**Магнетосферата на Јупитер** е шуплината создадена во сончевиот ветар од магнетното поле на планетата. Проширувајќи се до седум милиони километри во правец на Сонцето и речиси до орбитата на Сатурн во спротивна насока, магнетосферата на Јупитер е најголемата и најмоќната од која било планетарна магнетосфера во Сончевиот Систем и по волумен најголемата позната континуирана структура во Сончевиот Систем по хелиосферата. Магнетосферата на Јупитер е поширока и порамна од Земјината магнетосфера, додека неговиот магнетен момент е приближно 18.000 пати поголем. Постоењето на магнетното поле на Јупитер првпат било заклучено од набљудувањата на радио емисиите на крајот на 1950-тите и било директно набљудувано од вселенското летало *Пионер 10* во 1973 година.

Внатрешното магнетно поле на Јупитер е генерирано од електрични струи во надворешното јадро на планетата, кое се состои од течен метален водород. Вулканските ерупции на Јупитеровата месечина Ија исфрлаат големи количини гас на сулфур диоксид во вселената, формирајќи голем тор околу планетата. Магнетното поле на Јупитер го принудува торот да ротира со иста аголна брзина и насока како планетата. Торот за возврат го оптоварува магнетното поле со плазма, при што се протега во структура слична на палачинка наречена магнетодиск. Всушност, магнетосферата на Јупитер е внатрешно управувана, обликувана првенствено од плазмата на Ија и неговата сопствена ротација, наместо од сончевиот ветер како во магнетосферата на Земјата. Силните струи во магнетосферата генерираат постојани поларни светлини околу половите на планетата и интензивни променливи радио емисии, што значи дека Јупитер може да се смета како многу слаб радио пулсар. Аурорите на Јупитер се забележани во речиси сите делови на електромагнетниот спектар, вклучувајќи инфрацрвени, видливи, ултравиолетови и меки рендгенски зраци.

Дејството на магнетосферата ги заробува и забрзува честичките, создавајќи интензивни појаси на зрачење слични на Земјините Ван Аленови појаси, но илјадници пати посилни. Интеракцијата на енергетските честички со површините на најголемите месечини на Јупитер значително влијае на нивните хемиски и физички својства. Истите тие честички исто така влијаат и се под влијание на движењата на честичките во слабиот систем на планетарни прстени на Јупитер. Радијационите појаси претставуваат значителна опасност за вселенските летала и потенцијално за човечките вселенски патници.

Структура
---------

Јупитеровата магнетосфера е комплексна структура која содржи лачен ударен шок, магнетна обвивка, магнетопауза, магнетоопашка, магнетодиск, и други компоненти. Магнетното поле околу Јупитер произлегува од повеќе различни извори, вклучувајќи ја циркулацијата на течноста во јадрото на планетата (внатрешно поле), електричните струи во плазмата што го опкружуваат Јупитер и струите што течат на границата на магнетосферата на планетата. Магнетосферата е вградена во плазмата на сончевиот ветер, кој го носи меѓупланетарното магнетно поле .

### Внатрешно магнетно поле

Најголемиот дел од магнетното поле на Јупитер, како и Земјиното, е генерирано од внатрешното динамо поддржана од циркулацијата на спроводлива течност во неговото надворешно јадро. Но, додека јадрото на Земјата е направено од стопено железо и никел, јупитеровото е составено од метален водород. Како и кај Земјата, магнетното поле на Јупитер е главно диполно, со северни и јужни магнетни полови на краевите на една магнетна оска. На Јупитер северниот пол на диполот (каде линиите на магнетното поле се насочени радијално нанадвор) се наоѓа во северната полутопка на планетата, а јужниот пол на диполот лежи во нејзината јужна полутопка. Ова е спротивно од Земјата. Јупитеровото поле, исто така, има квадропол, октопол и повисоки компоненти, иако тие се помалку од една десетина толку силни како компонента дипол.

Диполот е навален приближно 10° од оската на вртење на Јупитер; наклонот е сличен на оној на Земјата (11,3°). Неговата јачина на екваторското поле е околу 417,0 μT (4,170 G), што одговара на диполен магнетен момент од околу 2,83 × 1020 T·m3. Ова го прави магнетното поле на Јупитер околу 20 пати посилно од Земјиното, а неговиот магнетен момент ~ 20.000 пати поголем. Магнетното поле на Јупитер ротира со иста брзина како и регионот под неговата атмосфера, со период од 9 ч 55 м. Не биле забележани промени во неговата сила или структура од првите мерења направени од вселенското летало *Пионер* во средината на 1970-тите, до 2019 година. Анализата на набљудувањата од вселенското летало *Јуно* покажува мала, но мерлива промена од магнетното поле на планетата забележана за време на ерата на Пионер. Конкретно, Јупитер има регион на силно недиполарно поле, познат како „*Големата сина точка*", во близина на екваторот. Ова може да биде приближно аналогно на Земјината Jужноатлантска аномалија. Овој регион покажува знаци на големи секуларни варијации.

### Големина и облик

Внатрешното магнетно поле на Јупитер го спречува сончевиот ветер, поток од јонизирани честички што ги емитираат Сонцето, да комуницира директно со неговата атмосфера, и наместо тоа го оддалечува од планетата, ефикасно создавајќи празнина во протокот на сончевиот ветер, наречена магнетосфера, составена на плазма различна од онаа на сончевиот ветер. Jупитеровата магнетосфера е толку голема што Сонцето и неговата видлива корона би се вклопиле во неа со слободен простор. Кога некој би можел да го види од Земјата, би изгледал пет пати поголем од полната месечина на небото и покрај тоа што е речиси 1700 пати подалеку.

Како и со магнетосферата на Земјата, границата што ја одвојува плазмата на погустата и постудената сончева ветар од пожешката и помалку густата во магнетосферата на Јупитер се нарекува магнетопауза. Растојанието од магнетопаузата до центарот на планетата е од 45 до 100 *R*J (каде *R*J = 71.492 km е полупречникот на Јупитер) во подсончевата точка — нефиксната точка на површината на која Сонцето ќе му се појави директно над главата на набљудувачот. Положбата на магнетопаузата зависи од притисокот што го врши сончевиот ветер, кој пак зависи од сончевата активност. Пред магнетопаузата (на растојание од 80 до 130 *R*J од центарот на планетата) лежи лачниот удар, нарушување во сончевиот ветер предизвикано од неговиот судир со магнетосферата. Регионот помеѓу ударниот шок и магнетопаузата се нарекува магнетообвивка.

 Концептот на уметникот за магнетосфера, каде што плазмасферата (7)
На спротивната страна на планетата, сончевиот ветер ги протега линиите на магнетното поле на Јупитер во долга, заостаната магнетоопашка, која понекогаш се протега многу подалеку од орбитата на Сатурн. Структурата на магнетоопашката на Јупитер е слична на онаа на Земјата. Се состои од два лобуси (сини области на сликата), при што магнетното поле во јужниот лобус е насочено кон Јупитер, а во северниот лобус насочено подалеку од него.

Обликот на магнетосферата на Јупитер опишан погоре се одржува со неутралната струја (исто така позната како струја на магнетоопашката), која тече со ротација на Јупитер низ опашката, кои течат против ротацијата на Јупитер на надворешната граница на магнетоопашката, и магнетопаузните струи (или струите на Чепман-Фераро), кои течат против ротација долж дневната магнетопауза. Овие струи создаваат магнетно поле кое го поништува внатрешното поле надвор од магнетосферата. Тие, исто така, значително комуницираат со сончевиот ветер.

Магнетосферата на Јупитер традиционално е поделена на три дела: внатрешна, средна и надворешна магнетосфера. Внатрешната магнетосфера се наоѓа на растојанија поблиску од 10 *Р*Ј од планетата. Магнетното поле во него останува приближно дипол, бидејќи придонесите од струите што течат во магнетосферскиот екваторијален плазма-лист се мали. Во средината (помеѓу 10 и 40 *R*J) и надворешниот (под 40 *R*J) магнетосфера, магнетното поле не е дипол и е сериозно нарушено од неговата интеракција со плазма листот.

