Просмотр кода страницы Русская Википедия:Магнитосфера Юпитера

{{Русская Википедия/Панель перехода}}
{{плохой перевод|en|Magnetosphere of Jupiter}}
{{Магнитосфера
| image = [[Файл:Jovian magnetosphere vs solar wind.svg|300px]]
| caption =
| name = Юпитера
| discoverer = [[Пионер-10]]
| discovered = Декабрь 1973<ref name=Smith/>
| Radius = 71 492 км
| Magnetic moment = 1,56{{Esp|20}} [[Тесла (единица измерения)|Tл]]·[[Кубический метр|м³]]
| Field strength = 428 [[Тесла (единица измерения)|мкТл]] (4,28 [[Гаусс (единица измерения)|Гс]])
| tilt = ~10°
| longitude = ~159°
| Period = 9 ч 55 м 29,7 ± 0,1 с
| Bow shock = ~82 [[Радиус Юпитера|{{math|''R''<sub>J</sub>}}]]<ref name=Khurana3/><ref name=Russell1993-694/><ref name=Zarka375/>
| Magnetopause = 50-100 [[Радиус Юпитера|{{math|''R''<sub>J</sub>}}]]
| Magnetotail = более чем 7000 [[Радиус Юпитера|{{math|''R''<sub>J</sub>}}]]
| Plasma source = [[Ио (спутник)|Ио]], [[солнечный ветер]], ионосфера
| Ions = O<sup>+</sup>, S<sup>+</sup> и H<sup>+</sup>
| Loading rate = ~1000 кг/с
| Plasma density = 2000 см<sup>−3</sup><ref name=Khurana1/><ref name=Khurana5/><ref name=Bolton/>
| Particle energy = Свыше 100 [[Электронвольт|МэВ]]
| IMF = 1 [[Тесла (единица измерения)|нТл]]
| Speed = 400 км/с<ref name=Blanc238>[[#Blanc|Blanc]], 2005, p. 238 (Table III).</ref>
| SDensity = 0,4 см<sup>−3</sup>
| Spectrum = радиоизлучение, [[Инфракрасное излучение|ближнее ИК]], [[Ультрафиолетовое излучение|УФ]] и [[Рентгеновское излучение|рентгеновское]]
| Power = 100 [[Ватт|ТВт]]<ref name=Bhardwaj342/>
| Radio emissions = 0,01-40 [[Герц (единица измерения)|МГц]]
}}
'''Магнитосфе́ра Юпи́тера''' — полость, создаваемая в [[солнечный ветер|солнечном ветре]] планетарным [[магнитное поле|магнитным полем]] [[Юпитер]]а, где происходят разнообразные процессы взаимодействия [[Солнечный ветер|солнечного ветра]], межпланетного магнитного поля, собственного магнитного поля Юпитера и окружающей его плазмы. Простираясь на более чем 7 миллионов километров по направлению к Солнцу и почти до орбиты [[Сатурн (планета)|Сатурна]] в противоположном направлении, [[магнитосфера]] Юпитера является самой крупной и мощной среди всех планетарных магнитосфер [[Солнечная система|Солнечной системы]], а по объёму представляет собой самую большую непрерывную структуру в Солнечной системе после [[Гелиосфера|гелиосферы]]. Более широкая и плоская, чем [[земная магнитосфера]], юпитерианская на несколько [[Порядок величины|порядков величины]] мощнее, а её [[магнитный момент]] примерно в {{num|18000|раз}} больше. Существование магнитосферы Юпитера было выявлено в ходе радионаблюдений в конце 1950-х годов, впервые непосредственно наблюдалась [[Космический аппарат|аппаратом]] «[[Пионер-10]]» в 1973 году.

Внутреннее магнитное поле Юпитера генерируется электрическим током, текущим во внешнем ядре планеты, которое состоит из [[Металлический водород|металлического водорода]]. Вулканические извержения на спутнике Юпитера [[Ио (спутник)|Ио]] выбрасывают в космос большой объём [[Оксид серы(IV)|оксида серы]], формируя крупный газовый тор вокруг планеты. Силы магнитного поля Юпитера заставляют тор вращаться с той же [[Угловая скорость|угловой скоростью]] и в том же направлении что и планета. Тор пополняет магнитное поле планеты [[Плазма|плазмой]], которая в процессе вращения растягивается в блиноподобную структуру, известную как ''магнитный диск''. В сущности, магнитосфера Юпитера формируется плазмой Ио и её собственным вращением в куда большей степени, чем [[Солнечный ветер|солнечным ветром]], в отличие от земной. Мощные токи, протекающие в магнитосфере, служат причиной устойчивых [[Полярное сияние|полярных сияний]] вокруг планетарных полюсов и заметных колебаний в радиоизлучении, что значит, что Юпитер может в некоторых отношениях рассматриваться в качестве очень слабого [[Пульсар|радиопульсара]]. Полярные сияния Юпитера наблюдались почти во всех частях [[Электромагнитный спектр|электромагнитного спектра]], включая [[Инфракрасное излучение|инфракрасную]], [[Видимое излучение|видимую]], [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетовую]] и мягкую [[Рентгеновское излучение|рентгеновскую]].

Воздействие магнитосферы захватывает в ловушку и ускоряет частицы, создавая интенсивные [[Радиационный пояс|радиационные пояса]] наподобие земных [[Радиационный пояс|поясов Ван Аллена]], но в тысячи раз более мощные. Взаимодействие энергетических частиц с поверхностью [[Галилеевы спутники|крупнейших спутников Юпитера]] заметно сказывается на их химическом составе и физических характеристиках. Воздействие этих частиц сказывается и на движении пыли и каменных обломков внутри незначительной [[Кольца Юпитера|кольцевой системы]] Юпитера. Радиационные пояса представляют серьёзную опасность для космических кораблей и потенциальных пилотируемых экспедиций.

== Структура ==
Юпитерианская магнитосфера — это сложная структура, включающая в себя [[Головная ударная волна|головную ударную волну]], [[магнитослой]], [[Магнитопауза|магнитопаузу]], [[хвост магнитосферы]], магнитодиск и прочие компоненты. Магнитное поле вокруг Юпитера создаётся за счёт целого ряда явлений, например за счёт жидкостной циркуляции в ядре планеты (внутреннее поле), электрическим током в плазме, окружающей Юпитер, и токами, текущими на границе планетарной магнитосферы. Магнитосфера погружена в плазму [[Солнечный ветер|солнечного ветра]], несущую с собой [[межпланетное магнитное поле]].<ref name=Khurana12>[[#Khurana|Khurana]], 2004, pp. 12—13.</ref>

=== Внутреннее магнитное поле ===
Большая часть юпитерианского магнитного поля, подобно [[Земное магнитное поле|земному]], генерируется внутренним [[Магнитное динамо|динамо]], поддерживаемым циркуляцией электропроводной жидкости во внешнем ядре. Но в то время как [[Ядро Земли|земное ядро]] состоит из расплавленного [[Железо|железа]] и [[Никель|никеля]], ядро Юпитера состоит из [[металлический водород|металлического водорода]]<ref name=Russell1993-694/>. Подобно земному, юпитерианское магнитное поле представляет собой главным образом [[Диполь (электродинамика)|диполь]], с северным и южным магнитными полюсами на противоположных концах магнитной оси<ref name=Khurana3/>. Однако на Юпитере северный и южный магнитные полюса диполя лежат в одноимённых полушариях планеты, тогда как в случае Земли, напротив, северный магнитный полюс диполя расположен в южном полушарии, а южный — в северном<ref name=Kivelson303/>{{#tag:ref|Северный и южный полюса земного магнитного диполя не следует путать с [[Северный магнитный полюс|Северным]] и [[Южный магнитный полюс|Южным]] магнитными полюсами Земли, лежащими, соответственно, вблизи северного и южного географических полюсов.|group=note}}. Магнитное поле Юпитера содержит и более высокие [[мультиполь]]ные компоненты — [[квадруполь]]ную, [[октуполь]]ную и т. д., но они как минимум на порядок слабее дипольной компоненты<ref name=Khurana3>[[#Khurana|Khurana]], 2004, pp. 3—5</ref>.

Диполь наклонён примерно на 10° относительно оси вращения Юпитера; это наклонение близко к земному (11,3°)<ref name=Smith/><ref name=Khurana3/>. Экваториальная [[индукция магнитного поля]] составляет примерно 428 [[Тесла (единица измерения)|мкТл]] (4,28 [[Гаусс (единица измерения)|Гс]], примерно в 10 раз больше земного), что соответствует [[Магнитный момент|магнитному моменту]] диполя около 1,53{{Esp|20}} [[Тесла (единица измерения)|Тл]]·[[Кубический метр|м³]] (в {{num|18000|раз}} больше земного)<ref name=Russell1993-694>[[#Russell1993|Russel]], 1993, p. 694.</ref>{{#tag:ref|Магнитный момент пропорционален произведению экваториальной индукции поля на куб радиуса планеты, который для Юпитера в 11 раз больше радиуса Земли.|group=note}}. Юпитерианское магнитное поле вращается с той же [[Угловая скорость|угловой скоростью]], что и область под атмосферой, с периодом в 9 ч 55 м. Никаких заметных изменений в мощности или структуре не наблюдалось с момента первых измерений «[[Пионер (программа)|Пионера-10]]» в середине 1970-х{{#tag:ref|Так, азимутальная ориентация диполя изменилась менее чем на 0,01°.<ref name=Khurana3/>|group=note}}.

