木星的磁层
木星的磁层是太阳风在木星的磁场创造出来的空腔(太阳风的低密度空间),在朝向太阳的方向上延伸超过700万公里,背向太阳的方向上则几乎达到土星的轨道。木星的磁层是太阳系的行星磁层中最强大,也是体积最大的连续结构体(仅次于日球)。比起地球的磁层,木星的磁层更宽且更扁平,而且强了数个数量级,它的磁矩大约是地球的18,000倍。早在1950年代末期,无线电波的观测就首先推测出木星磁场的存在,先锋10号在1973年更直接测量到木星的磁场。
发现[1] | |
---|---|
发现者 | 先锋10号 |
发现日期 | 1973年12月 |
内部的场[2][3][4] | |
木星半径 | 71,492公里 |
磁矩 | 1.56 × 1020 T·m3 |
赤道的场强 | 428μT(4.28G) |
偶极倾斜 | 〜10° |
磁极经度 | 〜159° |
自转周期 | 9h 55m 29.7 ± 0.1s |
太阳风参数[5] | |
速度 | 400km/s |
IMF强度 | 1nT |
密度 | 0.4cm−3 |
磁层参数[6][7][8] | |
类型 | Intrinsic |
弓形震波距离 | 〜82RJ |
磁层顶距离 | 50–100RJ |
磁尾长度 | 上看至7000RJ |
主要离子 | O+, S+ and H+ |
等离子源 | 埃欧、太阳风、电离层 |
质量载荷比 | 〜1,000kg/s |
最大等离子密度 | 2000cm−3 |
最大微粒能量 | 上看至100MeV |
极光[9] | |
光谱 | 无线电、近红外线、紫外线、和X射线 |
总能量 | 100TW |
无线电发射频率 | 0.01–40MHz |
木星内部的磁场是由液态金属氢构成的外核电流产生的。木星卫星,埃欧上的火山喷发,产生大量的二氧化硫气体进入太空,在木星的附近形成巨大的气体环,木星的磁场迫使这个环以与木星自转相同的方向与相同的角速度旋转。这些环携带了与等离子在一起的磁场,在过程中它被拉成煎饼状的结构,称为磁盘。结果是,木星的磁层是由埃欧的等离子和它自身的旋转决定了形状,而不像地球的磁层形状是由太阳风造成的。磁层中强大的电流在木星的极区形成永驻的极光和强烈多变的无线电波,围绕着木星的极轴,这意味着木星可以被视为非常微弱的电波脉冲星。木星的极光几乎包括所有的电磁波频谱,像是红外线、可见光、紫外线和软X射线。
木星的磁层有捕获粒子并使粒子加速的作用,产生类似地球的范艾伦辐射带,但强大了千万倍辐射带。高能粒子与木星巨大的卫星表面的交互作用,对它们的物理和化学性质有显著的影响。这些相同的粒子也影响木星稀薄的行星环内的粒子。辐射带的存在很明显地会危害探测器和在太空旅行的人类。
构造
木星的磁层有着复杂的结构,其组成包括弓形震波、磁层鞘、磁层顶、磁尾、磁盘和其他的部分。木星周围的磁场有几个不同的来源,包括在行星核心流动的循环(内部的磁场)、环绕着木星的等离子和行星磁层边界流动的电流。木星的磁层被嵌入随着太阳风而来,运载着行星际磁场的等离子内[10]。
内部的磁场
巨大的木星磁场,像地球一样,是由内部的发电机引发的,由外核循环流动的导电体支援。不同的是,地球的核心是由熔融的铁和镍构成,木星核心的成分是金属氢[3]。如同地球一样,木星的磁场大部分是偶极,单一的磁南极和磁北极在磁轴的两端[2]。然而,木星偶极的北极在木星的北半球,而偶极的南极位于南半球;相较于地球,它的北极在南半球,而南极在北半球[11][note 1]。木星的场还有四极(quadrupole)和八极(octupole)与更高的组成,但它们的强度都不到偶极组成的十分之一[2]。
偶极相对于木星自转轴的倾斜类似于地球(11.3°),大约是10°[1][2]。它在赤道附近的场强度大约是428μT(4.28G),这对应于偶极磁矩大约是1.56 × 1020 Tm3。这使得木星的磁场比地球强了10倍,而磁矩则大了18,000倍[3][note 2]。木星磁场的自转和其下方的大气层有着相同的周期,都是9小时55分钟。自从先锋10号在20世纪70年代中期第一次测量迄今,都没有观察到其强度和结构的变化[note 3]。
大小和形状
木星的内部磁场阻挡了来自太阳的带电粒子放射出来的太阳风,直接与它的大气层交互作用;取而代之的是使它远离行星,有效的创造出由不同于太阳风的等离子组成的一个太阳风空腔,称为磁层[6]。木星的磁层是如此的巨大,太阳和它可见的日冕可以豪不费力地放置在其中[12]。如果有人能在地球上看见木星的磁层,尽管距离比月球远了1,700倍,但看起来仍比满月大上5倍[12]。
如同地球的磁层,分隔冷但密度交高的太阳风等离子和来自木星磁层内热而密度低的等离子的边界称为磁层顶[6]。由磁层顶至木星中心点的距离从45至100RJ不等(此处R=71,492公里,是木星的半径)。这是在日下点 -太阳在观测者正上方的点,会随着天体的运动而改变,不是一个固定的点- 观测得到的值[6]。磁层顶的位置取决于太阳风施加的压力,换言之是随着太阳活动而改变[13]。在磁层顶的前缘(距离木星的中心从80至130RJ)横梗著弓形震波,是太阳风与磁层碰撞所引起的湍流造成的干扰[14][15]。在弓形震波和磁层顶之间的区域称为磁层鞘[6]。
在木星背向太阳的一侧,太阳风使木星的磁场线延展成为长长的磁尾,有时它延展的长度会越过土星的轨道[16]。木星磁尾的结构与地球的相似,它包含两个瓣(图中蓝色的部分),瓣内的磁场在南半球是指向木星,在北半球是背向木星。瓣被称为磁尾电流片的薄层等离子分隔(在中间的橘色)[16]。像地球一样,木星的磁尾是来自太阳的等离子进入木星磁层内部的通道,它们在那儿,距离木星10RJ以内的距离被加热和形成辐射带[17]。
上文所描述木星的磁层形状是由中性电流片(也就是所谓的磁尾电流)维系的,它随着木星的自转穿越尾部的等离子片,磁尾电流,它的流动在磁尾外面的边界抗拒著木星的自转;磁层顶电流(或查普曼-费拉罗电流)在白天侧的磁层顶流动,抗拒著自转[11]。这些电流创造的磁场抵销了内部向磁层外的磁场[16],它们本质上是与太阳风互动的[11]。
