목성의 자기권

Magnetosphere of Jupiter
목성의 자기권
Hubble Captures Vivid Auroras in Jupiter's Atmosphere.jpg
허블망원경에서 본 목성의 북극 오로라에 대한 거짓색상
디스커버리[1]
검색 대상파이오니어 10
발견일자1973년 12월
내부장[2][3][4]
목성의 반지름7만1492km
자기 모멘트2.83 × 1020 T·m3
적도장 강도417.0 μT(4.170 G)
쌍극자 기울기~10°
자기극경도~159°
회전 기간9시간 55m 29.7±0.1초
태양풍 매개변수[5]
속도400km/s
국제통화기금 강세1nT
밀도0.4cm−3
자기권 파라미터[6][7][8]
유형내재가 있는
보우 충격 거리~82 RJ
자기장파장 거리50–100 RJ
자석선 길이7천J R까지
주이온On+n++, S, H
플라즈마 소스Io, 태양풍, 전리층
질량하중률~1000kg/s
최대 혈장 밀도2000cm−3
최대 입자 에너지최대 100 MeV
오로라[9]
스펙트럼무선, 근IR, UV 및 X선
총전력100 TW
무선 방출 주파수0.01–40MHz

목성의 자기권은 태양풍에서 행성의 자기장에 의해 만들어진 공동이다.태양 방향으로 700만 킬로미터까지 뻗어 있고 반대 방향으로 거의 토성의 궤도까지 뻗어 있는 목성의 자기권은 태양계에서 가장 크고 가장 강력하며, 태양계에서 가장 큰 것으로 알려진 연속 구조물이다.지구 자기권보다 넓고 평평한 목성은 크기 순으로 강한 반면 목성의 자기 모멘트는 대략 18,000배 더 크다.목성의 자기장의 존재는 1950년대 말에 전파 방출의 관측에서 처음 유추되었으며 1973년에 파이오니어 10 우주선에 의해 직접 관측되었다.

목성의 내부 자기장은 액체 금속 수소로 구성된 행성 외핵의 전류에 의해 생성된다.목성의 달에서 화산 폭발 Io는 다량의 아황산가스를 우주로 분출하여 행성 주위에서 큰 토러스(torus)를 형성한다.목성의 자기장은 토러스들이 행성과 같은 각 속도와 방향을 가지고 회전하도록 한다.토러스는 차례로 자기장을 플라즈마로 적재하고, 그 과정에서 자기장을 마그네토디스크라고 불리는 팬케이크 같은 구조로 확장한다.실제로 목성의 자기권은 주로 지구의 자력권처럼 태양풍에 의해서가 아니라 Io의 플라즈마와 그 자신의 자전에 의해 형성되는 내적으로 움직인다.[6]자력권의 강한 전류는 행성의 극지방 주위에서 영구적인 오로라와 강렬한 가변적인 전파 방출을 발생시키며, 이는 목성이 매우 약한 전파 펄서로 생각될 수 있다는 것을 의미한다.목성의 오로레는 적외선, 가시광선, 자외선, 부드러운 X선을 포함한 전자기 스펙트럼의 거의 모든 부분에서 관찰되었다.

자력권의 작용은 입자를 가두어 가속시켜 지구의 밴 앨런 벨트와 유사하지만 수천 배나 더 강한 방사능 벨트를 만들어 낸다.목성의 가장 큰 달 표면과 에너지 입자의 상호작용은 그들의 화학적, 물리적 특성에 현저하게 영향을 미친다.이 같은 입자들은 목성의 미끄러운 행성 고리 시스템 내의 입자들의 움직임에도 영향을 미치고 영향을 받는다.방사선 벨트는 우주선과 잠재적으로 인간 우주 여행자에게 중대한 위험을 야기한다.

구조

목성의 자기권은 활의 충격, 자력발열, 자력파괴, 자력발열, 자석기, 자석기, 기타 성분으로 구성된 복잡한 구조물이다.목성 주위의 자기장은 행성의 중심부(내장)에서의 유동 순환, 목성을 둘러싼 플라즈마의 전류, 그리고 행성의 자력권의 경계에서 흐르는 전류 등 여러 가지 다른 원천으로부터 발산된다.자기권은 행성간 자기장을 운반하는 태양풍의 플라스마 안에 내장되어 있다.[10]

내부 자기장

목성의 자기장의 대부분은 지구와 마찬가지로 외핵의 전도성 액체의 순환에 의해 지지되는 내부 발전기에 의해 생성된다.그러나 지구의 핵은 녹은 철과 니켈로 만들어진 반면, 목성의 핵은 금속 수소로 이루어져 있다.[3]지구와 마찬가지로 목성의 자기장은 대부분 쌍극이며, 단일 자기축의 끝에 북극과 남극이 있다.[2]목성에서는 쌍극자(자기장 선이 방사상으로 바깥쪽으로 가리키는 곳)의 북극이 행성의 북반구에 위치하며 쌍극자의 남극은 그 남반구에 위치한다.이것은 지구와 반대다.[11]목성의 밭은 쌍극성분의 10분의 1도 안 되지만 4중극, 옥투폴, 그 이상의 성분도 가지고 있다.[2]

