tu ve şekli =
Gezegenin tersi istikametinde de solar rüzgar Jüpiter’in manyetik alan çizgilerini bazen Satürn’ün yörüngesinin bile ötesine kadar uzanan uzun ve iz bırakan bir şekilde dağıtarak magnetotail’i (manyetik kuyruk) oluşturur. Jüpiterin manyetik kuyruğu da Dünya’nınkine benzemektedir. Bu kuyruk iki dilimden oluşmaktadır(resimdeki mavi noktalar): Jupiter’e doğru yönelen güney dilimde bulunan manyetik alan ve ondan uzaklaşan kuzey dilimde bulunan manyetik alan. Dilimler, kuyruk akışkan örtüsü adı verilen ince bir katmanla birbirinden ayrılırlar. Dünya’nınki gibi Jovian kuyruğu solar plazmanın manyetosferim iç bölgelerine girebildiği bir kanal görevini üstlenir. Burasi da ısınır ve Jüpiter’e 10R kadar yakınlıktaki radyasyon kemerlerini oluşturur.

 Jüpiter’in manyetosferinin şekli her ne kadar genel hatlarıyla Dünya’nınkine benzese de, gezegene yaklaştıkça yapısı oldukça farklı bir hal alır. Jüpiter’in volkanik olarak aktif ayı Io kendi çapında güçlü bir plazma kaynağıdır ve her saniye Jüpiter’in manyetosferini 1.000 kg kadar fazla oranda materyalle doldurmaktadır. Io yüzeyindeki güçlü volkanik patlamalar, sülfür ve oksijen iyonları üreten (S+, O+, S2+ and O2+ ) solar ultraviyole radyasyon tarafından iyonize edilen ve atomlarına ayrılan yüksek oranlarda sülfür dioksit salınımı yapar. Bu iyonlar uydunun atmosferinden kaçarlar ve Io plazma simitini/yumrusunu oluştururlar: Jüpiter’i çevreleyen Io’nun yörüngesinde konuşlanmış kalın ve soğuk yumru sarmalı. Simitin içindeki plazma sıcaklığı radyasyon kemerlerindekinden “10 keV (100 million K)” çok daha düşüktür “10–100 eV (100,000–1,000,000 K)”. Yumru içindeki plazma Jüpiter’le aynı yönde dönmeye zorlanark her ikisinin de aynı rotasyon periyodlarına sahip olması anlamına gelmektedir. Esasında Io yumrusu Jovian manyetosferinin dinamiklerini değiştirmektedir.
Birkaç aşamanın sonunda plazma yavaş yavaş Jüpiter’den uzağa doğru akmaya başlar. Plazma gezegenden uzaklaştıkça içerisinde oluşan dairesel akımlar aynı yönde dönmeye ayak uydurarak hızını aşamalı bir şekilde arttırırlar. Bu dairesel akımlar ayrıca rotanın aksi yönünde dönmekle sonuçlanan manyetik alandaki azimutal yapıların da kaynağını oluşturur. Plazmanın parçacık sayısı bakımından yoğunluğu Io yumrusuna doğru 35R’lik bir uzaklık arasında 2,000 cm−3 den yaklaşık 0.2 cm−3’e kadar düşmektedir. Manyetosferin ortalarına doğru, Jüpiter’den yaklaşık olarak 20R’den fazla bir mesafede, aynı yönde dönme yavaş yavaş kırılır ve plazma gezegenden daha yavaş dönmeye başlar. En sonunda 40R’den fazla uzaklıklarda ( dış manyetosferde) bu plazma manyetik alandan tamamıyla uzaklaşır ve manyetosferden manyetik kuyruk aracılığıyla ayrılır. Soğuk, yoğun plazma dışarıya doğru hareket ederken, yerine sıcak, daha az yoğunlukta ( sıcaklığı 200 milyon K ya da daha fazla) gelir. Bu plazma, dışyalıtık halde Jüpiter’e yaklaştıkça ısınır ve Jüpiter’in iç manyetosferindeki radyasyon kemerlerini oluştururlar.