### Улогата на Ија

 Интеракцијата на Ија со магнетосферата на Јупитер.
Иако во целина формата на магнетосферата на Јупитер наликува на онаа на Земјата, нејзината структура е многу различна. Вулкански активната месечина на Јупитер, Ија, е силен извор на плазма сама по себе и ја оптоварува магнетосферата на Јупитер со дури 1.000 кг нов материјал секоја секунда. Силните вулкански ерупции на Ијаиспуштаат огромни количини на сулфур диоксид, чиј голем дел е дисоциран во атоми и јонизиран од влијанија на електрони и, во помала мера, сончево ултравиолетово зрачење, произведувајќи јони на сулфур и кислород. Понатамошните влијанија на електроните создаваат повисока состојба на полнење, што резултира со плазма од S+, O+, S2 +, O2+ и S3+. Тие го формираат *плазма-торот*на Ија: дебел и релативно ладен прстен од плазма што го опкружува Јупитер, сместен во близина на орбитата на Ија. Температурата на плазмата во торот е 10-100 eV (100.000-1.000.000 К), што е многу пониско од онаа на честичките во појасите за зрачење - 10 keV (100 милиони К). Плазмата во торот е принудена на ко-ротација со Јупитер, што значи дека и двете го делат истиот вртежен период. Торот на Ија фундаментално ја менува динамиката на магнетосферата на Јупитер.

Како резултат на неколку процеси - дифузијата и нестабилноста на размена се главните механизми за бегство - плазмата полека истекува подалеку од Јупитер. Како што плазмата се движи подалеку од планетата, радијалните струи што течат во неа постепено ја зголемуваат нејзината брзина, одржувајќи ја коротацијата. Овие радијални струи се исто така извор на азимутската компонента на магнетното поле, која како резултат се наведнува назад против ротацијата. Густината на бројот на честички во плазмата се намалува од околу 2.000 cm−3 во торот до околу 0,2 cm −3 на растојание од 35 *Р*Ј. Во средната магнетосфера, на растојанија поголеми од 10 *R*J од Јупитер, коротацијата постепено се распаѓа и плазмата почнува да ротира побавно од планетата. На крајот на растојанија поголеми од приближно 40 *R*J (во надворешната магнетосфера) оваа плазма повеќе не е ограничена од магнетното поле и ја напушта магнетосферата низ магнетоопашката. Како што студената, густа плазма се движи нанадвор, таа се заменува со топла плазма со мала густина, со температури до 20 кеV (200 милиони К) или повисоко) што се движи од надворешната магнетосфера. Дел од оваа плазма, адијабатски загреана додека се приближува до Јупитер, може да ги формира радијационите појаси во внатрешната магнетосфера на Јупитер.

### Магнетодиск

Додека магнетното поле на Земјата е приближно во форма на солза, она на Јупитер е порамно, поблиску налик на диск и периодично се „*ниша*" околу својата оска. Главните причини за оваа конфигурација слична на диск се центрифугалната сила од коротирачката плазма и топлинскиот притисок на топлата плазма, и двете делуваат на растегнување на линиите на магнетното поле на Јупитер, формирајќи срамнета структура слична на палачинка, позната како магнетодиск. на растојанија поголеми од 20 *Р*Ј од планетата. Магнетодискот има тенок струен лист на средната рамнина, приближно во близина на магнетниот екватор. Линиите на магнетното поле се насочени подалеку од Јупитер над струјата на магнетоопашката и кон Јупитер под него. Оптоварувањето на плазмата од Ија во голема мера ја проширува големината на магнетосферата на Јупитер, бидејќи магнетодискот создава дополнителен внатрешен притисок кој го балансира притисокот на сончевиот ветер. Во отсуство на Ија, растојанието од планетата до магнетопаузата во подсончевата точка би било не повеќе од 42 *R*J, додека всушност е 75 *Р*Ј во просек.

Конфигурацијата на полето на магнетодиск се одржува со азимутска прстенеста струја, која тече со ротација низ екваторскиот плазма лист. Лоренцовата сила што произлегува од интеракцијата на оваа струја со планетарното магнетно поле создава центрипетална сила, која ја спречува коротирачката плазма да избега од планетата. Вкупната прстенеста струја на екваторската струја се проценува на 90-160 милиони ампери.

Динамика
--------

### Ко-ротација и радијални струи

 Магнетното поле на Јупитер и струите кои поттикнуваат ко-ротација
Главниот двигател на магнетосферата на Јупитер е ротацијата на планетата. Во овој поглед, Јупитер е сличен на уред наречен униполарен генератор. Кога Јупитер ротира, неговата јоносфера се движи релативно до диполското магнетно поле на планетата. Бидејќи диполскиот магнетен момент покажува во насока на ротација, Лоренцовата сила, која се појавува како резултат на ова движење, ги придвижува негативно наелектризираните електрони до половите, додека позитивно наелектризираните јони се туркаат кон екваторот. Како резултат на тоа, половите стануваат негативно наелектризирани, а регионите поблиску до екваторот стануваат позитивно наелектризирани. Бидејќи магнетосферата на Јупитер е исполнета со високо спроводлива плазма, електричното коло е затворено низ неа. Струја, наречена директна струја, тече по линиите на магнетното поле од јоносферата до екваторскиот плазма лист. Оваа струја потоа радијално тече подалеку од планетата во рамките на екваторскиот плазма лист и конечно се враќа во планетарната јоносфера од надворешниот дострел на магнетосферата по линиите на полето поврзани со половите. Струите што течат по линиите на магнетното поле обично се нарекуваат биркеландови струи. Радијалната струја е во интеракција со планетарното магнетно поле, а добиената Лоренцова сила ја забрзува магнетосферската плазма во насока на планетарната ротација. Ова е главниот механизам кој ја одржува коротацијата на плазмата во магнетосферата на Јупитер.

Струјата што тече од јоносферата кон струјата на магнетоопашката е особено силна кога соодветниот дел од плазма-листот (струја на магнетоопашката) ротира побавно од планетата. Како што е споменато погоре, коротацијата се распаѓа во регионот сместен помеѓу 20 и 40 *Р*Ј од Јупитер. Овој регион одговара на магнетодиск, каде што магнетното поле е силно растегнато. Силната директна струја што тече во магнетодискот потекнува од многу ограничен географски опсег од околу 16 ± 1° од магнетните полови на Јупитер. Овие тесни кружни области одговараат на главните поларни светлини на Јупитер. Повратната струја што тече од надворешната магнетосфера над 50 *R*J влегува во јоносферата во близина на половите, затворајќи го електричното коло. Вкупната радијална струја во магнетосферата на Јупитер = се проценува на 60 милиони–140 милиони ампери.

Забрзувањето на плазмата во ко-ротација доведува до пренос на енергија од ротацијата до кинетичката енергија на плазмата. Во таа смисла, магнетосферата се напојува од ротацијата на планетата, додека магнетосферата на Земјата се напојува главно од сончевиот ветер.

### Нестабилност на размена и повторно поврзување

Главниот проблем што се среќава при дешифрирањето на динамиката на магнетосферата на Јупитер е транспортот на тешка ладна плазма од торот на Ија на 6 *R*J до надворешната магнетосфера на растојанија од повеќе од 50 *Р*Ј. Прецизниот механизам на овој процес не е познат, но се претпоставува дека се јавува како резултат на дифузија на плазмата поради нестабилност на размена. Процесот е сличен на нестабилноста на Рејли-Тејлор во хидродинамиката. Во случајот на магнетосферата на Јупитер, центрифугалната сила ја игра улогата на гравитацијата; тешката течност е ладната и густа јонска (т.е. се однесува на Ија) плазма, а лесната течност е топлата, многу помалку густа плазма од надворешната магнетосфера. Нестабилноста доведува до размена помеѓу надворешниот и внатрешниот дел на магнетосферата на флуксните цевки исполнети со плазма. Пловните празни цевки се движат кон планетата, додека ги туркаат тешките цевки, исполнети со јонската плазма, подалеку од Јупитер. Оваа размена на флуксни цевки е форма на магнетосферска турбуленција.

