বৃহস্পতির চুম্বকীয় মণ্ডল

**বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ার** বা **বৃহস্পতির চৌম্বক মণ্ডল** হলো এর চৌম্বক ক্ষেত্রের প্রভাবে সৌরবায়ুর মধ্যে তৈরি হওয়া একটি গহ্বর। সূর্যের অভিমুখে এটি প্রায় ৭০ লক্ষ কিলোমিটার পর্যন্ত বিস্তৃত এবং এর বিপরীত দিকে প্রায় শনির কক্ষপথ পর্যন্ত বিস্তৃত। বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ার হলো সৌরজগতের যেকোনো গ্রহীয় ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের মধ্যে বৃহত্তম ও শক্তিশালী। আয়তনের দিক থেকে এটি সৌরজগতের হেলিওস্ফিয়ারের পর দ্বিতীয় বৃহত্তম নিরবচ্ছিন্ন কাঠামো। পৃথিবীর ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের তুলনায় এটি অনেক বেশি প্রশস্ত ও চ্যাপ্টা। এর শক্তি পৃথিবীর তুলনায় বহুগুণ বেশি এবং এর চৌম্বক ভ্রামক প্রায় ১৮,০০০ গুণ বড়। ১৯৫০-এর দশকের শেষের দিকে বেতার নির্গমন পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে প্রথম বৃহস্পতির চৌম্বক ক্ষেত্রের অস্তিত্ব সম্পর্কে ধারণা পাওয়া যায় এবং ১৯৭৩ সালে পায়োনিয়ার ১০ মহাকাশযান সরাসরি এটি পর্যবেক্ষণ করে।

বৃহস্পতির অভ্যন্তরীণ চৌম্বক ক্ষেত্রটি গ্রহের বাইরের মজ্জায় প্রবাহিত বৈদ্যুতিক প্রবাহের মাধ্যমে তৈরি হয়। ধারণা করা হয়, এই মজ্জা তরল ধাতব হাইড্রোজেন দিয়ে গঠিত। বৃহস্পতির উপগ্রহ আইওতে আগ্নেয়গিরির অগ্ন্যুৎপাতের ফলে মহাকাশে প্রচুর পরিমাণে সালফার ডাই অক্সাইড গ্যাস নির্গত হয়, যা গ্রহের চারপাশে একটি বিশাল গ্যাস টরাস গঠন করে। বৃহস্পতির চৌম্বক ক্ষেত্র এই টরাসটিকে গ্রহের সমান কৌণিক বেগ ও অভিমুখে ঘুরতে বাধ্য করে। বিনিময়ে এই টরাসটি চৌম্বক ক্ষেত্রকে প্লাজমা দ্বারা পূর্ণ করে এবং এই প্রক্রিয়ায় এটি চ্যাপ্টা হয়ে 'ম্যাগনেটডিস্ক' নামক একটি কাঠামো তৈরি করে। মূলত, বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ার সৌরবায়ুর পরিবর্তে আইওর প্লাজমা এবং গ্রহের নিজস্ব ঘূর্ণন দ্বারা ভেতর থেকেই পরিচালিত ও আকৃতিপ্রাপ্ত হয়। ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের শক্তিশালী বৈদ্যুতিক প্রবাহ গ্রহের মেরুগুলোতে স্থায়ী মেরুজ্যোতি এবং তীব্র বেতার তরঙ্গ তৈরি করে, যার ফলে বৃহস্পতিকে একটি অত্যন্ত দুর্বল 'রেডিও পালসার' হিসেবে বিবেচনা করা যায়। বৃহস্পতির মেরুজ্যোতি তড়িৎচৌম্বক বর্ণালীর প্রায় সব অংশে লক্ষ্য করা গেছে, যার মধ্যে অবলোহিত, দৃশ্যমান আলো, অতিবেগুনী এবং কোমল এক্স-রে অন্তর্ভুক্ত।

ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের ক্রিয়াকলাপ বিভিন্ন কণাগুলোকে আটকে ফেলে এবং সেগুলোকে ত্বরান্বিত করে তীব্র তেজস্ক্রিয়তা বলয় তৈরি করে। এই উচ্চ-শক্তিসম্পন্ন কণাগুলোর সাথে বৃহস্পতির বৃহত্তম গ্যালিলীয় উপগ্রহগুলোর পৃষ্ঠতলের বিক্রিয়া তাদের রাসায়নিক ও ভৌত বৈশিষ্ট্যে উল্লেখযোগ্য প্রভাব ফেলে। একই কণাগুলো বৃহস্পতির ক্ষীণ বলয় ব্যবস্থার কণাগুলোর গতিবিধিকেও প্রভাবিত করে। এই তেজস্ক্রিয়তা বলয়গুলো মহাকাশযান এবং ভবিষ্যতে মহাকাশ ভ্রমণকারীদের জন্য মারাত্মক ঝুঁকির কারণ হতে পারে।

## গঠন
বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ার হলো একটি জটিল কাঠামো যা বো শক, ম্যাগনেটোসিথ, ম্যাগনেটোপজ, ম্যাগনেটোটেইল, ম্যাগনেটডিস্ক এবং অন্যান্য উপাদানের সমন্বয়ে গঠিত। বৃহস্পতির চারপাশের এই চৌম্বক ক্ষেত্রটি বিভিন্ন উৎস থেকে উৎপন্ন হয়, যার মধ্যে রয়েছে গ্রহের মজ্জার তরল সংবহন (অভ্যন্তরীণ ক্ষেত্র), বৃহস্পতিকে ঘিরে থাকা প্লাজমার বৈদ্যুতিক প্রবাহ এবং ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের সীমানায় প্রবাহিত বিদ্যুৎ। ম্যাগনেটোস্ফিয়ারটি সৌরবায়ুর প্লাজমার মধ্যে নিমজ্জিত থাকে, যা মূলত আন্তঃগ্রহ চৌম্বক ক্ষেত্র বহন করে।

### অভ্যন্তরীণ চৌম্বক ক্ষেত্র
বৃহস্পতির চৌম্বক ক্ষেত্রের বেশিরভাগ অংশই পৃথিবীর মতো একটি অভ্যন্তরীণ ডায়নামোর মাধ্যমে তৈরি হয়, যা এর বাইরের মজ্জায় পরিবাহী তরলের সংবহন দ্বারা পরিচালিত। তবে পৃথিবীর মজ্জা গলিত লোহা ও নিকেল দিয়ে গঠিত হলেও বৃহস্পতির মজ্জা ধাতব হাইড্রোজেন দিয়ে গঠিত। পৃথিবীর মতো বৃহস্পতির চৌম্বক ক্ষেত্রটিও মূলত একটি দ্বিমেরু, যার একটি চৌম্বক অক্ষের দুই প্রান্তে উত্তর ও দক্ষিণ চৌম্বক মেরু অবস্থিত। বৃহস্পতির দ্বিমেরুর উত্তর মেরু (যেখান থেকে চৌম্বক বলরেখাগুলো লম্বভাবে বাইরের দিকে বের হয়) গ্রহের উত্তর গোলার্ধে অবস্থিত এবং দক্ষিণ মেরুটি দক্ষিণ গোলার্ধে অবস্থিত। এটি পৃথিবীর ঠিক বিপরীত। বৃহস্পতির ক্ষেত্রে চতুর্মেরু, অষ্টমেরু এবং উচ্চতর উপাদানও রয়েছে, তবে সেগুলো দ্বিমেরু উপাদানের তুলনায় দশ ভাগের এক ভাগেরও কম শক্তিশালী।

এই দ্বিমেরুটি বৃহস্পতির ঘূর্ণন অক্ষ থেকে প্রায় ১০° কোণে হেলে থাকে; এই হেলে থাকার মাত্রা পৃথিবীর (১১.৩°) সাথে অনেকটা মিলে যায়। এর নিরক্ষীয় ক্ষেত্রের শক্তি প্রায় ৪১৭.০&nbsp;মাইক্রোটেসলা (৪.১৭০&nbsp;গাউস), যা প্রায় ২.৮৩ টেসলা·মিটার<sup>৩</sup> চৌম্বক ভ্রামকের সমান। এর ফলে বৃহস্পতির চৌম্বক ক্ষেত্র পৃথিবীর তুলনায় প্রায় ২০ গুণ শক্তিশালী এবং এর চৌম্বক ভ্রামক প্রায় ২০,০০০ গুণ বড়। বৃহস্পতির চৌম্বক ক্ষেত্রটি এর বায়ুমণ্ডলের নিচের অঞ্চলের সমান গতিতে ৯ ঘণ্টা ৫৫ মিনিটে একবার আবর্তিত হয়। ১৯৭০-এর দশকের মাঝামাঝি সময়ে পায়োনিয়ার মহাকাশযানের মাধ্যমে প্রথম পরিমাপ নেওয়ার পর থেকে ২০১৯ সাল পর্যন্ত এর শক্তি বা গঠনে কোনো পরিবর্তন দেখা যায়নি। তবে জুনো মহাকাশযান থেকে প্রাপ্ত তথ্যের বিশ্লেষণে পায়োনিয়ার যুগের তুলনায় গ্রহটির চৌম্বক ক্ষেত্রে সামান্য কিন্তু পরিমাপযোগ্য পরিবর্তন লক্ষ্য করা গেছে। বিশেষভাবে, বৃহস্পতির বিষুবরেখার কাছে "গ্রেট ব্লু স্পট"  নামক একটি অত্যন্ত অ-দ্বিমেরু চৌম্বক ক্ষেত্র অঞ্চল রয়েছে। এটি পৃথিবীর দক্ষিণ আটলান্টিক অসংগতির সাথে কিছুটা তুলনীয়। এই অঞ্চলটিতে বড় ধরনের ধর্মনিরপেক্ষ পরিবর্তনের লক্ষণ দেখা গেছে।

### আকার ও আকৃতি
বৃহস্পতির অভ্যন্তরীণ চৌম্বক ক্ষেত্র সূর্য থেকে নির্গত আয়নিত কণার প্রবাহ বা সৌরবায়ুকে এর বায়ুমণ্ডলের সাথে সরাসরি মিথস্ক্রিয়া করতে বাধা দেয়। পরিবর্তে, এটি সৌরবায়ুকে গ্রহটি থেকে দূরে সরিয়ে দেয় এবং সৌরবায়ুর প্রবাহে একটি গহ্বর তৈরি করে, যাকে ম্যাগনেটোস্ফিয়ার বা চৌম্বক মণ্ডল বলা হয়। এটি সৌরবায়ুর থেকে ভিন্ন ধরনের প্লাজমা দিয়ে গঠিত। বৃহস্পতির চৌম্বক মণ্ডল এতটাই বিশাল যে সূর্য এবং এর দৃশ্যমান ছটামণ্ডল অনায়াসেই এর ভেতরে এঁটে যাবে। পৃথিবী থেকে একে দেখা গেলে, প্রায় ১৭০০ গুণ দূরে থাকা সত্ত্বেও এটি আকাশে পূর্ণিমার চাঁদের চেয়ে পাঁচ গুণ বড় দেখাত।

