriente del anillo azimutal (no análoga a la corriente del anillo de la Tierra), que fluye con rotación a través de la lámina de plasma ecuatorial. [32] La fuerza de Lorentz resultante de la interacción de esta corriente con el campo magnético planetario crea una fuerza centrípeta , que evita que el plasma co-rotativo escape del planeta. La corriente total del anillo en la lámina de corriente ecuatorial se estima en 90 a 160 millones de amperios . [6] [26]
El principal impulsor de la magnetosfera de Júpiter es la rotación del planeta. [33] En este sentido, Júpiter es similar a un dispositivo llamado generador unipolar . Cuando Júpiter gira, su ionosfera se mueve en relación con el campo magnético dipolar del planeta. Debido a que el momento magnético dipolar apunta en la dirección de la rotación, [11] la fuerza de Lorentz , que aparece como resultado de este movimiento, impulsa los electrones cargados negativamente hacia los polos, mientras que los iones cargados positivamente son empujados hacia el ecuador. [34] Como resultado, los polos se cargan negativamente y las regiones más cercanas al ecuador se cargan positivamente. Dado que la magnetosfera de Júpiter está llena de plasma altamente conductor, el circuito eléctrico a través de ella está cerrado. [34] Una corriente llamada corriente continua [nota 2] fluye a lo largo de las líneas del campo magnético desde la ionosfera hasta la lámina de plasma ecuatorial. Esta corriente luego fluye radialmente lejos del planeta dentro de la lámina de plasma ecuatorial y finalmente regresa a la ionosfera planetaria desde los confines exteriores de la magnetosfera a lo largo de las líneas de campo conectadas a los polos. Las corrientes que fluyen a lo largo de las líneas del campo magnético se denominan generalmente corrientes alineadas con el campo o corrientes de Birkeland . [26] La corriente radial interactúa con el campo magnético planetario y la fuerza de Lorentz resultante acelera el plasma magnetosférico en la dirección de rotación planetaria. Este es el principal mecanismo que mantiene la co-rotación del plasma en la magnetosfera de Júpiter. [34]
La corriente que fluye desde la ionosfera a la lámina de plasma es especialmente fuerte cuando la parte correspondiente de la lámina de plasma gira más lentamente que el planeta. [34] Como se mencionó anteriormente, la co-rotación se rompe en la región ubicada entre 20 y 40 R J de Júpiter. Esta región corresponde al magnetodisco, donde el campo magnético está muy extendido. [35] La fuerte corriente continua que fluye hacia el magnetodisco se origina en un rango latitudinal muy limitado de aproximadamente 16 ± 1 ° de los polos magnéticos jovianos. Estas estrechas regiones circulares corresponden a los principales óvalos aurorales de Júpiter . (Ver más abajo.) [36] La corriente de retorno que fluye desde la magnetosfera exterior más allá de 50 R J ingresa a la ionosfera joviana cerca de los polos, cerrando el circuito eléctrico. La corriente radial total en la magnetosfera joviana se estima entre 60 y 140 millones de amperios. [26] [34]
La aceleración del plasma en la co-rotación conduce a la transferencia de energía de la rotación joviana a la energía cinética del plasma. [6] [25] En ese sentido, la magnetosfera joviana está impulsada por la rotación del planeta, mientras que la magnetosfera de la Tierra está impulsada principalmente por el viento solar. [25]
El principal problema encontrado al descifrar la dinámica de la magnetosfera joviana es el transporte de plasma frío pesado desde el toro de Io en 6 R J hasta la magnetosfera exterior a distancias de más de 50 R J. [35] Se desconoce el mecanismo preciso de este proceso, pero se supone que ocurre como resultado de la difusión del plasma debido a la inestabilidad del intercambio. El proceso es similar a la inestabilidad de Rayleigh-Taylor en hidrodinámica . [24] En el caso de la magnetosfera joviana, la fuerza centrífuga desempeña el papel de la gravedad; el líquido pesado es el plasma jónico frío y denso (es decir, perteneciente a Io ), y el líquido ligero es el plasma caliente, mucho menos denso, de la magnetosfera exterior. [24] La inestabilidad conduce a un intercambio entre las partes exterior e interior de la magnetosfera de tubos de flujo llenos de plasma. Los flotantes tubos de flujo vacíos se mueven hacia el planeta, mientras empujan a los tubos pesados, llenos de plasma jónico, lejos de Júpiter. [24] Este intercambio de tubos de flujo es una forma de turbulencia magnetosférica . [37]