 Магнетосферата на Јупитер гледана од над северниот пол 
Оваа високо хипотетичка слика за размената на флуксни цевки била делумно потврдена од вселенското летало *Галилео*, кое открило региони со нагло намалена густина на плазмата и зголемена јачина на полето во внатрешната магнетосфера. Овие празнини може да одговараат на речиси празните флукс-цевки кои пристигнуваат од надворешната магнетосфера. Во средната магнетосфера, *Галилео* детектирал таканаречени настани на исфрлување, кои се случуваат кога топла плазма од надворешната магнетосфера влијае на магнетодискот, што доведува до зголемен флукс на енергетски честички и зајакнато магнетно поле. Сè уште не е познат механизам кој би го објаснил транспортот на ладна плазма кон надворешноста.

Кога флуксните цевки натоварени со ладна јонска плазма ќе стигнат до надворешната магнетосфера, тие минуваат низ процес на повторно поврзување, кој го одвојува магнетното поле од плазмата. Првиот се враќа во внатрешната магнетосфера во форма на флуксни цевки исполнети со топла и помалку густа плазма, додека вторите веројатно се исфрлаат по магнетоопашката во форма на плазмоиди - големи дамки од плазма. Процесите на повторно поврзување може да одговараат на глобалните настани за реконфигурација забележани и од вселенското летало *Галилео*, кои се случувале редовно на секои 2-3 дена. Настаните на реконфигурација обично вклучувале брзи и хаотични варијации на јачината и насоката на магнетното поле, како и нагли промени во движењето на плазмата, кои често престанувале да се ротираат и почнале да течат нанадвор. Плазмата што тече по опашката по линиите на отворено поле се нарекува планетарен ветер.

Настаните за повторно поврзување се аналози на магнетните подбури во магнетосферата на Земјата. Се смета дека разликата е во нивните соодветни извори на енергија: копнените подбури вклучуваат складирање на енергијата на сончевиот ветер во магнетоопашката проследено со негово ослободување преку настан на повторно поврзување во неутралниот тековен лист на опашката. Вториот, исто така, создава плазмоид кој се движи надолу по опашката. Спротивно на тоа, во магнетосферата на Јупитер вртежната енергија се складира во магнетодиск и се ослободува кога плазмоид се одвојува од него.

### Влијание на сончевиот ветер

 Интеракции помеѓу сончевиот ветер и магнетосферата на Јупитер
Со оглед на тоа што динамиката на јупитеровата магнетосфера главно зависи од внатрешните извори на енергија, сончевиот ветер веројатно има и улога, особено како извор на високоенергетски протони. Структурата на надворешната магнетосфера покажува некои одлики на магнетосферата управувана од сончевиот ветер, вклучително и значајна асиметрија зора-самрак. Особено, линиите на магнетното поле во секторот на самракот се свиткани во спротивна насока од оние во секторот на зори. Покрај тоа, магнетосферата на зората содржи линии на отворено поле што се поврзуваат со магнетоопашката, додека во магнетосферата на самракот, линиите на полето се затворени. Сите овие набљудувања покажуваат дека процес на повторно поврзување управуван од сончевиот ветер, познат на Земјата како циклус на Данџи, исто така може да се одвива во магнетосферата нупитерјан.

Степенот на влијанието на сончевиот ветер врз динамиката на магнетосферата на Јупитер моментално е непознат; сепак, може да биде особено силен во моменти на зголемена сончева активност. Ауроралното радио, оптичките и емисиите на Х-зраци, како и емисиите на синхротрон од појасите на зрачење покажуваат корелации со притисокот на сончевиот ветер, што покажува дека сончевиот ветер може да ја поттикне циркулацијата на плазмата или да ги модулира внатрешните процеси во магнетосферата.

Емисии
------

### Поларна светлина

 Слика од северната поларна светлина на Јупитер, која го прикажува главниот поларниот овал, поларните емисии и точките генерирани од интеракцијата со природните сателити на Јупитер
Јупитер демонстрира светли, постојани полови на светлина околу двата пола. За разлика од поларните зраци на Земјата, кои се минливи и се јавуваат само во моменти на зголемена сончева активност, поларните зраци на Јупитер се постојани, иако нивниот интензитет варира од ден на ден. Тие се состојат од три главни компоненти: главни овали, кои се светли, тесни (помалку од 1000 km во ширина) кружни одлики сместени на приближно 16° од магнетните полови; поларните дамки на сателитите, кои одговараат на отпечатоците на линиите на магнетното поле што ја поврзуваат јоносферата на Јупитер со оние на неговите најголеми месечини, и минливи поларни емисии сместени во главните овали (елиптичното поле може да се покаже како подобар опис). Поларните емисии се откриени во речиси сите делови на електромагнетниот спектар од радио бранови до рендгенски зраци (до 3 keV); тие се најчесто забележани во средноинфрацрвениот регион (бранова должина 3-4 μm и 7-14 μm) и далечни ултравиолетови спектрални региони (бранова должина 120-180 nm).

 Просечна местоположба на поларната светлина на северниот и јужниот пол  
 (анимација).
Главните овали се доминантен дел од поларнаta светлина. Тие имаат приближно стабилни форми и местоположби, но нивните интензитети се силно модулирани од притисокот на сончевиот ветер - колку е посилен сончевиот ветер, толку поларната светлина е послаба. Како што е споменато погоре, главните овали се одржуваат со силниот прилив на електрони забрзан од падот на електричниот потенцијал помеѓу плазмата на магнетодиск и јоновата јоносфера. Овие електрони носат теренски струи, кои ја одржуваат коротацијата на плазмата во магнетодискот. Потенцијалните падови се развиваат затоа што ретката плазма надвор од екваторскиот лист може да носи само струја со ограничена јачина без придвижување на нестабилности и производство на потенцијални падови. Електроните кои преципитираат имаат енергија во опсег од 10-100 keV и продираат длабоко во атмосферата на Јупитер, каде што јонизираат и создаваат молекуларен водород предизвикувајќи ултравиолетова емисија. Вкупниот внес на енергија во јоносферата е 10-100 TW. Дополнително, струите што течат во јоносферата ја загреваат со процесот познат како џулско загревање. Ова греење, кое произведува до 300 TW, е одговорно за силното инфрацрвено зрачење од јупитеровата поларна светлина и делумно за загревањето на термосферата на Јупитер. 

Моќта емитирана од поларната светлина на Јупитер во различни делови на спектарот | Емисијата | Јупитер | Ија |
| --- | --- | --- |
| Радио (КОМ, <0,3 MHz) | ~ 1 GW |  ? |
| Радио (HOM, 0,3–3 MHz) | ~ 10 GW |  ? |
| Радио (DAM, 3–40 MHz) | ~ 100 GW | 0,1-1 GW (Io-DAM) |
| IR (јаглеводороди, 7-14 μm) | ~ 40 TW | 30–100 GW |
| IR (H 3 +, 3-4 μm) | 4–8 TW |
| Видливост (0,385-1 μm) | 10-100 GW | 0.3 GW |
| УВ (80-180 nm) | 2–10 TW | ~ 50 GW |
| Х-зраци (0,1-3 keV) | 1–4 GW |  ? |

Откриени се дамки кои одговараат на галилеевите месечини Ија, Европа и Ганимед. Тие се развиваат бидејќи коротацијата на плазмата е во интеракција со месечините и е забавена во нивна близина. Најсветлата точка припаѓа на Ија, која е главниот извор на плазмата во магнетосферата. Се претпоставува дека јонската поларна точка е поврзана со струите на Алфвен кои течат од јоносферата на Јупитер кон онаа на Ија. Европа е слична, но многу помрачна, бидејќи има послаба атмосфера и е послаб извор на плазма. Атмосферата на Европа се создава со сублимација на воден мраз од нејзините површини, наместо со вулканска активност што ја создава атмосферата на Ија. Ганимед има внатрешно магнетно поле и сопствена магнетосфера. Интеракцијата помеѓу оваа магнетосфера и онаа на Јупитер создава струи поради магнетното повторно поврзување. Поларната точка поврзана со Калиста е веројатно слична на онаа на Европа, но е видена само еднаш во јуни, 2019 година  Вообичаено, линиите на магнетното поле поврзани со Калиста ја допираат атмосферата на Јупитер многу блиску или по должината на главниот поларен овал, што го отежнува откривањето на поларната точка на Калиста.