=== Размер и форма ===
Внутреннее магнитное поле Юпитера создаёт препятствие на пути [[Солнечный ветер|солнечного ветра]], потока ионизированных частиц, истекающих из верхней [[Солнце|солнечной атмосферы]], мешая потокам ионов достигать [[Атмосфера Юпитера|атмосферы]] Юпитера, отклоняя их от планеты и создавая своего рода полость в солнечном ветре, называемую магнитосферой, которая состоит из [[Плазма|плазмы]], отличающейся от плазмы солнечного ветра<ref name=Khurana1>[[#Khurana|Khurana]], 2004, pp. 1—3.</ref>. Юпитерианская магнитосфера настолько велика, что если в ней разместить Солнце даже с его видимой [[Солнечная корона|короной]], то там всё равно останется достаточно пространства<ref name=Russell1993-715>[[#Russell1993|Russel]], 1993, pp. 715—717.</ref>. Если бы её можно было наблюдать с Земли, она бы занимала на небе пространство в пять с лишним раз большее [[Полнолуние|полной луны]], несмотря на то, что Юпитер находится более чем в 1700 раз дальше Луны<ref name=Russell1993-715/>.

Как и в случае с земной магнитосферой, граница, разделяющая более плотную и холодную плазму солнечного ветра от более горячей и менее плотной в магнитосфере Юпитера, называется [[Магнитопауза|магнитопаузой]]<ref name=Khurana1/>. Расстояние между магнитопаузой и центром планеты составляет от 45 до 100 {{math|''R''<sub>J</sub>}} (где {{math|''R''<sub>J</sub>}} {{=}} 71 492 км — радиус Юпитера) на [[Подсолнечная точка|подсолнечной точке]] — нефиксированной точке на поверхности планеты, где Солнце будет находиться непосредственно над наблюдателем<ref name=Khurana1/>. Положение магнитопаузы зависит от давления, оказываемого солнечным ветром, которое, в свою очередь, зависит от уровня [[Солнечная активность|солнечной активности]]<ref name=Russell2001-1016>[[#Russell2001|Russell]], 2001, pp. 1015—1016.</ref>. Перед магнитопаузой (на расстоянии от 80 до 130 {{math|''R''<sub>J</sub>}} от центра планеты) находится [[головная ударная волна]], волнообразное возмущение в солнечном ветре, вызываемое его столкновением с магнитосферой<ref name=Krupp15>[[#Krupp|Krupp]], 2004, pp. 15-16.</ref><ref name=Russell1993-725>[[#Russell1993|Russel]], 1993, pp. 725—727.</ref>. Область между магнитопаузой и головной ударной волной именуется [[Магнитный переходной слой|магнитным переходным слоем]], или магнитослоем<ref name=Khurana1/>.

[[Файл:Magnetosphere Levels.svg|thumb|right|Схематическое представление магнитосферы, где плазмосфера (7) обращена к тору из плазмы и магнитослою]]
За ночной стороной планеты солнечный ветер вытягивает линии магнитного поля Юпитера в длинный, вытянутый [[хвост магнитосферы]], который порою вытягивается даже за орбиту [[Сатурн (планета)|Сатурна]].<ref name=Khurana17/> По своей структуре хвост юпитерианской магнитосферы напоминает земной. Он состоит из двух «лепестков» (области, отмеченные голубым на схеме). Магнитное поле в южном лепестке направлено в сторону Юпитера, а в северном — от него. Лепестки разделены тонкой прослойкой плазмы, называющейся ''хвостовым [[токовый слой|токовым слоем]]'' (вытянутая оранжевая зона на схеме)<ref name=Khurana17>[[#Khurana|Khurana]], 2004, pp. 17—18.</ref>. Как и земной, юпитерианский магнитосферный хвост — это канал, через который солнечная плазма попадает во внутренние регионы магнитосферы, где нагревается и формирует [[Радиационный пояс|радиационные пояса]] на расстоянии менее чем 10 {{math|''R''<sub>J</sub>}} от Юпитера<ref name=Khurana6>[[#Khurana|Khurana]], 2004, pp. 6-7</ref>.

Форма магнитосферы Юпитера, описанная выше, поддерживается:
# нейтральным токовым слоем (также известным как магнитохвостовой ток), который течёт в направлении вращения Юпитера через хвостовой плазменный слой;
# потоками плазмы внутри хвоста, текущими против вращения Юпитера на внешней границе хвоста магнитосферы;
# магнитопаузными токами (или токами Чапмана — Ферраро), которые текут против вращения планеты на дневной стороне магнитопаузы<ref name=Kivelson303/>. Эти токи создают магнитное поле, которое обнуляет (компенсирует) внутреннее поле Юпитера за пределами магнитосферы<ref name=Khurana17/>. Они также активно взаимодействуют с солнечным ветром<ref name=Kivelson303>[[#Kivelson|Kivelson]], 2005, pp. 303—313.</ref>.

Традиционно магнитосферу Юпитера делят на три части: внутреннюю, среднюю и внешнею магнитосферу. Внутренняя лежит на расстоянии до 10 {{math|''R''<sub>J</sub>}} от центра планеты. Магнитное поле внутри неё представляет собой преимущественно диполь, потому что вклад от токов, проходящих через экваториальный плазменный слой, здесь весьма незначителен. В средней (между 10 и 40 {{math|''R''<sub>J</sub>}}) и внешней (далее 40 {{math|''R''<sub>J</sub>}}) магнитосфере магнитное поле отклоняется от дипольной структуры и серьёзно возмущается воздействием плазменного слоя (см. ниже раздел ''[[#Магнитный диск|Магнитный диск]]'')<ref name=Khurana1/>.

=== Роль Ио ===
[[Файл:iotorus.jpg|thumb|300 px|Взаимодействие Ио с магнитосферой Юпитера. Плазменный тор Ио выделен жёлтым]]
Хотя в целом магнитосфера Юпитера напоминает формой земную, вблизи от планеты их структуры сильно отличаются<ref name=Russell2001-1016/>. [[Ио (спутник)|Ио]], вулканически активный спутник Юпитера, является мощным источником плазмы и ежесекундно пополняет магнитосферу Юпитера ~1000 кг нового вещества<ref name=Khurana5>[[#Khurana|Khurana]], 2004, pp. 5—7.</ref>. Сильные вулканические извержения на Ио поднимают в открытый космос [[Оксид серы(IV)|сернистый газ]], бо́льшая часть которого [[Электролитическая диссоциация|диссоциируется]] на атомы и [[Ионизация|ионизируется]] солнечной [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетовой радиацией]]. В результате образуются ионы [[Сера|серы]] и [[кислород]]а: S<sup>+</sup>, O<sup>+</sup>, S<sup>2+</sup> и O<sup>2+</sup><ref name=Krupp3>[[#Krupp|Krupp]], 2004, pp. 3—4.</ref>. Эти ионы покидают атмосферу спутника, формируя плазменный тор Ио: массивное и относительно холодное кольцо из плазмы, окружающее Юпитер вдоль орбиты спутника<ref name=Khurana5/>. Температура [[Плазма|плазмы]] внутри тора достигает 10—100 [[Электронвольт|эВ]] ({{num|100000}}—{{num|1000000|К}}), что намного ниже, чем энергия частиц в радиационных поясах — 10 кэВ (100 млн К). Плазма внутри тора приводится «вмороженным» в неё магнитным полем Юпитера во вращение с тем же периодом, что и сам Юпитер<ref name=Krupp4/> (такое синхронное вращение называется ''коротацией''). Тор Ио оказывает значимое воздействие на динамику всей магнитосферы Юпитера<ref name=Krupp1>[[#Krupp|Krupp]], 2004, pp. 1—3.</ref>.

В результате нескольких процессов, среди которых главную роль играют [[диффузия]] и [[Неустойчивость Рэлея — Тейлора|обменная неустойчивость]], плазма медленно покидает окрестности планеты<ref name=Krupp4>[[#Krupp|Krupp]], 2004, pp. 4-7.</ref>. Когда плазма удаляется от Юпитера, радиальные токи, протекающие сквозь неё, постепенно увеличивают свою скорость, поддерживая коротацию<ref name=Khurana1/>. Эти радиальные токи также служат источником азимутальной компоненты магнитного поля, которая в результате прогибается назад относительно направления вращения<ref name=Khurana13/><ref name=Khurana13>[[#Khurana|Khurana]], 2004, pp. 13-16</ref>. [[Концентрация частиц]] в плазме уменьшается с 2000 см<sup>−3</sup> в торе Ио до примерно 0,2 см<sup>−3</sup> на расстоянии в 35 {{math|''R''<sub>J</sub>}}<ref name=Khurana10>[[#Khurana|Khurana]], 2004, pp. 10-12.</ref>. В средней магнитосфере, на расстоянии более чем в 20 {{math|''R''<sub>J</sub>}} от Юпитера, коротация постепенно прекращается, и плазма вращается медленнее, чем планета<ref name=Khurana1/>. В конечном счёте, на расстоянии в более чем 40 {{math|''R''<sub>J</sub>}} (во внешней магнитосфере) плазма окончательно покидает магнитное поле и уходит в межпланетное пространство через хвост магнитосферы<ref name=Russell2001-1024>[[#Russell2001|Russell]], 2001, pp. 1024—1025.</ref>. Двигаясь наружу, холодная и плотная плазма меняется местами с горячей разреженной плазмой (с температурой в 20 [[Электронвольт|кэВ]] (200 млн K) или выше), двигающейся из внешней магнитосферы<ref name=Khurana10/>. Эта плазма, приближаясь к Юпитеру и сжимаясь, [[Адиабатический процесс|адиабатически нагревается]]<ref name=Khurana20>[[#Khurana|Khurana]], 2004, pp. 20-21.</ref>, формируя радиационные пояса во внутренней магнитосфере<ref name=Khurana5/>.