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Esta imagen altamente hipotética del intercambio de tubos de flujo fue confirmada en parte por la nave espacial Galileo , que detectó regiones con una densidad de plasma muy reducida y una mayor intensidad de campo en la magnetosfera interior. [24] Estos vacíos pueden corresponder a los tubos de flujo casi vacíos que llegan desde la magnetosfera exterior. En la magnetosfera media, Galileo detectó los llamados eventos de inyección, que ocurren cuando el plasma caliente de la magnetosfera exterior impacta contra el disco magnético, lo que provoca un aumento del flujo de partículas energéticas y un campo magnético reforzado. [39] Aún no se conoce ningún mecanismo que explique el transporte de plasma frío hacia el exterior.
Cuando los tubos de flujo cargados con plasma jónico frío llegan a la magnetosfera exterior, pasan por un proceso de reconexión que separa el campo magnético del plasma. [35] Los primeros regresan a la magnetosfera interior en forma de tubos de flujo llenos de plasma caliente y menos denso, mientras que los segundos probablemente son expulsados por la cola magnética en forma de plasmoides : grandes gotas de plasma. Los procesos de reconexión pueden corresponder a los eventos de reconfiguración global también observados por la nave espacial Galileo, que ocurrían regularmente cada 2 o 3 días. [40] Los eventos de reconfiguración generalmente incluían variaciones rápidas y caóticas de la intensidad y dirección del campo magnético, así como cambios abruptos en el movimiento del plasma, que a menudo dejaba de co-rotar y comenzaba a fluir hacia afuera. Fueron observados principalmente en el sector del amanecer de la magnetosfera nocturna. [40] El plasma que fluye por la cola a lo largo de las líneas de campo abierto se llama viento planetario. [23] [41]
Los eventos de reconexión son análogos a las subtormentas magnéticas en la magnetosfera de la Tierra. [35] La diferencia parece ser sus respectivas fuentes de energía: las subtormentas terrestres implican el almacenamiento de la energía del viento solar en la cola magnética seguido de su liberación a través de un evento de reconexión en la lámina de corriente neutra de la cola. Este último también crea un plasmoide que desciende por la cola. [42] Por el contrario, en la magnetosfera de Júpiter la energía rotacional se almacena en el magnetodisco y se libera cuando un plasmoide se separa de él. [40]
Mientras que la dinámica de la magnetosfera joviana depende principalmente de fuentes internas de energía, el viento solar probablemente también desempeña un papel, [43] particularmente como fuente de protones de alta energía . [nota 3] [7] La estructura de la magnetosfera exterior muestra algunas características de una magnetosfera impulsada por el viento solar, incluida una importante asimetría entre el amanecer y el anochecer. [26] En particular, las líneas del campo magnético en el sector del crepúsculo están dobladas en la dirección opuesta a las del sector del amanecer. [26] Además, la magnetosfera del amanecer contiene líneas de campo abiertas que se conectan a la cola magnética, mientras que en la magnetosfera del crepúsculo, las líneas de campo están cerradas. [22] Todas estas observaciones indican que un proceso de reconexión impulsado por el viento solar, conocido en la Tierra como ciclo de Dungey , también puede estar teniendo lugar en la magnetosfera joviana. [35] [43]
Actualmente se desconoce el alcance de la influencia del viento solar en la dinámica de la magnetosfera de Júpiter; [44] sin embargo, podría ser especialmente fuerte en momentos de elevada actividad solar. [45] Las emisiones de radio auroral, [4] ópticas y de rayos X, [46] así como las emisiones de sincrotrón de los cinturones de radiación muestran correlaciones con la presión del viento solar, lo que indica que el viento solar puede impulsar la circulación del plasma o modular los procesos internos. en la magnetosfera. [40]