Во главните овали спорадично се појавуваат светли лакови и дамки. Се смета дека овие минливи феномени се поврзани со интеракцијата или со сончевиот ветер или со динамиката на надворешната магнетосфера. Се верува дека линиите на магнетното поле во овој регион се отворени или се мапираат на магнетоопашката. Секундарните овали понекогаш се забележуваат внатре во главниот овал и може да се поврзани со границата помеѓу линиите на отворено и затворено магнетно поле или со поларните краци. Емисиите на поларните аурори би можеле да бидат слични на оние забележани околу половите на Земјата: се појавуваат кога електроните се забрзуваат кон планетата со потенцијални падови, при повторно поврзување на сончевото магнетно поле со она на планетата. Регионите во рамките на главните овали емитуваат најголем дел од поларните рендгенски зраци. Спектарот на зрачењето на ауроралните рендгенски зраци се состои од спектрални линии на високо јонизиран кислород и сулфур, кои веројатно се појавуваат кога енергетските (стотици килоелектронволти) S и O јони се таложат во поларната атмосфера на Јупитер. Изворот на овие врнежи останува непознат, но тоа не е во согласност со теоријата дека овие линии на магнетното поле се отворени и се поврзуваат со сончевиот ветер.

### Радиобрановни должини

Јупитер е моќен извор на радио бранови во спектралните региони кои се протегаат од неколку килохерци до десетици мегахерци. Радио бранови со честоти помали од околу 0,3 MHz (а со тоа и бранови должини подолги од 1 km) се нарекуваат Јупитерово километриско зрачење. Оние со честоти во интервал од 0,3–3 MHz (со бранови должини од 100–1000 m) се нарекуваат хектометриско зрачење, додека емисиите во опсегот 3–40 MHz (со бранови должини од 10–100 m) се нарекуваат декаметриско зрачење. Последното зрачење било забележано од Земјата, а неговата околу 10-часовна периодичност помогнала да се идентификува дека потекнува од Јупитер. Најсилниот дел од декаметриската емисија, кој е поврзан со Ија и со тековниот систем Ија-Јупитер, се нарекува Ија-декаметриско зрачење.

 Спектарот на радио емисиите во споредба со спектрите на четири други магнетизирани планети, каде што (N,T,S,U)KR значи (нептунско, копнено, сатурнско и уранско) километриско зрачење
Се смета дека поголемиот дел од овие емисии се произведени со механизам наречен „циклотронска нестабилност", кој се развива блиску до поларните региони. Електроните кои се движат паралелно со магнетното поле се таложат во атмосферата додека оние со доволна нормална брзина се рефлектираат од конвергираното магнетно поле. Ова резултира со нестабилна дистрибуција на брзина. Овој пренос на брзина спонтано генерира радио бранови на локалната електронска циклотрон честота. Електроните вклучени во генерирањето радио бранови се веројатно оние кои носат струи од половите на планетата до магнетодискот. Интензитетот на емисиите непречено варира со текот на времето. Сепак, постојат кратки и моќни рафали на емисија надредени на постепените варијации и кои можат да ги надминат сите други компоненти. Вкупната емитирана моќност на декаметриското зрачење е околу 100 GW, додека моќноста на сите други компоненти е околу 10 GW. За споредба, вкупната моќност на радио емисиите на Земјата е околу 0,1 GW.

Овие компоненти на Јупитер се силно модулирани од неговата ротација, што ја прави планетата донекаде слична на пулсар. Оваа периодична модулација веројатно е поврзана со асиметриите во магнетосферата на Јупитер, кои се предизвикани од навалувањето на магнетниот момент во однос на вртежната оска, како и од магнетните аномалии на голема ширина. Физиката што управува со радио емисиите на Јупитер е слична на онаа на радио пулсарите. Тие се разликуваат само по скалата, а Јупитер може да се смета и за многу мал радио пулсар. Покрај тоа, радио емисиите на Јупитер силно зависат од притисокот на сончевиот ветер и, оттука, од сончевата активност.

Покрај зрачењето со релативно долга бранова должина, Јупитер, исто така, емитира синхротронско зрачење (исто така познато како дециметрично зрачење или ДИМ зрачење) со честоти во опсег од 0,1–15 GHz (бранова должина од 3 m до 2 см),. Овие емисии се од релативистички електрони заробени во внатрешните радијациони појаси на планетата. Енергијата на електроните кои придонесуваат за емисиите на ДИМ е од 0,1 до 100 MeV, додека водечкиот придонес доаѓа од електроните со енергија во опсегот 1-20 MeV. Ова зрачење е добро разбрано и се користело од почетокот на 1960-тите за проучување на структурата на магнетното поле на планетата и радијационите појаси. Честичките во радијационите појаси потекнуваат од надворешната магнетосфера и се адијабатски забрзани, кога се транспортираат до внатрешната магнетосфера. Сепак, ова бара изворна популација од електрони со умерено висока енергија (>> 1 keV), а потеклото на оваа популација не е добро разбрано.

Магнетосферата на Јупитер исфрла струи на електрони и јони со висока енергија (енергија до десетици мегаелектронволти), кои патуваат до Земјината орбита. Овие потоци се разликуваат со вртежниот период на планетата. И во овој поглед, Јупитер покажува сличност со пулсар.

Интеракција со прстени и месечини
---------------------------------

Широката магнетосфера на Јупитер го обвива неговиот прстенест систем и орбитите на сите четири Галилееви месечини. Орбитирајќи во близина на магнетниот екватор, овие тела служат како извори на магнетосферската плазма, додека енергетските честички од магнетосферата ги менуваат нивните површини. Честичките го исфрлаат материјалот од површините и создаваат хемиски промени преку радиолиза. Коротацијата на плазмата со планетата значи дека плазмата по можност е во интеракција со полутопките на месечините кои следат, предизвикувајќи забележителни полутопкични асиметрии.

Јупитерови променливи радијациони појаси
Во близина на Јупитер, прстените и малите месечини на планетата апсорбираат честички со висока енергија (енергија над 10 keV) од радијационите појаси. Ова создава забележливи празнини во просторниот пренос на појасите и влијае на дециметриското синхроно зрачење. Всушност, за постоењето на Јупитеровите прстени најпрво се претпоставувало врз основа на податоците од вселенското летало *Пионер 11*, кое забележало нагло намалување на бројот на високоенергетски јони блиску до планетата. Планетарното магнетно поле силно влијае и на движењето на прстенести честички од подмикрометар, кои добиваат електричен полнеж под влијание на сончевото ултравиолетово зрачење. Нивното однесување е слично на она на коротирачките јони. Резонантните интеракции помеѓу коротацијата и орбиталното движење на честичките се користени за да се објасни создавањето на највнатрешниот ореол прстен на Јупитер (сместен помеѓу 1,4 и 1,71 *Р*Ј ). Овој прстен се состои од подмикрометарски честички на многу наклонети и ексцентрични орбити. Честичките потекнуваат од главниот прстен; сепак, кога ќе се движат кон Јупитер, нивните орбити се модифицираат со силната Лоренцова резонанца 3:2 сместена на 1,71 *R*J, што ги зголемува нивните склоности и ексцентричности. Уште една Лоренцова резонанца 2:1 на 1,4 Rj ја дефинира внатрешната граница на прстенот на ореолот.

