Magnetosfera de Júpiter
Cavidad creada en el viento solar

Magnetosfera de Júpiter
Imagen en falso color de las auroras en el polo norte de Júpiter, observadas por el telescopio espacial Hubble
Descubrimiento [1]
Descubierto porPionero 10
Fecha de descubrimientoDiciembre de 1973
Campo interno [2] [3] [4]
Radio de Júpiter71.492 kilómetros
Momento magnético2,83 × 10 20 T · m3
Intensidad del campo ecuatorial417,0  μT (4,170  G )
Inclinación del dipolo~10°
Longitud del polo magnético~159°
Periodo de rotación9 h 55 min 29,7 ± 0,1 s
Parámetros del viento solar [5]
Velocidad400 kilómetros por segundo
La fortaleza del FMI1 nT
Densidad0,4 cm −3
Parámetros magnetosféricos [6] [7] [8]
TipoIntrínseco
Distancia de impacto del arco~  82 RJ
Distancia de la magnetopausa50–100  RJ​
Longitud de la cola magnéticahasta  7000 RJ
Iones principalesO n+ , S n+ y H +
Fuentes de plasmaIo , viento solar , ionosfera
Tasa de carga de masa~1000 kg/s
Densidad máxima de plasma2000 cm −3
Máxima energía de partículashasta 100 MeV
Aurora [9]
EspectroRadio, infrarrojo cercano , ultravioleta y rayos X
Potencia total100 TW
Frecuencias de emisión de radio0,01–40 MHz

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 dirección al 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 después de la heliosfera . Más ancha y más plana que la magnetosfera de la Tierra , la de Júpiter es más fuerte por 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 fines 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 se teoriza que está compuesto de hidrógeno metálico líquido . Las erupciones volcánicas en la luna de Júpiter , Ío, expulsan grandes cantidades de gas 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 similar a un panqueque llamada magnetodisco. En efecto, la magnetosfera de Júpiter es impulsada internamente, moldeada principalmente por el plasma de Ío 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 y emisiones de radio variables intensas, 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 , ultravioleta y X suaves .

La acción de la magnetosfera atrapa y acelera las partículas, produciendo intensos cinturones de radiación similares a los cinturones de Van Allen de la Tierra , pero miles de veces más fuertes. [ cita requerida ] La interacción de partículas energéticas con las superficies de las lunas más grandes de Júpiter afecta notablemente 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 presentan un peligro significativo para las naves espaciales y potencialmente para los viajeros espaciales humanos.

Estructura

Radiación de Júpiter

La magnetosfera de Júpiter es una estructura compleja que comprende un arco de choque , una magnetovaina , una magnetopausa , una cola magnética , un magnetodisco y otros componentes. El campo magnético alrededor de Júpiter emana de varias fuentes diferentes, entre las que se incluyen 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]

Campo magnético interno

La mayor parte del campo magnético de Júpiter, como el de la Tierra , es generado por un dinamo interno sostenido por la circulación de un fluido conductor en su núcleo externo . Pero mientras que el núcleo de la Tierra está hecho de hierro fundido y níquel , el de Júpiter está compuesto de hidrógeno metálico . [3] Al igual que en la Tierra, el campo magnético de Júpiter es principalmente un dipolo , con polos magnéticos norte y sur en los extremos de un único eje magnético. [2] En Júpiter, el polo norte del dipolo (donde las líneas del campo magnético apuntan radialmente hacia afuera) se encuentra en el hemisferio norte del planeta y el polo sur del dipolo se encuentra en su hemisferio sur. Esto es opuesto a la Tierra. [11] El campo de Júpiter también tiene componentes cuadrupolos , octupolares y superiores, aunque son menos de una décima parte de tan fuertes como el componente dipolar. [2]