=== Магнитный диск ===
В отличие от [[Магнитное поле Земли|магнитного поля Земли]], имеющего приблизительно каплеобразную форму, поле Юпитера более сплющено, больше напоминает диск и периодически качается относительно оси<ref name=depths/>. Основной причиной такой дискообразной конфигурации служит [[центробежная сила]], вызываемая коротацией плазмы и магнитного поля, а также тепловым давлением горячей плазмы. Оба явления приводят к растяжению линий магнитного поля, формируя на расстоянии свыше 20 {{math|''R''<sub>J</sub>}} от планеты сплющенную, блинообразную структуру, известную под названием «магнитный диск»<ref name=Khurana1/><ref name=Russell2001-1021>[[#Russell2001|Russell]], 2001, pp. 1021—1024.</ref>. В средней плоскости, примерно вблизи магнитного экватора, этот диск содержит тонкий токовый слой.<ref name=Krupp3/> Линии магнитного поля направлены от Юпитера над этим слоем и к Юпитеру — под ним<ref name=Russell2001-1016/>. Плазма, поступающая от Ио, значительно увеличивает размеры магнитосферы Юпитера, поскольку магнитный диск создаёт дополнительное внутреннее давление, которое уравновешивает давление солнечного ветра<ref name=Krupp15/>. Расстояние от планеты до магнитопаузы в «подсолнечной точке», равное в среднем 75 {{math|''R''<sub>J</sub>}}, в отсутствие Ио уменьшилось бы до 43 {{math|''R''<sub>J</sub>}}<ref name=Khurana1/>.

== Динамика ==

=== Ротация и радиальные токи ===
[[Файл:Currents in Jovian Magnetosphere.png|thumb|300px|Магнитное поле Юпитера и ротация токов]]
Основным движителем магнитосферы Юпитера служит процесс вращения планеты.<ref name=Blanc250>[[#Blanc|Blanc]], 2005, pp. 250—253</ref> В этом отношении Юпитер похож на устройство под названием [[униполярный генератор]]. Когда Юпитер вращается, его ионосфера движется относительно дипольного магнитного поля планеты. Так как дипольный магнитный момент указывает в направлении вращения,<ref name=Kivelson303/>[[сила Лоренца]], которая появляется в результате этого движения, движет отрицательно заряженные электроны к полюсам, а позитивно заряженные ионы движет к экватору.<ref name=Cowley1069>[[#Cowley|Cowley]], 2001, pp. 1069-76</ref> Как результат, полюса становятся негативно заряженными а регионы близкие к экватору заряженными позитивно. Так как магнитосфера Юпитера наполнена высоко-проводящей плазмой, [[электрическая цепь]] замыкается через неё.<ref name=Cowley1069/> Ток называемый постоянным{{refn|Постоянный ток в магнитосфере Юпитера не следует путать с [[Постоянный ток|постоянным током]] в электрической цепи. Последний является альтернативой [[Переменный ток|переменного]].|group=note}} течет вдоль линий магнитного поля из ионосферы в экваториальный плазменный слой. Затем ток радиально распространяется от планеты внутри экваториального плазменного слоя и в конце концов возвращается в планетарную ионосферу из внешних областей магнитосферы по силовым линиям соединенным с полюсами. Токи, которые двигаются вдоль силовых линий магнитного поля, обычно называют [[Ток Биркеланда|токами Биркеланда]].<ref name=Khurana13/> Радиальные токи взаимодействуют с магнитным полем планеты, и рождающаяся в процессе сила Лоренца ускоряют магнитосферную плазму в направлении вращения планеты. Это основной механизм, который поддерживает ротацию плазмы в юпитерианской магнитосфере.<ref name=Cowley1069/>

Ток, протекающий из ионосферы в плазменный слой, особо силен, когда соответствующая часть плазменного слоя вращается медленнее чем планета.<ref name="Cowley1069" /> Ротация ухудшается в регионе между 20 и 40 ''R''<sub>J</sub> от Юпитера. Этот регион соответствует магнитодиску, где магнитное поле сильно растянуто.<ref name=Blanc254>[[#Blanc|Blanc]], 2005, pp. 254—261</ref> Сильный постоянный ток в магнитодиске рождается в строго определённом диапазоне широт около {{nowrap|16 ± 1}}° от Юпитерианских магнитных полюсов. Эти узкие регионы соответствуют основным [[Полярное сияние|овалам полярных сияний]] Юпитера. (см.ниже.)<ref name=Cowley1083>[[#Cowley|Cowley]], 2001, pp. 1083—87</ref> Обратный ток протекающий из внешней магнитосферы в районе 50 ''R''<sub>J</sub> входит в юпитерианскую ионосферу вблизи от полюсов, и замыкает электрическую цепь. Полный радиальный ток предположительно оценивается от 60 до 140 миллионов ампер.<ref name=Khurana13/><ref name=Cowley1069/>

Ускорение плазмы в ходе ротации приводит к передаче энергии вращения Юпитера в [[Кинетическая энергия|кинетическую]] энергию плазмы.<ref name=Khurana1/><ref name=Krupp1/> В этом смысле юпитерианская магнитосфера поддерживается вращением планеты, тогда как земная в основном поддерживается солнечным ветром.<ref name=Krupp1/>

=== Перестановочная неустойчивость плазмы и перезамыкание силовых линий ===
Главная проблема в расшифровке динамики юпитерианской магнитосферы заключается в том, как происходит передача тяжелой холодной плазмы из тора Ио на расстоянии в 6 ''R''<sub>J</sub> во внешнюю магнитосферу на дистанции в 50 ''R''<sub>J</sub>.<ref name=Blanc254/> Точный механизм такого трансфера достоверно не известен, но гипотетически это может быть результатом диффузии плазмы в результате перестановочной неустойчивости плазмы. Процесс напоминает [[неустойчивость Рэлея — Тейлора]] в [[гидродинамика|гидродинамике]].<ref name=Krupp4/> В случае с юпитерианской магнитосферой [[центробежная сила]] играет роль силы тяжести; роль тяжёлой жидкости играет холодная и плотная плазма с Ио, а роль лёгкой — горячая и менее плотная плазма из внешней магнитосферы.<ref name=Krupp4/> Перестановочная неустойчивость плазмы приводит к обмену между внутренними и внешними частями магнитосферы трубками силовых линий, наполненными плазмой. Опустошённые трубки двигаются в сторону планеты, в то время как наполненные плазмой с Ио удаляются от Юпитера.<ref name=Krupp4/> Этот взаимообмен трубками силовых линий вызывает своеобразную магнитосферную [[турбулентность]].<ref name=Russell2008>[[#Russell2008|Russell]], 2008</ref>
[[Файл:Jovian magnetosphere (view from the north pole).png|thumb|left|Магнитосфера Юпитера, как она видится над северным полюсом<ref name=Krupp2007-216/>]]
Эта сугубо гипотетическая теория обмена трубками силовых линий частично подтвердилась при пролёте [[Галилео (космический аппарат)|Галилео]], который обнаружил регионы с пониженной плотностью плазмы и увеличение напряженности поля во внутренней магнитосфере.<ref name=Krupp4/> Эти пустоты могут соответствовать практически пустым трубкам силовых линий прибывающим из внешней магнитосферы. В средней магнитосфере, Галилео зафиксировал явление, которое происходит когда горячая плазма из внешней магнитосферы сталкивается с магнитодиском, что приводит к увеличению потока высокоэнергичных частиц и укрепляет магнитное поле.<ref name=Krupp7>[[#Krupp|Krupp]], 2004, pp. 7-9</ref> Однако механизм, переносящий холодную плазму вовне, пока не известен.

Когда трубки силовых линий, наполненные холодной плазмой с Ио, достигают внешней магнитосферы, они проходят через процесс [[Магнитное пересоединение|перезамыкания силовых линий]], который отделяет магнитное поле от плазмы.<ref name=Blanc254/> Затем она возвращается через внутреннюю магнитосферу в трубках силовых линий, полных горячей и менее плотной плазмой, а последняя судя по всему выбрасывается в хвост магнитосферы в форме [[плазмоид]]ов—больших сгустков плазмы. Процесс перезамыкания силовых линий может соответствовать глобальным явлениям «реконфигурирования» которые наблюдал КА Галилео, и происходившим регулярно каждые 2—3 дня.<ref name=Krupp11/> Явление реконфигурации включали в себя быстрое и хаотичное изменение напряженности магнитного поля и его направленности, а также резкие перемены в движении плазмы, которая прекращала ротацию и вытекала наружу. В основном явление наблюдалось в рассветном секторе ночной магнитосферы.<ref name=Krupp11>[[#Krupp|Krupp]], 2004, pp. 11—14</ref> Плазма течет по открытым силовым линиям вдоль хвоста магнитосферы и это называется «планетарным ветром».<ref name=Krupp3/><ref name=Khurana18>[[#Khurana|Khurana]], 2004, pp. 18—19</ref>

Явление перезамыкания силовых линий является аналогом земных [[Суббуря|магнитных суббурь]] в магнитосфере.<ref name=Blanc254/> Разница заключается в том что: земные суббури передают накопленную от солнечного ветра энергию в магнитный хвост и высвобождают её через явление пересоединения в слое из нейтральных токов в хвосте магнитосферы. Позднее формируется плазмоид который движется вдоль хвоста.<ref name=Russell2001-1011>[[#Russell2001|Russell]], 2001, p. 1011</ref> А в юпитерианской магнитосфере энергия вращения сохраняется в магнитодиске и высвобождается в виде плазмоидов, отделяющихся от диска.<ref name=Krupp11/>

=== Влияние солнечного ветра ===
В то время как динамика магнитосферы Юпитера в основном зависит от внутренних источников энергии, солнечный ветер играет вторичную роль,<ref name=Nichols>[[#Nichols|Nichols]], 2006, pp. 393—394</ref> по большей части как источник высоко-энергетических [[протон]]ов.{{refn|разделяя эту роль с Юпитерианской [[ионосфера|ионосферой]].<ref name=Khurana5/>|group=note}}<ref name=Khurana5/> Структура внешней магнитосферы демонстрирует некоторые явления свойственные магнитосфере формируемой солнечным ветром, включая выраженную утрене-вечернюю асимметрию.<ref name=Khurana13/> В частности, магнитные линии в вечернем секторе склонены в противоположную сторону относительно утреннего.<ref name=Khurana13/> Помимо этого, в утренней магнитосфере есть открытые силовые линии соединенные с магнитным хвостом, тогда как в вечерней магнитосфере, силовые линии закрыты.<ref name=Khurana17/> Эти наблюдения указывают на то что солнечный ветер вызывающий процесс перезамыкания силовых линий, известный на Земле как [[цикл Данги]], может также иметь место и в юпитерианской магнитосфере.<ref name=Blanc254/><ref name=Nichols/>

Степень влияния солнечного ветра на юпитерианскую магнитосферу на данный момент неизвестна<ref name=Krupp18>[[#Krupp|Krupp]], 2004, pp. 18-19</ref>; однако оно может быть особо сильно в периоды повышенной солнечной активности<ref name=Nichols404>[[#Nichols|Nichols]], 2006, pp. 404—405</ref>. Радио<ref name=Zarka375/>, оптические и рентгеновские излучения полярных сияний<ref name=Elsner/>, так же, как и синхротронное излучение радиационных поясов, коррелируют с давлением солнечного ветра; а значит, солнечный ветер может влиять на движение плазмы и даже регулировать внутренние процессы в магнитосфере<ref name=Krupp11/>.