Сите галилееви месечини имаат тенка атмосфера со површински притисоци во опсег од 0,01–1 nbar, кои пак поддржуваат значителни јоносфери со густина на електрони во опсег од 1.000-10.000 cm−3. Ковртежниот тек на ладната магнетосферска плазма е делумно пренасочен околу нив од струите индуцирани во нивните јоносфери, создавајќи структури во облик на клин познати како Алфвенови крилја. Интеракцијата на големите месечини со ковртежниот тек е слична на интеракцијата на сончевиот ветер со немагнетизираните планети како Венера, иако ковртежната брзина е обично подзвучна (брзините варираат од 74 до 328 km/s), што го спречува формирањето на лачен удар. Притисокот од коротирачката плазма континуирано ги отстранува гасовите од атмосферата на Месечината (особено од онаа на Ија), а некои од овие атоми се јонизираат и се доведуваат во коротација. Овој процес создава тор од гас и плазма во близина на орбитите на месечините, а најистакнат е јонскиот тор. Всушност, галилеевите месечини (главно Ија) служат како главни извори на плазма во внатрешната и средната магнетосфера на Јупитер. Во меѓувреме, енергетските честички во голема мера не се засегнати од Алфвеновите крилја и имаат слободен пристап до површините на месечините (освен онаа на Ганимед).

 Плазма создадени од Ија и Европа
Ледените галилееви месечини, Европа, Ганимед и Калиста, сите генерираат индуцирани магнетни моменти како одговор на промените во магнетното поле на Јупитер. Овие различни магнетни моменти создаваат диполни магнетни полиња околу нив, кои делуваат да ги компензираат промените во амбиенталното поле. Се смета дека индукцијата се одвива во подповршинските слоеви на солена вода, кои најверојатно постојат во сите големи ледени месечини на Јупитер. Овие подземни океани потенцијално можат да содржат живот, а доказите за нивното присуство биле едно од најважните откритија направени во 1990-тите со вселенски летала.

Интеракцијата на магнетосферата на Јупитер со Ганимед, која има внатрешен магнетен момент, се разликува од нејзината интеракција со немагнетизираните месечини. Внатрешното магнетно поле на Ганимед издлабува шуплина во магнетосферата на Јупитер со пречник од приближно два пречника на Ганимед, создавајќи мини-магнетосфера во магнетосферата на Јупитер. Магнетното поле на Ганимед го пренасочува коротирачкиот проток на плазмата околу неговата магнетосфера. Исто така, ги штити екваторските области на Месечината, каде линиите на полето се затворени, од енергетски честички. Вториот сè уште може слободно да удира по столбовите на Ганимед, каде што се отворени линиите на теренот. Некои од енергетските честички се заробени во близина на екваторот на Ганимед, создавајќи мини-радијациони појаси. Енергетските електрони кои влегуваат во нејзината тенка атмосфера се одговорни за набљудуваните негови поларни светлини.

Наелектризираните честички имаат значително влијание врз површинските својства на галилеевите месечини. Плазмата што потекнува од Ија носи јони на сулфур и натриум подалеку од планетата, каде што тие се имплантираат преференцијално на заостанатите полутопки на Европа и Ганимед. Меѓутоа, на Калиста, од непознати причини, сулфурот е концентриран на водечката полутопка. Плазмата, исто така, може да биде одговорна за затемнување на полутопките кои следат на Месечината (освен онаа на Калиста). Енергетските електрони и јони, при што флуксот на вторите е поизотропен, го бомбардираат површинскиот мраз, распрскувајќи ги атомите и молекулите и предизвикувајќи радиолиза на водата и другите хемиски соединенија. Енергетските честички ја разбиваат водата во кислород и водород, одржувајќи ги тенките кислородни атмосфери на ледените месечини (бидејќи водородот побрзо бега). Соединенијата произведени радиолитички на површините на галилеевите месечини исто така вклучуваат озон и водород пероксид. Доколку се присутни органски или карбонати, може да се произведуваат и јаглерод диоксид, метанол и јаглеродна киселина. Во присуство на сулфур, веројатните производи вклучуваат сулфур диоксид, водород дисулфид и сулфурна киселина. Оксидансите произведени со радиолиза, како кислородот и озонот, можат да бидат заробени во мразот и да се носат надолу во океаните во геолошки временски интервали, со што служат како можен извор на енергија за живот.

Откритие
--------

Пионер 10 го обезбедил првото *in situ* и дефинитивно откритие на магнетосферата на Јовиан
Првиот доказ за постоењето на магнетното поле на Јупитер дошло во 1955 година, со откривањето на декаметриската радио емисија или ДАМ. Бидејќи спектарот се проширил до 40 MHz, астрономите заклучиле дека Јупитер мора да поседува магнетно поле со максимална јачина над 1 мили тесла (10 гаус).

Во 1959 година, набљудувањата во микробрановиот дел од електромагнетниот (ЕМ) спектар (0,1-10 GHz) довеле до откривање на дециметриско зрачење (ДИМ) и сознанието дека тоа е синхротронско зрачење емитувано од релативистички електрони заробени во радијационите појаси на планетата. Овие синхротронски емисии биле искористени за да се процени бројот и енергијата на електроните околу Јупитер и довеле до подобрени проценки на магнетниот момент и неговиот наклон.

До 1973 година, магнетниот момент бил познат со фактор два, додека наклонот бил точно проценет на околу 10°. Модулацијата на ДАМ на Јупитер од страна на Ија (т.н. Ија-ДАМ) била откриена во 1964 година и овозможила прецизно да се одреди вртежниот период на Јупитер.  Дефинитивното откритие на магнетното поле се случило во декември 1973 година, кога вселенското летало *Пионер 10* полетало во близина на планетата.

Истражување по 1970 година
--------------------------

Патот на вселенското летало Одисеј низ магнетосферата на Јупитер во 1992 година
Инструмент за магнетометар на орбитарот Галилео
Од 2009 година, вкупно осум вселенски летала летале околу Јупитер и сите придонеле за сегашното знаење за магнетосферата на Јупитер. Првата вселенска сонда што стигнала до Јупитер била *Пионер 10* во декември 1973 година, која поминала на 2,9 *R*J  од центарот на планетата. Нејзиниот близнак *Пионер 11* го посетил Јупитер една година подоцна, патувајќи по многу наклонета траекторија и приближувајќи се на планетата 1,6 *Р*Ј.

*Пионер 10* обезбедил најдобро достапно покривање на внатрешното магнетно поле  додека минувал низ внатрешните појаси на зрачење во рок од 20 *R*J, примајќи интегрирана доза од 200.000 ради од електрони и 56.000 ради од протони (за човек, доза на цело тело од 500 ради би била фатална). Нивото на зрачење на Јупитер било десет пати помоќно отколку што предвидиле конструкторите на *Пионер*, што довело до стравувања дека сондата нема да преживее; сепак, со неколку ситни пропусти, успеала да помине низ појасите на зрачење, што во голем дел го спасил фактот што магнетосферата на Јупитер малку се „*замрдала*" нагоре во таа точка, оддалечувајќи се од леталото. Сепак, *Пионер 11* ги изгубила повеќето слики од Ија, бидејќи зрачењето предизвикало неговиот фото- полариметар за сликање да добие голем број лажни команди. Следното и многу понапредно технолошки вселенско летало *„Војаџер"* морало да се редизајнира за да се справи со масивните нивоа на зрачење.

*Војаџер 1* и *Војаџер 2* пристигнале на Јупитер во 1979-1980 година и патувале речиси во неговата екваторска рамнина. *Војаџер 1*, кој поминал во рок од 5 *Р*Ј од центарот на планетата, прв се сретнал плазма-тор на Ија. Добило доза на зрачење илјада пати поголема од смртоносното за луѓето, штета што резултирала со сериозна деградација на некои слики со висока резолуција на Ија и Ганимед. *Војаџер 2*поминал во рок од 10 *R*J  и го открил тековниот лист во екваторската рамнина. Следната сонда која се приближила до Јупитер била *Одисеј* во 1992 година, која ја истражувашело поларната магнетосфера на планетата.