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Júpiter muestra auroras brillantes y persistentes alrededor de ambos polos. A diferencia de las auroras de la Tierra, que son transitorias y sólo ocurren en momentos de mayor actividad solar, las auroras de Júpiter son permanentes, aunque su intensidad varía de un día a otro. Constan de tres componentes principales: los óvalos principales, que son formas circulares brillantes y estrechas (menos de 1.000 km de ancho) situadas aproximadamente a 16° de los polos magnéticos; [48] las manchas aurorales de los satélites, que corresponden a las huellas de las líneas del campo magnético que conectan la ionosfera de Júpiter con las de sus lunas más grandes, y las emisiones polares transitorias situadas dentro de los óvalos principales (el campo elíptico puede resultar una mejor descripción). [48] [49] Se han detectado emisiones aurorales en casi todas las partes del espectro electromagnético, desde ondas de radio hasta rayos X (hasta 3 keV); se observan con mayor frecuencia en las regiones espectrales del infrarrojo medio (longitud de onda de 3 a 4 μm y de 7 a 14 μm) y del ultravioleta lejano (longitud de onda de 120 a 180 nm). [9]
Los óvalos principales son la parte dominante de las auroras jovianas. Tienen formas y ubicaciones más o menos estables, [49] pero sus intensidades están fuertemente moduladas por la presión del viento solar: cuanto más fuerte es el viento solar, más débiles son las auroras. [50] Como se mencionó anteriormente, los óvalos principales se mantienen gracias a la fuerte afluencia de electrones acelerados por las caídas de potencial eléctrico entre el plasma del magnetodisco y la ionosfera joviana. [51] Estos electrones transportan corrientes alineadas en el campo , que mantienen la co-rotación del plasma en el magnetodisco. [35] Las caídas de potencial se desarrollan porque el escaso plasma fuera de la lámina ecuatorial solo puede transportar una corriente de fuerza limitada sin provocar inestabilidades ni producir caídas de potencial. [36] Los electrones que precipitan tienen energía en el rango de 10 a 100 keV y penetran profundamente en la atmósfera de Júpiter, donde ionizan y excitan el hidrógeno molecular provocando una emisión ultravioleta. [52] La entrada total de energía a la ionosfera es de 10 a 100 TW . [53] Además, las corrientes que fluyen en la ionosfera la calientan mediante el proceso conocido como calentamiento Joule . Este calentamiento, que produce hasta 300 TW de potencia, es responsable de la fuerte radiación infrarroja de las auroras jovianas y en parte del calentamiento de la termosfera de Júpiter. [54]
Se encontraron manchas que corresponden a las lunas galileanas Io, Europa y Ganímedes . [55] Se desarrollan porque la co-rotación del plasma interactúa con las lunas y se ralentiza en sus proximidades. El punto más brillante pertenece a Io, que es la principal fuente de plasma en la magnetosfera (ver arriba). Se cree que la mancha auroral jónica está relacionada con las corrientes de Alfvén que fluyen desde la ionosfera joviana a la ionosfera jónica. La de Europa es similar pero mucho más tenue, porque tiene una atmósfera más tenue y es una fuente de plasma más débil. La atmósfera de Europa se produce por la sublimación del hielo de agua de sus superficies, en lugar de la actividad volcánica que produce la atmósfera de Io. [56] Ganímedes tiene un campo magnético interno y una magnetosfera propia. La interacción entre esta magnetosfera y la de Júpiter produce corrientes debido a la reconexión magnética . La mancha auroral asociada con Calisto es probablemente similar a la de Europa, pero solo se ha visto una vez hasta junio de 2019. [57] [58] Normalmente, las líneas del campo magnético conectadas a Calisto tocan la atmósfera de Júpiter muy cerca o a lo largo de la principal. óvalo auroral, lo que dificulta la detección de la mancha auroral de Calisto.