El dipolo está inclinado aproximadamente 10° respecto del eje de rotación de Júpiter; la inclinación es similar a la de la Tierra (11,3°). [1] [2] Su intensidad de campo ecuatorial es de aproximadamente 417,0   μT (4,170  G ), [12] lo 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 aproximadamente 20 veces más fuerte que el de la Tierra, y su momento magnético ~20.000 veces más grande. [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 habían observado cambios en su fuerza o estructura desde las primeras mediciones realizadas por la sonda Pioneer a mediados de la década de 1970, hasta 2019. El análisis de las observaciones de la sonda Juno muestra un cambio pequeño pero medible con respecto al campo magnético del planeta observado durante la era Pioneer. [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 aproximadamente análogo a la Anomalía del Atlántico Sur de la Tierra . Esta región muestra signos de grandes variaciones seculares . [17]

Tamaño y forma

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 su lugar 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 encajarían dentro de ella con espacio de sobra. [18] Si uno pudiera verla 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 hasta el centro del planeta es de 45 a 100 RJ (donde RJ = 71.492 km es el radio de Júpiter) en el punto subsolar , el punto no fijo en la superficie en el que el Sol aparecería directamente sobre 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] Frente a la magnetopausa (a una distancia de 80 a 130  RJ 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 magnetosheath . [6]

Concepto artístico de una magnetosfera, donde la plasmasfera (7) se refiere al toro y la lámina de plasma.

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 en el lóbulo sur apuntando hacia Júpiter y el del lóbulo norte apuntando en dirección contraria. Los lóbulos están separados por una fina capa de plasma llamada capa 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 la capa neutra (también conocida como corriente de cola magnética), que fluye con la rotación de Júpiter a través de la capa de plasma de la cola , las corrientes de cola, que fluyen en contra de 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 del lado diurno. [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 interna, la intermedia y la externa. La magnetosfera interna se encuentra a distancias inferiores a 10  R J del planeta. El campo magnético en su interior sigue siendo aproximadamente dipolar, porque las contribuciones de las corrientes que fluyen en la capa de plasma ecuatorial magnetosférica son pequeñas. En las magnetosferas intermedia (entre 10 y 40  R J ) y externa (más allá de 40  R J ), el campo magnético no es dipolar y se ve seriamente perturbado por su interacción con la capa de plasma (véase el magnetodisco a continuación). [6]

Papel de Io

Interacción de Ío con la magnetosfera de Júpiter. El toro de plasma de Ío está en amarillo.

Aunque en general la forma de la magnetosfera de Júpiter se asemeja a la de la Tierra, más cerca del planeta su estructura es muy diferente. [19] La luna volcánicamente activa de Júpiter, Ío, 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 radiación ultravioleta solar , produciendo iones de azufre y oxígeno . Los impactos de electrones posteriores producen un estado de carga más alto, lo que resulta en un plasma de S + , O + , S2 + , O2 + y S3 + . [23] Forman el toro de plasma de Ío : un anillo de plasma grueso y relativamente frío que rodea a Júpiter, ubicado cerca de la órbita de Ío. [7] La ​​temperatura del plasma dentro del toro es de 10–100  eV (100.000–1.000.000 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 Ío altera fundamentalmente la dinámica de la magnetosfera joviana. [25]

Como resultado de varios procesos ( la difusión y la inestabilidad del 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 en su interior 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 curva hacia atrás contra la rotación. [26] La densidad numérica de partículas del plasma disminuye de alrededor de 2.000 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 mayores de 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 mayores de 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 se mueven 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]

Disco magnético

Mientras que el campo magnético de la Tierra tiene forma de lágrima, el de Júpiter es más plano, se parece más a un disco y se "tambalea" periódicamente sobre 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 similar a un panqueque, conocida como magnetodisco, a distancias mayores de 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 lejos de Júpiter por encima de la lámina y hacia Júpiter por debajo de ella. [19] La carga de plasma de Ío 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 Ío, la distancia desde el planeta hasta la magnetopausa en el punto subsolar no sería más de 42  R J , mientras que en realidad es de 75  R J en promedio. [6]

