Магнитосфера Юпитера | это... Что такое Магнитосфера Юпитера? (original) (raw)
Магнитосфера Юпитера
Открытие | |
Первооткрыватель | Пионер-10 |
Дата открытия | Декабрь 1973[1] |
Внутреннее поле | |
Радиус Юпитера | 71 492 км |
Магнитный момент | 1,56·1020 Tл·м³ |
Экваториальная напряжённость поля | 428 мкТл (4,28 Гс) |
Наклонение диполя | ~10° |
Долгота оси диполя | ~159° |
Период вращения | 9 ч 55 м 29,7 ± 0,1 с |
Характеристики солнечного ветра | |
Скорость | 400 км/с[2] |
Напряжённость ММП | 1 нТл |
Плотность | 0,4 см−3 |
Характеристики магнитосферы | |
Дистанция головной ударной волны | ~82 _R_J[3][4][5] |
Дистанция магнитопаузы | 50-100 _R_J |
Длина хвоста магнитосферы | более чем 7000 _R_J |
Основные ионы | O+, S+ и H+ |
Источники плазмы | Ио, солнечный ветер, ионосфера |
Скорость притока массы | ~1000 кг/с |
Максимальная плотность плазмы | 2000 см−3[6][7][8] |
Максимальная энергия частиц | Свыше 100 МэВ |
Полярное сияние | |
Спектр | радиоизлучение, ближнее ИК, УФ и рентгеновское |
Общая мощность | 100 ТВт[9] |
Частоты радиоизлучения | 0,01-40 МГц |
Магнитосфе́ра Юпитера — полость, создаваемая в солнечном ветре планетарным магнитным полем Юпитера, где происходят разнообразные процессы взаимодействия солнечного ветра, межпланетного магнитного поля, собственного магнитного поля Юпитера и окружающей его плазмы. Простираясь на более чем 7 миллионов километров по направлению к Солнцу и почти до орбиты Сатурна в противоположном направлении, магнитосфера Юпитера является самой крупной и мощной среди всех планетарных магнитосфер Солнечной системы, а по объёму представляет собой самую большую непрерывную структуру в Солнечной системе после гелиосферы. Более широкая и плоская, чем земная магнитосфера, юпитерианская на несколько порядков величины мощнее, а её магнитный момент примерно в 18 000 раз больше. Существование магнитосферы Юпитера было выявлено в ходе радионаблюдений в конце 1950-х годов, впервые непосредственно наблюдалась кораблём «Пионер-10» в 1973.
Внутреннее магнитное поле Юпитера генерируется электрическим током, текущим во внешнем ядре планеты, которое состоит из металлического водорода. Вулканические извержения на спутнике Юпитера Ио выбрасывают большой объём оксида серы в космос, формируя крупный газовый тор вокруг планеты. Силы магнитного поля Юпитера заставляют тор вращаться с той же угловой скоростью и в том же направлении что и планета. Тор пополняет магнитное поле планеты плазмой, которая в процесcе вращения растягивается в блиноподобную структуру, известную как магнитный диск. В сущности, магнитосфера Юпитера формируется плазмой Ио и её собственным вращением в куда большей степени, чем солнечным ветром, в отличие от Земной. Мощные токи, протекающие в магнитосфере, служат причиной устойчивых полярных сияний вокруг планетарных полюсов и заметных колебаний в радиоизлучении, что значит, что Юпитер может в некоторых отношениях рассматриваться в качестве очень слабого радиопульсара. Полярные сияния Юпитера наблюдались почти во всех частях электромагнитного спектра, включая инфракрасную, видимую, ультрафиолетовую и мягкую рентгеновскую.
Воздействие магнитосферы захватывает в ловушку и ускоряет частицы, создавая интенсивные радиационные пояса наподобие земных поясов Ван Аллена, но в тысячи раз более мощных. Взаимодействие энергетических частиц с поверхностью крупнейших спутников Юпитера заметно сказывается на их химическом составе и физических характеристиках. Воздействие этих частиц сказывается и на движении пыли и каменных обломков внутри незначительной кольцевой планетарной системы Юпитера. Радиационные пояса представляют серьёзную опасность для космических кораблей и потенциальных пилотируемых экспедиций.