쌍극자는 목성의 회전 축에서 약 10° 기울어져 있다. 기울기는 지구(11.3°)[1][2]와 비슷하다.적도 자기장 강도는 약 417.0μT(4.170 G)로,[12] 약 2.83 × 1020 T·m의3 쌍극자극 모멘트에 해당한다.이것은 목성의 자기장을 지구보다 약 20배 더 강하게 만들고, 목성의 자기 모멘트는 약 2만배 더 커지게 한다.[13][14][note 1]목성의 자기장은 9시간 55m의 주기로 대기 아래의 지역과 같은 속도로 회전한다.1970년대 중반 파이오니어 우주선에 의해 처음으로 측정된 이후 2019년까지 강도나 구조에 변화가 관찰되지 않았다.주노 우주선에서 관측된 관측의 분석은 파이오니어 시대에 관측된 행성의 자기장에서 작지만 측정할 수 있는 변화를 보여준다.[15][16]특히 목성은 적도 부근에 '위대한 청색점'으로 알려진 극비극장 지역이 있다.이것은 대략 지구의 남대서양 변칙과 유사할 수 있다.이 지역은 세속적인 변동이 [17]심하다

크기 및 모양

목성의 내부 자기장은 태양이 방출하는 이온화 입자의 흐름인 태양풍이 대기권과 직접적으로 상호작용하는 것을 방지하고, 대신 행성에서 멀리 떨어져서 태양풍 흐름에서 공동을 일으켜 태양풍과는 다른 플라즈마로 구성된 자기권이라 불리는 태양풍 흐름에 효과적으로 공동체를 형성한다.[6]조비아의 자기권은 너무 커서 태양과 그 눈에 보이는 코로나가 그 안에 들어갈 수 있는 공간이 있을 것이다.[18]만약 지구에서 그것을 볼 수 있다면, 그것은 거의 1700배나 더 멀리 있음에도 불구하고 하늘에 있는 보름달보다 다섯 배나 더 크게 나타날 것이다.[18]

지구의 자력권과 마찬가지로 목성의 자력권 내에서 더 뜨겁고 덜 밀도가 낮은 태양풍 플라즈마를 분리하는 경계를 자력권이라고 한다.[6]자석회전에서 행성의 중심까지의 거리는 태양 표면에서 관측자에게 직접 머리 위로 나타나는 표면의 미착용 지점인 하위 태양 지점에서 45 ~ 100 RJ(여기서J R=71,492 km는 목성의 반지름이다)이다.[6]자석회전의 위치는 태양풍에 의해 작용하는 압력에 따라 달라지며, 차례로 태양 활동에 따라 달라진다.[19]자기장파장(행성의 중심에서 80~130R까지의J 거리) 앞에는 자력권과 충돌하여 발생하는 태양풍에 대한 기상 같은 교란인 활 쇼크가 놓여 있다.[20][21]활 쇼크와 자석파열 사이의 영역을 자석파열이라고 한다.[6]

예술가의 자기권에 대한 개념으로 플라즈마스페어(7)는 플라즈마 토러스 및 시트를 가리킨다.

행성의 반대편에서 태양풍은 목성의 자기장 선을 길게 늘어뜨리고, 때로는 토성의 궤도를 훨씬 넘어서는 후행 자석까지 뻗어 있다.[22]목성의 자기장의 구조는 지구와 비슷하다.두 개의 로브(그림의 푸른 영역)로 구성되어 있으며, 남엽의 자기장이 목성을 향하며 북엽의 자기장이 목성을 향한다.로브는 꼬리 전류 시트라 불리는 얇은 플라즈마 층에 의해 분리된다.[22]

위에서 설명한 목성의 자력권의 형상은 목성의 자력계(자력계류라고도 함)가 꼬리 플라스마 시트를 통과하는 목성의 자전과 함께 흐르는 중성 시트 전류, 자력계(또는 채프만-페라르라르)에 의해 유지된다.o 전류)는 주간 자석회전을 따라 회전과 반대로 흐른다.[11]이러한 전류는 자기장을 생성하여 자기권 바깥의 내부장을 무효화시킨다.[22]그들은 또한 태양풍과 실질적으로 상호작용한다.[11]

목성의 자기권은 전통적으로 내부, 중간, 외부 자기권의 세 부분으로 나뉜다.내부 자기권은 행성으로부터 10 R보다J 가까운 거리에 위치해 있다.그 안에 있는 자기장은 대략 쌍극자로 남아 있는데, 이는 자기권 적도 플라즈마 시트에 흐르는 전류의 기여도가 작기 때문이다.중간(10~40RJ)과 바깥쪽(40R보다J 더 먼) 자석에서는 자기장이 쌍극이 아니며, 플라스마 시트와의 상호작용에 의해 심각하게 교란된다(아래 자석디스크 참조).[6]

Io의 역할

이오는 목성의 자기권과 상호 작용한다.Io 플라즈마 토러스 노란색이야.