La configuración del campo del magnetodisco se mantiene gracias a la corriente de anillo azimutal (no análoga a la corriente de anillo de la Tierra), que fluye con rotación a través de la capa 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 corrotante escape del planeta. La corriente de anillo total en la capa de corriente ecuatorial se estima en 90-160 millones de amperios . [6] [26]

Dinámica

Corrotación y corrientes radiales

El campo magnético de Júpiter y las corrientes que impulsan la co-rotación

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 se cierra a través de ella. [34] Una corriente llamada corriente continua [nota 2] fluye a lo largo de las líneas del campo magnético desde la ionosfera hasta la capa de plasma ecuatorial. Esta corriente fluye entonces radialmente alejándose del planeta dentro de la capa de plasma ecuatorial y finalmente regresa a la ionosfera planetaria desde los confines 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 de campo magnético generalmente se denominan 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 la rotación planetaria. Este es el mecanismo principal que mantiene la co-rotación del plasma en la magnetosfera de Júpiter. [34]

La corriente que fluye desde la ionosfera hacia la capa de plasma es especialmente fuerte cuando la parte correspondiente de la capa 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 desde Júpiter. Esta región corresponde al magnetodisco, donde el campo magnético está muy estirado. [35] La fuerte corriente directa que fluye hacia el magnetodisco se origina en un rango latitudinal muy limitado de aproximadamente 16 ± 1 ° desde los polos magnéticos joviales. Estas estrechas regiones circulares corresponden a los principales óvalos aurorales de Júpiter . (Véase más abajo.) [36] La corriente de retorno que fluye desde la magnetosfera exterior más allá de 50  R J entra en la ionosfera joviana cerca de los polos, cerrando el circuito eléctrico. La corriente radial total en la magnetosfera joviana se estima en 60 millones–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 es impulsada por la rotación del planeta, mientras que la magnetosfera de la Tierra es impulsada principalmente por el viento solar. [25]

Inestabilidad de intercambio y reconexión

El principal problema encontrado al descifrar la dinámica de la magnetosfera joviana es el transporte de plasma frío pesado desde el toro de Io a 6  R J a la magnetosfera exterior a distancias de más de 50  R J . [35] El mecanismo preciso de este proceso no se conoce, pero se plantea la hipótesis de que ocurre como resultado de la difusión del plasma debido a la inestabilidad de intercambio. El proceso es similar a la inestabilidad de Rayleigh-Taylor en hidrodinámica . [24] En el caso de la magnetosfera joviana, la fuerza centrífuga juega 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 tubos de flujo vacíos y boyantes se mueven hacia el planeta, mientras empujan los tubos pesados, llenos de plasma jónico, lejos de Júpiter. [24] Este intercambio de tubos de flujo es una forma de turbulencia magnetosférica . [37]

La magnetosfera de Júpiter vista desde arriba del polo norte [38]

Esta imagen altamente hipotética del intercambio de tubos de flujo fue parcialmente confirmada por la sonda espacial Galileo , que detectó regiones de densidad de plasma marcadamente reducida y 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 el magnetodisco, lo que lleva a un mayor flujo de partículas energéticas y un campo magnético fortalecido. [39] Todavía no se conoce ningún mecanismo para explicar el transporte de plasma frío hacia el exterior.

Cuando los tubos de flujo cargados con el plasma jónico frío alcanzan la magnetosfera exterior, pasan por un proceso de reconexión , que separa el campo magnético del plasma. [35] El primero regresa a la magnetosfera interior en forma de tubos de flujo llenos de plasma caliente y menos denso, mientras que el segundo probablemente es expulsado por la cola magnética en forma de plasmoides (grandes masas de plasma). Los procesos de reconexión pueden corresponder a los eventos de reconfiguración global también observados por la nave espacial Galileo, que ocurrieron regularmente cada 2-3 días. [40] Los eventos de reconfiguración generalmente incluían una variación rápida y caótica de la fuerza y ​​la dirección del campo magnético, así como cambios abruptos en el movimiento del plasma, que a menudo dejaba de corrotar y comenzaba a fluir hacia afuera. Se observaron 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 seguida de su liberación a través de un evento de reconexión en la capa de corriente neutra de la cola. Esta última también crea un plasmoide que se mueve hacia abajo 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]