木星的磁层在传统上被分成三个部分:内磁层、中磁层和外磁层。内磁层位在10RJ距离以内。因为来自于磁层赤道等离子片电流的贡献还很小,磁场内仍然大部分是偶极子。在中磁层(距离在10至40RJ)和外磁层(距离超过40RJ),因为与电流片的交互作用而受到严重的干扰,磁场不再是偶极(参见下面的磁盘)[6]。
埃欧的作用
虽然,木星磁层整体的形状类似于地球,但靠近行星的结构却非常不同[13]。木星活跃的火山卫星埃欧,本身就是一个巨大的等离子来源,每秒钟可以在木星的磁层添加多达1000公斤的新物质[7]。在埃欧上的强大火山喷发,会释放出大量的二氧化硫,其中很大一部分会被来自太阳的紫外线解离成为原子或离子,产生硫和氧的离子:S+、O+、S2+和O2+[18]。这些离子从卫星的大气层逃逸,形成埃欧等离子环:在靠近埃欧的轨道上围绕着木星,相对是密度较高但低温的环[7]。在环内的等离子温度是10-100eV(100,000-1,000,000K),远低于辐射带内微粒的温度 -10KeV(100MeV,1亿eV)。在环内的等离子被迫与木星同步转动,也就是说两者有相同的转动周期[19]。埃欧环从根本上改变了木星磁层的动力学 [20]。
由于几种不同的程序,等离子会慢慢的从木星逃逸,主要的逃逸机制是扩散和交换不稳定性[19]。当等离子远离木星时,径向电流会逐渐增加它的速度,以维持同步转动[6]。这些径向电流也是磁场水平元件的来源,其结果是扭转和对抗转动[21]。粒子数密度从在环处的2,000 cm−3开始衰减,至35 'R'J已减少至0.2cm−3[22]。在中磁层,与木星的距离大于20RJ之处,同步转动逐渐被打破,等离子开始旋转得比木星自转缓慢[6]。最后,在与木星的距离大于40RJ(在外磁层)时,这些等离子完全脱离磁场,并且通过磁尾逃离磁层[23]。当冷而稠密的等离子向外移动,取而代之的是来自外磁层热而低密度的等离子(温度高于20KeV,即2亿K或更高)[22]。这些等离子在绝热加热的过程下接近木星[24],在木星的内磁层形成辐射带[7]。
磁盘(Magnetodisk)
地球磁场的形状大致是泪滴形,木星的则较平坦,像是相对于它的轴做周期性"摇晃"的盘子[25]。这种类似盘子配置的主要原因来自等离子的同步转动的离心力和热等离子的热压力,两者的行为都沿着木星的磁场线伸展开,在距离木星大于20RJ处形成一个扁平的煎饼状结构,称为磁盘[6][26]。在磁盘的平面中间有很薄的电流片[18],大约就在磁赤道的附近。离开木星的磁场线从上方的一个点进入,接近木星的从下方的点离开[13]。来自埃欧的等离子负载大大的扩展了木星磁层的尺寸,因为磁盘创造额外的内部压力,平衡了太阳风的压力[14]。当没有埃欧时,在日下点的磁层顶至木星中心的距离将小于42RJ,而实际上的平均距离是75RJ [6]。
磁盘的结构由水平方向的环状电流(不能类比于地球的环状电流)维护,它流经赤道等离子片跟随着一起转动[27]。来自这股电流作用结果的罗伦兹力与木星内部磁场的交互作用创造出向心力,使得要从木星逃逸的等离子维持着同步转动。估计在赤道电流片的总电流量在90-160百万安培[6][21]。
动力学
同步转动和径向电流
木星磁层的主要驱动力来自木星的自转[28],在这方面木星是类似于一种被称为单极发电机的装置。当木星旋转时,由于它的磁偶极矩的指向朝向自转的方向,电离层相对移动到木星的磁偶极场[11]。这种运动的结果产生劳仑兹力,驱动负电荷朝向极区,而正电荷被推向赤道[29]。其结果是,两极成为负电区,接近赤道的地区成为带正电区。由于木星的磁层充满了高度导电的等离子,经过的电路是封闭的[29]。一种称为直流[note 4]的电流沿着磁场线从电离层流向赤道等离子片。 然后这股电流沿着径向在赤道等离子片向外流动,最后到达外磁层,再沿着连接到两极的磁场线回到木星的电离层。沿着磁场线的电流通常称为场准直电流,或是白克兰电流[21]。径向电流与行星磁场的交互作用产生劳仑兹力,加速磁场中等离子在自转方向上的速度,这是维持木星磁层中的等离子同步转动的主要机制[29]。
当相对应的等离子片转得比木星慢时,从电离层流经等离子片的电流会特别强[29]。如前文所述,同步转动大约在距离木星中心20-40RJ的区域瓦解。这一地区对应的磁盘,在磁场中是高度扩张的[30]。强大的直流电进入磁盘的源头非常有限,大约是在磁极附近纬度16 ± 1。这个狭窄的圆形区域对映着木星主要的极光椭圆(见下文。)[31]。返回的电流从距离木星超过50RJ的外磁层进入木星的两极,完成封闭的电路。 估计在木星磁层的总径向电流在60-140百万安培[21][29]。
加速等离子的同步转动导致能量从木星的转动能量转换成为等离子的动能[6][20]。在这个意义上,木星的磁层是由行星的自转获得能量,而地球的磁层是由太阳风提供动力[20]。
交换不稳定性和磁重联
在解释木星的磁层动力学上遭遇到的主要问题是重而冷的等离子如何从在6Rj处的埃欧环,传输到距离超过50Rj的外磁层[30]。这一过程的确切机制尚不清楚,但假设发生等离子扩散是因为交换不稳定性。这个过程类似流体力学的瑞利泰勒不稳定性[19]。在木星的磁层情况下,离心力是和重力竞逐的角色,重的液体是来自埃欧冷而高密度的等离子;轻的液体是来自外磁层,热但是密度低许多的等离子[19]。不稳定导致磁层内部和外部交换的流量管被等离子充满。轻且空的流量管朝向木星运行,同时推挤重的,充满来自埃欧的等离子的流量管离开木星[19]。这种流量管的交换形成一种磁层的湍流[32]。
这张高度假设的流量管交换图有部分已经被伽利略号太空船证实,在内磁层检测到等离子密度明显缩减,并且磁场强度增强的区域[19]。这些空隙可能对应于从外磁层抵达,几乎是空的流量管。在中磁层,伽利略号观测到被称为注射的事件,这些发生在来自外磁层的热等离子撞击磁盘之际,导致高能粒子流的流量和磁场强度的增加[34]。但目前还不知道冷的等离子是如何向外输送。