Esporádicamente aparecen arcos y manchas brillantes dentro de los óvalos principales. Se cree que estos fenómenos transitorios están relacionados con la interacción con el viento solar o con la dinámica de la magnetosfera exterior. [49] Se cree que las líneas del campo magnético en esta región están abiertas o asignadas a la cola magnética. [49] Los óvalos secundarios a veces se observan dentro del óvalo principal y pueden estar relacionados con el límite entre las líneas de campo magnético abiertas y cerradas o con las cúspides polares . [59] Las emisiones de las auroras polares podrían ser similares a las observadas alrededor de los polos de la Tierra: aparecen cuando los electrones son acelerados hacia el planeta por caídas de potencial, durante la reconexión del campo magnético solar con el del planeta. [35] Las regiones dentro de los óvalos principales emiten la mayor parte de los rayos X de las auroras. El espectro de la radiación de rayos X auroral se compone de líneas espectrales de oxígeno y azufre altamente ionizados, que probablemente aparecen cuando iones S y O energéticos (cientos de kiloelectronvoltios) precipitan en la atmósfera polar de Júpiter. La fuente de esta precipitación sigue siendo desconocida, pero esto es inconsistente con la teoría de que estas líneas de campo magnético están abiertas y conectadas con el viento solar. [46]
Júpiter es una poderosa fuente de ondas de radio en regiones espectrales que se extienden desde varios kilohercios hasta decenas de megahercios . Las ondas de radio con frecuencias inferiores a aproximadamente 0,3 MHz (y, por tanto, longitudes de onda superiores a 1 km) se denominan radiación kilométrica joviana o KOM. Aquellas con frecuencias en el intervalo de 0,3 a 3 MHz (con longitudes de onda de 100 a 1000 m) se denominan radiación hectométrica o HOM, mientras que las emisiones en el rango de 3 a 40 MHz (con longitudes de onda de 10 a 100 m) se denominan radiación hectométrica. la radiación decamétrica o DAM. Esta última radiación fue la primera que se observó desde la Tierra, y su periodicidad de aproximadamente 10 horas ayudó a identificarla como procedente de Júpiter. La parte más fuerte de la emisión decamétrica, que está relacionada con Io y con el sistema actual Io-Júpiter, se llama Io-DAM. [60] [nota 4]
Se cree que la mayoría de estas emisiones son producidas por un mecanismo llamado "inestabilidad del máser ciclotrón", que se desarrolla cerca de las regiones aurorales. Los electrones que se mueven paralelos al campo magnético precipitan en la atmósfera, mientras que aquellos con una velocidad perpendicular suficiente son reflejados por el campo magnético convergente . Esto da como resultado una distribución de velocidad inestable . Esta distribución de velocidad genera espontáneamente ondas de radio en la frecuencia del ciclotrón de electrones local . Los electrones implicados en la generación de ondas de radio son probablemente los que transportan corrientes desde los polos del planeta hasta el magnetodisco. [61] La intensidad de las emisiones de radio jovianas generalmente varía suavemente con el tiempo. Sin embargo, existen ráfagas de emisión breves y potentes (ráfagas S) que se superponen a las variaciones más graduales y que pueden eclipsar a todos los demás componentes. La potencia total emitida del componente DAM es de unos 100 GW, mientras que la potencia de todos los demás componentes HOM/KOM es de unos 10 GW. En comparación, la potencia total de las emisiones de radio de la Tierra es de aproximadamente 0,1 GW. [60]