Influencia del viento solar

Interacciones entre el viento solar y la magnetosfera joviana

Mientras que la dinámica de la magnetosfera joviana depende principalmente de fuentes internas de energía, el viento solar probablemente también tiene 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, incluyendo una asimetría significativa entre el amanecer y el anochecer. [26] En particular, las líneas de campo magnético en el sector del anochecer 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 anochecer, 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 el ciclo 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 actividad solar elevada. [45] Las emisiones de radio aurorales, [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]

Emisiones

Auroras

Potencia emitida por las auroras jovianas en diferentes partes del espectro [47]
EmisiónJúpiterPunto Ío
Radio (KOM, <0,3 MHz)~1 GW?
Radio (HOM, 0,3–3 MHz)~10 GW?
Radio (DAM, 3–40 MHz)~100 GW0,1–1 GW (Io-DAM)
IR (hidrocarburos, 7–14 μm)~40 TW30–100 GW
IR (H 3 + , 3–4 μm)4–8 TW
Visible (0,385–1 μm)10–100 GW0,3 GW
Ultravioleta (80–180 nm)2–10 TW~50 GW
Rayos X (0,1–3 keV)1–4 GW?
Imagen anotada de la magnetosfera de Júpiter (como lo evidencian las emisiones de auroras en longitudes de onda visibles sintetizadas ), el sistema de Júpiter y los anillos de Júpiter (imagen compuesta que utiliza dos filtros: F212N (naranja) y F335M (cian) en el instrumento NIRCam del telescopio espacial James Webb
Imagen de las auroras boreales de Júpiter, que muestra el óvalo auroral principal, las emisiones polares y las manchas generadas por la interacción con los satélites naturales de Júpiter.
Ubicación media de las auroras en los polos norte y sur
(animación).

Júpiter muestra auroras brillantes y persistentes alrededor de ambos polos. A diferencia de las auroras de la Tierra, que son transitorias y solo ocurren en momentos de mayor actividad solar, las auroras de Júpiter son permanentes, aunque su intensidad varía de un día para otro. Consisten en tres componentes principales: los óvalos principales, que son características circulares brillantes y estrechas (menos de 1000 km de ancho) ubicadas aproximadamente a 16° de los polos magnéticos; [48] las manchas aurorales de los satélites, que corresponden a las huellas de las líneas de campo magnético que conectan la ionosfera de Júpiter con las de sus lunas más grandes, y 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 por 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 con el campo , que mantienen la co-rotación del plasma en el magnetodisco. [35] Las caídas de potencial se desarrollan porque el plasma escaso fuera de la capa ecuatorial solo puede transportar una corriente de una fuerza limitada sin generar inestabilidades y producir caídas de potencial. [36] Los electrones precipitantes 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 causando emisión ultravioleta. [52] La energía total que entra en la ionosfera es de 10–100  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 encontró que las manchas corresponden a las lunas galileanas Ío, Europa y Ganímedes . [55] Se desarrollan porque la co-rotación del plasma interactúa con las lunas y se ralentiza en sus proximidades. La mancha más brillante pertenece a Ío, que es la principal fuente de plasma en la magnetosfera (ver arriba). Se piensa que la mancha auroral jónica está relacionada con las corrientes de Alfvén que fluyen desde la ionosfera joviana a la 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 sublimación del hielo de agua de sus superficies, en lugar de la actividad volcánica que produce la atmósfera de Ío. [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 del óvalo auroral principal, lo que dificulta la detección de la mancha auroral de Calisto.