当装载埃欧的冷等离子流量管到达外磁层时,它们可能经由磁重联的过程,让与磁场分离的等离子重返磁场[30]。流量管再度充满热而稀薄的等离子返回内磁层,而遗留下来冷而稠密的等离子或许成为磁尾中的团块。磁重联的过程可能对应于伽利略号观测到每隔2-3天规则发生的全球性重组合事件[35]。重组合事件通常包括磁场方向和强度快速和混沌的变异,以及等离子运动突然的改变,它们经常不再同步转动,并且开始向外流动。它们主要观察的是黎明侧的夜间磁层[35]。沿着磁尾开放的磁场线向外流动的等离子被称为行星风[18][36]。
磁重联事件类似于地球磁层的磁层副暴[30],两者的区别在于它们各自的能量来源:地球的磁暴涉及太阳风储存在磁尾的能量,以及随后通过重联结事件释放储存在磁尾的中性电流片的能量。木星的磁层也创造外移至磁尾的等离子团[37],但是在木星的磁层,木星旋转的能量储存在磁盘,而在等离子团离开它时被释放出来[35]。
太阳风的影响
木星磁层的动力学主要取决于内部的能量来源,太阳风可能只是一个小角色[38],主要是作为高能质子的来源[note 5][7]。外磁层的结构显示太阳风驱动磁层的特征,包括黄晨-昏的不对称[21]。尤其是黄昏区间的磁场线湾曲方向和黎明的区间相反[21]。另一方面,黎明的磁层包含连结到磁尾的开放磁场线,而黄昏的磁层所有的磁场线都是闭合的[16]。所有的这些观测都表明太阳风驱动磁场线重联结的程序,在地球上所谓的唐吉周期,可能也发生在木星的磁层[30][38]。
太阳风对木星磁层动力学的影响程度,目前还不是很清楚[39];然而,在太阳活动提高时,它的影响也会增强[40]。极光无线电[4]、可见光和X射线的发射[41],以及来自辐射带的同步加速辐射和其它所有的,都显示与太阳风的压力相关联,表明太阳风可能驱动在磁层内的等离子循环或内部调整程序的模组[35]。
发射物
极光
木星在两极展示出明亮、持续存在的极光。不同于地球的极光只在太阳活动活跃时,暂时的出现在极区;木星的极光是永久性的,然而它的强度每天每刻都在变化。它们由三个主要的元件组成:极光椭圆,这是狭窄的亮区,宽度小于1,000公里,圆形的特征位于距离磁极大约16°[42];卫星的极光斑点,对应于最大的四颗卫星联结到木星电离层的磁场线所留下的印记,和位于主体椭圆形的瞬变与排放[42][43]。而极光几乎在所有的电磁频谱上都有发射,从无线电波到X射线(到达3KeV),最明亮的是中红外线(波长3-4μm和7-14μm)和远紫外线(波长从80-180nm)[9]。
椭圆区是木星极光的主导部分,它们有稳定的形状和位置[43],但其强度与太阳风的压力强烈相关 -太阳风强大,极光就微弱[44]。如上所述,主要的椭圆是由磁盘的等离子和木星电离层的电位降,加速电子的强力注入来维护[45]。这些电子携带的场准直电流维持着磁盘内等离子的同步转动[30]。因为在赤道片之外只有稀疏的等离子,其电位降只能发展出有限的能力,不足以携带如此强的电流[31]。猛然沉降的电子,能量范围在10-100KeV,能深入木星的大气层,它们在那儿电离和激发氢分子,导致紫外线的发射[46]。进入电离层的总能量是10-100TW[47]。另一方面,电离层被流动的电流加热,这种过程称为焦耳加热,能产生300TW的能量,是负责木星极光的强红外线辐射和木星热成层部分热的来源[48]。
发射 | 木星 | 埃欧斑点 |
---|---|---|
无线电(KOM, <0.3MHz) | 〜1GW | ? |
无线电 (HOM, 0.3–3MHz) | 〜10GW | ? |
无线电 (DAM,3–40MHz) | 〜100GW | 0.1–1GW (Io-DAM) |
红外线 (碳氢化合物,7–14μm) | 〜40TW | 30–100GW |
红外线 (H3+, 3–4μm) | 4–8TW | |
可见光 (0.385–1μm) | 10–100GW | 0.3GW |
紫外线 (80–180nm) | 2–10TW | 〜50GW |
X射线 (0.1–3keV) | 1–4GW | ? |
斑点被发现对应于三颗伽利略卫星:埃欧、欧罗巴、佳利美德[note 6][50],因为同步转动的等离子邻近卫星时会度会减缓。最亮的斑点属于埃欧,是磁层内等离子的主要来源(见上文)。埃欧的极光斑点被认为与从木星流向埃欧电离层的阿耳芬流相关联。欧罗巴和佳利美德的斑点就黯淡许多,因为这些卫星只是微弱的等离子源,表面只有水冰的升华[51]。
在极光椭圆的主体偶尔会出现明亮的弧和斑点,这些瞬变现象被认为与太阳风的交互作用有关[43],在这些区域的磁场线被认为是开放的或是应射到磁尾[43]。在主体的椭圆内侧还观察到第二个椭圆,可能和磁场线开放与闭合的边界或是极区尖角有所关联[52]。极区的极发射类似于地球两极附近观察到的:当太阳的磁场与行星磁场磁重联时,会在两极同时出现电子被电位势加速接近行星[30]。在两极的主体椭圆区域发射的大部分是X射线极光。X射线极光发射的谱线包含高度电离的氧和硫,这可能是高能的(数百KeV)氧和硫沉淀进入极区的木星大气层内造成的,但沉淀的来源仍然未知[41]。
木星像波霎
木星是个强大的电波源,频谱范围由数千赫兹伸展至数千万赫兹。频率大约在0.3MHz(波长超过1公里)的无线电波被称为木星千米波(Jovian kilometric radiation)或KOM;频率在0.3-3MHz(波长在100-1,000米)被称为粨发射或HOM(hectometric);而发射频率在3-40MHz的称为公丈发射或DAM(decametric)。后者是第一个从地球上观测到的,其大约10小时的周期,说明与标识它是来自木星。DAM发射最强的部分与埃欧和木星-埃欧系统有关,称为埃欧DAM[53][note 7]。
这些发射绝大部分被认为是由一种称为回旋加速迈射不稳定的机制导致,它们在靠近极光的区域发展,使得电子在两极之间产生反复的弹跳。参与电子产生的无线电波很可能携带电流从木星的两极到磁盘[54]。木星无线电发射的强度通常随时间平滑的改变,然而,木星会周期性的发出短而有力的爆发(S爆发),可以超过所有其他的发射。DAM的总发射功率大约是100GW;而HOM/KOM合起来大约是10GW。相较之下,地球的所有的无线电发射功率大约是0.1GW[53]。