Вселенското летало *Галилео*, кое орбитирало околу Јупитер од 1995 до 2003 година, обезбедило сеопфатно покривање на магнетното поле на Јупитер во близина на екваторската рамнина на растојанија до 100 *Р*Ј. Проучените региони ги вклучувале секторите на магнетоопашката и зората и самракот на магнетосферата. Додека *Галилео* успешно преживеал во суровата радијациона средина на Јупитер, сепак доживеал неколку технички проблеми. Особено, жироскопите на вселенското летало често покажувале зголемени грешки. Неколку пати се појавиле електрични лакови помеѓу ротирачките и не-ротирачките делови на леталото, што довело до безбеден режим и целосно губење на податоците од 16-та, 18-та и 33-та орбита. Зрачењето, исто така, предизвикало фазни поместувања во ултрастабилниот кварцен осцилатор на *Галилео*.

Кога вселенското летало *Касини* прелетало покрај Јупитер во 2000 година, спровело координирани мерења со *Галилео*. *Нови Хоризонти* поминало блиску до Јупитер во 2007 година, спроведувајќи уникатна истрага за магнетоопашката, патувајќи дури 2500 *R*J по должината. Во јули 2016 година *Јуно* бил ставен во орбитата на Јупитер, неговите научни цели вклучуваат истражување на поларната магнетосфера на Јупитер. Покриеноста на магнетосферата на Јупитер останува многу послаба отколку за магнетното поле на Земјата. Понатамошно проучување е важно за понатамошно разбирање на динамиката на магнетосферата на Јупитер.

Во 2003 година, НАСА спровела концептуална студија наречена „*Истражување на надворешните планети на човекот*" (HOPE) во врска со идното човечко истражување на надворешниот Сончев Систем. Била изнесена можноста за изградба на површинска основа на Калиста, поради ниските нивоа на зрачење на оддалеченоста на Месечината од Јупитер и нејзината геолошка стабилност. Калиста е единствениот од галилеевите сателити на Јупитер за кој е изводливо човечко истражување. Нивоата на јонизирачко зрачење на Ија, Европа и Ганимед се непријателски за човечкиот живот и допрва треба да се смислат соодветни заштитни мерки.

Истражување по 2010 година
--------------------------

Бранови податоци од Јуно (јуни 2016 година)
Бранови податоци од Јуно кога влегува во магнетопауза (јуни 2016 година)
Мисијата на *Јуно* на Јупитер била лансирана во 2011 година и тоа пристигнало на Јупитер во 2016 година. Сондата вклучува пакет инструменти дизајнирани за подобро разбирање на магнетосферата, вклучувајќи магнетометар на инструментот, како и други уреди како детектор за плазма и радио полиња наречени <i id="mwA7c">бранови</i>.

Инструментот *Jovian Auroral Distributions Experiment* (JADE) исто така треба да помогне да се разбере магнетосферата.

*Јуно* открил планетарно магнетно поле богато со просторни варијации, веројатно поради релативно големиот полупречник на динамото. Најизненадувачкото набљудување до крајот на 2017 година било отсуството на очекуваниот магнетен потпис на интензивните струи усогласени со полето ( Биркеландови струи) поврзани со главната поларна светлина.

Наводи
------

1. 1 2 3 4  Smith, 1974
2. 1 2 3 4  Khurana, 2004, pp. 3–5
3. ↑  Russel, 1993, p. 694
4. 1 2 3  Zarka, 2005, pp. 375–377
5. ↑  Blanc, 2005, p. 238 (Table III)
6. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18  Khurana, 2004, pp. 1–3
7. 1 2 3 4 5 6  Khurana, 2004, pp. 5–7
8. 1 2  Bolton, 2002
9. 1 2  Bhardwaj, 2000, p. 342
10. ↑  Khurana, 2004, pp. 12–13
11. 1 2 3 4  Kivelson, 2005, pp. 303–313
12. ↑  Connerney, J. E. P.; Kotsiaros, S.; Oliversen, R.J.; Espley, J.R.; Joergensen, J. L.; Joergensen, P.S.; Merayo, J. M. G.; Herceg, M.; Bloxham, J. (2017-05-26). „A New Model of Jupiter's Magnetic Field From Juno's First Nine Orbits" (PDF). *Geophysical Research Letters* (англиски). **45** (6): 2590–2596. Bibcode:2018GeoRL..45.2590C. doi:10.1002/2018GL077312.
13. ↑  Connerney, J. E. P.; Adriani, A.; Allegrini, F.; Bagenal, F.; Bolton, S. J.; Bonfond, B.; Cowley, S. W. H.; Gerard, J.-C.; Gladstone, G. R. (2017-05-26). „Jupiter's magnetosphere and aurorae observed by the Juno spacecraft during its first polar orbits". *Science* (англиски). **356** (6340): 826–832. Bibcode:2017Sci...356..826C. doi:10.1126/science.aam5928. PMID 28546207.
14. ↑  Bolton, S. J.; Adriani, A.; Adumitroaie, V.; Allison, M.; Anderson, J.; Atreya, S.; Bloxham, J.; Brown, S.; Connerney, J. E. P. (2017-05-26). „Jupiter's interior and deep atmosphere: The initial pole-to-pole passes with the Juno spacecraft" (PDF). *Science* (англиски). **356** (6340): 821–825. Bibcode:2017Sci...356..821B. doi:10.1126/science.aal2108. PMID 28546206.
15. ↑  Agle, DC (May 20, 2019). „NASA's Juno Finds Changes in Jupiter's Magnetic Field". *Jet Propulsion Laboratory*. Посетено на June 4, 2019.
16. ↑  Moore, K. M.; и др. (May 2019). „Time variation of Jupiter's internal magnetic field consistent with zonal wind advection" (PDF). *Nature Astronomy*. **3** (8): 730–735. Bibcode:2019NatAs...3..730M. doi:10.1038/s41550-019-0772-5.
17. ↑  „NASA's Juno Finds Changes in Jupiter's Magnetic Field".
18. 1 2 3 4 5 6 7  Russel, 1993, pp. 715–717
19. 1 2 3  Russell, 2001, pp. 1015–1016
20. 1 2  Krupp, 2004, pp. 15–16
21. ↑  Russel, 1993, pp. 725–727
22. 1 2 3  Khurana, 2004, pp. 17–18
23. 1 2 3  Krupp, 2004, pp. 3–4
24. 1 2 3 4 5 6  Krupp, 2004, pp. 4–7
25. 1 2 3  Krupp, 2004, pp. 1–3
26. 1 2 3 4 5 6  Khurana, 2004, pp. 13–16
27. 1 2  Khurana, 2004, pp. 10–12
28. ↑  Russell, 2001, pp. 1024–1025
29. 1 2  Khurana, 2004, pp. 20–21
30. 1 2  Wolverton, 2004, pp. 100–157
31. ↑  Russell, 2001, pp. 1021–1024
32. ↑  Kivelson, 2005, pp. 315–316
33. ↑  Blanc, 2005, pp. 250–253
34. 1 2 3 4 5  Cowley, 2001, pp. 1069–76
35. 1 2 3 4 5 6 7  Blanc, 2005, pp. 254–261
36. 1 2  Cowley, 2001, pp. 1083–87
37. ↑  Russell, 2008
38. 1 2  Krupp, 2007, p. 216
39. ↑  Krupp, 2004, pp. 7–9
40. 1 2 3 4  Krupp, 2004, pp. 11–14
41. ↑  Khurana, 2004, pp. 18–19
42. ↑  Russell, 2001, p. 1011
43. 1 2  Nichols, 2006, pp. 393–394
44. ↑  Krupp, 2004, pp. 18–19
45. ↑  Nichols, 2006, pp. 404–405
46. 1 2  Elsner, 2005, pp. 419–420
47. 1 2  Palier, 2001, pp. 1171–73
48. 1 2 3 4  Bhardwaj, 2000, pp. 311–316
49. ↑  Cowley, 2003, pp. 49–53
50. ↑  Bhardwaj, 2000, pp. 316–319
51. ↑  Bhardwaj, 2000, pp. 306–311
52. ↑  Bhardwaj, 2000, p. 296
53. ↑  Miller Aylward et al. 2005.
54. ↑  Bhardwaj, 2000, Tables 2 and 5
55. ↑  Clarke, 2002
56. ↑  Blanc, 2005, pp. 277–283
57. ↑  Redd, Nola Taylor (April 5, 2018). „Scientists Spot the Ghostly Aurora Footprint of Jupiter's Moon Callisto". *space.com*. Посетено на June 4, 2019.
58. ↑  Bhattacharyya, Dolon; и др. (January 3, 2018). „Evidence for Auroral Emissions From Callisto's Footprint in HST UV Images". *Journal of Geophysical Research: Space Physics*. **123** (1): 364–373. Bibcode:2018JGRA..123..364B. doi:10.1002/2017JA024791.
59. ↑  Palier, 2001, pp. 1170–71
60. 1 2 3  Zarka, 1998, pp. 20,160–168
61. ↑  Zarka, 1998, pp. 20, 173–181
62. 1 2 3  Hill, 1995
63. 1 2  Zarka, 2005, pp. 371–375
64. ↑  Santos-Costa, 2001
65. ↑  Zarka, 2005, pp. 384–385
66. ↑  Krupp, 2004, pp. 17–18
67. 1 2 3 4  Kivelson, 2004, pp. 2–4
68. ↑  Johnson, 2004, pp. 1–2
69. 1 2  Johnson, 2004, pp. 3–5
70. 1 2  Burns, 2004, pp. 1–2
71. ↑  Burns, 2004, pp. 12–14
72. ↑  Burns, 2004, pp. 10–11
73. ↑  Burns, 2004, pp. 17–19
74. ↑  Kivelson, 2004, pp. 8–10
75. ↑  Kivelson, 2004, pp. 1–2
76. ↑  Cooper, 2001, pp. 137,139
77. 1 2  Kivelson, 2004, pp. 10–11
78. 1 2  Kivelson, 2004, pp. 16–18
79. ↑  Williams, 1998, p. 1
80. 1 2  Cooper, 2001, pp. 154–156
81. ↑  Johnson, 2004, pp. 15–19
82. ↑  Hibbitts, 2000, p. 1
83. 1 2  Johnson, 2004, pp. 8–13
84. ↑  Burke and Franklin, 1955
85. ↑  Drake, 1959
86. ↑  Hunt, Garry; и др. (1981). *Jupiter* (1. изд.). London: Rand McNally. ISBN 978-0-528-81542-3.
87. ↑  Wilson, Andrew (1987). *Solar System Log* (1. изд.). London: Jane's Publishing Company Limited. ISBN 978-0-7106-0444-6.
88. ↑  Fieseler, 2002
89. ↑  „Juno Science Objectives". University of Wisconsin-Madison. Архивирано од изворникот на October 16, 2008. Посетено на October 13, 2008.
90. ↑  Troutman, 2003
91. ↑  „NASA's Juno and JEDI: Ready to Unlock Mysteries of Jupiter". Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory. June 29, 2016. Архивирано од изворникот на March 24, 2017. Посетено на February 7, 2017.
92. ↑  Connerney, JEP; Adriani, A; Allegrini, F; Bagenal, F; Bolton, SJ; Bonfond, B; Cowley, SWH; Gerard, JC; Gladstone, GR (2017). „Jupiter's magnetosphere and aurorae observed by the Juno spacecraft during its first polar orbits". *Science*. **356** (6340): 826–832. Bibcode:2017Sci...356..826C. doi:10.1126/science.aam5928. PMID 28546207.