== Излучение ==

=== Полярные сияния ===
[[Файл:Jupiter.Aurora.HST.mod.svg|thumb|400 px|Изображение юпитерианских полярных сияний. Показаны основные овалы полярных сияний, полярное излучение и «пятна», создаваемые естественными спутниками Юпитера]]
На Юпитере постоянно в районе обоих полюсов происходят яркие полярные сияния. В отличие от земных полярных сияний, которые преходящи и случаются только во время повышенной солнечной активности, юпитерианские полярные сияния постоянны, хотя их интенсивность меняется изо дня в день. Они состоят из трёх основных компонентов: основных овалов, ярких, относительно узких (менее 1000 км в ширину) кругообразных образований, растянувшихся около 16° от магнитных полюсов<ref name=Palier1171/>; полярных пятен от естественных спутников планеты, которые соответствуют следам магнитных силовых линий, связывающих юпитерианскую ионосферу с крупнейшими спутниками, и кратковременных выбросов полярного излучения в районе основного овала<ref name=Palier1171>[[#Palier|Palier]], 2001, pp. 1171-73</ref><ref name=Bhardwaj311>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, pp. 311—316</ref>. Излучение полярных сияний Юпитера была обнаружено во всех частях электромагнитного спектра — от радиоизлучения до рентгеновского (вплоть до 3 кэВ), но ярче всего они излучают в среднем инфракрасном излучении (длина волны 3-4 мкм и 7-14 мкм) и в дальнем ультрафиолетовом спектральных регионах (длина волны 80-180 нм)<ref name=Bhardwaj342>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, p. 342</ref>.

Основные овалы — доминирующая составляющая юпитерианских полярных сияний. У них стабильная форма и местоположение<ref name=Bhardwaj311/>, но их интенсивность сильно зависит от давления солнечного ветра: чем сильнее солнечный ветер, тем слабее сияния<ref name=Cowley2-49>[[#Cowley2|Cowley]], 2003, pp. 49-53</ref>. Основные овалы поддерживаются сильным притоком электронов, ускоренных электрическим потенциалом плазмы из магнитодиска и юпитерианской ионосферы<ref name=Bhardwaj316>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, pp. 316—319</ref>. Эти электроны несут с собой токи Биркеланда, которые поддерживают ротацию плазмы в магнитодиске<ref name=Blanc254/>. Электрический потенциал кончает расти потому, что разреженная плазма снаружи экваториального слоя может без этих токов переносить только ток ограниченной силы<ref name=Cowley1083/>. «Высыпающиеся» электроны обладают энергией в диапазоне 10-100 кэВ и проникают глубоко в атмосферу Юпитера, где они ионизируют и возбуждают молекулярный водород, вызывая ультрафиолетовое излучение<ref name=Bhardwaj306>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, pp. 306—311</ref>. Полная энергия, поступающая в ионосферу, составляет от 10 до 100 [[тераватт|ТВт]]<ref name=Bhardwaj296>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, p. 296</ref>. Токи, протекающие через ионосферу, нагревают её в ходе процесса, называемого «[[Закон Джоуля — Ленца|Джоулев нагрев]]». Этот процесс, производящий до 300 ТВт энергии, отвечает за сильное инфракрасное излучение от юпитерианских полярных сияний и частично за нагрев юпитерианской термосферы{{sfn|Miller et al.|2005|pp=335–339}}.

{| class="wikitable" style="text-align: center; float: right; margin-right: 0; margin-left: 1em;"
|+ Мощность излучения юпитерианских полярных сияний в разных частях спектра<ref name=Bhardwaj-t>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, Tables 2 and 5</ref>
|-
! Излучение || Юпитер || Пятно Ио
|-
| Радио (<0.3 МГц) || ~1 ГВт || ?
|-
| Радио (0.3-3 МГц) || ~10 ГВт || ?
|-
| Радио (3-40 МГц) || ~100 ГВт || 0.1-1 ГВт
|-
| Инфракрасное (углеводороды, 7-14 мкм) || ~40 ТВт
| rowspan="2" | 30-100 ГВт
|-
| Инфракрасное (H<sub>3</sub><sup>+</sup>, 3-4 мкм) || 4-8 ТВт
|-
| Видимое (0.385-1 мкм) || 10-100 ГВт || 0.3 ГВт
|-
| Ультрафиолетовое (80-180 нм) || 2-10 ТВт || ~50 ГВт
|-
| Рентгеновское (0.1-3 кэВ) || 1-4 ГВт || ?
|}

Так называемые «пятна» были обнаружены в соответствии с тремя галилеевыми спутниками: Ио, [[Европа (спутник)|Европа]] и [[Ганимед (спутник)|Ганимед]].{{refn|Каллисто тоже скорее всего имеет "пятно"; однако на фоне основного овала полярных сияний оно незаметно.<ref name=Clarke/>|group=note}}<ref name=Clarke>[[#Clarke|Clarke]], 2002</ref> Они заметны потому как ротация плазмы замедляется в непосредственной близости от спутников. Наиболее яркое пятно принадлежит Ио, основному источнику плазмы в магнитосфере (см.выше). Пятно Ио как считается, связано с [[Альфвеновские волны|альфвеновскими волнами]], идущими от юпитерианской ионосферы в ионосферу Ио. Пятна Европы и Ганимеда гораздо слабее, потому что эти спутники слабые источники плазмы, из за испарения водяного льда с их поверхностей.<ref name=Blanc277>[[#Blanc|Blanc]], 2005, pp. 277—283</ref>

Яркие дуги и пятна время от времени появляются внутри основных овалов. Эти кратковременные явления связывают с взаимодействием с солнечным ветром.<ref name=Bhardwaj311/> Силовые линии магнитного поля в этом регионе либо открытые либо отображаются на хвосте магнитосферы.<ref name=Bhardwaj311/> Вторичные овалы наблюдаемые внутри основных могут относится к границе между открытыми и закрытыми силовыми линиями магнитного поля или к полярным «[[Полярный касп|каспам]]».<ref name=Palier1170>[[#Palier|Palier]], 2001, pp. 1170-71</ref> Излучение полярных сияний Юпитера напоминает то что возникает вокруг земных полюсов: И те и другие появляются когда электроны ускоренные в направлении планеты, проходят процесс перезамыкания магнитных силовых линий Солнца с планетарными.<ref name=Blanc254/> Регионы в рамках основных овалов излучают немало рентгеновского излучения. В спектре рентгеновского полярного излучения есть [[спектральные линии]] сильно ионизированного кислорода и серы, которые вероятно появляются когда высокоэнергичные (сотни килоэлектронвольт) S и O ионы оседают в полярную атмосферу Юпитера. Причина этого оседания остается пока неизвестной.<ref name=Elsner>[[#Elsner|Elsner]], 2005, pp. 419—420</ref>

=== Юпитер как пульсар ===
Юпитер мощный источник [[Радиоволны|радиоволн]] в диапазоне от нескольких [[Герц (единица измерения)|килогерц]] до десятков [[Герц (единица измерения)|мегагерц]]. Радиоволны с [[Диапазон частот|частотами]] менее чем примерно 0.3 МГц (а значит с длиной волн более 1 км) называют Юпитерианским [[километр]]овым излучением (сокращённо по-английски: KOM). Радиоволны в диапазоне от 0.3 до 3 МГц (с длиной волн от 100 до 1000 м) называют гектометрическим излучением (сокращенно HOM), а излучение между 3 и 40 МГц (с длиной волн от 10 до 100 м) зовут дециметрическим излучением (или сокращенно DAM). Радиоизлучение впервые наблюдавшееся из космоса на Земле с периодичностью примерно в 10 часов, как оказалось принадлежало Юпитеру. Сильнейший участок дециметрического излучения, относящийся к Ио и системе токов: Ио-Юпитер, называется сокращенно Ио-DAM.<ref name=Zarka20160>[[#Zarka|Zarka]], 1998, pp. 20,160-168</ref>{{refn|Простое не относящееся к Ио - DAM намного слабее чем Ио-DAM, и высокочастотный хвост "HOM" излучения.<ref name=Zarka20160/>|group=note}}
[[Файл:Radio emissions of Solar System planets.png|thumb|left|300px|Спектр юпитерианского радиоизлучения в соотношении с спектром четырёх других намагниченных планет, где (N,T,S,U) означает (Нептун,Земля, Сатурн и Уран) а KR означает километровую радиацию]]
Большинство этого излучения как считается — создается за счет механизма называющегося «Циклотронной мазерной неустойчивостью», который можно наблюдать вблизи от регионов полярных сияний, когда электроны перемещаются между полюсами. Электроны вовлеченные в генерацию радиоволн, возможно те же самые что переносят токи с полюсов планеты в магнитодиск.<ref name=Zarka20173>[[#Zarka|Zarka]], 1998, pp. 20, 173—181</ref> Интенсивность радиоизлучения Юпитера как правило плавно меняется со временем; однако, Юпитер периодически излучает короткие и мощные всплески излучения (S всплески), которые могут превосходить прочие компоненты. Полная испускательная способность «DAM» компонента около 100 ГВт, совокупная для HOM/KOM компонентов около 10 ГВт. Для сравнения, Совокупная мощь радиоизлучения с Земли всего 0.1 ГВт.<ref name=Zarka20160/>