木星的无线电和粒子发射与它的自转有着强烈的调阶,使这颗行星与波煞有点类似[55]。这个周期性的调幅可能涉及木行磁层的不对称,这是由磁矩相对于自转轴的倾斜所造成的大范围磁异常。受到物理学制约的木星无线电发射类似无线电脉冲星,不同的是只有它的强度,因而木星也可以被当成非常小的无线电波煞[55]。此外,木星的无线电发射与太阳风的压力有着强烈关联性,也就是太阳活动[53]。
除了相对波长较长的辐射,木星也会发出同步辐射(也称为木星分米波或DIM),频率范围在0.1-15GHz(波长从3m至2cm)[56],这是被困在木星辐射带内的电子产生的相对论性轫致辐射。对DIM发射做出贡献的电子能量范围从0.1-100MeV[57],而主要的范围在1-20MeV [8]。这种发射自20世纪的60年代就已经被很好的理解,并用在研究行星的磁场和辐射带的结构[58]。辐射带中的粒子来自外磁层,当它门禁到内磁层时,经历了绝热加热的过程[24]。
木星的磁层抛出的高能电子和离子流(能量高达10MeV),可以旅行到达地球的轨道[59]。这些高度准直和随着行星自转周期性变化,像是无线电发射的无线电波,使得木星在这方面就像是一颗波煞[55]。
与环和卫星的交互作用
木星广大的磁层包覆了全部四颗伽利略卫星和环系统[60], 靠近磁赤道的轨道,使这些机构成为磁层内等离子的来源和储存所,而来自磁层的高能粒子也改变了它们的表面。粒子飞溅表面,经由化学变化的辐射分解创建新材料[61]。等离子与行星的同步转动意味着等离子与卫星的尾随半球有理想的交互作用,造成明显的半球对称性[62]。另一方面,卫星强大的内部磁场对木星的磁场也有贡献[60]。
在木星附近,木星的环和小卫星从辐射带吸收高能粒子(能量高于10KeV)[63]。这将在辐射带的空间分布创造出明显的空隙,和影响到波长在10cm的同步辐射。事实上,当先锋11号在接近木星时检测到木星附近的高能粒子数量急遽的下降,就首先假设有木星环的存在[63]。行星的磁场强烈的影响次微米环粒子的运动,在太阳的紫外线影响下它们会获得电子。它们的行为与同步转动的离子相似[64]。在同步转动和轨道运动的交互作用下的共振,被认为是最内侧的冕环(位于1.4-1.7RJ)的创造著,它们包含在高度倾斜和离心率轨道上的次微米粒子[65]。这些微粒起源于主环,当它们朝向木星漂移时,它们的轨道受到位于1.71RJ,强大的3:2劳仑兹共振修改,增加了倾斜和离心率。[note 8]。另一种2:1的劳仑兹共振距离为1.4Rj,定义了冕环内侧的边界[66]。
所有的伽利略卫星都有稀薄的大气层,表面压力的范围在0.01–1n帕,并且支援电子密度范围在1,000–10,000cm−3的实质电离层[60]。分流在它们周围,同步转动的磁层冷等离子流在它们的电离层产生感应电流,创造被称为阿耳分翅的楔状结构[67]。大卫星与同步转动等离子流的交互作用类似于太阳风和没有磁场的金星之间的交互作用。虽然同步转动等离子流速度通常低于次音速(速度变化从74至328Km/S),这可以防止弓形震波的形成[68]。同步转动等离子流的压力不断的将卫星(特别是埃欧)的气体从大气层剥离,并将这些原子电离与纳入同步转动。这个过程在邻近卫星轨道附近创造出气体和等离子的环,埃欧的环是其中最突出的[60]。实际上,伽利略卫星(主要是埃欧)是木星的内磁层和中磁层等离子源的主要提供者。同时,高能粒子受到阿耳芬翅的牵引,得以大量的自由进入卫星的表面(佳利美德除外)[69]。
冰的伽利略卫星欧罗巴、佳利美德和卡利斯多,都对木星的磁场产生反应生成诱导的磁矩。这些变化的磁矩在它们的周围产生环绕的偶极磁场,以这些行动补偿周围环境的变化[60]。感应被认为发生在地面下的盐水,有可能存在于所有木星巨大的冰卫星。 这些地下海洋可以隐藏生物,而海洋存在的证据是伽利略号在1990年代的重大发现之一[70]。
佳利美德有内在的磁矩,与木星磁层的交互作用,不同于非磁化的卫星[70]。佳利美德的内部磁场在木星的磁层内切割出一个大约是本身直径两倍的空间,创造出木星磁层内的一个微型磁层。佳利美德的磁场转移了磁层内的同步转动等离子流绕着它的磁层。封闭的磁场线它也组绝了高能粒子,保护了卫星的赤道地区。但高能粒子依然可以自由的到达极区,因为那里的磁力线是开放的[71]。一些高能粒子会被佳利美德困住,在赤道附近创造出迷你的辐射带[72]。进入稀薄大气层的高能粒子,造成佳利美德的极区出现极光[71]。
带电粒子对伽利略卫星的表面性质相当有影响力。来自埃欧的等离子携带着硫和钠离子远离木星[73]。在那儿它们会优先被注入欧罗巴和佳利美德的尾随半球上[74]。然而,不知道什么原因,硫在卡利斯多却集中在前导半球上[75]。等离子使得卫星的尾随半球变得黯淡(同样的卡利斯多再次除外)[62]。高能电子和离子,后者的通量更为各项同性,轰击表面的冰,溅射原子和分子逃逸,造成水的辐射分解和其它的化合物。高能粒子分解水成为氢和氧,在冰卫星上维持着稀薄的含氧大气层(因为氢会迅速的逃逸)。辐射分解在伽利略卫星表面产生的化合物还包括臭氧和双氧水[76]。如果存在有机物或碳酸盐,二氧化碳、甲醇和碳酸[76]。辐射分解产生的氧化物,像是氧气和臭氧,可能被困在冰内,并在一段地质时间内被带入地下进入海洋,因而可以充当可能存在生物的能量来源[73]。
发现
木星有磁场的第一个证据来自1955年发现的十米波或DAM的无线电发射[77]。当DAM的频谱扩展至40MHz,天文学家认为木星必须拥有一个强度为1豪特斯拉(10高斯的磁场[56]。
在1959年,观测到微波(0.1–10GHz)部分的电磁频谱,导致发现木星的分米辐射(DIM)和确认它是被困在行星辐射带内的相对论性电子的同步辐射 [78]。这些同步辐射被用来估计木星周围的电子数量和能量,导致磁矩和它的倾斜量获得改进[7]。
到1973年,已经知道磁矩的数量级在2以内,而倾斜的值被修正到10°左右[12]。在1964年发现木星的DAM调节主要来自埃欧(所以被称为埃欧DAM),并据以精确的测量木星的自转周期[4]。明确的发现木星磁场是在1973年12月,当先锋10号飞近木星之际[1][note 9]。