Las emisiones de radio y partículas de Júpiter están fuertemente moduladas por su rotación, lo que hace que el planeta sea algo similar a un púlsar . [62] Esta modulación periódica probablemente esté relacionada con asimetrías en la magnetosfera joviana, que son causadas por la inclinación del momento magnético con respecto al eje de rotación, así como por anomalías magnéticas en altas latitudes . La física que rige las emisiones de radio de Júpiter es similar a la de los radiopúlsares. Se diferencian sólo en la escala, y Júpiter también puede considerarse un radiopúlsar muy pequeño . [62] Además, las emisiones de radio de Júpiter dependen en gran medida de la presión del viento solar y, por tanto, de la actividad solar . [60]
Además de la radiación de longitud de onda relativamente larga, Júpiter también emite radiación sincrotrón (también conocida como radiación decimétrica joviana o radiación DIM) con frecuencias en el rango de 0,1 a 15 GHz (longitud de onda de 3 ma 2 cm). [63] Estas emisiones provienen de electrones relativistas atrapados en los cinturones de radiación internos del planeta. La energía de los electrones que contribuyen a las emisiones DIM es de 0,1 a 100 MeV, [64] mientras que la principal contribución proviene de los electrones con energía en el rango de 1 a 20 MeV. [8] Esta radiación es bien conocida y se ha utilizado desde principios de los años 1960 para estudiar la estructura del campo magnético del planeta y los cinturones de radiación. [65] Las partículas en los cinturones de radiación se originan en la magnetosfera exterior y se aceleran adiabáticamente cuando son transportadas a la magnetosfera interior. [29] Sin embargo, esto requiere una población fuente de electrones de energía moderadamente alta (>> 1 keV), y el origen de esta población no se comprende bien.
La magnetosfera de Júpiter expulsa corrientes de electrones e iones de alta energía (energía de hasta decenas de megaelectronvoltios ), que viajan hasta la órbita de la Tierra. [66] Estas corrientes están altamente colimadas y varían con el período de rotación del planeta como las emisiones de radio. También en este aspecto Júpiter se parece a un púlsar. [62]
La extensa magnetosfera de Júpiter envuelve su sistema de anillos y las órbitas de los cuatro satélites galileanos . [67] Orbitando cerca del ecuador magnético, estos cuerpos sirven como fuentes y sumideros de plasma magnetosférico, mientras que las partículas energéticas de la magnetosfera alteran sus superficies. Las partículas chisporrotean el material de las superficies y crean cambios químicos mediante radiólisis . [68] La co-rotación del plasma con el planeta significa que el plasma interactúa preferentemente con los hemisferios posteriores de las lunas, provocando asimetrías hemisféricas notables. [69]
Cerca de Júpiter, los anillos y las pequeñas lunas del planeta absorben partículas de alta energía (energía superior a 10 keV) de los cinturones de radiación. [70] Esto crea brechas notables en la distribución espacial de los cinturones y afecta la radiación decimétrica del sincrotrón. De hecho, la primera hipótesis sobre la existencia de los anillos de Júpiter se basó en datos de la nave espacial Pioneer 11 , que detectó una fuerte caída en el número de iones de alta energía cerca del planeta. [70] El campo magnético planetario también influye fuertemente en el movimiento de las partículas de los anillos submicrométricos, que adquieren una carga eléctrica bajo la influencia de la radiación solar ultravioleta . Su comportamiento es similar al de los iones co-rotativos . [71] Las interacciones resonantes entre la co-rotación y el movimiento orbital de las partículas se han utilizado para explicar la creación del anillo de halo más interno de Júpiter (ubicado entre 1,4 y 1,71 R J ). Este anillo está formado por partículas submicrométricas en órbitas muy inclinadas y excéntricas . [72] Las partículas se originan en el anillo principal; sin embargo, cuando se desplazan hacia Júpiter, sus órbitas son modificadas por la fuerte resonancia de Lorentz 3:2 ubicada en 1,71 R J , lo que aumenta sus inclinaciones y excentricidades. [nota 5] Otra resonancia de Lorentz 2:1 en 1,4 Rj define el límite interior del anillo de halo. [73]