전반적으로 목성의 자기권의 모양은 지구의 모양을 닮았지만, 행성에 더 가까운 곳의 구조는 매우 다르다.[19]목성의 화산 활동 달 Io는 그 자체로 플라즈마의 강력한 공급원으로 목성의 자기권을 매초 1,000kg에 달하는 새로운 물질로 적재한다.[7]Io에 대한 강한 화산 폭발은 엄청난 양의 아황산가스를 방출하는데, 그 중 주요 부분은 원자로 분리되어 전자 충격에 의해 이온화되며, 태양 자외선 복사가 덜하여 황과 산소의 이온이 생성된다.추가 전자 충격은 더 높은 전하 상태를 생성하여 S+, O+, S2+, O2+, S의3+ 혈장을 생성한다.[23]그들은 Io의 궤도 근처에 위치한 목성을 둘러싸고 있는 두껍고 비교적 시원한 플라즈마 고리인 Io 플라스마 토러스(Torus)를 형성한다.[7]토러스 내의 혈장 온도는 10–100 eV(100,000–1,000 K)로 방사선 벨트의 입자(10 keV)보다 훨씬 낮다.토러스 속의 플라즈마는 목성과 함께 강제로 공동 회전하게 되는데, 이는 둘 다 같은 회전 기간을 공유한다는 것을 의미한다.[24]Io torus는 조비아 자기권의 역동성을 근본적으로 변화시킨다.[25]

주요 탈출 메커니즘인 용출과 교환 불안정 등 몇 가지 과정의 결과로 플라즈마는 목성으로부터 서서히 누출된다.[24]플라즈마가 행성에서 더 멀리 이동함에 따라 그 안에 흐르는 방사형 전류가 점차 속도를 높여 공동 회전을 유지하게 된다.[6]또한 이러한 방사형 전류는 자기장의 방위성 성분의 근원이며, 그 결과 회전에 대해 다시 구부러진다.[26]플라즈마의 입자수 밀도는 Io torus의 약 2,000 cm에서−3 35 R의J 거리에서 약 0.2 cm로−3 감소한다.[27]목성에서 10R 이상J 떨어진 거리인 중간 자기권에서는 공회전(co-rotation)이 점차 분해되고 플라즈마가 행성보다 더 느리게 회전하기 시작한다.[6]결국 (외부 자석권에서) 대략 40 RJ 이상의 거리에서 이 플라스마는 더 이상 자기장에 의해 구속되지 않고 자석로를 통해 자석권을 떠난다.[28]차갑고 밀도가 높은 플라즈마가 바깥쪽으로 이동하면서 고온의 저밀도 플라즈마로 대체되며, 외부 자기권에서 최대 20 keV(2억 K) 이상의 온도가 이동한다.[27]목성에 접근할 때 단열적으로 가열되는 이 플라스마 중 일부는 목성의 내부 자력권에서 방사선 벨트를 형성할 수 있다.[29][7]

마그네토디스크

지구의 자기장은 대략 눈물방울 모양이지만, 목성의 자장은 평탄하고, 원반과 더 흡사하며, 축을 중심으로 주기적으로 "흔들림"이 있다.[30]이러한 원반형 구성의 주된 이유는 목성의 자기장 선을 늘려서 행성으로부터 20 RJ 이상의 거리에서 마그네토디스크라고 알려진 납작한 팬케이크 같은 구조를 형성하는 뜨거운 플라스마의 공동 회전하는 원심력과 열압력 때문이다.[6][31]마그네토디스크는 중간면,[23] 대략 자기 적도 부근에 있는 얇은 전류 시트를 가지고 있다.자기장 선은 시트 위 목성에서 떨어져 있고 그 아래 목성을 향해 있다.[19]Io에서 나오는 플라즈마 하중은 조비아 자석권의 크기를 크게 확장하는데, 자석디스크는 태양 바람의 압력 균형을 맞추는 추가적인 내부 압력을 생성하기 때문이다.[20]Io가 없을 경우, 행성에서 아솔라 지점의 자기장파괴까지의 거리는 42 RJ 이하인 반면, 실제로는 평균 75 R이다J.[6]

자기장 구성은 적도 플라즈마 시트를 통해 회전하면서 흐르는 방위 링 전류(지구 링 전류와 유사하지 않음)에 의해 유지된다.[32]이 전류가 행성 자기장과 상호작용으로 인해 발생하는 로렌츠 힘은 구심력을 생성하는데, 이것은 공동 회전하는 플라즈마가 행성을 빠져나가지 못하게 한다.적도 전류 시트의 총 링 전류는 9천만–1억 6천만 암페어로 추정된다.[6][26]

역학

공동 회전 및 방사형 전류

목성의 자기장 및 공회전 전류 집행하는 전류

목성의 자기권의 주된 원동력은 행성의 자전이다.[33]이 점에서 목성은 단극 발전기라고 불리는 장치와 비슷하다.목성이 회전할 때 목성의 전리층은 행성의 쌍극자장으로 상대적으로 이동한다.쌍극자 자기 모멘트는 회전 방향을 가리키기 때문에 이 운동의 결과로 나타나는 로렌츠 힘은 음전하된 전자를 극으로 몰며, 양전하된 이온은 적도를 향해 밀린다.[11][34]그 결과 극지방은 음전하가 되고 적도에 가까운 지역은 음전하가 된다.목성의 자기권은 전도성이 높은 플라즈마로 가득 차 있기 때문에, 전기 회로는 목성을 통해 폐쇄된다.[34]직류라고[note 2] 불리는 전류는 자기장 선을 따라 전리층에서 적도 플라스마 시트로 흐른다.그런 다음 이 전류는 적도 플라즈마 시트 내의 행성에서 방사상으로 떨어져 흐르다가 마침내 극과 연결된 자기장 선을 따라 자력권의 외부 도달점에서 행성 전리권으로 되돌아간다.자기장 선을 따라 흐르는 전류를 일반적으로 자기장 정렬 전류 또는 버클랜드 전류라고 한다.[26]방사형 전류는 행성 자기장과 상호작용하며, 그 결과 로렌츠 힘은 행성 자전 방향으로 자기권 플라즈마를 가속한다.이것은 목성의 자기권에서 플라즈마의 공동 회전을 유지하는 주요 메커니즘이다.[34]