পৃথিবীর চৌম্বক মণ্ডলের মতোই, বৃহস্পতির চৌম্বক মণ্ডলের ভেতরে অবস্থিত উত্তপ্ত ও অপেক্ষাকৃত কম ঘন প্লাজমা এবং বাইরের শীতল ও অধিক ঘন সৌরবায়ুর প্লাজমার মধ্যবর্তী সীমানাকে ম্যাগনেটোপজ বলা হয়। সাবসোলার পয়েন্টে (পৃষ্ঠের ওপরের সেই নির্দিষ্ট বিন্দু যেখানে পর্যবেক্ষকের ঠিক মাথার ওপরে সূর্য অবস্থান করে) ম্যাগনেটোপজ থেকে গ্রহের কেন্দ্রের দূরত্ব ৪৫ থেকে ১০০ *R*J (যেখানে *R*J = ৭১,৪৯২ কিমি হলো বৃহস্পতির ব্যাসার্ধ)। ম্যাগনেটোপজের অবস্থান সৌরবায়ুর চাপের ওপর নির্ভর করে, যা আবার সৌর সক্রিয়তার ওপর নির্ভরশীল। ম্যাগনেটোপজের সামনে (গ্রহের কেন্দ্র থেকে ৮০ থেকে ১৩০ *R*J দূরত্বে) বো শক অবস্থিত; এটি চৌম্বক মণ্ডলের সাথে সৌরবায়ুর সংঘর্ষের ফলে সৃষ্ট একটি বিঘ্ন। বো শক এবং ম্যাগনেটোপজের মধ্যবর্তী অঞ্চলকে ম্যাগনেটোসিথ বলা হয়।

গ্রহের বিপরীত দিকে সৌরবায়ু বৃহস্পতির চৌম্বকীয় বলরেখাগুলোকে প্রসারিত করে একটি লম্বা এবং লেজের মতো ম্যাগনেটোটেইল তৈরি করে, যা কখনও কখনও শনির কক্ষপথ ছাড়িয়ে যায়। বৃহস্পতির ম্যাগনেটোটেইলের গঠন অনেকটা পৃথিবীর মতোই। এটি দুটি লোব বা অংশ নিয়ে গঠিত (চিত্রে নীল অংশ), যেখানে দক্ষিণ লোবের চৌম্বক ক্ষেত্র বৃহস্পতির দিকে এবং উত্তর লোবের চৌম্বক ক্ষেত্র এর বিপরীত দিকে নির্দেশ করে। লোব দুটি প্লাজমার একটি পাতলা স্তর দ্বারা পৃথক থাকে, যাকে টেইল কারেন্ট শিট (মাঝখানের কমলা স্তর) বলা হয়।

বৃহস্পতির চৌম্বক মণ্ডলের এই আকৃতি নিউট্রাল শিট কারেন্ট (ম্যাগনেটোটেইল কারেন্ট নামেও পরিচিত) দ্বারা বজায় থাকে, যা বৃহস্পতির ঘূর্ণনের সাথে টেইল প্লাজমা শিটের মধ্য দিয়ে প্রবাহিত হয়। এছাড়াও রয়েছে টেইল কারেন্টস, যা ম্যাগনেটোটেইলের বাইরের সীমানায় বৃহস্পতির ঘূর্ণনের বিপরীত দিকে প্রবাহিত হয় এবং ম্যাগনেটোপজ কারেন্টস (বা চ্যাপম্যান-ফেরারো কারেন্টস), যা দিনের দিকের ম্যাগনেটোপজ বরাবর ঘূর্ণনের বিপরীতে প্রবাহিত হয়। এই তড়িৎপ্রবাহগুলো এমন একটি চৌম্বক ক্ষেত্র তৈরি করে যা চৌম্বক মণ্ডলের বাইরের অভ্যন্তরীণ ক্ষেত্রকে প্রশমিত করে। এগুলো সৌরবায়ুর সাথেও উল্লেখযোগ্যভাবে মিথস্ক্রিয়া করে।

বৃহস্পতির চৌম্বক মণ্ডলকে সাধারণত তিনটি অংশে ভাগ করা হয়: অভ্যন্তরীণ, মধ্যবর্তী এবং বহিঃস্থ চৌম্বক মণ্ডল। অভ্যন্তরীণ চৌম্বক মণ্ডল গ্রহ থেকে ১০ *R*J এর কম দূরত্বে অবস্থিত। এখানকার চৌম্বক ক্ষেত্র অনেকটা দ্বিমেরু বা ডাইপোলের মতো থাকে, কারণ নিরক্ষীয় প্লাজমা শিটে প্রবাহিত তড়িৎপ্রবাহের প্রভাব এখানে খুব কম। মধ্যবর্তী (১০ থেকে ৪০ *R*J এর মধ্যে) এবং বহিঃস্থ (৪০ *R*J এর বেশি) চৌম্বক মণ্ডলে ক্ষেত্রটি আর ডাইপোল থাকে না এবং প্লাজমা শিটের সাথে মিথস্ক্রিয়ার কারণে মারাত্মকভাবে বিঘ্নিত হয় (নিচে ম্যাগনেটোডিস্ক দেখুন)।

### আইওর ভূমিকা

যদিও সামগ্রিকভাবে বৃহস্পতির চৌম্বক মণ্ডলের আকৃতি পৃথিবীর মতো, তবে গ্রহের কাছাকাছি এর গঠন সম্পূর্ণ আলাদা। বৃহস্পতির আগ্নেয়গিরি-সক্রিয় উপগ্রহ আইও নিজেই প্লাজমার একটি শক্তিশালী উৎস এবং এটি প্রতি সেকেন্ডে প্রায় ১,০০০ কেজি নতুন পদার্থ বৃহস্পতির চৌম্বক মণ্ডলে যুক্ত করে। আইও-তে ঘটা শক্তিশালী আগ্নেয়গিরির অগ্ন্যুৎপাতে প্রচুর পরিমাণে সালফার ডাই অক্সাইড নির্গত হয়, যার একটি বড় অংশ ইলেকট্রন সংঘর্ষের ফলে পরমাণুতে বিয়োজিত এবং আয়নিত হয়। সৌর অতিবেগুনি রশ্মির প্রভাবেও সামান্য পরিমাণে আয়নন ঘটে, যা থেকে সালফার এবং অক্সিজেন আয়ন তৈরি হয়। পরবর্তী ইলেকট্রন সংঘর্ষের ফলে উচ্চতর আধান অবস্থার সৃষ্টি হয়, যার ফলে S+, O+, S2+, O2+ এবং S3+ যুক্ত প্লাজমা তৈরি হয়। এগুলো একত্রে 'আইও প্লাজমা টোরাস' গঠন করে: এটি বৃহস্পতিকে ঘিরে থাকা প্লাজমার একটি ঘন এবং অপেক্ষাকৃত শীতল বলয়, যা আইওর কক্ষপথের কাছে অবস্থিত। টোরাসের ভেতরের প্লাজমার তাপমাত্রা ১০–১০০ eV (১,০০,০০০–১০,০০,০০০ K), যা রেডিয়েশন বেল্টের কণাগুলোর তুলনায় (১০ keV বা ১০০ মিলিয়ন K) অনেক কম। টোরাসের এই প্লাজমা বৃহস্পতির সাথে 'সহ-আবর্তনে' বাধ্য হয়, অর্থাৎ উভয়ই একই ঘূর্ণনকাল ভাগ করে নেয়। আইও টোরাস বৃহস্পতির চৌম্বক মণ্ডলের গতিবিদ্যায় মৌলিক পরিবর্তন আনে।

বেশ কয়েকটি প্রক্রিয়ার ফলে—যার মধ্যে ব্যাপন এবং ইন্টারচেঞ্জ ইনস্ট্যাবিলিটি হলো প্রধান—প্লাজমা ধীরে ধীরে বৃহস্পতি থেকে বাইরে বেরিয়ে যায়। প্লাজমা যখন গ্রহ থেকে দূরে সরে যায়, তখন এর ভেতরে প্রবাহিত রেডিয়াল কারেন্ট বা ব্যাসার্ধীয় তড়িৎপ্রবাহ ধীরে ধীরে এর বেগ বাড়িয়ে দেয় এবং সহ-আবর্তন বজায় রাখে। এই রেডিয়াল কারেন্টগুলো চৌম্বক ক্ষেত্রের অ্যাজিমুথাল উপাংশের উৎস, যার ফলে এটি ঘূর্ণনের বিপরীতে পিছনের দিকে বেঁকে যায়। প্লাজমার কণা সংখ্যা ঘনত্ব আইও টোরাসে প্রায় ২,০০০ সেমি−৩ থেকে কমে ৩৫ *R*J দূরত্বে প্রায় ০.২ সেমি−৩ এ দাঁড়ায়। মধ্যবর্তী চৌম্বক মণ্ডলে, বৃহস্পতি থেকে ১০ *R*J এর বেশি দূরত্বে সহ-আবর্তন ধীরে ধীরে ভেঙে যায় এবং প্লাজমা গ্রহের তুলনায় ধীরগতিতে ঘুরতে শুরু করে। অবশেষে প্রায় ৪০ *R*J এর বেশি দূরত্বে (বহিঃস্থ চৌম্বক মণ্ডলে) এই প্লাজমা আর চৌম্বক ক্ষেত্র দ্বারা আবদ্ধ থাকে না এবং ম্যাগনেটোটেইলের মাধ্যমে চৌম্বক মণ্ডল ত্যাগ করে। শীতল ও ঘন প্লাজমা যখন বাইরের দিকে চলে যায়, তখন বহিঃস্থ চৌম্বক মণ্ডল থেকে আসা ২০ keV (২০০ মিলিয়ন K) বা তার বেশি তাপমাত্রার উত্তপ্ত ও কম ঘন প্লাজমা সেই স্থান দখল করে। এই প্লাজমার কিছু অংশ বৃহস্পতির কাছে আসার সময় অ্যাডিয়াব্যাটিকালি উত্তপ্ত হয়ে বৃহস্পতির অভ্যন্তরীণ চৌম্বক মণ্ডলে রেডিয়েশন বেল্ট তৈরি করতে পারে।