Юпитерианское радио, и корпускулярное излучение строго привязано к вращению планеты, что делает планету несколько похожей на [[пульсар]].<ref name=Hill>[[#Hill|Hill]], 1995</ref> Периодичность модуляций вероятно привязана к асимметрии в магнитосфере Юпитера, а та в свою очередь связана с наклоном магнитного момента по отношению к оси вращения планеты и с высокоширотными [[Магнитная аномалия|магнитными аномалиями]]. Физика управляющая всплесками в радиоизлучении Юпитера схожа с той же у пульсаров. Отличаются только масштабы, и потому Юпитер нередко считают очень небольшим пульсаром.<ref name=Hill/> Замечено что всплески в радиоизлучении Юпитера также связаны с повышением [[Солнечная цикличность|солнечной активности]].<ref name=Zarka20160/>

В дополнение к относительно длинноволновому радиоизлучению, Юпитер также испускает [[синхротронное излучение]] (также известное как юпитерианское дециметровое излучение или «DIM») на частотах в 0.1-15 ГГц (длина волн от 3 м до 2 см),<ref name=Zarka/> которое является [[Тормозное излучение|тормозным излучением]] релятивистских электронов захваченных во внутренние радиационные пояса планеты. Энергия электронов сопровождающих «DIM» излучение равняется 0.1 — 100 мэВ,<ref name=Santos-Costa>[[#Santos-Costa|Santos-Costa]], 2001</ref> а основной вклад в него вносят электроны с энергией от 1 до 20 меВ.<ref name=Bolton>[[#Bolton|Bolton]], 2002</ref> Это излучение хорошо понятно и изучено, использовалось с начала 1960-х для изучения структуры планетарного магнитного поля и радиационных поясов.<ref name=Zarka384>[[#Zarka2|Zarka]], 2005, pp. 384—385</ref> Частицы в радиационных поясах происходят из внешней магнитосферы и адиабатически ускоряются, когда попадают во внутреннюю.<ref name=Khurana20/>

Магнитосфера Юпитера выбрасывает потоки из высоко-энергетических электронов и ионов (с энергией до десятков меВ), которые достигают Земной орбиты.<ref name=Krupp17>[[#Krupp|Krupp]], 2004, pp. 17-18</ref> Эти потоки частиц высоко [[Коллимация|коллимированы]] и разнятся в зависимости от периода вращения планеты как и радиоизлучение. В этом отношении Юпитер также напоминает пульсар.<ref name=Hill/>

== Взаимодействие с кольцами и спутниками ==
{{See also|Кольца Юпитера|Космическое выветривание}}
Обширная магнитосфера Юпитера охватывает собой орбиты и четыре [[Галилеевы спутники|галилеевых]] спутника и кольцевую систему.<ref name=Kivelson2-2/> Вращаясь по орбите вблизи от магнитного экватора, эти тела служат и как источники и как поглотители магнитосферной плазмы, а энергетические частицы из магнитосферы изменяют их поверхности. Частицы [[Ионное распыление|распыляют]] материю с поверхности и вызывают химические реакции через [[радиолиз]].<ref name=Johnson-1>[[#Johnson|Johnson]], 2004, pp. 1-2</ref> Плазменная ротация с планеты означает что плазма в основном взаимодействует с ведущими полушариями спутников, вызывая асимметрию полушарий.<ref name=Johnson-3>[[#Johnson|Johnson]], 2004, pp. 3-5</ref> С другой стороны, крупные магнитные поля спутников вносят свой вклад в магнитосферу Юпитера.<ref name=Kivelson2-2/>
[[Файл:Jupiter radio.jpg|thumb|Переменчивость радиационных поясов Юпитера]]
Близкие к Юпитеру планетарные кольца и малые спутники поглощают высоко-энергетические частицы (с энергией более 10 кэВ) из радиационных поясов.<ref name=Burns1/> Это создает заметные перемены в пространственном распределении поясов и влияет на дециметровое синхротронное излучение. Интересно что само существование колец Юпитера было предположено на основании данных с КА ''[[Пионер-11]]'', который обнаружил резкое падение количества высоко-энергетических ионов вблизи от планеты.<ref name=Burns1>[[#Burns|Burns]], 2004, pp. 1-2</ref> Планетарное магнитное поле сильно влияет на движение суб-микрометровых частиц колец, которые получают электрический заряд под влиянием солнечного [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолета]]. Их поведение сходно с поведением ротационных [[ион]]ов.<ref name=Burns12>[[#Burns|Burns]], 2004, pp. 12-14</ref> Резонансное взаимодействие между ротационным и орбитальным движением отвечает за появление так называемого «кольца Гало» (расположенного между 1.4 и 1.71 ''R''<sub>J</sub> от планеты), которое состоит из субмикрометровых частиц на сильно [[Кеплеровы элементы орбиты|наклоненных]] и [[Кеплеровы элементы орбиты|эксцентричных]] орбитах.<ref name=Burns10>[[#Burns|Burns]], 2004, pp. 10-11</ref> Частицы происходят из Основного кольца; когда они дрейфуют в сторону Юпитера, их орбиты меняются в соответствии с сильным 3:2 «резонансом Лоренца» расположенным на дистанции в 1.71 ''R''<sub>J</sub>, который увеличивает их наклонение и эксцентриситет.{{refn|Резонанс Лоренца — это резонанс, существующий между орбитальной скоростью частиц и периодом вращения планеты. Если соотношение их угловых частот - ''m'':''n'' ([[рациональное число]]) то ученые называют это ''m'':''n''-резонансом Лоренца. В случае резонанса 3:2 частица на расстоянии 1,71&nbsp;''R''<sub>J</sub> от Юпитера успевает сделать 3 оборота вокруг планеты за время, за которое планетарное магнитное поле успевает сделать два.<ref name=Burns17/>|group=note}} Другой 2:1 резонанс Лоренца на расстоянии 1,4 Rj определяет внутреннюю границу кольца Гало.<ref name=Burns17>[[#Burns|Burns]], 2004, pp. 17-19</ref>

Все Галилеевы спутники обладают тонкими атмосферами с поверхностным давлением в диапазоне от 0.01 до 1 [[Бар (единица измерения)|нанобар]], но при этом обладают значительными [[ионосфера]]ми с плотностью электронов от 1,000 до 10,000 см<sup>−3</sup>.<ref name=Kivelson2-2>[[#Kivelson2|Kivelson]], 2004, pp. 2-4</ref> Ротационная холодная магнитосферная плазма частично отводится ими благодаря токам создающимся их ионосферами, и создающим структуры именуемые «альфвеновскими крыльями».<ref name=Kivelson2-8>[[#Kivelson2|Kivelson]], 2004, pp. 8-10</ref> Взаимодействие крупных спутников с ротационными потоками напоминает взаимодействие [[солнечный ветер|солнечного ветра]] с планетами без магнитного поля — такими как [[Венера]], обычно скорость ротации [[Скорость звука|дозвуковая]] (скорость варьируется от 74 до 328 м/с), что предотвращает формирование головной [[Головная ударная волна|ударной волны]].<ref name=Kivelson2-1>[[#Kivelson2|Kivelson]], 2004, pp. 1-2</ref> Давление от ротационной плазмы удаляет газы из атмосферы спутников (особо на Ио), и многие из их атомов ионизируются и вовлекаются в ротацию. Этот процесс создает газовые и плазменные торы вблизи от орбит спутников и среди них тор Ио наиболее заметен.<ref name="Kivelson2-2" /> В сущности, Галилеевы спутники (в основном Ио) служат основными источниками плазмы в юпитерианской внутренней и средней магнитосфере. Между тем, энергетические частицы в основном не зависят от альфвеновских крыльев и имеют свободный доступ к поверхности спутников (исключая Ганимед).<ref name=Cooper137>[[#Cooper|Cooper]], 2001, pp. 137,139</ref>
[[Файл:PIA04433 Jupiter Torus Diagram cr.jpg|thumb|left|Плазменный торус создаваемый Ио и Европой]]
Ледяные Галилеевы спутники, [[Европа (спутник)|Европа]], [[Ганимед (спутник)|Ганимед]] и [[Каллисто (спутник)|Каллисто]], все создают индукционный магнитный момент в ответ на изменения в Юпитерианском магнитном поле. Эти различные магнитные моменты создают дипольные магнитные поля вокруг них, которые компенсируют изменения окружающей среды.<ref name=Kivelson2-2/> Как считается, индукция происходит в приповерхностных слоях с солёной водой, которая, как считается, есть на всех крупных ледяных спутниках Юпитера. В этих подземных океанах могла бы существовать жизнь, и доказательства их существования были одним из самых важных открытий [[Галилео (космический аппарат)|Галилео]].<ref name=Kivelson2-10>[[#Kivelson2|Kivelson]], 2004, pp. 10-11</ref>