특히 플라즈마 시트의 해당 부분이 행성보다 느리게 회전할 때 전리층에서 플라즈마 시트로 흐르는 전류가 강하다.[34]위에서 언급했듯이, 공동 회전은 목성에서 20에서 40J R 사이에 위치한 지역에서 분해된다.이 부위는 자기장이 많이 늘어져 있는 자석디스크에 해당한다.[35]자석디스크로 흐르는 강한 직류 전류는 조비안 자석극으로부터 약 16 ± 1°의 매우 제한된 위도 범위에서 발생한다.이 좁은 원형 지역은 목성의 주요 오로랄 난자에 해당한다.(아래 참조)[36]50 R을J 넘어 바깥쪽 자석권에서 흐르는 역류 전류는 극 부근의 조비안 전리권으로 들어가 전기 회로를 닫는다.조비아 자기권의 총 방사 전류는 6천만–1억 4천만 암페어로 추정된다.[26][34]

플라즈마가 공동 회전으로 가속하면 조비안 회전으로부터 플라즈마의 운동 에너지로 에너지가 전달된다.[6][25]그런 의미에서 조비안 자력권은 행성의 자전에 의해 움직이는 반면, 지구의 자력권은 주로 태양풍에 의해 움직인다.[25]

불안정성 및 재연결 상호 교환

조비안 자기권의 역학관계를 해독하는 과정에서 직면하는 주요 문제는 6 R의J Io torus에서 50 RJ 이상의 거리에 있는 외부 자기권으로 무거운 콜드 플라즈마가 운반되는 것이다.[35]이 과정의 정확한 메커니즘은 알려져 있지 않지만, 상호교체 불안정성에 의한 플라즈마 확산의 결과로 발생한다고 가정하고 있다.이 과정은 수력역학에서 레일리-테일러의 불안정성과 유사하다.[24]조비안 자력권의 경우 원심력이 중력의 역할을 하는데, 중액은 차갑고 밀도가 높은 이오니아인(즉, Io에 관련된) 플라즈마, 가벼운 액체는 외부 자력권에서 나오는 뜨겁고 밀도가 훨씬 낮은 플라즈마다.[24]불안정성은 플라즈마로 채워진 플럭스 튜브의 자기권의 외부와 내부 부분 사이의 교환으로 이어진다.부력이 있는 빈 플럭스 튜브는 이오니아 플라즈마로 채워진 무거운 튜브를 목성으로부터 밀어내면서 행성을 향해 움직인다.[24]이러한 플럭스 튜브의 교환은 자기권 난류의 한 형태다.[37]

북극[38] 위에서 본 목성의 자기권

플럭스 튜브 교환에 대한 이 매우 가상적인 그림은 갈릴레오 우주선에 의해 부분적으로 확인되었는데, 갈릴레오 우주선은 내부 자력권에서 혈장 밀도가 급격히 감소하고 자기장 강도가 증가한 지역을 탐지했다.[24]이러한 공극은 외부 자석권에서 거의 빈 플럭스 튜브가 도달하는 것과 일치할 수 있다.갈릴레오는 중간 자석권에서 외부 자석권의 뜨거운 플라즈마가 자석디스크에 충돌해 에너지 입자의 유속이 증가하고 자기장이 강화될 때 발생하는 이른바 주사 이벤트를 감지했다.[39]콜드 플라즈마의 외부 이동을 설명하는 메커니즘은 아직 알려져 있지 않다.

차가운 이오니아 플라즈마가 탑재된 플럭스 튜브가 외부 자기권에 도달하면 자기장과 플라즈마를 분리하는 재연결 과정을 거친다.[35]전자는 뜨겁고 밀도가 낮은 플라즈마로 채워진 플럭스 튜브의 형태로 내부 자석권으로 되돌아가는 반면 후자는 플라스모이드의 형태로 자석탄에서 방출될 가능성이 높다.재연결 프로세스는 2-3일마다 정기적으로 발생한 갈릴레오 우주선에 의해 관측된 전역 재구성 사건과 일치할 수 있다.[40]재구성 이벤트는 보통 자기장 강도와 방향의 빠르고 혼란스러운 변화뿐만 아니라 종종 공동 회전을 멈추고 바깥으로 흘러나오기 시작하는 플라즈마의 움직임의 갑작스러운 변화를 포함했다.그들은 주로 야간 자력권의 새벽 부분에서 관찰되었다.[40]열린 들판선을 따라 꼬리를 타고 흘러내리는 플라즈마를 행성풍이라고 한다.[23][41]

재연결 사건은 지구 자기권에 있는 자기 변전소와 유사하다.[35]차이점은 각각의 에너지원인 것 같다: 육상 서브텀은 태양풍 에너지를 자석선에 저장한 후 꼬리의 중립 전류 시트에서 재연결 이벤트를 통해 방출하는 것을 포함한다.후자는 또한 꼬리 아래로 움직이는 플라스모이드를 만든다.[42]반대로 목성의 자기권에서는 회전 에너지가 자석디스크에 저장되고 플라스모이드가 분리될 때 방출된다.[40]