### ম্যাগনেটোডিস্ক
পৃথিবীর চৌম্বক ক্ষেত্র অনেকটা অশ্রুবিন্দুর মতো হলেও বৃহস্পতির ক্ষেত্রটি আরও চ্যাপ্টা এবং অনেকটা ডিস্ক বা চাকতির মতো, যা পর্যায়ক্রমিকভাবে এর অক্ষের চারপাশে 'টলমল' করে। এই চাকতি সদৃশ গঠনের প্রধান কারণ হলো সহ-আবর্তনশীল প্লাজমা থেকে সৃষ্ট কেন্দ্রবিমুখী বল এবং উত্তপ্ত প্লাজমার তাপীয় চাপ। এই উভয় শক্তিই বৃহস্পতির চৌম্বকীয় বলরেখাগুলোকে প্রসারিত করে গ্রহ থেকে ২০ *R*J এর বেশি দূরত্বে প্যানকেকের মতো চ্যাপ্টা কাঠামো তৈরি করে, যা ম্যাগনেটোডিস্ক নামে পরিচিত। ম্যাগনেটোডিস্কের মধ্যতলে একটি পাতলা কারেন্ট শিট থাকে, যা অনেকটা চৌম্বকীয় বিষুবরেখার কাছাকাছি অবস্থিত। চৌম্বকীয় বলরেখাগুলো এই শিটের উপরে বৃহস্পতি থেকে বাইরের দিকে এবং শিটের নিচে বৃহস্পতির দিকে নির্দেশ করে। আইও থেকে আসা প্লাজমার চাপ বৃহস্পতির চৌম্বক মণ্ডলকে বিশাল আকারে প্রসারিত করে, কারণ ম্যাগনেটোডিস্ক একটি অতিরিক্ত অভ্যন্তরীণ চাপ তৈরি করে যা সৌরবায়ুর চাপকে ভারসাম্যপূর্ণ করে। আইওর অনুপস্থিতিতে সাবসোলার পয়েন্টে ম্যাগনেটোপজের দূরত্ব ৪২ *R*J এর বেশি হতো না, যেখানে বাস্তবে এটি গড়ে ৭৫ *R*J।

ম্যাগনেটোডিস্কের ক্ষেত্রের এই বিন্যাসটি অ্যাজিমুথাল রিং কারেন্ট (এটি পৃথিবীর রিং কারেন্টের অনুরূপ নয়) দ্বারা বজায় থাকে, যা বিষুবীয় প্লাজমা শিটের মধ্য দিয়ে ঘূর্ণনের সাথে প্রবাহিত হয়। এই তড়িৎপ্রবাহের সাথে গ্রহের চৌম্বক ক্ষেত্রের মিথস্ক্রিয়ার ফলে সৃষ্ট লরেন্টজ বল একটি কেন্দ্রমুখী বল তৈরি করে, যা সহ-আবর্তনশীল প্লাজমাকে গ্রহ থেকে ছিটকে যেতে বাধা দেয়। বিষুবীয় কারেন্ট শিটে মোট রিং কারেন্টের পরিমাণ আনুমানিক ৯০–১৬০ মিলিয়ন অ্যাম্পিয়ার।

## গতিশীলতা

### সহ-ঘূর্ণন এবং ব্যাসার্ধমুখী প্রবাহ
থাম্ব|৩০০পিক্সেল|বৃহস্পতির চৌম্বক ক্ষেত্র এবং সহ-ঘূর্ণন সৃষ্টিকারী বিদ্যুৎ প্রবাহ
বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের প্রধান চালিকাশক্তি হলো গ্রহটির নিজস্ব ঘূর্ণন। এই দিক থেকে বৃহস্পতি অনেকটা 'ইউনিপোলার জেনারেটর' নামক যন্ত্রের মতো কাজ করে। বৃহস্পতি যখন ঘোরে, তখন এর আয়নমণ্ডল গ্রহের দ্বিপোল চৌম্বক ক্ষেত্রের সাপেক্ষে গতিশীল হয়। যেহেতু দ্বিপোল চৌম্বক ভ্রামক ঘূর্ণনের দিকে মুখ করে থাকে, তাই এই গতির ফলে সৃষ্ট লরেন্টজ বল ঋণাত্মক আধানযুক্ত ইলেকট্রনগুলোকে মেরুর দিকে ঠেলে দেয়, আর ধনাত্মক আধানযুক্ত আয়নগুলোকে বিষুবরেখার দিকে পাঠায়। এর ফলে মেরুগুলো ঋণাত্মক আধানে এবং বিষুবীয় অঞ্চলগুলো ধনাত্মক আধানে আহিত হয়। যেহেতু বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ার উচ্চ পরিবাহী প্লাজমা দ্বারা পূর্ণ, তাই এর মাধ্যমেই তড়িৎ বর্তনী সম্পন্ন হয়। 'ডাইরেক্ট কারেন্ট' নামক একটি বিদ্যুৎ প্রবাহ চৌম্বক বলরেখা বরাবর আয়নমণ্ডল থেকে বিষুবীয় প্লাজমা শিটে প্রবাহিত হয়। এই প্রবাহটি তখন গ্রহ থেকে ব্যাসার্ধ বরাবর প্লাজমা শিটের ভেতর দিয়ে দূরে চলে যায় এবং পরিশেষে মেরুর সাথে যুক্ত বলরেখা বরাবর ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের দূরবর্তী অংশ থেকে গ্রহের আয়নমণ্ডলে ফিরে আসে। চৌম্বক বলরেখা বরাবর প্রবাহিত এই বিদ্যুৎ প্রবাহকে সাধারণত 'ফিল্ড-অ্যালাইনড' বা বার্কল্যান্ড প্রবাহ বলা হয়। ব্যাসার্ধমুখী প্রবাহটি গ্রহের চৌম্বক ক্ষেত্রের সাথে মিথস্ক্রিয়া করে এবং এর ফলে উৎপন্ন লরেন্টজ বল ম্যাগনেটোস্ফিয়ারিক প্লাজমাকে গ্রহের ঘূর্ণনের দিকে ত্বরান্বিত করে। এটিই মূলত বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ারে প্লাজমার সহ-ঘূর্ণন  বজায় রাখার প্রধান প্রক্রিয়া।

আয়নমণ্ডল থেকে প্লাজমা শিটে প্রবাহিত এই বিদ্যুৎ তখন সবচেয়ে শক্তিশালী হয় যখন প্লাজমা শিটের সংশ্লিষ্ট অংশটি গ্রহের তুলনায় ধীরগতিতে ঘোরে। উপরে যেমন উল্লেখ করা হয়েছে, বৃহস্পতি থেকে ২০ থেকে ৪০&nbsp;*R*J দূরত্বে এই সহ-ঘূর্ণন ভেঙে পড়ে। এই অঞ্চলটি ম্যাগনেটোডিস্কের সাথে সম্পর্কিত, যেখানে চৌম্বক ক্ষেত্রটি অত্যন্ত প্রসারিত থাকে। ম্যাগনেটোডিস্কে প্রবাহিত শক্তিশালী ডাইরেক্ট কারেন্ট মূলত বৃহস্পতির চৌম্বক মেরু থেকে প্রায় ° অক্ষাংশীয় অঞ্চল থেকে উৎপন্ন হয়। এই সংকীর্ণ বৃত্তাকার অঞ্চলগুলো বৃহস্পতির প্রধান মেরুপ্রভা ওভালের সাথে মিলে যায়। (নিচে দেখুন।) ৫০&nbsp;*R*J এর বাইরে বহিঃস্থ ম্যাগনেটোস্ফিয়ার থেকে ফিরে আসা বিদ্যুৎ প্রবাহ মেরুর কাছে আয়নমণ্ডলে প্রবেশ করে সার্কিটটি সম্পন্ন করে। বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ারে মোট ব্যাসার্ধমুখী বিদ্যুৎ প্রবাহের পরিমাণ আনুমানিক ৬০ মিলিয়ন থেকে ১৪০ মিলিয়ন অ্যাম্পিয়ার।

সহ-ঘূর্ণনের ফলে প্লাজমার এই ত্বরণ বৃহস্পতির ঘূর্ণন শক্তিকে প্লাজমার গতিশক্তিতে রূপান্তরিত করে। সেই অর্থে, বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ার গ্রহের ঘূর্ণন দ্বারা চালিত হয়, যেখানে পৃথিবীর ম্যাগনেটোস্ফিয়ার মূলত সৌর বায়ু দ্বারা চালিত হয়।

### ইন্টারচেঞ্জ ইনস্ট্যাবিলিটি এবং রিকানেকশন
বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের গতিশীলতা বোঝার ক্ষেত্রে প্রধান সমস্যা হলো ৬&nbsp;*R*J দূরত্বে থাকা আইও টরাস থেকে ভারী শীতল প্লাজমা কীভাবে ৫০&nbsp;*R*J এর বেশি দূরত্বের বহিঃস্থ ম্যাগনেটোস্ফিয়ারে স্থানান্তরিত হয়। এই প্রক্রিয়ার সুনির্দিষ্ট পদ্ধতিটি এখনও অজানা, তবে ধারণা করা হয় যে 'ইন্টারচেঞ্জ ইনস্ট্যাবিলিটি' বা বিনিময় অস্থিরতার কারণে প্লাজমা ব্যাপনের ফলে এটি ঘটে। এই প্রক্রিয়াটি হাইড্রোডাইনামিকসে বর্ণিত রেলি-টেলর ইনস্ট্যাবিলিটির অনুরূপ। বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের ক্ষেত্রে, কেন্দ্রাতিগ বল এখানে অভিকর্ষের ভূমিকা পালন করে; যেখানে আইও (অর্থাৎ আইও উপগ্রহ সংক্রান্ত) থেকে আসা শীতল ও ঘন প্লাজমা হলো ভারী তরল, আর বহিঃস্থ ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের উত্তপ্ত ও কম ঘন প্লাজমা হলো হালকা তরল। এই অস্থিরতার কারণে ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের বাইরের এবং ভেতরের প্লাজমা পূর্ণ ফ্লাক্স টিউবগুলোর মধ্যে বিনিময় ঘটে। হালকা ফ্লাক্স টিউবগুলো গ্রহের দিকে চলে আসে এবং আইও প্লাজমায় পূর্ণ ভারী টিউবগুলোকে বৃহস্পতি থেকে দূরে ঠেলে দেয়। ফ্লাক্স টিউবের এই অদলবদল হলো ম্যাগনেটোস্ফিয়ারিক টার্বুলেন্সের একটি রূপ।
থাম্ব|বাম|উত্তর মেরুর উপর থেকে দেখা বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ার
ফ্লাক্স টিউব বিনিময়ের এই তাত্ত্বিক ধারণাটি আংশিকভাবে গ্যালিলিও মহাকাশযান দ্বারা নিশ্চিত হয়েছে। এটি অভ্যন্তরীণ ম্যাগনেটোস্ফিয়ারে প্লাজমার ঘনত্ব হঠাৎ কমে যাওয়া এবং চৌম্বক ক্ষেত্রের শক্তি বেড়ে যাওয়ার অঞ্চল শনাক্ত করেছে। এই শূন্যস্থানগুলো বহিঃস্থ ম্যাগনেটোস্ফিয়ার থেকে আসা প্রায় খালি ফ্লাক্স টিউব হতে পারে। মধ্যবর্তী ম্যাগনেটোস্ফিয়ারে গ্যালিলিও কিছু 'ইনজেকশন ইভেন্ট' শনাক্ত করেছে, যা ঘটে যখন বহিঃস্থ ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের উত্তপ্ত প্লাজমা ম্যাগনেটোডিস্কে আঘাত করে। এর ফলে উচ্চ শক্তিসম্পন্ন কণার প্রবাহ এবং চৌম্বক ক্ষেত্র বৃদ্ধি পায়। শীতল প্লাজমা বাইরের দিকে সরিয়ে নেওয়ার কোনো সুনির্দিষ্ট প্রক্রিয়া এখনও জানা যায়নি।