Взаимодействие юпитерианской магнитосферы с Ганимедом, у которого есть соответственный магнитный момент, отличается от его взаимодействия со спутниками, лишёнными магнитных полей.<ref name=Kivelson2-10/> Внутреннее магнитное поле Ганимед создает своего рода полость внутри магнитосферы Юпитера с диаметром в примерно два Ганимедовых, своего рода мини-магнитосферу внутри Юпитерианской. Магнитное поле Ганимеда заставляет ротационную плазму обтекать его стороной. Это также служит защитой экваториальным районам спутника, где силовые магнитные линии закрыты, от энергетических частиц. Однако те свободно ударяются о поверхность спутника в районе полюсов, где силовые магнитные линии по прежнему открыты.<ref name=Kivelson2-16>[[#Kivelson2|Kivelson]], 2004, pp. 16-18</ref> Множество энергетических частиц захватываются в районе экватора Ганимеда, создавая миниатюрные радиационные пояса.<ref name=Williams1>[[#Williams|Williams]], 1998, p. 1</ref> Электроны большой энергии, входящие в тонкую атмосферу спутника, отвечают за наблюдаемые на Ганимеде полярные сияния.<ref name=Kivelson2-16/>

Заряженные частицы оказывают значимое влияние на поверхностные характеристики Галилеевых спутников. Плазма, происходящая с Ио, уносит с собой немало ионов серы и натрия далеко от спутника,<ref name=Cooper154>[[#Cooper|Cooper]], 2001, pp. 154—156</ref> где они оседают в основном на ведомых полушариях Европы и Ганимеда.<ref name=Johnson-15>[[#Johnson|Johnson]], 2004, pp. 15-19</ref> На Каллисто, однако, по неизвестным причинам сера скапливается в районе ведущего полушария.<ref name=Hibbitts>[[#Hibbitts|Hibbitts]], 2000, p. 1</ref> Плазма также скорее всего отвечает за потемнение ведомых полушарий Галилеевых спутников (опять же, за исключением Каллисто).<ref name=Johnson-3/> Электроны большой энергии и ионы единым потоком бомбардируют поверхностный лёд спутников и вызывают [[радиолиз]] воды и прочих [[Химическое соединение|химических соединений]]. Частицы высокой энергии разбивают воду на [[кислород]] и [[водород]], поддерживая тонкую кислородную атмосферу ледяных спутников (потому как водород улетучивается более быстро). Соединения, получаемые поверхностями Галилеевых спутников через радиолиз, также включают [[озон]] и [[пероксид водорода]].<ref name=Johnson-8/> Если есть органика или [[карбонаты]], должны быть и [[диоксид углерода]], [[метанол]] и [[угольная кислота]]. При наличии серы будут присутствовать диоксид серы, [[персульфид водорода]] и [[серная кислота]].<ref name=Johnson-8>[[#Johnson|Johnson]], 2004, pp. 8-13</ref> [[Окислитель|Окислители]], образующиеся при радиолизе, такие как кислород и озон, могут замерзать во льдах и попадать на дно подледных океанов, и служить возможными источниками для жизни.<ref name="Cooper154" />

== Открытие ==
[[Файл:Ulysses at Jupiter.jpg|thumb|Путь КА [[Улисс (космический аппарат)|Улисс]] через магнитосферу Юпитера в 1992 году]]

Первые свидетельства существования магнитного поля у Юпитера появились в 1955 году с открытием его декаметрового радиоизлучения.<ref name=Burke>[[#Burke|Burke]], 1955</ref> Так как спектр декаметрового радиоизлучения продолжался до 40 [[Герц (единица измерения)|МГц]], астрономы предположили, что Юпитер должен обладать магнитным полем с напряженностью около 1 милли[[Тесла (единица измерения)|теслы]] (10 [[Гаусс (единица измерения)|гауссов]]).<ref name=Zarka>[[#Zarka2|Zarka]], 2005, pp. 371—375</ref>

В 1959 году наблюдения в [[Микроволновое излучение|микроволновой]] части электромагнитного спектра (0,1-10 [[Герц (единица измерения)|ГГц]]) привели к открытию юпитерианского [[дециметр]]ового радиоизлучения (DIM) и к осознанию того что это [[синхротронное излучение]], испускаемое [[пучок релятивистских электронов|релятивистскими электронами]], захваченными в радиационных поясах планеты.<ref name=Drake>[[#Drake|Drake]], 1959</ref> Полученные данные о синхротронном излучении использовались для оценки количества и энергии электронов вокруг Юпитера, а также привели к улучшению оценки магнитного момента и его наклона.<ref name=Khurana5/>

К 1973 году магнитный момент был почти точно известен, а его наклон установили как 10°.<ref name=Russell1993-715/> Модуляции в декаметровом диапазоне, вызванные [[Ио (спутник)|Ио]] (так называемое излучение Io-DAM), были открыты в 1964 году и позволили уточнить [[период вращения]] планеты.<ref name=Zarka375>[[#Zarka2|Zarka]], 2005, pp. 375—377</ref> Окончательное подтверждение существования магнитного поля Юпитера произошло в 1973 году, когда в окрестностях планеты пролетел «[[Пионер-10]]».<ref name=Smith>[[#Smith|Smith]], 1974</ref>{{refn|На борту Пионера-10 был векторный [[магнитометр]], который позволил измерить магнитное поле напрямую. Зонд также наблюдал за плазмой и энергетическими частицами{{уточнить}}.<ref name=Smith/>|group=note}}

== Исследования после 1970-х годов ==
На 2015 год, в общей сложности 8 космических аппаратов пролетали в непосредственной близости от Юпитера и все они внесли свой вклад в понимание магнитосферы этой планеты-гиганта. Первым космическим зондом достигшим Юпитера — был [[Пионер-10]] в декабре 1973 года, и прошедший на дистанции в 2.9 ''R''<sub>J</sub><ref name=Russell1993-715/> от центра планеты.<ref name=Smith/> Его близнец — [[Пионер-11]] посетил Юпитер годом позднее, следуя по высоко-наклонной траектории и прошел уже ближе — в 1.6 ''R''<sub>J</sub> от планеты.<ref name=Russell1993-715/>

Программа Пионер помогла лучше понять внутреннее магнитное поле Юпитера.<ref name=Khurana1/> Уровень радиации вблизи от Юпитера оказался в десять раз более мощным чем разработчики аппаратов ''Пионер''' ожидали, и это родило сомнение в том что аппараты переживут пролёт; однако, несмотря на некоторые сбои, Пионерам удалось пройти сквозь радиационные пояса, сохраненные тем фактом что магнитосфера Юпитера «болталась» немного вверх по траектории полета, удаляясь от аппарата. Однако, Пионер 11 потерял большую часть фотографий Ио, что вызвало сбои в работе бортового [[Поляриметр]]а и заставило его принимать спорадические команды. Последовавшие за «Пионерами» — ''[[Вояджер]]ы'' были переработаны таким образом чтобы оставаться работоспособными даже в агрессивной радиационной среде.<ref name=depths>[[#Wolverton|Wolverton]], 2004, pp. 100—157</ref>

Вояджеры 1 и 2 прибыли к Юпитеру в 1979—1980 годах и проследовали практически в экваториальной плоскости. [[Вояджер-1]] проследовал на расстоянии в 5 ''R''<sub>J</sub> от центра планеты,<ref name=Russell1993-715/> и первым столкнулся плазменным тором Ио.<ref name=Khurana1/> [[Вояджер-2]] прошел на расстоянии в 10 ''R''<sub>J</sub><ref name=Russell1993-715/> и обнаружил токи в экваториальной плоскости. Следующим зондом, прошедшим около Юпитера, стал в 1992 году [[Улисс (космический аппарат)|Улисс]], изучивший полярную магнитосферу.<ref name=Khurana1/>

[[Галилео (космический аппарат)|Галилео]] вращался на орбите вокруг Юпитера с 1995 по 2003 год, и обеспечил всеохватывающее покрытие Юпитерианской магнитосферы в экваториальной плоскости вплоть до расстояния в 100 ''R''<sub>J</sub>. Также были исследованы магнитный хвост и рассветная с закатной частью магнитосферы.<ref name=Khurana1/> Несмотря на то что Галилео успешно выдержал тяжелую радиационную обстановку вблизи от Юпитера, все равно возникали технические неполадки. В частности [[гироскоп]]ы работали с ошибками. Несколько раз [[Электрическая дуга|электрические дуги]], прошедшие между вращающимися и неподвижными частями зонда, вызвали его переход в [[Безопасный режим (космические аппараты)|безопасный режим]], что привело к полной утрате данных о 16, 18 и 33 пролетах. Радиация также вызвала фазовые сдвиги в считавшемся ультра-стабильным [[Кварцевый генератор|кварцевом генераторе]].<ref name=Fieseler>[[#Fieseler|Fieseler]], 2002</ref>

Когда КА [[Кассини-Гюйгенс|Кассини]] пролетал около Юпитера в 2000 году, он координировал измерения с Галилео.<ref name=Khurana1/> Последним же зондом, пролетавшим мимо Юпитера, были «[[Новые горизонты]]» в 2007 году, проведшие уникальные в своем роде исследования магнитного хвоста, и пролетев вдоль него 2500 ''R''<sub>J</sub>.<ref name=Krupp2007-216>[[#Krupp2007|Krupp]], 2007, p. 216</ref> Тем не менее охват и покрытие Юпитерианской магнитосферы остается слабым. Будущие исследования ([[Юнона (космический аппарат)|Юнона]], например) будут иметь важное значение для понимания динамики магнитосферы этой планеты.<ref name=Khurana1/>

В 2003 году [[НАСА]] провело и опубликовало концептуальное исследование под названием «исследование человечеством внешних планет» (англ. HOPE) в отношении будущего освоения людьми внешней Солнечной системы. Обсуждалась возможность постройки поверхностной базы на Каллисто, благодаря низкому уровню радиации из за удаления от Юпитера, и геологической стабильности спутника. Каллисто на данный момент единственный галилеев спутник Юпитера, разведка которого человеком возможна. Уровень [[Ионизирующее излучение|ионизирующего излучения]] на Ио, Европе и Ганимеде невыносим для человеческого организма, и адекватные меры противодействия ему ещё только предстоит разработать.<ref name=Trautman>[[#Troutman|Troutman]], 2003</ref>