태양풍의 영향

태양풍과 조비아 자력권의 상호작용

조비안 자력권의 역학관계는 주로 내부 에너지원에 의존하지만, 태양풍은 아마도 특히 고에너지 양성자의 원천으로서도 역할을 하고 있을 것이다.[43][note 3][7]외부 자기권의 구조는 상당한 새벽-두스크 비대칭성을 포함하여 태양풍으로 움직이는 자기권의 일부 특징을 보여준다.[26]특히 황혼 섹터의 자기장 라인은 새벽 섹터의 것과 반대 방향으로 휘어져 있다.[26]또 새벽 자력권에는 자석철과 연결되는 개방된 자기장선이 있는 반면, 황혼 자력권에서는 자기장선이 닫혀 있다.[22]이 모든 관측은 지구에서 던지 사이클로 알려진 태양풍에 의한 재연결 과정이 조비아 자력권에서도 일어나고 있을 수 있음을 나타낸다.[35][43]

태양풍이 목성의 자기권의 역학관계에 미치는 영향의 정도는 현재 알려져 있지 않지만,[44] 태양활동이 증가하는 시기에 특히 강할 수 있다.[45]방사선 벨트에서 나오는 싱크로트론 [46]방출뿐만 아니라 청각 라디오,[4] 광학 및 X선 방출은 모두 태양풍압과의 상관관계를 보여주며, 이는 태양풍이 플라스마 순환을 촉진하거나 자기권의 내부 과정을 조절할 수 있음을 나타낸다.[40]

배출들

오로라과

주오럴 타원형, 극지 방출, 목성의 자연 위성과의 상호작용에 의해 생성된 점 등을 보여주는 목성 북부의 오로라에 대한 이미지

목성은 양쪽 극지방에서 밝고 지속적인 오로라를 보여준다.일시적으로 태양 활동이 고조될 때만 발생하는 지구의 오로래와 달리 목성의 오로래는 낮마다 강도가 다르지만 영구적이다.그들은 세가지 주요 부품: 밝게, 좁은(폭 이내에 1000km)원형 기능 약 16°은 자극에 위치한 주된 타원형,;로 구성되어 있[47]은 인공 위성의 서광 같은 반점, 이에 대응이 발자국의 자기장 선을 연결하는 목성의 이온층과 그 중 그것의 가장 큰 달, 그리고 tr.굴러다녔다.주 난원 내에 위치한 icent 극지방 방출(황색장면이 더 나은 설명으로 증명될 수 있다.[47][48]전자파에서 X선(최대 3 keV)에 이르는 전자기 스펙트럼의 거의 모든 부분에서 오로라 방출이 검출되었다. 중간적외선(파장 3–4 μm 및 7–14 μm)과 극자외선 스펙트럼 영역(파장 120–180 nm)에서 가장 많이 관측된다.[9]

북극과 남극의 오로라의 평균 위치
(미리)

주요 난자는 조비안 오로래의 지배적인 부분이다.그들은 대략 안정된 모양과 위치를 가지고 있지만,[48] 그들의 강도는 태양풍압에 의해 강하게 조절된다. 즉, 태양풍이 강할수록 오로래는 약해진다.[49]위에서 언급했듯이, 주요 난자는 자석디스크 플라즈마와 조비안 전리층 사이에서 전기전위 강하로 가속되는 전자의 강한 유입에 의해 유지된다.[50]이 전자들은 자기장 정렬 전류를 전달하는데, 이것은 자기장 디스크에서 플라즈마의 공동 회전을 유지한다.[35]잠재적 낙하들은 적도 시트 밖에 있는 희박한 플라즈마가 불안정한 운전과 잠재적 낙하 없이 제한된 강도의 전류만 전달할 수 있기 때문에 발생한다.[36]급성장하는 전자는 10–100 keV의 범위에서 에너지를 가지고 있으며 목성의 대기 깊숙이 침투하여 이온화하여 분자수소를 자극하여 자외선을 방출한다.[51]전리층에 입력되는 총 에너지는 10–100 TW이다.[52]또한, 전리층에 흐르는 전류는 줄 가열이라고 알려진 프로세스에 의해 전리층을 가열한다.최대 300 TW의 전력을 생산하는 이 난방은 조비안 오로레에서 나오는 강한 적외선 방사, 부분적으로는 목성의 열권 난방을 담당한다.[53]

스펙트럼의[54] 다른 부분에서 조비안 오로라에 의해 방출되는 전력
배출 목성 Io 스팟
라디오(KOM, <0.3MHz) ~1GW ?
무선(HOM, 0.3–3MHz) ~10GW ?
라디오(DAM, 3–40MHz) ~100 GW 0.1–1 GW(Io-DAM)
IR(탄화수소, 7–14 μm) ~40 TW 30–100 GW
IR (H3+, 3–4 μm) 4–8 TW
가시성(0.385–1μm) 10–100 GW 0.3GW
UV(80–180nm) 2-10 TW ~50GW
X선(0.1–3 keV) 1~4GW ?