Содержание
- 1 Структура
- 2 Динамика
- 3 Эмиссия
- 4 Взаимодействие с кольцами и лунами
- 5 Открытие
- 6 Исследования после 1970-х годов
- 7 Примечания
- 8 Источники
- 9 Цитируемые источники
- 10 Рекомендуется к прочтению
Структура
Юпитерианская магнитосфера — это сложная структура, включающая в себя головную ударную волну, магнитный переходной слой, магнитопаузу, хвост магнитосферы, магнитный диск и прочие компоненты. Магнитное поле вокруг Юпитера создаётся за счёт целого ряда явлений, например за счёт жидкостной циркуляции в ядре планеты (внутреннее поле), электрическим током в плазме, окружающей Юпитер, и токами, текущими на границе планетарной магнитосферы. Магнитосфера погружена в плазму солнечного ветра, несущую с собой межпланетное магнитное поле.[10]
Внутреннее магнитное поле
Большая часть юпитерианского магнитного поля, подобно земному, генерируется внутренним динамо, поддерживаемым циркуляцией электропроводной жидкости во внешнем ядре. Но в то время как земное ядро состоит из расплавленного железа и никеля, ядро Юпитера состоит из металлического водорода[4]. Подобно земному, юпитерианское магнитное поле представляет собой главным образом диполь, с северным и южным магнитными полюсами на противоположных концах магнитной оси[3]. Однако на Юпитере северный и южный магнитные полюса диполя лежат в одноимённых полушариях планеты, тогда как в случае Земли, напротив, северный магнитный полюс диполя расположен в южном полушарии, а южный — в северном[11][note 1]. Магнитное поле Юпитера содержит и более высокие мультипольные компоненты — квадрупольную, октупольную и т. д., но они как минимум на порядок слабее дипольной компоненты[3].
Диполь наклонён примерно на 10° относительно оси вращения Юпитера; это наклонение близко к земному (11,3°)[1][3]. Экваториальная индукция магнитного поля составляет примерно 428 мкТл (4,28 Гс, примерно в 10 раз больше земного), что соответствует магнитному моменту диполя около 1,53·1020 Тл·м³ (в 18 000 раз больше земного)[4][note 2]. Юпитерианское магнитное поле вращается с той же угловой скоростью, что и область под атмосферой, с периодом в 9 ч 55 м. Никаких заметных изменений в мощности или структуре не наблюдалось с момента первых измерений «Пионера-10» в середине 1970-х[note 3].
Размер и форма
Внутреннее магнитное поле Юпитера создаёт препятствие на пути солнечного ветра, потока ионизированных частиц, истекающих из верхней солнечной атмосферы, мешая потокам ионов достигать атмосферы Юпитера, отклоняя их от планеты и создавая своего рода полость в солнечном ветре, называемую магнитосферой, которая состоит из плазмы, отличающейся от плазмы солнечного ветра[6]. Юпитерианская магнитосфера настолько велика, что если в ней разместить Солнце даже с его видимой короной, то там всё равно останется достаточно пространства[12]. Если бы её можно было наблюдать с Земли, она бы занимала на небе пространство в пять с лишним раз большее полной луны, несмотря на то, что Юпитер находится более чем в 1700 раз дальше Луны[12].
Как и в случае с земной магнитосферой, граница, разделяющая более плотную и холодную плазму солнечного ветра от более горячей и менее плотной в магнитосфере Юпитера, называется магнитопаузой[6]. Растояние между магнитопаузой и центром планеты составляет от 45 до 100 _R_J (где _R_J = 71 492 км — радиус Юпитера) на подсолнечной точке — нефиксированной точке на поверхности планеты, где Солнце будет находиться непосредственно над наблюдателем[6]. Положение магнитопаузы зависит от давления, оказываемого солнечным ветром, которое, в свою очередь, зависит от уровня солнечной активности[13]. Перед магнитопаузой (на расстоянии от 80 до 130 _R_J от центра планеты) находится головная ударная волна, волнообразное возмущение в солнечном ветре, вызываемое его столкновением с магнитосферой[14][15]. Область между магнитопаузой и головной ударной волной именуется магнитным переходным слоем, или магнитослоем[6].
Схематическое преставление магнитосферы, где плазмосфера (7) обращена к тору из плазмы и магнитослою.