Цитирани извори
---------------

* Bhardwaj, A.; Gladstone, G.R. (2000). „Auroral emissions of the giant planets" (PDF). *Reviews of Geophysics*. **38** (3): 295–353. Bibcode:2000RvGeo..38..295B. doi:10.1029/1998RG000046. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-06-28. Посетено на 2021-11-25.
* Blanc, M.; Kallenbach, R.; Erkaev, N. V. (2005). „Solar System magnetospheres". *Space Science Reviews*. **116** (1–2): 227–298. Bibcode:2005SSRv..116..227B. doi:10.1007/s11214-005-1958-y.
* Bolton, S.J.; Janssen, M.; и др. (2002). „Ultra-relativistic electrons in Jupiter's radiation belts". *Nature*. **415** (6875): 987–991. Bibcode:2002Natur.415..987B. doi:10.1038/415987a. PMID 11875557.
* Burke, B.F.; Franklin, K. L. (1955). „Observations of a variable radio source associated with the planet Jupiter". *Journal of Geophysical Research*. **60** (2): 213–217. Bibcode:1955JGR....60..213B. doi:10.1029/JZ060i002p00213.
* Burns, J. A.; Simonelli, D. P.; Showalter; Hamilton; Porco; Throop; Esposito (2004). „Jupiter's ring-moon system" (PDF). Во Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (уред.). *Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere*. Cambridge University Press. стр. 241. Bibcode:2004jpsm.book..241B. ISBN 978-0-521-81808-7.
* Clarke, J.T.; Ajello, J.; и др. (2002). „Ultraviolet emissions from the magnetic footprints of Io, Ganymede and Europa on Jupiter" (PDF). *Nature*. **415** (6875): 997–1000. Bibcode:2002Natur.415..997C. doi:10.1038/415997a. hdl:2027.42/62861. PMID 11875560.
* Cooper, J. F.; Johnson, R. E.; и др. (2001). „Energetic ion and electron irradiation of the icy Galilean satellites" (PDF). *Icarus*. **139** (1): 133–159. Bibcode:2001Icar..149..133C. doi:10.1006/icar.2000.6498. Архивирано од изворникот (PDF) на 2009-02-25.
* Cowley, S.W. H.; Bunce, E. J. (2001). „Origin of the main auroral oval in Jupiter's coupled magnetosphere–ionosphere system". *Planetary and Space Science*. **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. (2003). „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*. **51** (1): 31–56. Bibcode:2003P&SS...51...31C. doi:10.1016/S0032-0633(02)00130-7.
* Drake, F. D.; Hvatum, S. (1959). „Non-thermal microwave radiation from Jupiter". *Astronomical Journal*. **64**: 329. Bibcode:1959AJ.....64S.329D. doi:10.1086/108047.
* Elsner, R. F.; Ramsey, B. D.; и др. (2005). „X-ray probes of magnetospheric interactions with Jupiter's auroral zones, the Galilean satellites, and the Io plasma torus" (PDF). *Icarus*. **178** (2): 417–428. Bibcode:2005Icar..178..417E. doi:10.1016/j.icarus.2005.06.006. Архивирано од изворникот (PDF) на 2009-03-20.
* Fieseler, P.D.; Ardalan, S. M.; и др. (2002). „The radiation effects on Galileo spacecraft systems at Jupiter" (PDF). *IEEE Transactions on Nuclear Science*. **49** (6): 2739–58. Bibcode:2002ITNS...49.2739F. doi:10.1109/TNS.2002.805386. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-07-19.
* Hill, T. W.; Dessler, A. J. (1995). „Space physics and astronomy converge in exploration of Jupiter's Magnetosphere". *Earth in Space*. **8** (32): 6. Bibcode:1995EOSTr..76..313H. doi:10.1029/95EO00190. Архивирано од изворникот на 1997-05-01.
* Hibbitts, C.A.; McCord, T.B.; Hansen, T.B. (2000). „Distribution of CO2 and SO2 on the surface of Callisto". *Journal of Geophysical Research*. **105** (E9): 22, 541–557. Bibcode:2000JGR...10522541H. doi:10.1029/1999JE001101.
* Johnson, R. E.; Carlson, R. V.; и др. (2004). „Radiation Effects on the Surfaces of the Galilean Satellites" (PDF). Во Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (уред.). *Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere*. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81808-7. Архивирано од изворникот (PDF) на 2016-04-30. Посетено на 2009-03-31.
* Khurana, K. K.; Kivelson, M. G.; и др. (2004). „The configuration of Jupiter's magnetosphere" (PDF). Во Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (уред.). *Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere*. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81808-7. Архивирано од изворникот (PDF) на 2014-03-19. Посетено на 2021-11-25.
* Kivelson, M.G. (2005). „The current systems of the Jovian magnetosphere and ionosphere and predictions for Saturn" (PDF). *Space Science Reviews*. **116** (1–2): 299–318. Bibcode:2005SSRv..116..299K. doi:10.1007/s11214-005-1959-x. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-09-29. Посетено на 2021-11-25.
* Kivelson, M. G.; Bagenal, Fran; и др. (2004). „Magnetospheric interactions with satellites" (PDF). Во Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (уред.). *Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere*. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81808-7. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-09-29. Посетено на 2021-11-25.
* Krupp, N.; Vasyliunas, V. M.; и др. (2004). „Dynamics of the Jovian Magnetosphere" (PDF). Во Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (уред.). *Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere*. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81808-7. Архивирано од изворникот (PDF) на 2009-02-27. Посетено на 2021-11-25.
* Krupp, N. (2007). „New surprises in the largest magnetosphere of Our Solar System" (PDF). *Science*. **318** (5848): 216–217. Bibcode:2007Sci...318..216K. doi:10.1126/science.1150448. PMID 17932281. Архивирано од изворникот (PDF) на 2019-02-23.
* Miller, Steve; Aylward, Alan; Millward, George (January 2005). „Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: The Importance of Ion-Neutral Coupling". *Space Science Reviews*. **116** (1–2): 319–343. Bibcode:2005SSRv..116..319M. doi:10.1007/s11214-005-1960-4.