반점은 갈릴리 달 이오, 유로파, 가니메데에 해당하는 것으로 밝혀졌다.[55]그들은 플라즈마의 공동 회전은 달과 상호작용하고 그 근처에서 느려지기 때문에 발달한다.가장 밝은 점은 Io에 속하며, 이는 자력권에 있는 플라즈마의 주요 공급원(위 참조)이다.이오니아 오로랄 지점은 조비안에서 이오니아 이오니아 이오니아 이오니아 이오니아 이오니아 이오르스피어로 흐르는 알프벤 전류와 관련이 있는 것으로 생각된다.Europa's는 비슷하지만 훨씬 더 어둡다. 왜냐하면 그것은 더 가느다란 대기를 가지고 있고 더 약한 혈장 공급원이기 때문이다.유로파의 대기는 Io의 대기를 생성하는 화산 활동보다는 표면에서 물의 얼음을 승화시켜 만들어진다.[56]가니메데는 내부 자기장과 자기권의 자기권을 가지고 있다.이 자력권과 목성의 자력 사이의 상호작용은 자력 재연결로 인해 전류를 생성한다.칼리스토와 연관된 오로라 부분은 아마도 유로파(Europa)와 비슷하지만 2019년 6월 현재 딱 한 번 볼 수 있다.[57][58]보통 칼리스토와 연결된 자기장 라인이 주 오로랄 타원형에 매우 가깝거나 따라 목성의 대기에 닿아 칼리스토의 오로랄 지점을 감지하기 어렵다.

밝은 호와 점들이 주 난자 안에서 산발적으로 나타난다.이러한 과도현상은 태양풍이나 외부 자력권의 역학과의 상호작용과 관련이 있는 것으로 생각된다.[48]이 지역의 자기장 선은 자기장 선로가 열려 있거나 자기장 궤도에 매핑되어 있는 것으로 생각된다.[48]2차 난자는 때때로 주 타원 안에서 관찰되며, 개방된 자기장과 폐쇄된 자기장 라인 사이의 경계 또는 극지방 쿠스프와 관련될 수 있다.[59]극성 오로라 방출은 지구의 극성 주변에서 관찰되는 것과 유사할 수 있다: 전자가 잠재적 낙하물에 의해 행성을 향해 가속될 때, 태양 자기장과 행성의 자기장을 다시 결합할 때 나타난다.[35]주요 난자 내의 영역은 대부분의 오로라 엑스선을 방출한다.오로랄 X선 방사선의 스펙트럼은 고이온화된 산소와 유황의 스펙트럼 라인으로 구성되어 있는데, 아마도 에너지 넘치는 (수백 킬로전볼트) S와 O 이온이 목성의 극대기압으로 침전할 때 나타날 것이다.이 강수의 근원은 아직 알려지지 않았지만 이는 이러한 자기장 선이 열려 태양풍에 연결되어 있다는 이론과 일치하지 않는다.[46]

무선 파장의 목성

목성은 수 킬로헤르츠에서 수십 메가헤르츠까지 뻗어 있는 스펙트럼 영역의 강력한 전파원이다.약 0.3MHz 이하의 주파수(따라서 파장이 1km 이상)를 갖는 전파를 조비안 킬로미터 방사선 또는 KOM이라고 한다.0.3~3MHz(파장 100~1000m) 간격의 주파수를 가진 것을 헥토미터방사선 또는 HOM이라고 하고, 3~40MHz(파장 10~100m) 범위의 배출물을 데카미터방사선 또는 DAM이라고 한다.후자의 방사선은 지구에서 관측된 최초의 것이었으며, 대략 10시간의 주기성은 목성에서 발원한 것으로 식별하는 데 도움이 되었다.Io와 Io-Jupiter 전류계통에 관련된 데카메트릭 방출의 가장 강한 부분을 Io-DAM이라고 한다.[60][note 4]

(N,T,S,U)KR은 (Neptunian, Tetround, 토성, 천왕성) 킬로미터 방사선을 의미한다.

이러한 배출의 대부분은 '사이클로트론 마저 불안정'이라고 불리는 메커니즘에 의해 생성되는 것으로 생각되며, 이 메커니즘은 오로라 영역과 가깝게 발달한다.자기장에 평행하게 움직이는 전자는 대기권으로 침전하는 반면 충분한 수직 속도를 가진 전자는 수렴 자기장에 의해 반사된다.이것은 불안정한 속도 분포를 초래한다.이 속도 분포는 지역 전자 사이클로트론 주파수에서 자연적으로 전파를 생성한다.전파 생성에 관여하는 전자는 아마도 행성의 극지방에서 자석모디스크로 전류를 전달하는 전자들일 것이다.[61]조비안 전파 방출의 강도는 대개 시간에 따라 완만하게 변화한다.그러나 보다 점진적인 변동에 중첩되어 다른 모든 구성 요소보다 빛날 수 있는 방출의 짧고 강력한 폭발(S 버스트)이 존재한다.DAM 구성 요소의 총 방출 전력은 약 100 GW이며, 다른 모든 HOM/KOM 구성 요소의 출력은 약 10 GW이다.이에 비해 지구 전파 방출의 총 동력은 약 0.1 GW이다.[60]