За ночной стороной планеты солнечный ветер вытягивает линии магнитного поля Юпитера в длинный, вытянутый хвост магнитосферы, который порою вытягивается даже за орбиту Сатурна.[16] По своей структуре хвост юпитерианской магнитосферы напоминает земной. Он состоит из двух «лепестков» (области, отмеченные голубым на схеме). Магнитное поле в южном лепестке направлено в сторону Юпитера, а в северном — от него. Лепестки разделены тонкой прослойкой плазмы, называющейся хвостовым токовым слоем (вытянутая оранжевая зона на схеме)[16]. Как и земной, юпитерианский магнитосферный хвост — это канал, через который солнечная плазма попадает во внутренние регионы магнитосферы, где нагревается и формирует радиационные пояса на расстоянии менее чем 10 _R_J от Юпитера[17].
Форма магнитосферы Юпитера, описанная выше, поддерживается 1) нейтральным токовым слоем (также известным как магнитохвостовой ток), который течёт в направлении вращения Юпитера через хвостовой плазменный слой, 2) потоками плазмы внутри хвоста, текущими против вращения Юпитера на внешней границе хвоста магнитосферы, и 3) магнитопаузными токами (или токами Чапмана — Ферраро), которые текут против вращения планеты на дневной стороне магнитопаузы[11]. Эти токи создают магнитное поле, которое обнуляет (компенсирует) внутреннее поле Юпитера за пределами магнитосферы[16]. Они также активно взаимодействуют с солнечным ветром[11].
Традиционно магнитосферу Юпитера делят на три части: внутреннюю, среднюю и внешнею магнитосферу. Внутренняя лежит на расстоянии до 10 _R_J от центра планеты. Магнитное поле внутри неё представляет собой преимущественно диполь, потому что вклад от токов, проходящих через экваториальный плазменный слой, здесь весьма незначителен. В средней (между 10 и 40 _R_J) и внешней (далее 40 _R_J) магнитосфере магнитное поле отклоняется от дипольной структуры и серьёзно возмущается воздействием плазменного слоя (см. ниже раздел Магнитный диск)[6].
Роль Ио
Взаимодействие Ио с магнитосферой Юпитера. Плазменный тор Ио выделен жёлтым.
Хотя в целом магнитосфера Юпитера напоминает формой земную, вблизи от планеты их структуры сильно отличаются[13]. Ио, вулканически активный спутник Юпитера, является мощным источником плазмы и ежесекундно пополняет магнитосферу Юпитера ~1000 кг нового вещества[7]. Сильные вулканические извержения на Ио поднимают в открытый космос сернистый газ, бо́льшая часть которого диссоциируется на атомы и ионизируется солнечной ультрафиолетовой радиацией. В результате образуются ионы серы и кислорода: S+, O+, S2+ и O2+[18]. Эти ионы покидают атмосферу спутника, формируя плазменный тор Ио: массивное и относительно холодное кольцо из плазмы, окружающее Юпитер вдоль орбиты спутника[7]. Температура плазмы внутри тора достигает 10-100 эВ (100 000-1 000 000 К), что намного ниже, чем энергия частиц в радиационных поясах — 10 кэВ (100 млн К). Плазма внутри тора приводится «вмороженным» в неё магнитным полем Юпитера во вращение с тем же периодом, что и сам Юпитер[19] (такое синхронное вращение называется коротацией). Тор Ио оказывает значимое воздействие на динамику всей магнитосферы Юпитера[20].
В результате нескольких процессов, среди которых главную роль играют диффузия и обменная неустойчивость, плазма медленно покидает окрестности планеты[19]. Когда плазма удаляется от Юпитера, радиальные токи, протекающие сквозь неё, постепенно увеличивают свою скорость, поддерживая коротацию[6]. Эти радиальные токи также служат источником азимутальной компоненты магнитного поля, которая в результате прогибается назад относительно направления вращения[21]. Концентрация частиц в плазме уменьшается с 2000 см−3 в торе Ио до примерно 0,2 см−3 на расстоянии в 35 _R_J[22]. В средней магнитосфере, на расстоянии более чем в 20 _R_J от Юпитера, коротация постепенно прекращается, и плазма вращается медленнее, чем планета[6]. В конечном счёте, на расстоянии в более чем 40 _R_J (во внешней магнитосфере) плазма окончательно покидает магнитное поле и уходит в межпланетное пространство через хвост магнитосферы[23]. Двигаясь наружу, холодная и плотная плазма меняется местами с горячей разреженной плазмой (с температурой в 20 кэВ (200 млн K) или выше), двигающейся из внешней магнитосферы[22]. Эта плазма, приближаясь к Юпитеру и сжимаясь, адиабатически нагревается[24], формируя радиационные пояса во внутренней магнитосфере[7].