Todas las lunas galileanas tienen atmósferas delgadas con presiones superficiales en el rango de 0,01 a 1 nbar , que a su vez sustentan ionosferas sustanciales con densidades de electrones en el rango de 1.000 a 10.000 cm -3 . [67] El flujo co-rotacional de plasma magnetosférico frío es parcialmente desviado a su alrededor por las corrientes inducidas en sus ionosferas, creando estructuras en forma de cuña conocidas como alas de Alfvén. [74] La interacción de las grandes lunas con el flujo co-rotacional es similar a la interacción del viento solar con los planetas no magnetizados como Venus , aunque la velocidad co-rotacional suele ser subsónica [nota 6] (las velocidades varían de 74 a 328 km/s), lo que evita la formación de un arco de choque . [75] La presión del plasma en co-rotación elimina continuamente gases de las atmósferas de las lunas (especialmente de la de Io), y algunos de estos átomos se ionizan y se ponen en co-rotación. Este proceso crea toros de gas y plasma en las proximidades de las órbitas de las lunas, siendo el toro jónico el más prominente. [67] En efecto, las lunas galileanas (principalmente Io) sirven como las principales fuentes de plasma en la magnetosfera interna y media de Júpiter. Mientras tanto, las partículas energéticas no se ven afectadas en gran medida por las alas de Alfvén y tienen libre acceso a las superficies de las lunas (excepto a la de Ganímedes). [76]
Las heladas lunas galileanas, Europa , Ganímedes y Calisto , generan momentos magnéticos inducidos en respuesta a cambios en el campo magnético de Júpiter. Estos momentos magnéticos variables crean campos magnéticos dipolares a su alrededor, que actúan para compensar los cambios en el campo ambiental. [67] Se cree que la inducción tiene lugar en capas subterráneas de agua salada, que probablemente existan en todas las grandes lunas heladas de Júpiter. Estos océanos subterráneos pueden potencialmente albergar vida, y la evidencia de su presencia fue uno de los descubrimientos más importantes realizados por naves espaciales en la década de 1990 . [77]
La interacción de la magnetosfera joviana con Ganímedes, que tiene un momento magnético intrínseco, difiere de su interacción con las lunas no magnetizadas. [77] El campo magnético interno de Ganímedes talla una cavidad dentro de la magnetosfera de Júpiter con un diámetro de aproximadamente dos diámetros de Ganímedes, creando una minimagnetosfera dentro de la magnetosfera de Júpiter. El campo magnético de Ganímedes desvía el flujo de plasma co-rotativo alrededor de su magnetosfera. También protege las regiones ecuatoriales de la Luna, donde las líneas de campo están cerradas, de partículas energéticas. Éste todavía puede golpear libremente los polos de Ganímedes, donde las líneas de campo están abiertas. [78] Algunas de las partículas energéticas quedan atrapadas cerca del ecuador de Ganímedes, creando minicinturones de radiación. [79] Los electrones energéticos que entran en su fina atmósfera son responsables de las auroras polares de Ganímedia observadas. [78]
Las partículas cargadas tienen una influencia considerable en las propiedades de la superficie de las lunas galileanas. El plasma procedente de Ío transporta iones de azufre y sodio más lejos del planeta, [80] donde se implantan preferentemente en los hemisferios posteriores de Europa y Ganímedes. [81] Sin embargo, en Calisto, por razones desconocidas, el azufre se concentra en el hemisferio principal. [82] El plasma también puede ser responsable de oscurecer los hemisferios posteriores de las lunas (nuevamente, excepto el de Calisto). [69] Los electrones e iones energéticos, siendo el flujo de estos últimos más isotrópico, bombardean la superficie del hielo, pulverizando átomos y moléculas y provocando la radiólisis del agua y otros compuestos químicos . Las partículas energéticas descomponen el agua en oxígeno e hidrógeno , manteniendo las finas atmósferas de oxígeno de las lunas