Arcos y manchas brillantes aparecen esporádicamente dentro de los óvalos principales. Se cree que estos fenómenos transitorios están relacionados con la interacción con el viento solar o la dinámica de la magnetosfera exterior. [49] Se cree que las líneas del campo magnético en esta región están abiertas o se mapean sobre 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 aurorales 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 mayoría de los rayos X aurorales. El espectro de la radiación de rayos X aurorales consiste en líneas espectrales de oxígeno y azufre altamente ionizados, que probablemente aparecen cuando los iones energéticos (cientos de kiloelectronvoltios) S y O se precipitan en la atmósfera polar de Júpiter. La fuente de esta precipitación sigue siendo desconocida, pero esto es incompatible con la teoría de que estas líneas de campo magnético están abiertas y se conectan al viento solar. [46]

Júpiter en longitudes de onda de radio

Júpiter es una poderosa fuente de ondas de radio en las regiones espectrales que se extienden desde varios kilohercios hasta decenas de megahercios . Las ondas de radio con frecuencias inferiores a unos 0,3 MHz (y, por tanto, longitudes de onda superiores a 1 km) se denominan radiación kilométrica joviana o KOM. Las que tienen frecuencias en el intervalo de 0,3-3 MHz (con longitudes de onda de 100-1000 m) se denominan radiación hectométrica o HOM, mientras que las emisiones en el rango de 3-40 MHz (con longitudes de onda de 10-100 m) se denominan 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 originaria de Júpiter. La parte más fuerte de la emisión decamétrica, que está relacionada con Ío y con el sistema de corrientes Ío-Júpiter, se llama Io-DAM. [60] [nota 4]

El espectro de las emisiones de radio jovianas comparado con los espectros de otros cuatro planetas magnetizados, donde (N,T,S,U)KR significa radiación kilométrica (neptuniana, terrestre, saturniana y uraniana).

Se cree que la mayoría de estas emisiones se producen por un mecanismo llamado "inestabilidad del máser del ciclotrón", que se desarrolla cerca de las regiones aurorales. Los electrones que se mueven en paralelo al campo magnético se precipitan en la atmósfera, mientras que los que tienen 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 local del ciclotrón de electrones . Los electrones involucrados 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 suele variar suavemente con el tiempo. Sin embargo, hay ráfagas cortas y potentes (ráfagas S) de emisión superpuestas 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 unos 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 está probablemente 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 de alta latitud . La física que gobierna las emisiones de radio de Júpiter es similar a la de los púlsares de radio. Se diferencian solo en la escala, y Júpiter puede considerarse también un púlsar de radio muy pequeño . [62] Además, las emisiones de radio de Júpiter dependen en gran medida de la presión del viento solar y, por lo tanto, de la actividad solar . [60]

Además de la radiación de longitud de onda relativamente larga, Júpiter también emite radiación de 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 m a 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 contribución principal proviene de los electrones con energía en el rango de 1 a 20 MeV. [8] Esta radiación es bien entendida y se utilizó desde principios de la década de 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 son aceleradas 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 entiende bien.

La magnetosfera de Júpiter expulsa corrientes de electrones e iones de alta energía (con una energía de hasta decenas de megaelectronvoltios ), que viajan hasta la órbita de la Tierra. [66] Estas corrientes están muy colimadas y varían con el período de rotación del planeta, al igual que las emisiones de radio. En este sentido, Júpiter también muestra similitudes con un púlsar. [62]

Interacción con anillos y lunas

La extensa magnetosfera de Júpiter envuelve su sistema de anillos y las órbitas de los cuatro satélites galileanos . [67] Estos cuerpos, que orbitan cerca del ecuador magnético, sirven como fuentes y sumideros de plasma magnetosférico, mientras que las partículas energéticas de la magnetosfera alteran sus superficies. Las partículas expulsan material de las superficies y crean cambios químicos a través de la radiólisis . [68] La co-rotación del plasma con el planeta significa que el plasma interactúa preferentemente con los hemisferios posteriores de las lunas, lo que causa notables asimetrías hemisféricas. [69]