Магнитный диск
В отличие от магнитного поля Земли, имеющего приблизительно каплеобразную форму, поле Юпитера более сплющено, больше напоминает диск и периодически качается относительно оси[25]. Основной причиной такой дискообразной конфигурации служит центробежная сила, вызываемая коротацией плазмы и магнитного поля, а также тепловым давлением горячей плазмы. Оба явления приводят к растяжению линий магнитного поля, формируя на расстоянии свыше 20 _R_J от планеты сплющенную, блинообразную структуру, известную под названием «магнитный диск»[6][26]. В средней плоскости, примерно вблизи магнитного экватора, этот диск содержит тонкий токовый слой.[18] Линии магнитного поля направлены от Юпитера над этим слоем и к Юпитеру — под ним[13]. Плазма, поступающая от Ио, значительно увеличивает размеры магнитосферы Юпитера, поскольку магнитный диск создаёт дополнительное внутреннее давление, которое уравновешивает давление солнечного ветра[14]. Расстояние от планеты до магнитопаузы в «подсолнечной точке», равное в среднем 75 _R_J, в отсутствие Ио уменьшилось бы до 42 _R_J[6].
Динамика
Коротация и радиальные токи
Перестановочная неустойчивость и пересоединение
Влияние солнечного ветра
Эмиссия
Полярные сияния
Юпитер как пульсар
Взаимодействие с кольцами и лунами
Открытие
Исследования после 1970-х годов
Примечания
- ↑ Северный и южный полюса земного магнитного диполя не следует путать с Северным и Южным магнитными полюсами Земли, лежащими, соответственно, вблизи северного и южного географических полюсов.
- ↑ Магнитный момент пропорционален произведению экваториальной индукции поля на куб радиуса планеты, который для Юпитера в 11 раз больше радиуса Земли.
- ↑ Так, азимутальная ориентация диполя изменилась менее чем на 0,01°.[3]
Источники
- ↑ Ошибка в сносках?: Неверный тег
<ref>
; для сносокSmith
не указан текст - ↑ Blanc, 2005, p. 238 (Table III).
- ↑ 1 2 3 4 5 Khurana, 2004, pp. 3-5
- ↑ 1 2 3 Russel, 1993, p. 694.
- ↑ Ошибка в сносках?: Неверный тег
<ref>
; для сносокZarka375
не указан текст - ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Khurana, 2004, pp. 1-3.
- ↑ 1 2 3 4 Khurana, 2004, pp. 5-7.
- ↑ Ошибка в сносках?: Неверный тег
<ref>
; для сносокBolton
не указан текст - ↑ Ошибка в сносках?: Неверный тег
<ref>
; для сносокBhardwaj342
не указан текст - ↑ Khurana, 2004, pp. 12-13.
- ↑ 1 2 3 Kivelson, 2005, pp. 303—313.
- ↑ 1 2 Russel, 1993, pp. 715—717.
- ↑ 1 2 3 Russell, 2001, pp. 1015—1016.
- ↑ 1 2 Krupp, 2004, pp. 15-16.
- ↑ Russel, 1993, pp. 725—727.
- ↑ 1 2 3 Khurana, 2004, pp. 17-18.
- ↑ Khurana, 2004, pp. 6-7
- ↑ 1 2 Krupp, 2004, pp. 3-4.
- ↑ 1 2 Krupp, 2004, pp. 4-7.
- ↑ Krupp, 2004, pp. 1-3.
- ↑ Ошибка в сносках?: Неверный тег
<ref>
; для сносокKhurana13
не указан текст - ↑ 1 2 Khurana, 2004, pp. 10-12.
- ↑ Russell, 2001, pp. 1024—1025.
- ↑ Khurana, 2004, pp. 20-21.
- ↑ Ошибка в сносках?: Неверный тег
<ref>
; для сносокdepths
не указан текст - ↑ Russell, 2001, pp. 1021—1024.
Цитируемые источники
- Bhardwaj, A. (2000). «Auroral emissions of the giant planets» (PDF). Reviews of Geophysics 38 (3): 295–353. DOI:10.1029/1998RG000046. Bibcode: 2000RvGeo..38..295B.