শীতল আইও প্লাজমা বহনকারী ফ্লাক্স টিউবগুলো যখন বহিঃস্থ ম্যাগনেটোস্ফিয়ারে পৌঁছায়, তখন সেগুলো 'রিকানেকশন' বা পুনঃসংযুক্তি প্রক্রিয়ার মধ্য দিয়ে যায়, যা প্লাজমা থেকে চৌম্বক ক্ষেত্রকে আলাদা করে। চৌম্বক ক্ষেত্রটি উত্তপ্ত ও কম ঘন প্লাজমায় পূর্ণ ফ্লাক্স টিউব হিসেবে অভ্যন্তরীণ ম্যাগনেটোস্ফিয়ারে ফিরে আসে, আর প্লাজমাগুলো সম্ভবত প্লাজময়েড বা প্লাজমার বিশাল পিণ্ড হিসেবে ম্যাগনেটোলেজের  দিকে ছিটকে যায়। এই রিকানেকশন প্রক্রিয়াগুলো গ্যালিলিও মহাকাশযান দ্বারা পর্যবেক্ষণ করা 'গ্লোবাল রিকনফিগারেশন ইভেন্টগুলোর' সাথে সম্পর্কিত হতে পারে, যা প্রতি ২–৩ দিন অন্তর নিয়মিত ঘটত। এই ঘটনাগুলোতে সাধারণত চৌম্বক ক্ষেত্রের শক্তি ও দিকের দ্রুত ও বিশৃঙ্খল পরিবর্তন এবং প্লাজমার গতিতে আকস্মিক পরিবর্তন দেখা যায়; প্লাজমা প্রায়ই সহ-ঘূর্ণন বন্ধ করে বাইরের দিকে প্রবাহিত হতে শুরু করে। এগুলো মূলত রাতের ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের ভোরবেলার দিকে লক্ষ্য করা গেছে। খোলা বলরেখা বরাবর লেজের দিকে প্রবাহিত এই প্লাজমাকে 'প্ল্যানেটারি উইন্ড' বা গ্রহীয় বায়ু বলা হয়।

এই রিকানেকশন ঘটনাগুলো পৃথিবীর ম্যাগনেটোস্ফিয়ারে ঘটা চৌম্বকীয় সাবস্টর্মের অনুরূপ। তবে এদের শক্তির উৎসের মধ্যে পার্থক্য আছে: পার্থিব সাবস্টর্মের ক্ষেত্রে সৌর বায়ুর শক্তি ম্যাগনেটোলেজে জমা হয় এবং পরে রিকানেকশনের মাধ্যমে মুক্ত হয়। এর ফলেও একটি প্লাজময়েড তৈরি হয় যা লেজের দিকে চলে যায়। অন্যদিকে, বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ারে ঘূর্ণন শক্তি ম্যাগনেটোডিস্কে জমা থাকে এবং প্লাজময়েড আলাদা হওয়ার সময় তা মুক্ত হয়।

### সৌর বায়ুর প্রভাব
থাম্ব|৩০০পিক্সেল|সৌর বায়ু এবং বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের মধ্যে মিথস্ক্রিয়া
বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের গতিশীলতা মূলত অভ্যন্তরীণ শক্তির উৎসের ওপর নির্ভর করলেও, সৌর বায়ুরও সম্ভবত এতে কিছু ভূমিকা রয়েছে, বিশেষ করে উচ্চ শক্তিসম্পন্ন প্রোটনের উৎস হিসেবে। বহিঃস্থ ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের কাঠামোতে সৌর বায়ু-চালিত ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের কিছু বৈশিষ্ট্য দেখা যায়, যার মধ্যে উল্লেখযোগ্য হলো ভোর ও সন্ধ্যার দিকের অসমতা। বিশেষ করে, সন্ধ্যার দিকের চৌম্বক বলরেখাগুলো ভোরের দিকের বলরেখার বিপরীতে বাঁকানো থাকে। এছাড়া, ভোরের ম্যাগনেটোস্ফিয়ারে খোলা বলরেখা থাকে যা ম্যাগনেটোলেজের সাথে যুক্ত, কিন্তু সন্ধ্যার দিকে বলরেখাগুলো থাকে বদ্ধ। এই সমস্ত পর্যবেক্ষণ ইঙ্গিত দেয় যে সৌর বায়ু-চালিত রিকানেকশন প্রক্রিয়া, যা পৃথিবীতে ডাঞ্জি চক্র নামে পরিচিত, তা বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ারেও ঘটতে পারে।

বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের গতিশীলতায় সৌর বায়ুর প্রভাব ঠিক কতটুকু তা বর্তমানে অজানা; তবে উচ্চ সৌর সক্রিয়তার সময় এটি বিশেষভাবে শক্তিশালী হতে পারে। মেরুপ্রভার রেডিও, আলোকীয় এবং এক্স-রে নির্গমন, সেইসাথে রেডিয়েশন বেল্ট থেকে নির্গত সিনক্রোট্রন বিকিরণ—সবই সৌর বায়ুর চাপের সাথে সম্পর্কিত বলে দেখা গেছে। এটি নির্দেশ করে যে সৌর বায়ু সম্ভবত প্লাজমা সঞ্চালন নিয়ন্ত্রণ করে বা ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের অভ্যন্তরীণ প্রক্রিয়াগুলোকে প্রভাবিত করে।

## নির্গমন

### মেরুপ্রভা
থাম্ব|upright=১.৩৫|বৃহস্পতির উত্তর মেরুর মেরুপ্রভার ছবি, যেখানে প্রধান মেরুপ্রভা ওভাল, মেরু নির্গমন এবং প্রাকৃতিক উপগ্রহগুলোর মিথস্ক্রিয়ায় সৃষ্ট বিন্দুগুলো দেখা যাচ্ছে

বৃহস্পতির উভয় মেরুতেই উজ্জ্বল এবং স্থায়ী মেরুপ্রভা দেখা যায়। পৃথিবীর মেরুপ্রভা সাধারণত ক্ষণস্থায়ী এবং উচ্চ সৌর সক্রিয়তার সময় ঘটে, কিন্তু বৃহস্পতির মেরুপ্রভা স্থায়ী, যদিও এর তীব্রতা দিনে দিনে পরিবর্তিত হয়। এগুলো তিনটি প্রধান অংশ নিয়ে গঠিত: প্রধান ওভাল , যা চৌম্বক মেরু থেকে প্রায় ১৬° দূরে অবস্থিত উজ্জ্বল ও সংকীর্ণ (প্রস্থে ১০০০&nbsp;কিমি এর কম) বৃত্তাকার বৈশিষ্ট্য; উপগ্রহের মেরুপ্রভা বিন্দু , যা বৃহস্পতির আয়নমণ্ডলের সাথে এর বৃহত্তম চাঁদগুলোর সংযোগকারী চৌম্বক বলরেখার পদচিহ্ন; এবং প্রধান ওভালের ভেতরে অবস্থিত ক্ষণস্থায়ী মেরু নির্গমন। রেডিও তরঙ্গ থেকে শুরু করে এক্স-রে (৩&nbsp;keV পর্যন্ত) পর্যন্ত প্রায় সমস্ত তড়িৎচৌম্বকীয় বর্ণালীতে মেরুপ্রভার নির্গমন শনাক্ত করা গেছে; এগুলো মধ্য-ইনফ্রারেড (তরঙ্গদৈর্ঘ্য ৩–৪&nbsp;μm এবং ৭–১৪&nbsp;μm) এবং দূর-অতিবেগুনী বর্ণালী অঞ্চলে (তরঙ্গদৈর্ঘ্য ১২০–১৮০&nbsp;nm) সবচেয়ে বেশি দেখা যায়।

প্রধান ওভালগুলো বৃহস্পতির মেরুপ্রভার সবচেয়ে প্রভাবশালী অংশ। এগুলোর আকৃতি এবং অবস্থান মোটামুটি স্থিতিশীল, তবে এদের তীব্রতা সৌর বায়ুর চাপের মাধ্যমে নিয়ন্ত্রিত হয়—সৌর বায়ু যত শক্তিশালী হয়, মেরুপ্রভা তত দুর্বল হয়। উপরে যেমন উল্লেখ করা হয়েছে, ম্যাগনেটোডিস্ক প্লাজমা এবং বৃহস্পতির আয়নমণ্ডলের মধ্যে বৈদ্যুতিক বিভব পার্থক্যের ফলে ত্বরান্বিত ইলেকট্রনের প্রবাহের মাধ্যমে প্রধান ওভালগুলো টিকে থাকে। এই ইলেকট্রনগুলো 'ফিল্ড-অ্যালাইনড কারেন্ট' বহন করে, যা ম্যাগনেটোডিস্কে প্লাজমার সহ-ঘূর্ণন বজায় রাখে। এই বিভব পার্থক্য তৈরি হয় কারণ বিষুবীয় শিটের বাইরের পাতলা প্লাজমা কোনো রকম অস্থিরতা তৈরি না করে কেবল একটি সীমিত মাত্রার বিদ্যুৎ প্রবাহ পরিচালনা করতে পারে। আগত ইলেকট্রনগুলোর শক্তি ১০–১০০&nbsp;keV সীমার মধ্যে থাকে এবং এগুলো বৃহস্পতির বায়ুমণ্ডলের গভীরে প্রবেশ করে, যেখানে তারা আণবিক হাইড্রোজেনকে আয়নিত ও উত্তেজিত করে অতিবেগুনী নির্গমন ঘটায়। আয়নমণ্ডলে মোট শক্তির ইনপুট হলো ১০–১০০&nbsp;টেরাওয়াট। এছাড়া, আয়নমণ্ডলে প্রবাহিত বিদ্যুৎ একে 'জুল হিটিং' নামক প্রক্রিয়ার মাধ্যমে উত্তপ্ত করে। এই উত্তাপ, যা ৩০০&nbsp;টেরাওয়াট পর্যন্ত শক্তি উৎপাদন করে, বৃহস্পতির মেরুপ্রভা থেকে শক্তিশালী ইনফ্রারেড বিকিরণের জন্য এবং আংশিকভাবে বৃহস্পতির থার্মোস্ফিয়ার উত্তপ্ত করার জন্য দায়ী।