Dünya’nın manyetik alanı yaklaşık olarak gözyaşı şeklindeyken Jüpiter’inki daha da yayvan, diske benzer bir şekildedir ve ekseninde dönem dönem değişiklikler/kaymalar görünebilir. Diske benzer bir şekil almasının temel sebebi aynı yönde dönmeye zorlayan plazmadan kaynaklanan merkez çekim kuvveti ve sıcak plazmanın termal çekim kuvvetidir. Bu iki neden de gezegene uzaklığı 20R ya da daha fazla bir mesafedeki manyetodisk olarak bilinen ve pankeke benzer şekildeki formu oluşturan manyetik alan çizgilerini gerirler. Manyetodisk manyetik ekvador yakınlarında bulunan ince bir örtüye sahiptir. Manyetik alan örtünün üzerinde Jüpiter’den uzağa, örtünün altında ise Jüpiter’e doğru konuşlanmıştır. Io’daki plazma yüklenmesi Jovian manyetosferinin boyutlarını fazlasıyla aşar çünkü manyetodisk solar rüzgarın bakısını dengeleyen ek bir iç baskı yaratır.Io’nun yokluğunda gezegen yüzeyiyle manyetosfer arasındaki fark 42R’den fazla olmazdı; ama, şu anda ortalama olarak 75R civarında.
Manyetodisk alanının şekli ekvator plazma örtüsü boyunca akan azimutal halka akımı tarafından şekillendirilir.Bu akımın gezegene ait manyetik alanla etkileşime geçmesi sonucunda Lorents kuvveti, aynı yönde birlikte dönen plazmanın gezegenden uzaklaşmasını engelleyen merkezi kuvveti oluşturur.ekvatoral akım içerisinde bulunan total halka kuvvetinin 90 ile 160 milyon amper kuvvetinde olduğu tahmin ediliyor.

= Dinamikler =

Jüpiter’in manyetosferini yürüten temel sebep gezegenin dönüşüdür. Bu yönden bakıldığında Jüpiter, tekkutuplu jenaratör adı verilen aygıta çok benzerdir. Jüpiter döndükçe iyonosferi de bağlantılı bir şekilde gezegenin kutup noktalarındaki manyetik alanlara kayar. Kutupsal manyetik kuvvet rotasyon yönünde toplandığı için, hareket sonucu ortaya çıkan Lorents kuvveti negatif yüklü elektronları kutuplara iterken pozitif yüklü iyonlar da ekvatora doğru itilir. Bunun sonucu olarak da kutuplar negatif yüklü, ekvatora yakın bölgeler ise pozitif yüklü olur. Jüpiter’in manyetosferi yüksek derecede geçirgen plazmayla dolu olduğu için, manyetosfer boyunca elektriksel döngü yakınlarda oluşur. Direkt akım adı verilen bir akım manyetik alan çizgileri boyunca iyonosferden ekvatoral plazma örtüsüne doğru akar. Bu akım daha sonra ekvatoral plazma örtüsü içerisinde radyal olarak gezegenden uzağa doğru akmaya başlar ve son olarak da gezegenin iyonosferine kutuplarla bağlantılı noktalar boyunca manyetosferin dışından tekrar ulaşır. Manyetik alan çizgileri boyunca akan bu akımlara genellikle alan hizalanması ya da Birkeland akımlar olarak adlandırılır. Dairesel akımlar gezegenin manyetik alanıyla etkileşime girer ve Lorentz kuvvetinin oluşmasına neden olarak manyetosferik plazmayı gezegenin rotasyonuyla aynı yönde hızlandırır.

Jovian manyetosferinin dinamiklerinin deşifrasyonunda karşılaşılan temel problem, ağır soğuk plazmanın 6 R uzaklığındaki Io yumrusundan 50 R’den daha uzakta bulunan dış manyetosfere olan taşınmasından kaynaklanmaktadır. Bu işlemin kesin mekanizması bilinmemektedir, ama değişim değişkenliğinden kaynaklanan plazma difüzyonu olduğu varsayılmaktadır. İşlem hidrodinamiklerdeki Rayleigh- Taylor değişkenliğine benzerdir. Jovian manyetosferinin bulunduğu durumda, merkezkaç kuvveti yerçekimini oluşturan etkendir; ağır sıvı soğuk ve yoğun iyon plazmasıdır, ve hafif sıvı da sıcak, daha az yoğunluktaki dış manyetosfer plazmasıdır. Bu değişkenlik plazmayla dolu manyetik akım tünellerinin iç ve dış manyetosferlerindeki değişime neden olur. Batmayan boş manyetik akım tünelleri iyon plazmasıyla dolu ağır tünelleri Jüpiter’den öteye iterken kendisi gezegene doğru hareket eder. Manyetik akım tünellerinin bu değişimi manyetosferik türbülans formunu oluşturur.