- Blanc, M.; Kallenbach, R.; Erkaev, N.V. (2005). «Solar System magnetospheres». Space Science Reviews 116 (1–2): 227–298. DOI:10.1007/s11214-005-1958-y. Bibcode: 2005SSRv..116..227B.
- Bolton, S.J.; Janssen, M. et al. (2002). «Ultra-relativistic electrons in Jupiter's radiation belts». Nature 415 (6875): 987–991. 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. DOI:10.1029/JZ060i002p00213. Bibcode: 1955JGR....60..213B.
- Burns, J.A.; Simonelli; Showalter; Hamilton; Porco; Throop & Esposito (2004), "Jupiter's ring-moon system", in Bagenal, F. et al., Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge University Press, 241, ISBN 0-521-81808-7, <http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf>
- Clarke, J.T.; Ajello, J. et al. (2002). «Ultraviolet emissions from the magnetic footprints of Io, Ganymede and Europa on Jupiter» (PDF). Nature 415 (6875): 997–1000. DOI:10.1038/415997a. PMID 11875560.
- Cooper, J.F.; Johnson, R.E. et al. (2001). «Energetic ion and electron irradiation of the icy Galilean satellites» (PDF). Icarus 139 (1): 133–159. DOI:10.1006/icar.2000.6498. Bibcode: 2001Icar..149..133C.
- 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. DOI:10.1016/S0032-0633(00)00167-7. Bibcode: 2001P&SS...49.1067C.
- 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. DOI:10.1016/S0032-0633(02)00130-7. Bibcode: 2003P&SS...51...31C.
- Drake, F.D.; Hvatum, S. (1959). «Non-thermal microwave radiation from Jupiter». Astronomical Journal 64. DOI:10.1086/108047. Bibcode: 1959AJ.....64S.329D.
- Elsner, R.F.; Ramsey, B.D. et al. (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. DOI:10.1016/j.icarus.2005.06.006. Bibcode: 2005Icar..178..417E.
- Fieseler, P.D.; Ardalan, S.M. et al. (2002). «The radiation effects on Galileo spacecraft systems at Jupiter» (PDF). Nuclear Science 49 (6): 2739–58. DOI:10.1109/TNS.2002.805386. Bibcode: 2002ITNS...49.2739F.
- Hill, T.W.; Dessler, A.J. (1995). «Space physics and astronomy converge in exploration of Jupiter's Magnetosphere». Earth in Space 8 (32). DOI:10.1029/95EO00190. Bibcode: 1995EOSTr..76..313H.
- 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. DOI:10.1029/1999JE001101. Bibcode: 2000JGR...10522541H.
- Johnson, R.E. (2004), "Radiation Effects on the Surfaces of the Galilean Satellites", in Bagenal, F. et al., Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge University Press, ISBN 0-521-81808-7, <http://people.virginia.edu/~rej/papers04/chap20.pdf>
- Khurana, K.K. (2004), "The configuration of Jupiter's magnetosphere", in Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B., Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge University Press, ISBN 0-521-81808-7, <http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/279-Ch24.pdf>
- Kivelson, M.G. (2005). «The current systems of the Jovian magnetosphere and ionosphere and predictions for Saturn» (PDF). Space Science Reviews (Springer) 116 (1–2): 299–318. DOI:10.1007/s11214-005-1959-x. Bibcode: 2005SSRv..116..299K.
- Kivelson, M.G. (2004), "Magnetospheric interactions with satellites", in Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B., Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge University Press, ISBN 0-521-81808-7, <http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/277-Ch21.pdf>
- Krupp, N. (2004), "Dynamics of the Jovian Magnetosphere", in Bagenal, F. et al., Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge University Press, ISBN 0-521-81808-7, <http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/280-Ch25.pdf>
- Krupp, N. (2007). «New surprises in the largest magnetosphere of Our Solar System». Science 318 (5848): 216–217. DOI:10.1126/science.1150448. PMID 17932281. Bibcode: 2007Sci...318..216K.
- (January 2005) «Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: The Importance of Ion-Neutral Coupling». Space Science Reviews 116 (1–2): 319–343. DOI:10.1007/s11214-005-1960-4. Bibcode: 2005SSRv..116..319M.