heladas (ya que el hidrógeno escapa más rápidamente). Los compuestos producidos radiolíticamente en las superficies de las lunas galileanas también incluyen ozono y peróxido de hidrógeno . [83] Si hay presentes compuestos orgánicos o carbonatos , también se pueden producir dióxido de carbono , metanol y ácido carbónico . En presencia de azufre, los productos probables incluyen dióxido de azufre, disulfuro de hidrógeno y ácido sulfúrico . [83] Los oxidantes producidos por la radiólisis, como el oxígeno y el ozono, pueden quedar atrapados dentro del hielo y transportarse hacia los océanos durante intervalos de tiempo geológicos, sirviendo así como una posible fuente de energía para la vida. [80]
La primera evidencia de la existencia del campo magnético de Júpiter llegó en 1955, con el descubrimiento de la emisión de radio decamétrica o DAM. [84] A medida que el espectro del DAM se extendía hasta 40 MHz , los astrónomos concluyeron que Júpiter debe poseer un campo magnético con una fuerza máxima superior a 1 mili teslas (10 gauss ). [63]
En 1959, las observaciones en la parte de microondas del espectro electromagnético (EM) (0,1–10 GHz ) llevaron al descubrimiento de la radiación decimétrica joviana (DIM) y a la comprensión de que era radiación sincrotrón emitida por electrones relativistas atrapados en la radiación del planeta. cinturones. [85] Estas emisiones de sincrotrón se utilizaron para estimar el número y la energía de los electrones alrededor de Júpiter y condujeron a estimaciones mejoradas del momento magnético y su inclinación. [7]
En 1973, el momento magnético se conocía con un factor de dos, mientras que la inclinación se estimó correctamente en unos 10°. [18] La modulación del DAM de Júpiter por Io (el llamado Io-DAM) fue descubierta en 1964 y permitió determinar con precisión el período de rotación de Júpiter. [4] El descubrimiento definitivo del campo magnético joviano se produjo en diciembre de 1973, cuando la nave espacial Pioneer 10 voló cerca del planeta. [1] [nota 7]
Hasta 2009, un total de ocho naves espaciales han volado alrededor de Júpiter y todas han contribuido al conocimiento actual de la magnetosfera joviana. La primera sonda espacial que llegó a Júpiter fue la Pioneer 10 en diciembre de 1973, que pasó a 2,9 R J [18] del centro del planeta. [1] Su gemelo Pioneer 11 visitó Júpiter un año después, viajando a lo largo de una trayectoria muy inclinada y acercándose al planeta tan cerca como 1,6 R J . [18]
Pioneer 10 proporcionó la mejor cobertura disponible del campo magnético interno [6] cuando pasó a través de los cinturones de radiación internos dentro de 20 R J , recibiendo una dosis integrada de 200.000 rads de electrones y 56.000 rads de protones (para un ser humano, un cuerpo entero). una dosis de 500 rads sería mortal). [86] El nivel de radiación en Júpiter era diez veces más potente de lo que habían predicho los diseñadores de Pioneer, lo que generó temores de que la sonda no sobreviviría; sin embargo, con algunos fallos menores, logró atravesar los cinturones de radiación, salvado en gran parte por el hecho de que la magnetosfera de Júpiter se había "bamboleado" ligeramente hacia arriba en ese punto, alejándose de la nave espacial. Sin embargo, Pioneer 11 perdió la mayoría de las imágenes de Io, ya que la radiación había provocado que su fotopolarímetro de imágenes recibiera una serie de comandos falsos. La posterior nave espacial Voyager , mucho más avanzada tecnológicamente, tuvo que ser rediseñada para hacer frente a los enormes niveles de radiación. [30]
Las Voyager 1 y 2 llegaron a Júpiter en 1979-1980 y viajaron casi en su plano ecuatorial. La Voyager 1 , que pasó a 5 R J del centro del planeta, [18] fue la primera en encontrar el toro de plasma de Io. [6] Recibió una dosis de radiación mil veces superior a la letal para los humanos, y el daño provocó una grave degradación de algunas imágenes de alta resolución de Ío y Ganímedes. [87] La Voyager 2 pasó a 10 R J [18] y descubrió la lámina actual en el plano ecuatorial. La siguiente sonda que se acercó a Júpiter fue la Ulysses en 1992, que investigó la magnetosfera polar del planeta. [6]