গ্যালিলীয় উপগ্রহ আইও, ইউরোপা, গ্যানিমিড এবং ক্যালিস্টোর সাথে সম্পর্কিত বিন্দুগুলো শনাক্ত করা হয়েছে। এগুলো তৈরি হয় কারণ প্লাজমার সহ-ঘূর্ণন এই চাঁদগুলোর সাথে মিথস্ক্রিয়া করে এবং তাদের আশেপাশে ধীর হয়ে যায়। সবচেয়ে উজ্জ্বল বিন্দুটি আইওর, যা ম্যাগনেটোস্ফিয়ারে প্লাজমার প্রধান উৎস। আইওর মেরুপ্রভা বিন্দুটি বৃহস্পতি এবং আইওর আয়নমণ্ডলের মধ্যে প্রবাহিত আলফভেন প্রবাহের সাথে সম্পর্কিত বলে মনে করা হয়। ইউরোপার বিন্দুটি অনেকটা একই রকম কিন্তু অনেক বেশি আবছা, কারণ এর বায়ুমণ্ডল পাতলা এবং এটি প্লাজমার একটি দুর্বল উৎস। আইওর আগ্নেয়গিরির সক্রিয়তার বিপরীতে ইউরোপার বায়ুমণ্ডল তৈরি হয় এর পৃষ্ঠের বরফ বাষ্পীভূত হওয়ার ফলে। গ্যানিমিডের নিজস্ব অভ্যন্তরীণ চৌম্বক ক্ষেত্র এবং ম্যাগনেটোস্ফিয়ার রয়েছে। এই ম্যাগনেটোস্ফিয়ার এবং বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের মিথস্ক্রিয়ায় চৌম্বকীয় পুনঃসংযুক্তির কারণে বিদ্যুৎ প্রবাহ তৈরি হয়। ক্যালিস্টোর সাথে যুক্ত মেরুপ্রভা বিন্দুটি সম্ভবত ইউরোপার মতোই। সাধারণত, ক্যালিস্টোর সাথে যুক্ত চৌম্বক বলরেখাগুলো বৃহস্পতির বায়ুমণ্ডলে প্রধান মেরুপ্রভা ওভালের খুব কাছে বা ওভালের ভেতরে স্পর্শ করে, যার ফলে ক্যালিস্টোর মেরুপ্রভা বিন্দুটি শনাক্ত করা কঠিন হয়ে পড়ে। ২০২৫ সালের সেপ্টেম্বরে, জুনো মহাকাশযান পরিচালনাকারী বিজ্ঞানীরা শেষ পর্যন্ত বৃহস্পতির মেরুপ্রভায় ক্যালিস্টোর পদচিহ্নের অস্তিত্ব নিশ্চিত করেন। ২০১৯ সালের সেপ্টেম্বরে জুনো মহাকাশযান থেকে প্রাপ্ত তথ্য নিবিড়ভাবে বিশ্লেষণের পর তারা এই সিদ্ধান্তে পৌঁছান। এই পর্যবেক্ষণটি এমন এক সময়ে সম্ভব হয়েছিল যখন একটি বিশাল সৌর প্রবাহ বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ারকে আঘাত করেছিল, যা সাময়িকভাবে ক্যালিস্টোর অস্পষ্ট মেরুপ্রভা পদচিহ্নকে দৃশ্যমান করে তুলেছিল।

প্রধান ওভালের ভেতরে মাঝেমধ্যে উজ্জ্বল আর্ক এবং বিন্দু দেখা যায়। এই ক্ষণস্থায়ী ঘটনাগুলো সৌর বায়ুর সাথে মিথস্ক্রিয়া অথবা বহিঃস্থ ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের গতিশীলতার সাথে সম্পর্কিত বলে মনে করা হয়। এই অঞ্চলের চৌম্বক বলরেখাগুলো খোলা অথবা ম্যাগনেটোলেজের সাথে যুক্ত বলে বিশ্বাস করা হয়। প্রধান ওভালের ভেতরে কখনো কখনো গৌণ ওভাল দেখা যায়, যা খোলা এবং বন্ধ বলরেখার সীমানা অথবা মেরুস্থ কাস্পের সাথে সম্পর্কিত হতে পারে। মেরু অঞ্চলের মেরুপ্রভা নির্গমন পৃথিবীর মেরুগুলোর চারপাশে দেখা যাওয়া নির্গমনের মতোই হতে পারে: যা ঘটে যখন সৌর চৌম্বক ক্ষেত্রের সাথে গ্রহের চৌম্বক ক্ষেত্রের পুনঃসংযুক্তির সময় বিভব পার্থক্যের মাধ্যমে ইলেকট্রনগুলো গ্রহের দিকে ত্বরান্বিত হয়। প্রধান ওভালের ভেতরের অঞ্চলগুলো থেকেই মেরুপ্রভার বেশিরভাগ এক্স-রে নির্গত হয়। মেরুপ্রভার এক্স-রে বিকিরণের বর্ণালীতে উচ্চ আয়নিত অক্সিজেন এবং সালফারের বর্ণালী রেখা থাকে, যা সম্ভবত ঘটে যখন উচ্চ শক্তিসম্পন্ন (শত শত কিলোইলেক্ট্রনভোল্ট) সালফার ও অক্সিজেন আয়নগুলো বৃহস্পতির মেরু বায়ুমণ্ডলে প্রবেশ করে। এই আধানগুলোর উৎস এখনও অজানা, তবে এটি সেই তত্ত্বের সাথে সাংঘর্ষিক যে এই চৌম্বক বলরেখাগুলো খোলা এবং সৌর বায়ুর সাথে যুক্ত।

### রেডিও তরঙ্গদৈর্ঘ্যে বৃহস্পতি
কয়েক কিলোহার্থজ থেকে দশেক মেগাহার্থজ পর্যন্ত বিস্তৃত বর্ণালী অঞ্চলে বৃহস্পতি রেডিও তরঙ্গের একটি শক্তিশালী উৎস। ০.৩&nbsp;মেগাহার্থজের কম কম্পাঙ্কবিশিষ্ট (এবং ১&nbsp;কিমি এর বেশি তরঙ্গদৈর্ঘ্যের) রেডিও তরঙ্গকে বৃহস্পতির কিলোমেট্রিক বিকিরণ বা KOM বলা হয়। ০.৩–৩&nbsp;মেগাহার্থজ কম্পাঙ্কের (১০০–১০০০&nbsp;মি তরঙ্গদৈর্ঘ্য) বিকিরণকে হেক্টোমেট্রিক বিকিরণ বা HOM এবং ৩–৪০&nbsp;মেগাহার্থজ সীমার (১০–১০০&nbsp;মি তরঙ্গদৈর্ঘ্য) বিকিরণকে ডেকামেট্রিক বিকিরণ বা DAM বলা হয়। ডেকামেট্রিক বিকিরণই প্রথম পৃথিবী থেকে পর্যবেক্ষণ করা হয়েছিল এবং এর প্রায় ১০ ঘণ্টার পর্যায়কাল এটিকে বৃহস্পতি থেকে নির্গত হিসেবে শনাক্ত করতে সাহায্য করেছিল। ডেকামেট্রিক নির্গমনের সবচেয়ে শক্তিশালী অংশটি আইও এবং আইও–বৃহস্পতি বিদ্যুৎ ব্যবস্থার সাথে সম্পর্কিত, যাকে বলা হয় Io-DAM।
থাম্ব|বাম|৩০০পিক্সেল|অন্য চারটি চৌম্বকীয় গ্রহের তুলনায় বৃহস্পতির রেডিও নির্গমনের বর্ণালী, যেখানে (N,T,S,U)KR মানে হলো (নেপচুনীয়, পার্থিব, শনিীয় এবং ইউরেনীয়) কিলোমিটার বিকিরণ
এই নির্গমনের বেশিরভাগই 'সাইক্লোট্রন মেজার ইনস্ট্যাবিলিটি' নামক প্রক্রিয়ার মাধ্যমে উৎপন্ন হয় বলে ধারণা করা হয়, যা মেরুপ্রভা অঞ্চলের কাছাকাছি বিকশিত হয়। চৌম্বক ক্ষেত্রের সমান্তরালে চলাচলকারী ইলেকট্রনগুলো বায়ুমণ্ডলে প্রবেশ করে, আর পর্যাপ্ত লম্ব বেগ সম্পন্ন ইলেকট্রনগুলো চৌম্বক আয়নার মাধ্যমে প্রতিফলিত হয়। এর ফলে একটি অস্থিতিশীল বেগ বিভাজন তৈরি হয়। এই বেগ বিভাজন স্থানীয় ইলেকট্রন সাইক্লোট্রন কম্পাঙ্কে স্বতঃস্ফূর্তভাবে রেডিও তরঙ্গ উৎপন্ন করে। রেডিও তরঙ্গ তৈরির এই প্রক্রিয়ায় জড়িত ইলেকট্রনগুলো সম্ভবত মেরু থেকে ম্যাগনেটোডিস্কে বিদ্যুৎ বহনকারী ইলেকট্রন। বৃহস্পতির রেডিও নির্গমনের তীব্রতা সাধারণত সময়ের সাথে সাথে মসৃণভাবে পরিবর্তিত হয়। তবে, এই ধীর পরিবর্তনের সাথে সাথে কিছু ছোট ও শক্তিশালী বিস্ফোরণ ঘটে যা অন্য সব উপাদানকে ছাড়িয়ে যেতে পারে। DAM উপাদানের মোট নির্গত শক্তি প্রায় ১০০&nbsp;টেরাওয়াট, যেখানে অন্য সব HOM/KOM উপাদানের শক্তি প্রায় ১০&nbsp;টেরাওয়াট। তুলনায় পৃথিবীর রেডিও নির্গমনের মোট শক্তি মাত্র ০.১&nbsp;টেরাওয়াট।