Manyetik alan tünellerinin bu oldukça kuramsal değişim teorisi kısmen Galileo uzay aracı tarafından onaylandı. Bu boşluklar dış manyetosferden gelen neredeyse boş manyetik alan tünellerine karşılık gelebilir. Orta manyetosferde Galileo, artan enerji parçacıkları tünellerine ve güçlendirilmiş manyetik alanlara neden olan dış manyetosferdeki sıcak plazmanın manyetodiskle etkileşime girmesiyle oluşan sözde püskürme olaylarını saptadı. Ama, soğuk plazmanın dışa taşınmasını açıklayacak hiçbir mekanizma henüz bilinmiyor.

Jovian manyetosferinin dinamikleri her ne kadar genel olarak enerjinin içsel kaynaklarına bağlı olsa da solar rüzgar da muhtemelen yüksek enerjili protan kaynağı olarak önemli bir role sahiptir. Dış manyetosferin yapısı, alacakaranlık-şafaj asimetrisini de içeren solar rüzgarla yönlendirilen manyetosferin özelliklerini de gösteriyor. Özellikle, alacakaranlık durumundaki manyetik alan çizgileriyle şafak zamanındakiler zıt yönde bulunmaktadır. Buna ek olarak, şafak manyetosferi manyetik kuyrukla bağlantılı olarak açık alan çizgileri oluştururken alacakaranlık manyetosferinde alan çizgileri kapalıdır. Bütün bu gözlemler Dünya’da Dungey döngüsü olarak bilinen bir solar rüzgar yeniden bağlanma aşamasının Jovian manyetosferinde de yer alabileceğini gösteriyor.
Radyasyon kemerlerinden oluşan senkronik emilimlerin yanı sıra şafak dalgaları, optik ve X-ray ışın yayımı da solar rüzgarın plazma sirkülasyonunu yönlendirmesi ya da manyetosferdeki içsel işlemleri ayarlamasını belirterek hepsinin solar rüzgar basıncıyla olan ilşkilerini göstermektedir.

= Emisyon/Yayım =

Jüpiter her iki kutbunda da parlak ve sürekli bir gün ağarmasına sahiptir. Geçici ve sadece solar aktivitenin olduğu zamanlarda oluşan dünya’nın şafağının aksine, Jüpiter’inkinin yoğunluğu günden güne değişse de her zaman varlığını sürdürür. Üç türden oluşmaktadırlar: manyetik kutuplardan yaklaşık 16° uzakta bulunan parlak ve dar daireden ( eni 1000 km.’den az) oluşan ana oval, Jüpiter’in iyonosferini en büyük aylarına bağlayan manyetik alan çizgilerinin ayak izine karşılık gelen uyduların şafak noktaları, ana ovaller içerisine yerleşen kısa süreli kutup emisyonları. Şajak emisyonları her ne kadar radyo dalgalarından tutun da X-ray ışınlarına kadar neredeyse elektromanyetik spektrumun her bir parçasında tespit edilseler de onlar orta-kızılaltında ve derin ultraviyole spektral bölgelerde en parlaklarıdır.

Jüpiter, spektral bölgede birkaç kiloherzden onlarca megaherze kadar bir aralıkta gerilim oluşturan radyo dalgalarının güçlü bir kaynağı rolünü oynamaktadır. Yaklaşık 0.3 MHz’den daha az olan frekanslardan oluşan radyo dalgaları Jovian kilometrik radyasyon ya da KOM olarak adlandırılır. 0.3 ile 3 MHz aralığındaki frekanslar hektometrik radyasyon ya da HOM olarak adlandırılırken 3 ile 40 MHz aralığında yayım yapan frekans dalgaları ise dekametrik radyasyon ya da DAM olarak adlandırılırlar. Sonuncu radyasyon ilk olarak Dünya’dan gözlemlendi ve ortalama on saatlik periyodikliği bu radyasyonun Jüpiter’den geldiğinin ortaya çıkarılmasına yardımcı oldu. Dekametrik yayılımın Io ve Io- Jüpiter akım sistemiyle bağlantılı kısmı olan en kuvvetli kısmı DAM olarak adlandırılır.

Jüpiter’in yoğun manyetosferi 4 tane olan Galilean uydularının yörüngelerinin tamamını ve kendi çember sistemini sarmalar. Manyetik ekvator yakınlarında dönerken bu parçalar, manyet