1970年之后的探测
迄2009年,共有8艘太空船曾经飞越或环绕木星,都增加了目前对木星磁层的知识。到达木星附近的第一艘太空探测器是在1973年12月的先锋10号,距离木星中心2.9RJ[12][1]。孪生的先锋11号在一年后造访木星,沿着高倾斜的轨道接近木星至1.6RJ[12]。
先锋号提供了内部磁场最佳覆盖范围的有效资料[6]。木星的辐射强度超过先锋号设计者预期的10倍,因而很担心探测器无法存活;然而,还是有少数的监测器故障,它好不容易的通过辐射带,保存了木星磁层大部分的资料,实际上木星的磁层曾经在这些点上轻微的向上”晃动”,并推离太空船。然而,因为先锋11号的偏振计的成像仪收到太多虚假的指令,导致失去许多埃欧的影像。后续更先进的航海家太空船不得不重新设计,以对抗高强度的辐射[25]。
航海家1号和2号分别在1979-1980年几乎就飞越木星的赤道平面。航海家1号从距离木星中心5RJ处掠过,是首度接触埃欧等离子环的探测器[6]。航海家2号10RJ处通过[12],发现在赤道平面的电流片。下一艘接近木星的探测器是1992年的尤利西斯号,它研究了木星极区的磁层[6]。
伽利略号从1995年至2003年在环绕木星的轨道上,提供木星磁场全面性的资料,在赤道平面附近远达100RJ。研究的区域包括磁尾和磁层的黎明和黄昏的区段[6]。虽然伽利略号成功的在严苛的辐射环境下存活下来,它仍然经历了几个技术上的问题。特别是,太空船上残存的陀螺仪经常存在着越来越大的误差。在太空船旋转和不旋转的部分之间发生的电弧,有好几次使探测器进入安全模式,导致第16、18、和33轨道周期的资料全部损失掉。辐射也导致伽利略号的超稳定石英震荡器的相位偏移[79]。
当卡西尼号在2000年飞越木星时,它进行了与伽利略号的协同测量[6]。最后一艘拜访木星的太空船是新视野号,它在2007年以2,500RJ远的距离掠过,沿着磁尾进行了独特的研究[33]。 木星磁层残留的覆盖面远小于地球的磁场。未来的任务(例如朱诺号)重点在进一步的了解木星磁层的动力学[6]。
在2003年,NASA对未来人类探索太阳系外行星,称为"人类外行星探测"(Human Outer Planets Exploration,HOPE),进行概念性的研究。就卡利斯多表面的稳定性、卫星与木星的距离、低水准的辐射,开始讨论建立地面基地的可能性。卡利斯多是木星的伽利略卫星中,人类唯一可以探索的。埃欧、欧罗巴和佳利美德上的电离辐射等级对人类是有害的,而且也还没有制定足够的保护措施[80]。
注解
- ^ 不要将地球偶极的南极和北极与地球的磁南极和磁北极混淆了,它们各自分别在南半球和北半球。
- ^ 磁矩正比于赤道的磁场强度和赤道半径的立方,木星的赤道半径超过地球11。
- ^ 例如,偶极方位角的指向变化小于0.01°[2]
- ^ 不要将在木星磁层中的直流电与电路学中的直流电混淆了,后者是与交流电相对应。
- ^ 质子的另一个主要来源是木星的电离层。[7]
- ^ 卡利斯多可能也对应一个斑点,因为它或许与椭圆的主体一致,因此未能察觉。[50]
- ^ 非埃欧-DAM远比埃欧-DAM微弱,并且实际上是在HOM发射高频率的尾端[53]。
- ^ 劳仑兹共振是存在于微粒的轨道速度和行星磁层的自转周期之间。如果它们的角频率是m:n(有理数)的关系,则科学家称之为m:n劳仑兹共振。所以,在3:2共振的情况下,微粒在距离木星1.71Rj的距离上每绕行木星三圈,磁层就绕行木星二圈[66]
- ^ 先锋10号携带了氦向量磁力计,直接测量木星的磁场。这艘太空船还观察了等离子和高能粒子。[1]
参考资料
- ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 Smith, 1974
- ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 Khurana, 2004, pp. 3–5
- ^ 3.0 3.1 3.2 Russel, 1993, p. 694
- ^ 4.0 4.1 4.2 Zarka, 2005, pp. 375–377
- ^ Blanc, 2005, p. 238 (Table III)
- ^ 6.00 6.01 6.02 6.03 6.04 6.05 6.06 6.07 6.08 6.09 6.10 6.11 6.12 6.13 6.14 6.15 6.16 6.17 Khurana, 2004, pp. 1–3
- ^ 7.0 7.1 7.2 7.3 7.4 7.5 7.6 Khurana, 2004, pp. 5–7
- ^ 8.0 8.1 Bolton, 2002
- ^ 9.0 9.1 Bhardwaj, 2000, p. 342
- ^ Khurana, 2004, pp. 12–13
- ^ 11.0 11.1 11.2 11.3 Kivelson, 2005, pp. 303–313
- ^ 12.0 12.1 12.2 12.3 12.4 12.5 Russel, 1993, pp. 715–717
- ^ 13.0 13.1 13.2 Russell, 2001, pp. 1015–1016
- ^ 14.0 14.1 Krupp, 2004, pp. 15–16
- ^ Russel, 1993, pp. 725–727
- ^ 16.0 16.1 16.2 16.3 Khurana, 2004, pp. 17–18
- ^ Khurana, 2004, pp. 6–7
- ^ 18.0 18.1 18.2 Krupp, 2004, pp. 3–4
- ^ 19.0 19.1 19.2 19.3 19.4 19.5 Krupp, 2004, pp. 4–7
- ^ 20.0 20.1 20.2 Krupp, 2004, pp. 1–3
- ^ 21.0 21.1 21.2 21.3 21.4 21.5 Khurana, 2004, pp. 13–16
- ^ 22.0 22.1 Khurana, 2004, pp. 10–12