Cinturones de radiación variable de Júpiter

Cerca de Júpiter, los anillos del planeta y las pequeñas lunas 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 a la radiación sincrotrón decimétrica. De hecho, la existencia de los anillos de Júpiter se planteó por primera vez sobre la base de datos de la sonda espacial Pioneer 11 , que detectó una caída brusca en el número de iones de alta energía cerca del planeta. [70] El campo magnético planetario también influye fuertemente en el movimiento de partículas de anillo submicrométricas, que adquieren una carga eléctrica bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar. Su comportamiento es similar al de los iones corrotativos . [71] Las interacciones resonantes entre la corrotación 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 se modifican por la fuerte resonancia de Lorentz 3:2 ubicada en 1,71  R J , que aumenta sus inclinaciones y excentricidades. [nota 5] Otra resonancia de Lorentz 2:1 en 1,4 Rj define el límite interior del anillo del halo. [73]

Radiación joviana
Lunarem /día
Yo3600 [74]
Europa540 [74]
Ganimedes8 [74]
Calisto0,01 [74]
Tierra (Máx.)0,07
Tierra (Promedio)0,0007

Todas las lunas galileanas tienen atmósferas delgadas con presiones superficiales en el rango de 0,01–1  nbar , que a su vez sostienen ionosferas sustanciales con densidades de electrones en el rango de 1.000–10.000 cm −3 . [67] El flujo co-rotacional del plasma magnetosférico frío es desviado parcialmente alrededor de ellas por las corrientes inducidas en sus ionosferas, creando estructuras en forma de cuña conocidas como alas de Alfvén. [75] La interacción de las lunas grandes 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 es usualmente subsónica [nota 6] (las velocidades varían de 74 a 328 km/s), lo que previene la formación de un arco de choque . [76] La presión del plasma corrotante extrae continuamente gases de las atmósferas de las lunas (especialmente de la de Ío), y algunos de estos átomos se ionizan y entran en corrotación. Este proceso crea toros de gas y plasma en las proximidades de las órbitas de las lunas, siendo el toro jónico el más destacado. [67] En efecto, las lunas galileanas (principalmente Ío) 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 la de Ganímedes). [77]

Toros de plasma creados por Ío y Europa

Las lunas galileanas heladas, Europa , Ganimedes y Calisto , generan momentos magnéticos inducidos en respuesta a los 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 subsuperficiales de agua salada, que probablemente existan en todas las grandes lunas heladas de Júpiter. Estos océanos subterráneos pueden albergar vida, y la evidencia de su presencia fue uno de los descubrimientos más importantes realizados en la década de 1990 por naves espaciales . [78]

La interacción de la magnetosfera joviana con Ganimedes, que tiene un momento magnético intrínseco, difiere de su interacción con las lunas no magnetizadas. [78] El campo magnético interno de Ganimedes crea una cavidad dentro de la magnetosfera de Júpiter con un diámetro de aproximadamente dos diámetros de Ganimedes, creando una minimagnetosfera dentro de la magnetosfera de Júpiter. El campo magnético de Ganimedes 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 las partículas energéticas. Estas últimas aún pueden golpear libremente los polos de Ganimedes, donde las líneas de campo están abiertas. [79] Algunas de las partículas energéticas quedan atrapadas cerca del ecuador de Ganimedes, creando minicinturones de radiación. [80] Los electrones energéticos que entran en su delgada atmósfera son responsables de las auroras polares de Ganimedes observadas. [79]