목성의 라디오와 입자 방출은 그 회전에 의해 강하게 변조되어 행성은 펄서와 어느 정도 유사하다.[62]이러한 주기적 변조는 아마도 조비안 자기권의 비대칭성과 관련이 있을 것이며, 이는 회전축에 대한 자기 모멘트의 기울기뿐만 아니라 고위도 자기 이상에 의해서도 야기된다.목성의 전파 방출을 지배하는 물리학은 전파 펄서와 비슷하다.그것들은 저울에서만 다르며, 목성 또한 매우 작은 무선 펄서로 간주될 수 있다.[62]게다가, 목성의 무선 방출은 태양풍압과, 따라서, 태양 활동에 강하게 의존한다.[60]

목성은 비교적 긴 파장 방사선 외에도 0.1~15GHz(파장 3m~2cm)의 주파수로 싱크로트론 방사선(Jovian decimetric radio 또는 DIM radio라고도 한다)[63]을 방출한다.이러한 방출은 행성의 내부 방사선 벨트에 갇힌 상대론적 전자에서 나온 것이다.DIM 배출에 기여하는 전자의 에너지는 0.1 ~ 100 MeV인 반면,[64] 선도 기여는 1 ~ 20 MeV 범위의 에너지를 가진 전자에서 나온다.[8]이 방사선은 잘 이해되어 있으며 1960년대 초부터 행성의 자기장과 방사선 벨트의 구조를 연구하는 데 사용되었다.[65]방사선 벨트의 입자는 외부 자석권에서 발생하며 내부 자석권으로 이송될 때 단열적으로 가속된다.[29]그러나 이를 위해서는 적당히 높은 에너지 전자(>>> 1 keV의 소스 모집단이 필요하며, 이 모집단의 기원은 잘 파악되지 않는다.

목성의 자기권은 지구의 궤도까지 이동하는 고에너지 전자와 이온의 흐름을 분출한다.[66]이 흐름들은 매우 시준되며 전파 방출과 같이 행성의 회전 기간에 따라 달라진다.이 점에서도 목성은 펄서와 유사성을 보인다.[62]

반지 및 달과의 상호작용

참고 항목: 목성의 고리, 가니메디아 자기권 및 우주 풍화

목성의 광대한 자기권은 목성의 고리 시스템과 4개의 갈릴레이 위성의 궤도를 둘러싸고 있다.[67]자기 적도 부근에서 궤도를 돌면서, 이 몸체들은 자기권 플라즈마의 원천과 싱크대 역할을 하는 반면, 자권권의 강력한 입자들은 그들의 표면을 변화시킨다.입자들은 표면에서 물질들을 튀겨내고 방사성 분해를 통해 화학적 변화를 일으킨다.[68]플라즈마가 행성과 함께 회전한다는 것은 플라즈마가 달의 후미진 반구와 상호작용하여 눈에 띄는 반구 비대칭을 유발한다는 것을 의미한다.[69]

목성의 가변 방사 벨트

목성에 가까이 있는 이 행성의 고리와 작은 달은 방사선 벨트로부터 고에너지 입자(10 keV 이상의 에너지)를 흡수한다.[70]이는 벨트의 공간 분포에 현저한 간격을 생성하며 십진법 싱크로트론 방사선에 영향을 미친다.실제로 목성의 고리의 존재는 행성에 가까운 고에너지 이온의 수가 급감하는 것을 감지한 파이오니어 11 우주선의 데이터를 근거로 처음 가설을 세웠다.[70]행성 자기장은 태양 자외선의 영향을 받아 전하를 획득하는 서브마이크로미터 링 입자의 움직임에도 강한 영향을 미친다.그들의 행동은 공회전 이온과 비슷하다.[71]공동 회전과 입자의 궤도 운동 사이의 공명 상호작용은 목성의 가장 안쪽 후광 고리(1.4와 1.71 RJ 사이에 위치)의 생성을 설명하기 위해 사용되었다.이 링은 고경사 궤도와 편심 궤도의 서브마이크로미터 입자로 구성된다.[72]입자들은 주 링에서 발생하지만, 그들이 목성 쪽으로 표류할 때, 그들의 궤도는 1.71 R에J 위치한 강력한 3:2 로렌츠 공명에 의해 변형되어 그들의 기울기와 편심도를 증가시킨다.[note 5]또 다른 2:1 로렌츠 공명은 1.4 Rj에서 후광 고리의 내부 경계를 정의한다.[73]

모든 갈릴레이 달은 표면 압력이 0.01–1 nbar인 얇은 대기를 가지고 있으며, 이는 다시 1,000–10,000 cm의−3 범위에서 전자 밀도를 가진 상당한 이온 공간을 지지한다.[67]차가운 자기권 플라즈마의 공회전 흐름은 그들의 이온 공간에서 유도된 전류에 의해 그들 주위로 부분적으로 전환되어 알펜 날개라고 알려진 쐐기 모양의 구조를 만든다.[74]큰 달과 공회전 흐름의 상호작용은 보통 공회전 속도가 아음속(속도는 74~328km/s로 다양함)으로[note 6] 되어 있어 활충격 형성을 방해하지만 금성과 같은 비자기 행성과의 태양풍의 상호작용과 유사하다.[75]공회전 플라즈마로부터의 압력은 달의 대기(특히 Io의 압력)에서 가스를 지속적으로 제거하며, 이들 원자의 일부는 이온화되어 공회전(co-rotation)으로 유입된다.이 과정은 달의 궤도 근처에 가스와 플라즈마 토리를 생성하는데, 이오니아 토루스가 가장 두드러진다.[67]실제로 갈릴레이 달(주로 이오)은 목성의 내·중간 자력권의 주요 플라즈마 원천 역할을 한다.한편 이 정력적인 입자들은 알펜 날개의 영향을 크게 받지 않고 달의 표면에 자유롭게 접근할 수 있다(가니메데의 경우는 제외).[76]