- ^ Russell, 2001, pp. 1024–1025
- ^ 24.0 24.1 Khurana, 2004, pp. 20–21
- ^ 25.0 25.1 Wolverton, 2004, pp. 100–157
- ^ Russell, 2001, pp. 1021–1024
- ^ Kivelson, 2005, pp. 315–316
- ^ Blanc, 2005, pp. 250–253
- ^ 29.0 29.1 29.2 29.3 29.4 Cowley, 2001, pp. 1069–76
- ^ 30.0 30.1 30.2 30.3 30.4 30.5 30.6 Blanc, 2005, pp. 254–261
- ^ 31.0 31.1 Cowley, 2001, pp. 1083–87
- ^ Russell, 2008
- ^ 33.0 33.1 Krupp, 2007, p. 216
- ^ Krupp, 2004, pp. 7–9
- ^ 35.0 35.1 35.2 35.3 Krupp, 2004, pp. 11–14
- ^ Khurana, 2004, pp. 18–19
- ^ Russell, 2001, p. 1011
- ^ 38.0 38.1 Nichols, 2006, pp. 393–394
- ^ Krupp, 2004, pp. 18–19
- ^ Nichols, 2006, pp. 404–405
- ^ 41.0 41.1 Elsner, 2005, pp. 419–420
- ^ 42.0 42.1 Palier, 2001, pp. 1171–73
- ^ 43.0 43.1 43.2 43.3 Bhardwaj, 2000, pp. 311–316
- ^ Cowley, 2003, pp. 49–53
- ^ Bhardwaj, 2000, pp. 316–319
- ^ Bhardwaj, 2000, pp. 306–311
- ^ Bhardwaj, 2000, p. 296
- ^ Miller Aylward et al. 2005,第335–339页.
- ^ Bhardwaj, 2000, Tables 2 and 5
- ^ 50.0 50.1 Clarke, 2002
- ^ Blanc, 2005, pp. 277–283
- ^ Palier, 2001, pp. 1170–71
- ^ 53.0 53.1 53.2 53.3 Zarka, 1998, pp. 20,160–168
- ^ Zarka, 1998, pp. 20, 173–181
- ^ 55.0 55.1 55.2 Hill, 1995
- ^ 56.0 56.1 Zarka, 2005, pp. 371–375
- ^ Santos-Costa, 2001
- ^ Zarka, 2005, pp. 384–385
- ^ Krupp, 2004, pp. 17–18
- ^ 60.0 60.1 60.2 60.3 60.4 Kivelson, 2004, pp. 2–4
- ^ Johnson, 2004, pp. 1–2
- ^ 62.0 62.1 Johnson, 2004, pp. 3–5
- ^ 63.0 63.1 Burns, 2004, pp. 1–2
- ^ Burns, 2004, pp. 12–14
- ^ Burns, 2004, pp. 10–11
- ^ 66.0 66.1 Burns, 2004, pp. 17–19
- ^ Kivelson, 2004, pp. 8–10
- ^ Kivelson, 2004, pp. 1–2
- ^ Cooper, 2001, pp. 137,139
- ^ 70.0 70.1 Kivelson, 2004, pp. 10–11
- ^ 71.0 71.1 Kivelson, 2004, pp. 16–18
- ^ Williams, 1998, p. 1
- ^ 73.0 73.1 Cooper, 2001, pp. 154–156
- ^ Johnson, 2004, pp. 15–19
- ^ Hibbitts, 2000, p. 1
- ^ 76.0 76.1 Johnson, 2004, pp. 8–13
- ^ Burke, 1955
- ^ Drake, 1959
- ^ Fieseler, 2002
- ^ Troutman, 2003
引文来源
- Bhardwaj, A.; Gladstone, G.R. Auroral emissions of the giant planets (PDF). Reviews of Geophysics. 2000, 38 (3): 295–353 [2009-06-23]. Bibcode:2000RvGeo..38..295B. doi:10.1029/1998RG000046. (原始内容存档 (PDF)于2011-06-28).
- Blanc, M.; Kallenbach, R.; Erkaev, N. V. Solar System magnetospheres. Space Science Reviews. 2005, 116 (1–2): 227–298. Bibcode:2005SSRv..116..227B. doi:10.1007/s11214-005-1958-y.
- Bolton, S.J.; Janssen, M.; et al. Ultra-relativistic electrons in Jupiter's radiation belts. Nature. 2002, 415 (6875): 987–991 [2009-06-23]. Bibcode:2002Natur.415..987B. PMID 11875557. doi:10.1038/415987a. (原始内容存档于2016-03-07).