বৃহস্পতির রেডিও এবং কণা নির্গমন এর ঘূর্ণন দ্বারা নিয়ন্ত্রিত হয়, যা গ্রহটিকে অনেকটা একটি পালসারের মতো করে তোলে। এই পর্যায়ক্রমিক পরিবর্তন সম্ভবত বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের অসমতার সাথে সম্পর্কিত, যা ঘূর্ণন অক্ষের সাপেক্ষে চৌম্বক ভ্রামকের ঝোঁক এবং উচ্চ-অক্ষাংশীয় চৌম্বকীয় অসংগতির কারণে ঘটে। বৃহস্পতির রেডিও নির্গমন নিয়ন্ত্রণকারী পদার্থবিজ্ঞান রেডিও পালসারের মতোই। এগুলোর মধ্যে পার্থক্য কেবল মাত্রায়, এবং বৃহস্পতিকে একটি খুব ছোট রেডিও পালসার হিসেবেও বিবেচনা করা যেতে পারে। এছাড়া, বৃহস্পতির রেডিও নির্গমন সৌর বায়ুর চাপ এবং সেই সাথে সৌর সক্রিয়তার ওপর ব্যাপকভাবে নির্ভর করে।

তুলনামূলকভাবে দীর্ঘ তরঙ্গদৈর্ঘ্যের বিকিরণ ছাড়াও, বৃহস্পতি ০.১–১৫&nbsp;গিগাহার্থজ (৩&nbsp;মি থেকে ২&nbsp;সেমি তরঙ্গদৈর্ঘ্য) কম্পাঙ্ক সীমার মধ্যে সিনক্রোট্রন বিকিরণ নির্গত করে (যা বৃহস্পতির ডেসিমেট্রিক বিকিরণ বা DIM বিকিরণ নামেও পরিচিত)। এই নির্গমনগুলো গ্রহের অভ্যন্তরীণ রেডিয়েশন বেল্টে আটকে থাকা রিলেটিভিস্টিক ইলেকট্রন থেকে উৎপন্ন হয়। DIM নির্গমনে অবদান রাখা ইলেকট্রনগুলোর শক্তি ০.১ থেকে ১০০&nbsp;MeV পর্যন্ত হয়, তবে সবচেয়ে বেশি অবদান আসে ১–২০&nbsp;MeV সীমার শক্তি সম্পন্ন ইলেকট্রন থেকে। এই বিকিরণ সম্পর্কে বিজ্ঞানীরা বেশ ভালোভাবেই জানেন এবং ১৯৬০-এর দশকের শুরু থেকেই এটি গ্রহের চৌম্বক ক্ষেত্র এবং রেডিয়েশন বেল্টের গঠন পর্যবেক্ষণে ব্যবহৃত হয়ে আসছে। রেডিয়েশন বেল্টের কণাগুলো বহিঃস্থ ম্যাগনেটোস্ফিয়ার থেকে উৎপন্ন হয় এবং অভ্যন্তরীণ ম্যাগনেটোস্ফিয়ারে স্থানান্তরের সময় অ্যাডিয়াবেটিকভাবে ত্বরান্বিত হয়। তবে এর জন্য মাঝারি মাত্রার উচ্চ শক্তিসম্পন্ন ইলেকট্রন (>> ১&nbsp;keV) প্রয়োজন এবং এই জনসংখ্যার উৎস এখনও পুরোপুরি বোঝা যায়নি।

বৃহস্পতির ম্যাগনেটোস্ফিয়ার উচ্চ শক্তিসম্পন্ন ইলেকট্রন এবং আয়নের (শক্তি দশেক মেগা-ইলেক্ট্রনভোল্ট পর্যন্ত) প্রবাহ বের করে দেয়, যা পৃথিবীর কক্ষপথ পর্যন্ত পৌঁছায়। এই প্রবাহগুলো অত্যন্ত সরু বা ঘনীভূত  থাকে এবং রেডিও নির্গমনের মতো গ্রহের ঘূর্ণনকালের সাথে পরিবর্তিত হয়। এই দিক থেকেও বৃহস্পতি পালসারের সাথে সাদৃশ্য দেখায়।

## বলয় এবং উপগ্রহের সাথে মিথস্ক্রিয়া

বৃহস্পতির বিশাল চুম্বকীয় মণ্ডল এর বলয় ব্যবস্থা এবং চারটি গ্যালিলীয় উপগ্রহের কক্ষপথকে পরিবেষ্টন করে আছে। চৌম্বকীয় বিষুবরেখার নিকটবর্তী কক্ষপথে আবর্তনকারী এই বস্তুগুলো চুম্বকীয় মণ্ডলের প্লাজমার উৎস এবং শোষক হিসেবে কাজ করে, অন্যদিকে চুম্বকীয় মণ্ডল থেকে নির্গত উচ্চ-শক্তির কণাগুলো এদের পৃষ্ঠের পরিবর্তন ঘটায়। এই কণাগুলো উপগ্রহগুলোর পৃষ্ঠ থেকে বিভিন্ন পদার্থকে বিচ্ছুরিত করে এবং রেডিওলাইসিস প্রক্রিয়ার মাধ্যমে রাসায়নিক পরিবর্তন ঘটায়। গ্রহের সাথে প্লাজমার একযোগে ঘূর্ণনের কারণে প্লাজমা প্রধানত উপগ্রহগুলোর পশ্চাদবর্তী গোলার্ধের সাথে মিথস্ক্রিয়া করে, যা গোলার্ধগুলোর মধ্যে লক্ষণীয় অসমতা সৃষ্টি করে।

বৃহস্পতির নিকটবর্তী অঞ্চলে গ্রহের বলয় এবং ছোট উপগ্রহগুলো বিকিরণ বলয়  থেকে উচ্চ-শক্তির কণাগুলো (১০ কেভির বেশি শক্তির) শোষণ করে নেয়। এটি বিকিরণ বলয়ের বিন্যাসে লক্ষণীয় শূন্যস্থান তৈরি করে এবং ডেসিমেট্রিক সিনক্রোট্রন বিকিরণকে প্রভাবিত করে। প্রকৃতপক্ষে, বৃহস্পতির বলয়ের অস্তিত্বের বিষয়টি প্রথম হাইপোথিসিস হিসেবে এসেছিল পায়োনিয়ার ১১ মহাকাশযানের তথ্যের ভিত্তিতে, যা গ্রহের কাছাকাছি উচ্চ-শক্তির আয়নের সংখ্যায় একটি তীব্র হ্রাস শনাক্ত করেছিল। গ্রহের চৌম্বক ক্ষেত্র সাব-মাইক্রোমিটার আকৃতির বলয় কণাগুলোর গতিবিধিকেও প্রবলভাবে প্রভাবিত করে, কারণ এগুলো সূর্যের অতিবেগুনী বিকিরণের প্রভাবে বৈদ্যুতিক আধান লাভ করে। এদের আচরণ সহ-ঘূর্ণনশীল আয়নগুলোর মতোই। কণাগুলোর কক্ষীয় গতি এবং গ্রহের সহ-ঘূর্ণনের মধ্যে অনুনাদী মিথস্ক্রিয়া ব্যবহার করে বৃহস্পতির সবচেয়ে ভেতরের হ্যালো বলয়ের (যা ১.৪ এবং ১.৭১&nbsp;*R*J এর মধ্যে অবস্থিত) সৃষ্টি ব্যাখ্যা করা হয়েছে। এই বলয়টি অত্যন্ত নতিযুক্ত এবং উৎকেন্দ্রিক কক্ষপথে থাকা সাব-মাইক্রোমিটার কণা দ্বারা গঠিত। কণাগুলো মূলত প্রধান বলয় থেকে উৎপন্ন হয়; তবে এগুলো যখন বৃহস্পতির দিকে সরে আসে, তখন ১.৭১&nbsp;*R*J এ অবস্থিত শক্তিশালী ৩:২ লরেন্টজ অনুনাদ  এদের কক্ষপথ বদলে দেয়, যা এদের নতি ও উৎকেন্দ্রিকতা বাড়িয়ে দেয়। ১.৪&nbsp;Rj এ থাকা আরেকটি ২:১ লরেন্টজ অনুনাদ হ্যালো বলয়ের অভ্যন্তরীণ সীমানা নির্ধারণ করে।




সবগুলো গ্যালিলীয় উপগ্রহেরই পাতলা বায়ুমণ্ডল রয়েছে যেগুলোর পৃষ্ঠের চাপ ০.০১–১&nbsp;ন্যানোবার সীমার মধ্যে থাকে, যা পরবর্তীতে ১,০০০–১০,০০০&nbsp;সেমি−৩ ঘনত্বের ইলেকট্রন বিশিষ্ট শক্তিশালী আয়নমণ্ডল তৈরি করে। শীতল ম্যাগনেটোস্ফিয়ারিক প্লাজমার সহ-ঘূর্ণনশীল প্রবাহ এই আয়নমণ্ডলগুলোতে সৃষ্ট বৈদ্যুতিক প্রবাহের মাধ্যমে উপগ্রহগুলোর চারপাশে আংশিকভাবে বিচ্যুত হয়, যা আলফভেন উইংস নামে পরিচিত কীলক-আকৃতির কাঠামো তৈরি করে। সহ-ঘূর্ণনশীল প্রবাহের সাথে এই বড় উপগ্রহগুলোর মিথস্ক্রিয়া শুক্রের মতো চুম্বকত্বহীন গ্রহগুলোর সাথে সৌর বায়ুর মিথস্ক্রিয়ার অনুরূপ, যদিও এই সহ-ঘূর্ণন গতি সাধারণত সাবসনিক বা শব্দের বেগের চেয়ে কম গতিসম্পন্ন (গতি ৭৪ থেকে ৩২৮&nbsp;কিমি/সে এর মধ্যে পরিবর্তিত হয়), যা বো শক গঠনে বাধা দেয়। সহ-ঘূর্ণনশীল প্লাজমার চাপ ক্রমাগত উপগ্রহগুলোর বায়ুমণ্ডল থেকে গ্যাস বের করে দেয় (বিশেষ করে আইও থেকে), এবং এই পরমাণুগুলোর কিছু আয়নিত হয়ে সহ-ঘূর্ণনে যুক্ত হয়। এই প্রক্রিয়াটি উপগ্রহগুলোর কক্ষপথের আশেপাশে গ্যাস ও প্লাজমার টোরাস তৈরি করে, যার মধ্যে আইওর টোরাস সবচেয়ে বেশি দৃশ্যমান। কার্যত, গ্যালিলীয় উপগ্রহগুলো (প্রধানত আইও) বৃহস্পতির অভ্যন্তরীণ এবং মধ্য চুম্বকীয় মণ্ডলের প্লাজমার প্রধান উৎস হিসেবে কাজ করে। এদিকে, উচ্চ-শক্তির কণাগুলো আলফভেন উইংস দ্বারা মূলত প্রভাবিত হয় না এবং উপগ্রহগুলোর পৃষ্ঠে সরাসরি প্রবেশ করতে পারে (গ্যানিমিড বাদে)।