* Nichols, J. D.; Cowley, S. W. H.; McComas, D. J. (2006). „Magnetopause reconnection rate estimates for Jupiter's magnetosphere based on interplanetary measurements at ~5 AU" (PDF). *Annales Geophysicae*. **24** (1): 393–406. Bibcode:2006AnGeo..24..393N. doi:10.5194/angeo-24-393-2006. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-04-12.
* Palier, L.; Prangé, Renée (2001). „More about the structure of the high latitude Jovian aurorae". *Planetary and Space Science*. **49** (10–11): 1159–73. Bibcode:2001P&SS...49.1159P. doi:10.1016/S0032-0633(01)00023-X.
* Russell, C.T. (1993). „Planetary Magnetospheres" (PDF). *Reports on Progress in Physics*. **56** (6): 687–732. Bibcode:1993RPPh...56..687R. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001.
* Russell, C.T. (2001). „The dynamics of planetary magnetospheres". *Planetary and Space Science*. **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. (2008). „The magnetospheres of Jupiter and Saturn and their lessons for the Earth" (PDF). *Advances in Space Research*. **41** (8): 1310–18. Bibcode:2008AdSpR..41.1310R. doi:10.1016/j.asr.2007.07.037. Архивирано од изворникот (PDF) на 2012-02-15. Посетено на 2009-03-25.
* Santos-Costa, D.; Bourdarie, S.A. (2001). „Modeling the inner Jovian electron radiation belt including non-equatorial particles". *Planetary and Space Science*. **49** (3–4): 303–312. Bibcode:2001P&SS...49..303S. doi:10.1016/S0032-0633(00)00151-3.
* Smith, E. J.; Davis, L. Jr.; и др. (1974). „The Planetary Magnetic Field and Magnetosphere of Jupiter: Pioneer 10". *Journal of Geophysical Research*. **79** (25): 3501–13. Bibcode:1974JGR....79.3501S. doi:10.1029/JA079i025p03501.
* Troutman, P.A.; Bethke, K.; и др. (28 January 2003). „Revolutionary concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)". *AIP Conference Proceedings*. **654**: 821–828. Bibcode:2003AIPC..654..821T. doi:10.1063/1.1541373. hdl:2060/20030063128.
* Williams, D.J.; Mauk, B.; McEntire, R. W. (1998). „Properties of Ganymede's magnetosphere as revealed by energetic particle observations". *Journal of Geophysical Research*. **103** (A8): 17, 523–534. Bibcode:1998JGR...10317523W. doi:10.1029/98JA01370.
* Wolverton, M. (2004). *The Depths of Space*. Joseph Henry Press. ISBN 978-0-309-09050-6.
* Zarka, P.; Kurth, W. S. (1998). „Auroral radio emissions at the outer planets: Observations and theory". *Journal of Geophysical Research*. **103** (E9): 20, 159–194. Bibcode:1998JGR...10320159Z. doi:10.1029/98JE01323.
* Zarka, P.; Kurth, W. S. (2005). „Radio wave emissions from the outer planets before Cassini". *Space Science Reviews*. **116** (1–2): 371–397. Bibcode:2005SSRv..116..371Z. doi:10.1007/s11214-005-1962-2.

Дополнителни извори
-------------------

|  |  |
| --- | --- |
| Ризница | „Magnetosphere of Jupiter" на Ризницата ? |

* Carr, Thomas D.; Gulkis, Samuel (1969). „The magnetosphere of Jupiter". *Annual Review of Astronomy and Astrophysics*. **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. (2001). „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*. **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. (2002). „A pulsating auroral X-ray hot spot on Jupiter" (PDF). *Nature*. **415** (6875): 1000–03. Bibcode:2002Natur.415.1000G. doi:10.1038/4151000a. PMID 11875561.
* Kivelson, Margaret G.; Khurana, Krishan K.; Walker, Raymond J. (2002). „Sheared magnetic field structure in Jupiter's dusk magnetosphere: Implications for return currents" (PDF). *Journal of Geophysical Research*. **107** (A7): 1116. Bibcode:2002JGRA..107.1116K. CiteSeerX 10.1.1.424.7769. doi:10.1029/2001JA000251. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-09-29. Посетено на 2021-11-25.
* Kivelson, M.G. (2005). „Transport and acceleration of plasma in the magnetospheres of Earth and Jupiter and expectations for Saturn" (PDF). *Advances in Space Research*. **36** (11): 2077–89. Bibcode:2005AdSpR..36.2077K. CiteSeerX 10.1.1.486.8721. doi:10.1016/j.asr.2005.05.104. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-09-29. Посетено на 2021-11-25.
* Kivelson, Margaret G.; Southwood, David J. (2003). „First evidence of IMF control of Jovian magnetospheric boundary locations: Cassini and Galileo magnetic field measurements compared" (PDF). *Planetary and Space Science*. **51** (A7): 891–98. Bibcode:2003P&SS...51..891K. doi:10.1016/S0032-0633(03)00075-8. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-09-29. Посетено на 2021-11-25.
* McComas, D.J.; Allegrini, F.; Bagenal, F.; и др. (2007). „Diverse Plasma Populations and Structures in Jupiter's Magnetotail". *Science*. **318** (5848): 217–20. Bibcode:2007Sci...318..217M. doi:10.1126/science.1147393. PMID 17932282.
* Maclennan, G.G.; Maclennan, L.J.; Lagg, Andreas (2001). „Hot plasma heavy ion abundance in the inner Jovian magnetosphere (<10 Rj)". *Planetary and Space Science*. **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. (2001). „The rotation period of Jupiter" (PDF). *Geophysical Research Letters*. **28** (10): 1911–12. Bibcode:2001GeoRL..28.1911R. doi:10.1029/2001GL012917. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-09-29. Посетено на 2021-11-25.
* Zarka, Philippe; Queinnec, Julien; Crary, Frank J. (2001). „Low-frequency limit of Jovian radio emissions and implications on source locations and Io plasma wake". *Planetary and Space Science*. **49** (10–11): 1137–49. Bibcode:2001P&SS...49.1137Z. doi:10.1016/S0032-0633(01)00021-6.


|  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- |
| 

| * п
* р
* у
Планетарна магнетосфера |
| --- |
|  |
| 
* Меркур
* Венера
* Земја
* Марс
* Јупитер
* Сатурн
* Уран
* Нептун

 |

 |