La nave espacial Galileo , que orbitó Júpiter de 1995 a 2003, proporcionó una cobertura completa del campo magnético de Júpiter cerca del plano ecuatorial a distancias de hasta 100 R J. Las regiones estudiadas incluyeron la cola magnética y los sectores del amanecer y del anochecer de la magnetosfera. [6] Si bien Galileo sobrevivió con éxito en el duro entorno de radiación de Júpiter, todavía experimentó algunos problemas técnicos. En particular, los giroscopios de la nave espacial presentaban a menudo errores cada vez mayores. En varias ocasiones se produjeron arcos eléctricos entre las partes giratorias y no giratorias de la nave espacial, lo que provocó que ésta entrara en modo seguro , lo que provocó la pérdida total de los datos de las órbitas 16, 18 y 33. La radiación también provocó cambios de fase en el oscilador de cuarzo ultraestable de Galileo . [88]
Cuando la nave espacial Cassini pasó cerca de Júpiter en 2000, realizó mediciones coordinadas con Galileo . [6] New Horizons pasó cerca de Júpiter en 2007, llevando a cabo una investigación única de la cola magnética joviana, viajando hasta 2500 R J a lo largo de su longitud. [38] En julio de 2016, Juno fue insertada en la órbita de Júpiter, sus objetivos científicos incluyen la exploración de la magnetosfera polar de Júpiter. [89] La cobertura de la magnetosfera de Júpiter sigue siendo mucho más pobre que la del campo magnético de la Tierra. Es importante realizar más estudios para comprender mejor la dinámica de la magnetosfera joviana. [6]
En 2003, la NASA llevó a cabo un estudio conceptual llamado "Exploración de Planetas Exteriores Humanos" (HOPE) sobre la futura exploración humana del Sistema Solar exterior . Se planteó la posibilidad de construir una base en la superficie de Calisto, debido a los bajos niveles de radiación a la distancia de la luna a Júpiter y su estabilidad geológica. Calisto es el único de los satélites galileanos de Júpiter cuya exploración humana es factible. Los niveles de radiación ionizante en Io, Europa y Ganímedes son perjudiciales para la vida humana y aún no se han ideado medidas de protección adecuadas. [90]
La misión Juno New Frontiers a Júpiter se lanzó en 2011 y llegó a Júpiter en 2016. Incluye un conjunto de instrumentos diseñados para comprender mejor la magnetosfera, incluido un magnetómetro y otros dispositivos como un detector de plasma y ondas de radio llamado Waves . .
El instrumento del Experimento de Distribuciones Aurorales Jovianas (JADE) también debería ayudar a comprender la magnetosfera. [91]
Un objetivo principal de la misión Juno es explorar la magnetosfera polar de Júpiter. Si bien Ulises alcanzó brevemente latitudes de ~48 grados, esto fue a distancias relativamente grandes de Júpiter (~8,6 RJ). Por lo tanto, la magnetosfera polar de Júpiter es en gran medida un territorio inexplorado y, en particular, la región de aceleración de las auroras nunca ha sido visitada. ...
— Una investigación de ondas para la misión Juno a Júpiter [92]
Juno reveló un campo magnético planetario rico en variación espacial, posiblemente debido a un radio de dinamo relativamente grande. La observación más sorprendente hasta finales de 2017 fue la ausencia de la firma magnética esperada de intensas corrientes alineadas con el campo ( corrientes de Birkeland ) asociadas con la aurora principal. [93]
Uno de los objetivos de la misión Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) de la Agencia Espacial Europea, lanzada en abril de 2023, es comprender el campo magnético de Ganímedes y cómo impacta en Júpiter. Tianwen-4 es una misión china propuesta que explorará la luna Calisto o recopilará más información sobre Ío.