বরফাবৃত গ্যালিলীয় উপগ্রহগুলো, যেমন ইউরোপা, গ্যানিমিড এবং ক্যালিস্টো, সবগুলোই বৃহস্পতির চৌম্বক ক্ষেত্রের পরিবর্তনের প্রতিক্রিয়ায় আবিষ্ট চৌম্বক ভ্রামক  তৈরি করে। এই পরিবর্তনশীল চৌম্বক ভ্রামকগুলো তাদের চারপাশে দ্বিমেরু চৌম্বক ক্ষেত্র তৈরি করে, যা আশেপাশের চৌম্বক ক্ষেত্রের পরিবর্তনকে ক্ষতিপূরণ দিতে কাজ করে। ধারণা করা হয় যে, এই আবেশ প্রক্রিয়াটি ভূগর্ভস্থ লোনা জলের স্তরে ঘটে, যা বৃহস্পতির সব কটি বড় বরফাবৃত উপগ্রহে থাকার সম্ভাবনা রয়েছে। এই ভূগর্ভস্থ মহাসাগরগুলোতে প্রাণের অস্তিত্ব থাকতে পারে এবং এগুলোর উপস্থিতির প্রমাণ ১৯৯০-এর দশকে গ্যালিলিও মহাকাশযান দ্বারা করা সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ আবিষ্কারগুলোর একটি ছিল।

গ্যানিমিডের সাথে বৃহস্পতির চুম্বকীয় মণ্ডলের মিথস্ক্রিয়া অন্যান্য চুম্বকত্বহীন উপগ্রহের চেয়ে ভিন্ন, কারণ গ্যানিমিডের নিজস্ব চৌম্বক ভ্রামক রয়েছে। গ্যানিমিডের অভ্যন্তরীণ চৌম্বক ক্ষেত্র বৃহস্পতির চুম্বকীয় মণ্ডলের ভেতরে প্রায় গ্যানিমিডের ব্যাসের দ্বিগুণ ব্যাসবিশিষ্ট একটি গহ্বর তৈরি করে, যা বৃহস্পতির চুম্বকীয় মণ্ডলের ভেতরে একটি ক্ষুদ্র-ম্যাগনেটোস্ফিয়ার তৈরি করে। গ্যানিমিডের চৌম্বক ক্ষেত্র এর নিজস্ব ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের চারপাশ দিয়ে সহ-ঘূর্ণনশীল প্লাজমা প্রবাহকে বিচ্যুত করে। এটি উপগ্রহটির বিষুবীয় অঞ্চলকেও উচ্চ-শক্তির কণা থেকে রক্ষা করে যেখানে চৌম্বক বলরেখাগুলো বদ্ধ থাকে। তবে কণাগুলো গ্যানিমিডের মেরু অঞ্চলে মুক্তভাবে আঘাত করতে পারে যেখানে বলরেখাগুলো উন্মুক্ত। কিছু উচ্চ-শক্তির কণা গ্যানিমিডের বিষুবরেখার কাছে আটকা পড়ে ছোট বিকিরণ বলয় তৈরি করে। এর পাতলা বায়ুমণ্ডলে প্রবেশ করা উচ্চ-শক্তির ইলেকট্রনগুলো গ্যানিমিডীয় মেরুপ্রভার জন্য দায়ী।

আধানযুক্ত কণাগুলো গ্যালিলীয় উপগ্রহগুলোর পৃষ্ঠের বৈশিষ্ট্যের ওপর উল্লেখযোগ্য প্রভাব ফেলে। আইও থেকে উৎপন্ন প্লাজমা সালফার এবং সোডিয়াম আয়নগুলোকে গ্রহ থেকে দূরে বহন করে নিয়ে যায়, যেখানে সেগুলো প্রধানত ইউরোপা এবং গ্যানিমিডের পশ্চাদবর্তী গোলার্ধে জমা হয়। তবে ক্যালিস্টোর ক্ষেত্রে অজানা কারণে সালফার অগ্রবর্তী গোলার্ধে  ঘনীভূত হয়। প্লাজমা উপগ্রহগুলোর পশ্চাদবর্তী গোলার্ধ অন্ধকার হয়ে যাওয়ার জন্যও দায়ী হতে পারে (আবারও ক্যালিস্টো বাদে)। উচ্চ-শক্তির ইলেকট্রন এবং আয়নগুলো বরফের ওপর আঘাত করে পরমাণু ও অণুগুলোকে বিচ্ছুরিত  করে এবং জল ও অন্যান্য রাসায়নিক যৌগের রেডিওলাইসিস ঘটায়। উচ্চ-শক্তির কণাগুলো জলকে অক্সিজেন এবং হাইড্রোজেনে ভেঙে ফেলে, যা বরফাবৃত উপগ্রহগুলোর পাতলা অক্সিজেন বায়ুমণ্ডল বজায় রাখে (যেহেতু হাইড্রোজেন দ্রুত বায়ুমণ্ডল থেকে পালিয়ে যায়)। গ্যালিলীয় উপগ্রহগুলোর পৃষ্ঠে রেডিওলাইসিস প্রক্রিয়ায় উৎপাদিত যৌগগুলোর মধ্যে ওজোন এবং হাইড্রোজেন পারক্সাইড অন্তর্ভুক্ত। যদি জৈব পদার্থ বা কার্বোনেট উপস্থিত থাকে, তবে কার্বন ডাই অক্সাইড, মিথানল এবং কার্বনিক অ্যাসিডও তৈরি হতে পারে। সালফারের উপস্থিতিতে উৎপাদিত সম্ভাব্য পণ্যের মধ্যে সালফার ডাই অক্সাইড, হাইড্রোজেন ডাইসালফাইড এবং সালফিউরিক অ্যাসিড অন্তর্ভুক্ত। রেডিওলাইসিসের মাধ্যমে উৎপন্ন জারক পদার্থ  যেমন অক্সিজেন এবং ওজোন বরফের ভেতরে আটকা পড়ে থাকতে পারে এবং ভূতাত্ত্বিক সময়ের ব্যবধানে নিচের মহাসাগরে পৌঁছাতে পারে, যা প্রাণের শক্তির উৎস হিসেবে কাজ করতে পারে।

## আবিষ্কার

বৃহস্পতির চৌম্বক ক্ষেত্রের অস্তিত্বের প্রথম প্রমাণ পাওয়া যায় ১৯৫৫ সালে, ডেকামেট্রিক রেডিও নির্গমন বা ড্যাম আবিষ্কারের মাধ্যমে। যেহেতু ড্যামের বর্ণালী ৪০&nbsp;মেগাহার্টজ পর্যন্ত বিস্তৃত ছিল, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এই সিদ্ধান্তে পৌঁছান যে বৃহস্পতির অবশ্যই একটি চৌম্বক ক্ষেত্র রয়েছে যার সর্বোচ্চ শক্তি ১&nbsp;মিলিটেসলা (১০&nbsp;গাউসের) উপরে।

১৯৫৯ সালে তড়িৎচৌম্বকীয় (EM) বর্ণালীর মাইক্রোওয়েভ অংশে (০.১–১০&nbsp;গিগাহার্টজ) পর্যবেক্ষণের ফলে বৃহস্পতির ডেসিমেট্রিক বিকিরণ (DIM) আবিষ্কৃত হয় এবং উপলব্ধি করা হয় যে এটি গ্রহের বিকিরণ বলয়ে আটকে পড়া রিলেটিভিস্টিক ইলেকট্রন দ্বারা নির্গত সিনক্রোট্রন বিকিরণ। এই সিনক্রোট্রন বিকিরণগুলো বৃহস্পতির চারপাশের ইলেকট্রনের সংখ্যা ও শক্তি অনুমান করতে ব্যবহৃত হয়েছিল এবং এর ফলে চৌম্বক ভ্রামক ও এর নতি সম্পর্কে আরও উন্নত ধারণা পাওয়া সম্ভব হয়েছিল।

১৯৭৩ সালের মধ্যে চৌম্বক ভ্রামকের মান এবং এর নতি প্রায় ১০° বলে সঠিকভাবে অনুমান করা হয়েছিল। আইও দ্বারা বৃহস্পতির ড্যামের পরিবর্তন (তথাকথিত Io-DAM) ১৯৬৪ সালে আবিষ্কৃত হয় এবং এটি বৃহস্পতির আবর্তন কাল নির্ভুলভাবে নির্ধারণ করার সুযোগ দেয়। বৃহস্পতির চৌম্বক ক্ষেত্রের চূড়ান্ত আবিষ্কার ঘটে ১৯৭৩ সালের ডিসেম্বরে, যখন পায়োনিয়ার ১০ মহাকাশযানটি গ্রহের কাছাকাছি দিয়ে উড়ে যায়।

## ১৯৭০-এর পরবর্তী অন্বেষণ

২০০৯ সাল পর্যন্ত মোট আটটি মহাকাশযান বৃহস্পতি প্রদক্ষিণ করেছে এবং এগুলোর প্রতিটিই বৃহস্পতির চৌম্বকীয় মণ্ডল সম্পর্কে বর্তমান জ্ঞান বৃদ্ধিতে অবদান রেখেছে। ১৯৭৩ সালের ডিসেম্বরে বৃহস্পতিতে পৌঁছানো প্রথম মহাকাশযানটি ছিল পায়োনিয়ার ১০, যা গ্রহের কেন্দ্র থেকে ২.৯&nbsp;*R*J দূরত্বের মধ্যে দিয়ে অতিক্রম করেছিল। এর যমজ মহাকাশযান পায়োনিয়ার ১১ এক বছর পর বৃহস্পতি সফর করে; এটি অত্যন্ত হেলানো একটি গতিপথ অনুসরণ করে গ্রহের ১.৬&nbsp;*R*J সীমার কাছাকাছি পৌঁছেছিল।