- Nichols, J.D.; Cowley, S.W.H. and McComas, D.J. (2006). «Magnetopause reconnection rate estimates for Jupiter's magnetosphere based on interplanetary measurements at ~5 AU». Annales Geophysicae 24 (1): 393–406. DOI:10.5194/angeo-24-393-2006. Bibcode: 2006AnGeo..24..393N.
- Palier, L. (2001). «More about the structure of the high latitude Jovian aurorae». Planetary and Space Science 49 (10–11): 1159–73. DOI:10.1016/S0032-0633(01)00023-X. Bibcode: 2001P&SS...49.1159P.
- Russell, C.T. (1993). «Planetary Magnetospheres» (PDF). Reports on Progress in Physiscs 56 (6): 687–732. DOI:10.1088/0034-4885/56/6/001. Bibcode: 1993RPPh...56..687R.
- Russell, C.T. (2001). «The dynamics of planetary magnetospheres». Planetary and Space Science 49 (10–11): 1005–1030. DOI:10.1016/S0032-0633(01)00017-4. Bibcode: 2001P&SS...49.1005R.
- 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. DOI:10.1016/j.asr.2007.07.037. Bibcode: 2008AdSpR..41.1310R.
- 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. DOI:10.1016/S0032-0633(00)00151-3. Bibcode: 2001P&SS...49..303S.
- Smith, E.J.; Davis, L. Jr. et al. (1974). «The Planetary Magnetic Field and Magnetosphere of Jupiter: Pioneer 10». Journal of Geophysical Research 79 (25): 3501–13. DOI:10.1029/JA079i025p03501. Bibcode: 1974JGR....79.3501S.
- Troutman, P.A.; Bethke, K. et al. (28 January 2003). «Revolutionary concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)». American Institute of Physics Conference Proceedings 654: 821–828. DOI:10.1063/1.1541373.
- 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. DOI:10.1029/98JA01370. Bibcode: 1998JGR...10317523W.
- Wolverton, M. The Depths of Space. — Joseph Henry Press, 2004. — 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. DOI:10.1029/98JE01323. Bibcode: 1998JGR...10320159Z.
- Zarka, P.; Kurth, W.S. (2005). «Radio wave emissions from the outer planets before Cassini». Space Science Reviews 116 (1–2): 371–397. DOI:10.1007/s11214-005-1962-2. Bibcode: 2005SSRv..116..371Z.
Рекомендуется к прочтению
- Carr, Thomas D.; Gulkis, Samuel (1969). «The magnetosphere of Jupiter». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 7 (1): 577–618. DOI:10.1146/annurev.aa.07.090169.003045. Bibcode: 1969ARA&A...7..577C.
- 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. DOI:10.1016/S0032-0633(00)00164-1. Bibcode: 2001P&SS...49.1115E.
- Gladstone, G.R.; Waite, J.H.; Grodent, D. (2002). «A pulsating auroral X-ray hot spot on Jupiter». Nature 415 (6875): 1000–03. DOI:10.1038/4151000a. PMID 11875561.
- Kivelson, Margaret G.; Khurana, Krishan K. and Walker, Raymond J. (2002). «Sheared magnetic field structure in Jupiter's dusk magnetosphere: Implications for return currents» (PDF). Journal of Geophysical Research 107 (A7). DOI:10.1029/2001JA000251. Bibcode: 2002JGRA..107.1116K.
- 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. DOI:10.1016/j.asr.2005.05.104. Bibcode: 2005AdSpR..36.2077K.
- 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. DOI:10.1016/S0032-0633(03)00075-8. Bibcode: 2003P&SS...51..891K.
- McComas, D.J.; Allegrini, F.; Bagenal, F. et al. (2007). «Diverse Plasma Populations and Structures in Jupiter's Magnetotail». Science 318 (5848): 217–20. DOI:10.1126/science.1147393. PMID 17932282. Bibcode: 2007Sci...318..217M.
- 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. DOI:10.1016/S0032-0633(00)00148-3. Bibcode: 2001P&SS...49..275M.
- Russell, C.T.; Yu, Z.J.; Kivelson, M.G. (2001). «The rotation period of Jupiter» (PDF). Geophysics Research Letters 28 (10): 1911–12. DOI:10.1029/2001GL012917. Bibcode: 2001GeoRL..28.1911R.
- 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. DOI:10.1016/S0032-0633(01)00021-6. Bibcode: 2001P&SS...49.1137Z.