Las partículas cargadas tienen una influencia considerable en las propiedades de la superficie de las lunas galileanas. El plasma que se origina en Ío lleva iones de azufre y sodio más lejos del planeta, [81] donde se implantan preferentemente en los hemisferios posteriores de Europa y Ganímedes. [82] Sin embargo, en Calisto, por razones desconocidas, el azufre se concentra en el hemisferio anterior. [83] El plasma también puede ser responsable del oscurecimiento de los hemisferios posteriores de las lunas (de nuevo, excepto el de Calisto). [69] Los electrones e iones energéticos, con el flujo de estos últimos siendo más isótropo, bombardean el hielo de la superficie, expulsando átomos y moléculas y causando la radiólisis del agua y otros compuestos químicos . Las partículas energéticas descomponen el agua en oxígeno e hidrógeno , manteniendo las delgadas 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 . [84] Si hay compuestos orgánicos o carbonatos presentes, 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 . [84] Los oxidantes producidos por radiólisis, como el oxígeno y el ozono, pueden quedar atrapados dentro del hielo y ser transportados hacia los océanos durante intervalos de tiempo geológicos, sirviendo así como una posible fuente de energía para la vida. [81]

Descubrimiento

La Pioneer 10 proporcionó el primer descubrimiento in situ y definitivo de la magnetosfera joviana

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. [85] Como el espectro de la DAM se extendió hasta 40  MHz , los astrónomos concluyeron que Júpiter debe poseer un campo magnético con una fuerza máxima de más de 1 militeslas ( 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 de sincrotrón emitida por electrones relativistas atrapados en los cinturones de radiación del planeta. [86] Estas emisiones de sincrotrón se utilizaron para estimar el número y la energía de los electrones alrededor de Júpiter y llevaron a estimaciones mejoradas del momento magnético y su inclinación. [7]

En 1973, el momento magnético se conocía con una precisión de un factor de dos, mientras que la inclinación se estimó correctamente en unos 10°. [18] La modulación del campo magnético de Júpiter por Ío (el llamado Io-DAM) se descubrió 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 sonda espacial Pioneer 10 voló cerca del planeta. [1] [nota 7]

Exploración después de 1970

La trayectoria de la sonda Ulises a través de la magnetosfera de Júpiter en 1992
El magnetómetro del orbitador Galileo

Hasta 2009, un total de ocho sondas 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 gemela, la Pioneer 11, visitó Júpiter un año después, recorriendo una trayectoria muy inclinada y acercándose al planeta a tan solo 1,6  R J [18] .

La Pioneer 10 proporcionó la mejor cobertura disponible del campo magnético interno [6] al pasar por 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 humano, una dosis corporal total de 500 rads sería fatal). [87] El nivel de radiación en Júpiter era diez veces más potente de lo que habían predicho los diseñadores de la Pioneer, lo que generó temores de que la sonda no sobreviviera; sin embargo, con algunos fallos menores, logró atravesar los cinturones de radiación, salvada en gran parte por el hecho de que la magnetosfera de Júpiter se había "tambaleado" ligeramente hacia arriba en ese punto, alejándose de la nave espacial. Sin embargo, la Pioneer 11 perdió la mayoría de las imágenes de Ío, ya que la radiación había hecho que su fotopolarímetro de imágenes recibiera una serie de comandos espurios. La posterior nave espacial Voyager, mucho más avanzada tecnológicamente, tuvo que ser rediseñada para hacer frente a los niveles masivos 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 encontrarse con el toro de plasma de Ío. [6] Recibió una dosis de radiación mil veces superior al nivel letal para los humanos, y el daño resultó en una grave degradación de algunas imágenes de alta resolución de Ío y Ganímedes. [88] La Voyager 2 pasó a 10  R J [18] y descubrió la capa de corriente en el plano ecuatorial. La siguiente sonda que se acercó a Júpiter fue Ulises en 1992, que investigó la magnetosfera polar del planeta. [6]