- Burke, B.F.; Franklin, K. L. Observations of a variable radio source associated with the planet Jupiter. Journal of Geophysical Research. 1955, 60 (2): 213–217. Bibcode:1955JGR....60..213B. doi:10.1029/JZ060i002p00213.
- Burns, J.A.; Simonelli, D. P.; Showalter; Hamilton; Porco; Throop; Esposito. Jupiter's ring-moon system (PDF). Bagenal, F.; et al (编). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press: 241. 2004 [2009-06-23]. Bibcode:2004jpsm.book..241B. ISBN 0-521-81808-7. (原始内容存档 (PDF)于2006-05-12).
|chapter-format=
被忽略 (帮助) - Clarke, J.T.; Ajello, J.; et al. Ultraviolet emissions from the magnetic footprints of Io, Ganymede and Europa on Jupiter (PDF). Nature. 2002, 415 (6875): 997–1000 [2009-06-23]. PMID 11875560. doi:10.1038/415997a. (原始内容存档 (PDF)于2011-07-21).
- Cooper, J. F.; Johnson, R. E.; et al. Energetic ion and electron irradiation of the icy Galilean satellites (PDF). Icarus. 2001, 139 (1): 133–159. Bibcode:2001Icar..149..133C. doi:10.1006/icar.2000.6498. (原始内容 (PDF)存档于2009-02-25).
- Cowley, S.W. H.; Bunce, E. J. Origin of the main auroral oval in Jupiter's coupled magnetosphere–ionosphere system. Planetary and Space Science. 2001, 49 (10–11): 1067–66. Bibcode:2001P&SS...49.1067C. doi:10.1016/S0032-0633(00)00167-7.
- Cowley, S.W. H.; Bunce, E. J. Modulation of Jovian middle magnetosphere currents and auroral precipitation by solar wind-induced compressions and expansions of the magnetosphere: initial response and steady state. Planetary and Space Science. 2003, 51 (1): 31–56. Bibcode:2003P&SS...51...31C. doi:10.1016/S0032-0633(02)00130-7.
- Drake, F. D.; Hvatum, S. Non-thermal microwave radiation from Jupiter. Astronomical Journal. 1959, 64: 329. Bibcode:1959AJ.....64S.329D. doi:10.1086/108047.
- Elsner, R. F.; Ramsey, B. D.; et al. X-ray probes of magnetospheric interactions with Jupiter's auroral zones, the Galilean satellites, and the Io plasma torus (PDF). Icarus. 2005, 178 (2): 417–428 [2009-06-23]. Bibcode:2005Icar..178..417E. doi:10.1016/j.icarus.2005.06.006. (原始内容存档 (PDF)于2019-06-19).
- Fieseler, P.D.; Ardalan, S. M.; et al. The radiation effects on Galileo spacecraft systems at Jupiter (PDF). Nuclear Science. 2002, 49 (6): 2739–58. Bibcode:2002ITNS...49.2739F. doi:10.1109/TNS.2002.805386. (原始内容 (PDF)存档于2011-07-19).
- Hill, T. W.; Dessler, A. J. Space physics and astronomy converge in exploration of Jupiter's Magnetosphere. Earth in Space. 1995, 8 (32): 6. Bibcode:1995EOSTr..76..313H. doi:10.1029/95EO00190. (原始内容存档于1997-05-01).
- Hibbitts, C.A.; McCord, T.B.; Hansen, T.B. Distribution of CO2 and SO2 on the surface of Callisto. Journal of Geophysical Research. 2000, 105 (E9): 22,541–557. Bibcode:2000JGR...10522541H. doi:10.1029/1999JE001101.
- Johnson, R.E.; Carlson, R.V.; et al. Radiation Effects on the Surfaces of the Galilean Satellites (PDF). Bagenal, F.; et al (编). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. 2004 [2009-06-23]. ISBN 0-521-81808-7. (原始内容 (PDF)存档于2016-04-30).
|chapter-format=
被忽略 (帮助) - Khurana, K.K.; Kivelson, M. G.; et al. The configuration of Jupiter's magnetosphere (PDF). Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (编). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. 2004 [2009-06-23]. ISBN 0-521-81808-7. (原始内容存档 (PDF)于2014-03-19).
|chapter-format=
被忽略 (帮助) - Kivelson, M.G. The current systems of the Jovian magnetosphere and ionosphere and predictions for Saturn (PDF). Space Science Reviews (Springer). 2005, 116 (1–2): 299–318 [2009-06-23]. Bibcode:2005SSRv..116..299K. doi:10.1007/s11214-005-1959-x. (原始内容存档 (PDF)于2011-09-29).
- Kivelson, M.G.; Bagenal, F.; et al. Magnetospheric interactions with satellites (PDF). Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (编). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. 2004 [2009-06-23]. ISBN 0-521-81808-7. (原始内容存档 (PDF)于2011-09-29).
|chapter-format=
被忽略 (帮助) - Krupp, N.; Vasyliunas, V.M.; et al. Dynamics of the Jovian Magnetosphere (PDF). Bagenal, F.; et al (编). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. 2004 [2009-06-23]. ISBN 0-521-81808-7. (原始内容存档 (PDF)于2009-02-27).
|chapter-format=
被忽略 (帮助) - Krupp, N. New surprises in the largest magnetosphere of Our Solar System. Science. 2007, 318 (5848): 216–217. Bibcode:2007Sci...318..216K. PMID 17932281. doi:10.1126/science.1150448.
- Steve Miller, Alan Aylward, George Millward. Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: The Importance of Ion-Neutral Coupling. Space Science Reviews. 2005-01-01, 116 (1-2): 319–343 [2018-04-02]. ISSN 0038-6308. doi:10.1007/s11214-005-1960-4. (原始内容存档于2018-06-11) (英语).
- Nichols, J. D.; Cowley, S. W. H.; McComas, D. J. Magnetopause reconnection rate estimates for Jupiter's magnetosphere based on interplanetary measurements at ~5 AU. Annales Geophysicae. 2006, 24 (1): 393–406 [2009-06-23]. Bibcode:2006AnGeo..24..393N. doi:10.5194/angeo-24-393-2006. (原始内容存档于2019-06-20).