== Примечания ==
{{примечания|group=note}}

== Источники ==
{{примечания|узкие}}

== Цитируемые источники ==
{{refbegin|30em}}
* {{статья |заглавие=Auroral emissions of the giant planets |издание={{Нп3|Reviews of Geophysics}} |том=38 |номер=3 |страницы=295—353 |ссылка=http://www.bu.edu/csp/uv/cp-aeronomy/Bhardwaj_Gladstone_RG_2000.pdf |doi=10.1029/1998RG000046 |ref=Bhardwaj |bibcode=2000RvGeo..38..295B |язык=en |автор=Bhardwaj, A.; Gladstone, G.R. |год=2000 |тип=journal}}
* {{статья |заглавие=Solar System magnetospheres |том=116 |номер=1—2 |страницы=227—298 |doi=10.1007/s11214-005-1958-y |bibcode=2005SSRv..116..227B |издание=[[Space Science Reviews]] |ref=Blanc |язык=en |автор=Blanc, M.; Kallenbach, R.; Erkaev, N. V. |год=2005 |тип=journal |издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]] }}
* {{статья |заглавие=Ultra-relativistic electrons in Jupiter's radiation belts |том=415 |номер=6875 |pmid=11875557 |страницы=987—991 |doi=10.1038/415987a |ссылка=http://www.nature.com/nature/journal/v415/n6875/full/415987a.html |издание=Nature |ref=Bolton |bibcode=2002Natur.415..987B |язык=en |тип=journal |автор=Bolton, S.J.; Janssen, M. et al. |год=2002}}
* {{статья |заглавие=Observations of a variable radio source associated with the planet Jupiter |том=60 |номер=2 |страницы=213—217 |doi=10.1029/JZ060i002p00213 |bibcode=1955JGR....60..213B |издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}} |ref=Burke |язык=en |тип=journal |автор=Burke, B.F.; Franklin, K. L. |год=1955}}
* {{cite encyclopedia|last=Burns|first=J.A. |last2=Simonelli|first2=D. P. |last3=Showalter |last4=Hamilton |last5=Porco |last6=Throop |last7=Esposito |title=Jupiter's ring-moon system |encyclopedia= Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere|date=2004|publisher=Cambridge University Press|editor= Bagenal, F. |display-editors= etal |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf| chapter-format=PDF| isbn= 0-521-81808-7|ref=Burns|bibcode=2004jpsm.book..241B |pages=241}}
* {{статья |заглавие=Ultraviolet emissions from the magnetic footprints of Io, Ganymede and Europa on Jupiter |том=415 |номер=6875 |pmid=11875560 |страницы=997—1000 |doi=10.1038/415997a |ссылка=http://www2.iap.fr/users/lotfi/jupiter.pdf |издание=Nature |ref=Clarke |язык=en |тип=journal |автор=Clarke, J.T.; Ajello, J. et al. |год=2002}}
* {{статья |заглавие=Energetic ion and electron irradiation of the icy Galilean satellites |том=139 |номер=1 |страницы=133—159 |doi=10.1006/icar.2000.6498 |ссылка=http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf |издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]] |ref=Cooper |bibcode=2001Icar..149..133C |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090225131107/http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf |archivedate=2009-02-25 |accessdate=2012-04-01 |язык=en |тип=journal |автор=Cooper, J. F.; Johnson, R. E. et al. |год=2001 |издательство=[[Elsevier]] }} {{Wayback|url=http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf |date=20090225131107 }}
* {{статья |заглавие=Origin of the main auroral oval in Jupiter's coupled magnetosphere–ionosphere system |том=49 |номер=10—11 |страницы=1067—1066 |doi=10.1016/S0032-0633(00)00167-7 |bibcode=2001P&SS...49.1067C |издание=[[Planetary and Space Science]] |ref=Cowley |язык=en |тип=journal |автор=Cowley, S.W. H.; Bunce, E. J. |год=2001}}
* {{статья |заглавие=Modulation of Jovian middle magnetosphere currents and auroral precipitation by solar wind-induced compressions and expansions of the magnetosphere: initial response and steady state |том=51 |номер=1 |страницы=31—56 |doi=10.1016/S0032-0633(02)00130-7 |bibcode=2003P&SS...51...31C |издание=[[Planetary and Space Science]] |ref=Cowley2 |язык=en |тип=journal |автор=Cowley, S.W. H.; Bunce, E. J. |год=2003}}
* {{статья |заглавие=Non-thermal microwave radiation from Jupiter |том=64 |страницы=329 |doi=10.1086/108047 |bibcode=1959AJ.....64S.329D |издание=[[The Astronomical Journal|Astronomical Journal]] |ref=Drake |язык=en |автор=Drake, F. D.; Hvatum, S. |год=1959 |тип=journal}}
* {{статья |заглавие=X-ray probes of magnetospheric interactions with Jupiter's auroral zones, the Galilean satellites, and the Io plasma torus |том=178 |номер=2 |страницы=417—428 |doi=10.1016/j.icarus.2005.06.006 |ссылка=http://wwwastro.msfc.nasa.gov/research/papers/icarus.pdf |издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]] |ref=Elsner |bibcode=2005Icar..178..417E |язык=en |тип=journal |автор=Elsner, R. F.; Ramsey, B. D. et al. |год=2005 |издательство=[[Elsevier]] }}
* {{статья |заглавие=The radiation effects on Galileo spacecraft systems at Jupiter |том=49 |номер=6 |страницы=2739—2758 |doi=10.1109/TNS.2002.805386 |ссылка=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/11661/1/02-0220.pdf |издание=Nuclear Science |ref=Fieseler |bibcode=2002ITNS...49.2739F |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110719204111/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/11661/1/02-0220.pdf |archivedate=2011-07-19 |accessdate=2012-04-01 |язык=en |тип=journal |автор=Fieseler, P.D.; Ardalan, S. M. et al. |год=2002}} {{Wayback|url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/11661/1/02-0220.pdf |date=20110719204111 }}
* {{статья |заглавие=Space physics and astronomy converge in exploration of Jupiter's Magnetosphere |том=8 |страницы=6 |ссылка=http://www.agu.org/sci_soc/hill.html |издание=Earth in Space |ref=Hill |archiveurl=https://web.archive.org/web/19970501040601/http://www.agu.org/sci_soc/hill.html |archivedate=1997-05-01 |bibcode=1995EOSTr..76..313H |doi=10.1029/95EO00190 |номер=32 |язык=en |тип=journal |автор=Hill, T. W.; Dessler, A. J. |год=1995}}
* {{статья |заглавие=Distribution of CO<sub>2</sub> and SO<sub>2</sub> on the surface of Callisto |том=105 |номер=E9 |страницы=22,541—557 |bibcode=2000JGR...10522541H |издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}} |doi=10.1029/1999JE001101 |ref=Hibbitts |язык=en |тип=journal |автор=Hibbitts, C.A.; McCord, T.B.; Hansen, T.B. |год=2000}}
* {{cite encyclopedia |url=http://people.virginia.edu/~rej/papers04/chap20.pdf |chapter-format=PDF |title=Radiation Effects on the Surfaces of the Galilean Satellites |first=R.E. |last=Johnson |author2=Carlson, R.V. |display-authors=etal |isbn=0-521-81808-7 |encyclopedia=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere |publisher=Cambridge University Press |editor=Bagenal, F. |display-editors=etal |date=2004 |ref=Johnson }} {{Wayback|url=http://people.virginia.edu/~rej/papers04/chap20.pdf |date=20160430070737 }}
* {{cite encyclopedia|url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/279-Ch24.pdf | chapter-format=PDF| title= The configuration of Jupiter's magnetosphere | first=K.K. | last=Khurana |author2=Kivelson, M. G. |display-authors=etal| isbn= 0-521-81808-7| encyclopedia=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere|publisher=Cambridge University Press|editor= Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.|date=2004|ref=Khurana}}
* {{статья |ссылка=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/285-SSR11629905.pdf |заглавие=The current systems of the Jovian magnetosphere and ionosphere and predictions for Saturn |издание=[[Space Science Reviews]] |издательство=Springer |том=116 |номер=1—2 |страницы=299—318 |doi=10.1007/s11214-005-1959-x |ref=Kivelson |bibcode=2005SSRv..116..299K |язык=en |тип=journal |автор=Kivelson, M.G. |год=2005}}
* {{cite encyclopedia|url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/277-Ch21.pdf | chapter-format=PDF| title= Magnetospheric interactions with satellites| first=M.G. | last=Kivelson |author2=Bagenal, F. |display-authors=etal| isbn= 0-521-81808-7| encyclopedia=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere|publisher=Cambridge University Press|editor= Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.|date=2004|ref=Kivelson2}}
* {{cite encyclopedia|url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/280-Ch25.pdf| chapter-format=PDF| title= Dynamics of the Jovian Magnetosphere | first=N. | last=Krupp |author2=Vasyliunas, V.M. |display-authors=etal| isbn= 0-521-81808-7| encyclopedia=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere|publisher=Cambridge University Press|editor= Bagenal, F.|display-editors= etal|date=2004|ref=Krupp}}
* {{статья |заглавие=New surprises in the largest magnetosphere of Our Solar System |издание=Science |том=318 |номер=5848 |страницы=216—217 |bibcode=2007Sci...318..216K |pmid=17932281 |doi=10.1126/science.1150448 |ref=Krupp2007 |язык=en |тип=journal |автор=Krupp, N. |год=2007}}
* {{h|Miller et al.|2005|3=Miller, Steve; Aylward, Alan; Millward, George. {{статья |doi=10.1007/s11214-005-1960-4 |заглавие=Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: The Importance of Ion-Neutral Coupling |издание=[[Space Science Reviews]] |том=116 |номер=1—2 |страницы=319—343 |bibcode=2005SSRv..116..319M |язык=en |тип=journal |год=2005 |издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]] }}}}
* {{статья |doi=10.5194/angeo-24-393-2006 |заглавие=Magnetopause reconnection rate estimates for Jupiter's magnetosphere based on interplanetary measurements at ~5 AU |издание={{Нп3|Annales Geophysicae}} |том=24 |номер=1 |страницы=393—406 |ссылка=http://www.ann-geophys.net/24/393/2006/angeo-24-393-2006.html |ref=Nichols |bibcode=2006AnGeo..24..393N |язык=en |тип=journal |автор=Nichols, J. D.; Cowley, S. W. H.; McComas, D. J. |год=2006}}
* {{статья |заглавие=More about the structure of the high latitude Jovian aurorae |издание=[[Planetary and Space Science]] |том=49 |номер=10—11 |страницы=1159—1173 |bibcode=2001P&SS...49.1159P |doi=10.1016/S0032-0633(01)00023-X |ref=Palier |язык=en |тип=journal |автор=Palier, L.; Prangé, Renée |год=2001}}
* {{статья |заглавие=Planetary Magnetospheres |издание={{Нп3|Reports on Progress in Physics}} |том=56 |номер=6 |страницы=687—732 |ссылка=http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/56/6/001/rp930601.pdf |doi=10.1088/0034-4885/56/6/001 |ref=Russell1993 |bibcode=1993RPPh...56..687R |язык=en |автор=Russell, C.T. |год=1993 |тип=journal}}
* {{статья |заглавие=The dynamics of planetary magnetospheres |издание=[[Planetary and Space Science]] |том=49 |номер=10—11 |страницы=1005—1030 |bibcode=2001P&SS...49.1005R |doi=10.1016/S0032-0633(01)00017-4 |ref=Russell2001 |язык=en |автор=Russell, C.T. |год=2001 |тип=journal}}
* {{статья |заглавие=The magnetospheres of Jupiter and Saturn and their lessons for the Earth |издание={{Нп3|Advances in Space Research}} |том=41 |номер=8 |страницы=1310—1318 |ссылка=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/magnetospheres_jupiter_saturn.pdf |doi=10.1016/j.asr.2007.07.037 |ref=Russell2008 |bibcode=2008AdSpR..41.1310R |язык=en |тип=journal |автор=Russell, C.T.; Khurana, K.K.; Arridge, C.S.; Dougherty, M.K. |год=2008 |издательство=[[Elsevier]] |archiveurl=https://web.archive.org/web/20120215071132/http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/magnetospheres_jupiter_saturn.pdf |archivedate=2012-02-15 }}
* {{статья |заглавие=Modeling the inner Jovian electron radiation belt including non-equatorial particles |издание=[[Planetary and Space Science]] |том=49 |номер=3—4 |страницы=303—312 |bibcode=2001P&SS...49..303S |doi=10.1016/S0032-0633(00)00151-3 |ref=Santos-Costa |язык=en |тип=journal |автор=Santos-Costa, D.; Bourdarie, S.A. |год=2001}}
* {{статья |заглавие=The Planetary Magnetic Field and Magnetosphere of Jupiter: Pioneer 10 |издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}} |том=79 |номер=25 |страницы=3501—3513 |bibcode=1974JGR....79.3501S |doi=10.1029/JA079i025p03501 |ref=Smith |язык=en |тип=journal |автор=Smith, E. J.; Davis, L. Jr. et al. |год=1974}}
* {{статья |заглавие=Revolutionary concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE) |издание=American Institute of Physics Conference Proceedings |том=654 |страницы=821—828 |doi=10.1063/1.1541373 |ref=Troutman |язык=en |тип=journal |автор=Troutman, P.A.; Bethke, K. et al. |число=28 |месяц=1 |год=2003}}
* {{статья |заглавие=Properties of Ganymede's magnetosphere as revealed by energetic particle observations |издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}} |том=103 |номер=A8 |страницы=17,523—534 |bibcode=1998JGR...10317523W |doi=10.1029/98JA01370 |ref=Williams |язык=en |тип=journal |автор=Williams, D.J.; Mauk, B.; McEntire, R. W. |год=1998}}
* {{книга |заглавие=The Depths of Space |ссылка=https://archive.org/details/depthsofspacesto0000wolv |издательство={{Нп3|Joseph Henry Press}} |isbn=978-0-309-09050-6 |ref=Wolverton |язык=und |автор=Wolverton, M. |год=2004}}
* {{статья |заглавие=Auroral radio emissions at the outer planets: Observations and theory |издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}} |том=103 |номер=E9 |страницы=20,159—194 |bibcode=1998JGR...10320159Z |doi=10.1029/98JE01323 |ref=Zarka |язык=en |тип=journal |автор=Zarka, P.; Kurth, W. S. |год=1998}}
* {{статья |заглавие=Radio wave emissions from the outer planets before Cassini |издание=[[Space Science Reviews]] |том=116 |номер=1—2 |страницы=371—397 |bibcode=2005SSRv..116..371Z |doi=10.1007/s11214-005-1962-2 |ref=Zarka2 |язык=en |тип=journal |автор=Zarka, P.; Kurth, W. S. |год=2005 |издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]] }}
{{refend}}