La sonda espacial Galileo , que orbitó Júpiter entre 1995 y 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 el anochecer de la magnetosfera. [6] Si bien Galileo sobrevivió con éxito en el duro entorno de radiación de Júpiter, aún experimentó algunos problemas técnicos. En particular, los giroscopios de la nave espacial a menudo exhibieron errores aumentados. Varias veces se produjeron arcos eléctricos entre las partes giratorias y no giratorias de la nave espacial, lo que provocó que entrara en modo seguro , lo que llevó a la pérdida total de los datos de las órbitas 16, 18 y 33. La radiación también causó cambios de fase en el oscilador de cuarzo ultraestable de Galileo . [89]

Cuando la sonda Cassini sobrevoló 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, recorriendo hasta 2500  R J a lo largo de su longitud. [38] En julio de 2016 Juno se insertó en la órbita de Júpiter, sus objetivos científicos incluyen la exploración de la magnetosfera polar de Júpiter. [90] 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 Humana de los Planetas Exteriores" (HOPE, por sus siglas en inglés) 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 de Júpiter y a su estabilidad geológica. Calisto es el único satélite galileano de Júpiter para el cual es factible la exploración humana. Los niveles de radiación ionizante en Ío, Europa y Ganímedes son perjudiciales para la vida humana, y aún no se han ideado medidas de protección adecuadas. [91]

Exploración después de 2010

Datos de las ondas mientras Juno cruza el arco de choque joviano (junio de 2016)
Datos de ondas mientras Juno entra en la magnetopausa (junio de 2016)

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 JADE ( Experimento de Distribuciones Aurorales Jovianas ) también debería ayudar a comprender la magnetosfera. [92]

Un objetivo principal de la misión Juno es explorar la magnetosfera polar de Júpiter. Si bien Ulysses alcanzó brevemente latitudes de ~48 grados, esto se produjo a distancias relativamente grandes de Júpiter (~8,6 RJ). Por lo tanto, la magnetosfera polar de Júpiter es un territorio en gran parte inexplorado y, en particular, la región de aceleración auroral nunca ha sido visitada. ...

—  Una investigación de ondas para la misión Juno a Júpiter [93]

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 corrientes intensas alineadas con el campo ( corrientes de Birkeland ) asociadas con la aurora principal. [94]

Uno de los objetivos de la misión Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) de la Agencia Espacial Europea, que se lanzará en abril de 2023, es comprender el campo magnético de Ganímedes y cómo afecta a Júpiter. Tianwen-4 es una misión china propuesta que explorará la luna Calisto o recopilará más información sobre Ío.

Notas

  1. ^ El momento magnético es proporcional al producto de la intensidad del campo ecuatorial y el cubo del radio de Júpiter, que es 11 veces mayor que el de la Tierra.
  2. ^ La corriente continua en la magnetosfera joviana no debe confundirse con la corriente continua que se utiliza en los circuitos eléctricos. Esta última es lo opuesto a la corriente alterna .
  3. ^ La ionosfera joviana es otra fuente importante de protones. [7]
  4. ^ El DAM no Io es mucho más débil que el DAM Io y es la cola de alta frecuencia de las emisiones del HOM. [60]
  5. ^ Una resonancia de Lorentz es aquella que existe entre la velocidad orbital de una partícula y el período de rotación de la magnetosfera de un planeta. Si la relación de sus frecuencias angulares es m : n (un número racional ), entonces los científicos la llaman resonancia de Lorentz m : n . Por lo tanto, en el caso de una resonancia 3:2, una partícula a una distancia de aproximadamente 1,71  R J de Júpiter realiza tres revoluciones alrededor del planeta, mientras que el campo magnético del planeta realiza dos revoluciones. [73]
  6. ^ Técnicamente, el flujo es "subrápido", es decir, más lento que el modo magnetosónico rápido . El flujo es más rápido que la velocidad del sonido acústico.
  7. ^ La Pioneer 10 llevaba un magnetómetro vectorial de helio , que medía directamente el campo magnético de Júpiter. La nave espacial también hizo observaciones de plasma y partículas energéticas. [1]

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Lectura adicional

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