- Palier, L.; Prangé, Renée. More about the structure of the high latitude Jovian aurorae. Planetary and Space Science. 2001, 49 (10–11): 1159–73. Bibcode:2001P&SS...49.1159P. doi:10.1016/S0032-0633(01)00023-X.
- Russell, C.T. Planetary Magnetospheres (PDF). Reports on Progress in Physics. 1993, 56 (6): 687–732. Bibcode:1993RPPh...56..687R. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001.
- Russell, C.T. The dynamics of planetary magnetospheres. Planetary and Space Science. 2001, 49 (10–11): 1005–1030. Bibcode:2001P&SS...49.1005R. doi:10.1016/S0032-0633(01)00017-4.
- Russell, C.T.; Khurana, K.K.; Arridge, C.S.; Dougherty, M.K. The magnetospheres of Jupiter and Saturn and their lessons for the Earth (PDF). Advances in Space Research. 2008, 41 (8): 1310–18 [2009-06-23]. Bibcode:2008AdSpR..41.1310R. doi:10.1016/j.asr.2007.07.037. (原始内容 (PDF)存档于2012-02-15).
- Santos-Costa, D.; Bourdarie, S.A. Modeling the inner Jovian electron radiation belt including non-equatorial particles. Planetary and Space Science. 2001, 49 (3–4): 303–312. Bibcode:2001P&SS...49..303S. doi:10.1016/S0032-0633(00)00151-3.
- Smith, E. J.; Davis, L. Jr.; et al. The Planetary Magnetic Field and Magnetosphere of Jupiter: Pioneer 10. Journal of Geophysical Research. 1974, 79 (25): 3501–13. Bibcode:1974JGR....79.3501S. doi:10.1029/JA079i025p03501.
- Troutman, P.A.; Bethke, K.; et al. Revolutionary concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE). American Institute of Physics Conference Proceedings. 28 January 2003, 654: 821–828. doi:10.1063/1.1541373.
- Williams, D.J.; Mauk, B.; McEntire, R. W. Properties of Ganymede's magnetosphere as revealed by energetic particle observations. Journal of Geophysical Research. 1998, 103 (A8): 17,523–534. Bibcode:1998JGR...10317523W. doi:10.1029/98JA01370.
- Wolverton, M. The Depths of Space. Joseph Henry Press. 2004. ISBN 978-0-309-09050-6.
- Zarka, P.; Kurth, W. S. Auroral radio emissions at the outer planets: Observations and theory. Journal of Geophysical Research. 1998, 103 (E9): 20,159–194. Bibcode:1998JGR...10320159Z. doi:10.1029/98JE01323.
- Zarka, P.; Kurth, W. S. Radio wave emissions from the outer planets before Cassini. Space Science Reviews. 2005, 116 (1–2): 371–397. Bibcode:2005SSRv..116..371Z. doi:10.1007/s11214-005-1962-2.
进阶读物
- Carr, Thomas D.; Gulkis, Samuel. The magnetosphere of Jupiter. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1969, 7 (1): 577–618. Bibcode:1969ARA&A...7..577C. doi:10.1146/annurev.aa.07.090169.003045.
- Edwards, T.M.; Bunce, E.J.; Cowley, S.W.H. A note on the vector potential of Connerney et al.'s model of the equatorial current sheet in Jupiter's magnetosphere. Planetary and Space Science. 2001, 49 (10–11): 1115–23. Bibcode:2001P&SS...49.1115E. doi:10.1016/S0032-0633(00)00164-1.
- Gladstone, G.R.; Waite, J.H.; Grodent, D. A pulsating auroral X-ray hot spot on Jupiter. Nature. 2002, 415 (6875): 1000–03 [2009-06-23]. Bibcode:2002Natur.415.1000G. PMID 11875561. doi:10.1038/4151000a. (原始内容存档于2010-08-27).
- Kivelson, Margaret G.; Khurana, Krishan K.; Walker, Raymond J. Sheared magnetic field structure in Jupiter's dusk magnetosphere: Implications for return currents (PDF). Journal of Geophysical Research. 2002, 107 (A7): 1116 [2009-06-23]. Bibcode:2002JGRA..107.1116K. doi:10.1029/2001JA000251. (原始内容存档 (PDF)于2011-09-29).
- Kivelson, M.G. Transport and acceleration of plasma in the magnetospheres of Earth and Jupiter and expectations for Saturn (PDF). Advances in Space Research. 2005, 36 (11): 2077–89 [2009-06-23]. Bibcode:2005AdSpR..36.2077K. doi:10.1016/j.asr.2005.05.104. (原始内容存档 (PDF)于2011-09-29).
- Kivelson, Margaret G.; Southwood, David J. First evidence of IMF control of Jovian magnetospheric boundary locations: Cassini and Galileo magnetic field measurements compared (PDF). Planetary and Space Science. 2003, 51 (A7): 891–98 [2009-06-23]. Bibcode:2003P&SS...51..891K. doi:10.1016/S0032-0633(03)00075-8. (原始内容存档 (PDF)于2011-09-29).
- McComas, D.J.; Allegrini, F.; Bagenal, F.; et al. Diverse Plasma Populations and Structures in Jupiter's Magnetotail. Science. 2007, 318 (5848): 217–20. Bibcode:2007Sci...318..217M. PMID 17932282. doi:10.1126/science.1147393.
- Maclennan, G.G.; Maclennan, L.J.; Lagg, Andreas. Hot plasma heavy ion abundance in the inner Jovian magnetosphere (<10 Rj). Planetary and Space Science. 2001, 49 (3–4): 275–82. Bibcode:2001P&SS...49..275M. doi:10.1016/S0032-0633(00)00148-3.
- Russell, C.T.; Yu, Z.J.; Kivelson, M.G. The rotation period of Jupiter (PDF). Geophysics Research Letters. 2001, 28 (10): 1911–12 [2009-06-23]. Bibcode:2001GeoRL..28.1911R. doi:10.1029/2001GL012917. (原始内容存档 (PDF)于2011-09-29).
- Zarka, Philippe; Queinnec, Julien; Crary, Frank J. Low-frequency limit of Jovian radio emissions and implications on source locations and Io plasma wake. Planetary and Space Science. 2001, 49 (10–11): 1137–49. Bibcode:2001P&SS...49.1137Z. doi:10.1016/S0032-0633(01)00021-6.