== Рекомендуется к прочтению ==
{{refbegin}}
* {{статья |заглавие=The magnetosphere of Jupiter |издание={{Нп3|Annual Review of Astronomy and Astrophysics}} |том=7 |номер=1 |страницы=577—618 |bibcode=1969ARA&A...7..577C |doi=10.1146/annurev.aa.07.090169.003045 |язык=en |автор=Carr, Thomas D.; Gulkis, Samuel |год=1969 |тип=journal}}
* {{статья |заглавие=A note on the vector potential of Connerney et al.'s model of the equatorial current sheet in Jupiter's magnetosphere |издание=[[Planetary and Space Science]] |том=49 |номер=10—11 |страницы=1115—1123 |bibcode=2001P&SS...49.1115E |doi=10.1016/S0032-0633(00)00164-1 |язык=en |тип=journal |автор=Edwards, T.M.; Bunce, E.J.; Cowley, S.W.H. |год=2001}}
* {{статья |заглавие=A pulsating auroral X-ray hot spot on Jupiter |издание=Nature |том=415 |номер=6875 |страницы=1000—1003 |pmid=11875561 |ссылка=http://www.nature.com/nature/journal/v415/n6875/full/4151000a.html |doi=10.1038/4151000a |bibcode=2002Natur.415.1000G |язык=en |автор=Gladstone, G.R.; Waite, J.H.; Grodent, D. |год=2002 }}
* {{статья |заглавие=Sheared magnetic field structure in Jupiter's dusk magnetosphere: Implications for return currents |издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}} |том=107 |номер=A7 |страницы=1116 |ссылка=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/262-2001JA000251.pdf |doi=10.1029/2001JA000251 |bibcode=2002JGRA..107.1116K |язык=en |тип=journal |автор=Kivelson, Margaret G.; Khurana, Krishan K.; Walker, Raymond J. |год=2002}}
* {{статья |заглавие=Transport and acceleration of plasma in the magnetospheres of Earth and Jupiter and expectations for Saturn |издание={{Нп3|Advances in Space Research}} |том=36 |номер=11 |страницы=2077—2089 |ссылка=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/287-ASR362077.pdf |doi=10.1016/j.asr.2005.05.104 |bibcode=2005AdSpR..36.2077K |язык=en |тип=journal |автор=Kivelson, M.G. |год=2005 |издательство=[[Elsevier]] }}
* {{статья |заглавие=First evidence of IMF control of Jovian magnetospheric boundary locations: Cassini and Galileo magnetic field measurements compared |издание=[[Planetary and Space Science]] |том=51 |номер=A7 |страницы=891—898 |ссылка=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/270-PSS51891.pdf |doi=10.1016/S0032-0633(03)00075-8 |bibcode=2003P&SS...51..891K |язык=en |тип=journal |автор=Kivelson, Margaret G.; Southwood, David J. |год=2003}}
* {{статья |заглавие=Diverse Plasma Populations and Structures in Jupiter's Magnetotail |издание=Science |том=318 |номер=5848 |страницы=217—220 |pmid=17932282 |bibcode=2007Sci...318..217M |doi=10.1126/science.1147393 |язык=en |тип=journal |автор=McComas, D.J.; Allegrini, F.; Bagenal, F. et al. |год=2007}}
* {{статья |заглавие=Hot plasma heavy ion abundance in the inner Jovian magnetosphere (<10 Rj) |издание=[[Planetary and Space Science]] |том=49 |номер=3—4 |страницы=275—282 |bibcode=2001P&SS...49..275M |doi=10.1016/S0032-0633(00)00148-3 |язык=en |тип=journal |автор=Maclennan, G.G.; Maclennan, L.J.; Lagg, Andreas |год=2001}}
* {{статья |заглавие=The rotation period of Jupiter |издание=Geophysics Research Letters |том=28 |номер=10 |страницы=1911—1912 |ссылка=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/245-2001GL012917.pdf |doi=10.1029/2001GL012917 |bibcode=2001GeoRL..28.1911R |язык=und |автор=Russell, C.T.; Yu, Z.J.; Kivelson, M.G. |год=2001}}
* {{статья |заглавие=Low-frequency limit of Jovian radio emissions and implications on source locations and Io plasma wake |издание=[[Planetary and Space Science]] |том=49 |номер=10—11 |страницы=1137—1149 |bibcode=2001P&SS...49.1137Z |doi=10.1016/S0032-0633(01)00021-6 |язык=en |тип=journal |автор=Zarka, Philippe; Queinnec, Julien; Crary, Frank J. |год=2001}}
{{refend}}

{{Юпитер}}

[[Категория:Юпитер]]
[[Категория:Магнитосферы небесных тел]]
{{Навигационная таблица/Портал/Русская Википедия}}
[[Категория:Русская Википедия]]
[[Категория:Википедия]]
[[Категория:Статья из Википедии]]
[[Категория:Статья из Русской Википедии]]