পায়োনিয়ার ১০ গ্রহটির অভ্যন্তরীণ বিকিরণ বলয়ের ২০&nbsp;*R*J এর মধ্য দিয়ে যাওয়ার সময় সেখানকার অভ্যন্তরীণ চৌম্বক ক্ষেত্রের সবচেয়ে ভালো তথ্য সরবরাহ করেছিল। এই যাত্রায় এটি ইলেকট্রন থেকে ২০০,০০০ র‍্যাড এবং প্রোটন থেকে ৫৬,০০০ র‍্যাড সম্মিলিত বিকিরণ গ্রহণ করেছিল (একজন মানুষের জন্য পুরো শরীরের ৫০০ র‍্যাড বিকিরণই প্রাণঘাতী হতে পারে)। বৃহস্পতিতে বিকিরণের মাত্রা পায়োনিয়ারের নকশাকারদের পূর্বাভাসের চেয়ে দশ গুণ বেশি শক্তিশালী ছিল, ফলে প্রোবটি টিকে থাকবে কি না তা নিয়ে শঙ্কা তৈরি হয়েছিল; তবে কিছু সামান্য যান্ত্রিক ত্রুটি সত্ত্বেও এটি বিকিরণ বলয়গুলো সফলভাবে অতিক্রম করতে সক্ষম হয়। এটি মূলত সম্ভব হয়েছিল কারণ সেই সময় বৃহস্পতির চৌম্বকীয় মণ্ডল সামান্য উপরের দিকে 'দুলে'  মহাকাশযানটি থেকে কিছুটা দূরে সরে গিয়েছিল। তবে পায়োনিয়ার ১১ আইওর বেশিরভাগ ছবি হারিয়ে ফেলেছিল, কারণ বিকিরণের ফলে এর ইমেজিং ফটো পোলারিমিটার বেশ কিছু ভুল সংকেত গ্রহণ করেছিল। পরবর্তীতে নির্মিত এবং প্রযুক্তিগতভাবে অনেক বেশি উন্নত ভয়েজার মহাকাশযানগুলোকে এই বিশাল বিকিরণ মাত্রা সহ্য করার উপযোগী করে পুনরায় নকশা করতে হয়েছিল।

ভয়েজার ১ এবং ২ ১৯৭৯ সালে বৃহস্পতিতে পৌঁছায় এবং প্রায় এর বিষুবীয় তলের সমান্তরালে ভ্রমণ করে। ভয়েজার ১, যা গ্রহের কেন্দ্র থেকে ৫&nbsp;*R*J দূরত্বের মধ্যে দিয়ে অতিক্রম করেছিল, প্রথম আইও প্লাজমা টরাসের মুখোমুখি হয়। এটি মানুষের জন্য প্রাণঘাতী মাত্রার চেয়ে এক হাজার গুণ বেশি বিকিরণ গ্রহণ করেছিল, যার ফলে আইও এবং গ্যানিমিডের কিছু উচ্চ-রেজোলিউশনের ছবি মারাত্মকভাবে ক্ষতিগ্রস্ত হয়। ভয়েজার ২ ১০&nbsp;*R*J এর মধ্যে দিয়ে অতিক্রম করে এবং বিষুবীয় তলে 'কারেন্ট শিট' বা তড়িৎ প্রবাহের স্তর আবিষ্কার করে। বৃহস্পতির দিকে যাওয়া পরবর্তী প্রোবটি ছিল ১৯৯২ সালের *[[Ulysses (spacecraft)|ইউলিসিস]]*, যা গ্রহটির মেরু অঞ্চলের চৌম্বকীয় মণ্ডল নিয়ে গবেষণা করেছিল।

'গ্যালিলিও' মহাকাশযানটি ১৯৯৫ থেকে ২০০৩ সাল পর্যন্ত বৃহস্পতি প্রদক্ষিণ করে এবং ১০০&nbsp;*R*J দূরত্ব পর্যন্ত বিষুবীয় তলের কাছাকাছি বৃহস্পতির চৌম্বক ক্ষেত্রের একটি বিস্তৃত বিবরণ প্রদান করে। এর গবেষণাকৃত অঞ্চলগুলোর মধ্যে ছিল ম্যাগনেটো টেইল (চৌম্বক লেজ) এবং চৌম্বকীয় মণ্ডলের ভোর ও সন্ধ্যার দিকের অংশগুলো। গ্যালিলিও বৃহস্পতির কঠোর বিকিরণ পরিবেশে সফলভাবে টিকে থাকলেও কিছু প্রযুক্তিগত সমস্যার সম্মুখীন হয়েছিল। বিশেষ করে, মহাকাশযানটির জাইরোস্কোপে প্রায়ই ক্রমবর্ধমান ত্রুটি দেখা দিত। বেশ কয়েকবার মহাকাশযানের ঘূর্ণায়মান এবং অ-ঘূর্ণায়মান অংশগুলোর মধ্যে বৈদ্যুতিক আর্কিং ঘটেছিল, যার ফলে এটি সেফ মোডে চলে যায়। এর ফলে ১৬তম, ১৮তম এবং ৩৩তম কক্ষপথের সমস্ত তথ্য হারিয়ে গিয়েছিল। বিকিরণের কারণে গ্যালিলিওর অতি-স্থিতিশীল কোয়ার্টজ অসিলেটরেও ফেজ শিফট ঘটেছিল।

যখন *[[Cassini (spacecraft)|ক্যাসিনি]]* মহাকাশযানটি ২০০০ সালে বৃহস্পতির পাশ দিয়ে উড়ে যায়, তখন এটি 'গ্যালিলিওর' সাথে সমন্বিত পরিমাপ পরিচালনা করেছিল। *[[New Horizons|নিউ হরাইজনস]]* ২০০৭ সালে বৃহস্পতির কাছ দিয়ে অতিক্রম করার সময় গ্রহটির ম্যাগনেটো টেইল বা চৌম্বক লেজ নিয়ে এক অনন্য গবেষণা চালায়, যা এর দৈর্ঘ্য বরাবর ২৫০০&nbsp;*R*J পর্যন্ত বিস্তৃত ছিল। ২০১৬ সালের জুলাই মাসে *[[Juno (spacecraft)|জুনো]]* বৃহস্পতির কক্ষপথে প্রবেশ করে; এর বৈজ্ঞানিক উদ্দেশ্যগুলোর মধ্যে বৃহস্পতির মেরু অঞ্চলের চৌম্বকীয় মণ্ডল অন্বেষণ অন্তর্ভুক্ত ছিল। পৃথিবীর চৌম্বক ক্ষেত্রের তুলনায় বৃহস্পতির চৌম্বকীয় মণ্ডলের পর্যবেক্ষণ এখনও অনেক কম। এর গতিশীলতা আরও ভালভাবে বোঝার জন্য আরও গবেষণা গুরুত্বপূর্ণ।

২০০৩ সালে, নাসা সৌরজগতের বাইরের অংশে ভবিষ্যতে মানুষের অন্বেষণ সম্পর্কিত "মানুষের বাইরের গ্রহ অন্বেষণ" (আশা) নামে একটি ধারণাগত সমীক্ষা পরিচালনা করে। বৃহস্পতি থেকে ক্যালিস্টোর দূরত্বে বিকিরণের মাত্রা কম হওয়া এবং এর ভূতাত্ত্বিক স্থিতিশীলতার কারণে সেখানে একটি ভূপৃষ্ঠ ঘাঁটি তৈরির সম্ভাবনা নিয়ে আলোচনা করা হয়েছিল। বৃহস্পতির গ্যালিলীয় উপগ্রহগুলোর মধ্যে ক্যালিস্টোই একমাত্র চাঁদ যেখানে মানুষের অভিযান সম্ভব। আইও, ইউরোপা এবং গ্যানিমিডে আয়নাইজিং বিকিরণের মাত্রা মানুষের জীবনের জন্য চরম ক্ষতিকর এবং এর পর্যাপ্ত সুরক্ষা ব্যবস্থা এখনও উদ্ভাবিত হয়নি।

## ২০১০-এর পরবর্তী অন্বেষণ

২০১১ সালে বৃহস্পতিতে 'নিউ ফ্রন্টিয়ার্স' মিশন হিসেবে 'জুনো' উৎক্ষেপণ করা হয় এবং এটি ২০১৬ সালে সেখানে পৌঁছায়। এতে চৌম্বকীয় মণ্ডল আরও ভালভাবে বোঝার জন্য নকশা করা একগুচ্ছ যন্ত্র রয়েছে, যার মধ্যে একটি ম্যাগনেটোমিটার এবং প্লাজমা ও রেডিও তরঙ্গ শনাক্ত করার জন্য *Waves* এর মতো যন্ত্র অন্তর্ভুক্ত।

'জোভিয়ান অরোরাল ডিস্ট্রিবিউশন এক্সপেরিমেন্ট' (JADE) যন্ত্রটিও চৌম্বকীয় মণ্ডল বুঝতে সাহায্য করবে।

জুনো গ্রহটির চৌম্বক ক্ষেত্রের ব্যাপক স্থানিক ভিন্নতা উন্মোচন করেছে, যা সম্ভবত তুলনামূলকভাবে বড় ডায়নামো ব্যাসার্ধের কারণে হতে পারে। ২০১৭ সালের শেষভাগ পর্যন্ত সবচেয়ে বিস্ময়কর পর্যবেক্ষণ ছিল প্রধান অরোরার সাথে যুক্ত তীব্র ফিল্ড-অ্যালাইনড কারেন্টের (বার্কল্যান্ড কারেন্ট) প্রত্যাশিত চৌম্বকীয় চিহ্নের অনুপস্থিতি।

ইউরোপীয় মহাকাশ সংস্থার জুপিটার আইসি মুন্স এক্সপ্লোরার (JUICE) মিশনের অন্যতম লক্ষ্য হলো গ্যানিমিডের চৌম্বক ক্ষেত্র এবং এটি কীভাবে বৃহস্পতিকে প্রভাবিত করে তা বোঝা; এটি ২০২৩ সালের এপ্রিলে উৎক্ষেপণ করা হয়েছে। তিয়ানওয়েন-৪ হলো একটি প্রস্তাবিত চীনা মিশন যা হয় ক্যালিস্টো চাঁদ অন্বেষণ করবে অথবা আইও সম্পর্কে আরও তথ্য সংগ্রহ করবে।

## টীকা

## তথ্যসূত্র

## উদ্ধৃত উৎসসমূহ

* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 

## আরও পড়ুন

* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 

বিষয়শ্রেণী:১৯৭৩-এ আবিষ্কৃত জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বস্তু
বিষয়শ্রেণী:বৃহস্পতি
বৃহস্পতি
বিষয়শ্রেণী:গ্রহ বিজ্ঞান