Io와 Europa가 만든 플라즈마 토리

얼음처럼 차가운 갈릴레이 달, 유로파, 가니메데, 칼리스토는 모두 목성의 자기장의 변화에 반응하여 유도된 자기 모멘트를 생성한다.이러한 변화무쌍한 자기 모멘트는 그 주위에 쌍극자장을 생성하며, 이는 주변장의 변화를 보상하는 작용을 한다.[67]이 유도는 목성의 모든 거대한 얼음 위성에 존재할 가능성이 높은 염수의 표면 아래 층에서 일어나는 것으로 생각된다.이러한 지하 대양은 잠재적으로 생명을 담을 수 있으며, 그 존재에 대한 증거는 우주선에 의해 1990년대에 이루어진 가장 중요한 발견 중 하나였다.[77]

조비안 자기권과 가니메데의 상호작용은 자성이 없는 달과의 상호작용과는 다르다.[77]가니메데의 내부 자기장은 목성의 자기권 내부에 약 2개의 가니메데 직경의 캐비티를 형성하여 목성의 자기권 내에 미니 자기권을 형성한다.가니메데의 자기장은 자기권을 중심으로 회전하는 플라즈마 흐름을 전환시킨다.또한 들줄기가 닫혀 있는 달의 적도 지역을 정력적인 입자로부터 보호한다.후자는 여전히 필드 라인이 열려 있는 가니메데의 폴을 자유자재로 칠 수 있다.[78]일부 정력적인 입자들은 가니메데 적도 부근에 갇혀 미니 방사 벨트를 만든다.[79]가니메디아 극지방 오로래는 그 얇은 대기로 들어가는 정력적인 전자가 관측된 가니메디아 극지방 오로라에 책임이 있다.[78]

전하 입자는 갈릴리 달의 표면 특성에 상당한 영향을 미친다.Io에서 발원한 플라즈마는 행성에서 멀리 떨어진 곳에 황과 나트륨 이온을 운반하는데,[80] 이 이온들은 Europa와 Ganymede의 후미 반구에 우선적으로 이식된다.[81]그러나 칼리스토에서는 알 수 없는 이유로 유황이 선행 반구에 집중된다.[82]플라즈마는 또한 달의 후행 반구를 어둡게 하는 원인이 될 수 있다.[69]에너지 넘치는 전자와 이온은 후자의 유동성이 더욱 등방성이 강하여 표면의 얼음을 폭격하고 원자와 분자를 가래질하여 물과 다른 화학성분들의 방사분해를 일으킨다.이 정력적인 입자들은 물을 산소와 수소로 분해하여 얼음처럼 차가운 달의 얇은 산소 대기를 유지한다.갈릴레이 달 표면에 무선으로 생성되는 화합물들에는 오존과 과산화수소가 포함된다.[83]유기농이나 탄산가스가 있으면 이산화탄소, 메탄올, 탄산도 생산할 수 있다.황이 존재하는 곳에는 이산화황, 이황화수소, 황산이 포함될 가능성이 있는 제품들이 있다.[83]산소와 오존과 같이 방사분해에 의해 생성되는 산화물은 얼음 안에 갇혀 지질 시간 간격을 두고 바다로 내려가서 생명체의 가능한 에너지원 역할을 할 수 있다.[80]

디스커버리

파이오니어 10호는 조비아 자력권의 최초이자 결정적인 발견을 제공했다.

목성 자기장의 존재에 대한 첫 번째 증거는 1955년에 나왔으며, 데카메트릭 라디오 방출 또는 DAM이 발견되었다.[84]DAM의 스펙트럼이 최대 40MHz까지 확장되면서 천문학자들은 목성이 1밀리테슬라(10가우스) 이상의 최대 강도를 가진 자기장을 보유해야 한다고 결론지었다.[63]

1959년 전자파(EM) 스펙트럼의 마이크로파 부분(0.1~10GHz)에서 관측된 결과 조비안 데시메트릭 방사선(DIM)이 발견되었고, 행성의 방사선 벨트에 갇힌 상대론 전자가 방출하는 싱크로트론 방사선이라는 사실을 깨닫게 되었다.[85]이러한 싱크로트론 방출은 목성 주위의 전자의 수와 에너지를 추정하는데 사용되었고, 자기 모멘트와 그 기울기의 개선된 추정으로 이어졌다.[7]

1973년경에는 자기 모멘트가 2인자 이내에서 알려졌고 기울기는 약 10°[18]로 정확하게 추정되었다.이오(Io-DAM)에 의한 목성의 DAM의 변조는 1964년에 발견되어 목성의 회전 기간을 정확하게 결정할 수 있게 되었다.[4]조비안 자기장의 결정적인 발견은 1973년 12월, 파이오니어 10 우주선이 행성 근처를 비행하면서 일어났다.[1][note 7]

1970년 이후의 탐험

율리시스 우주선이 1992년 목성의 자기권을 통과하는 경로
갈릴레오 궤도선 자기계 계기

2009년 현재 총 8개의 우주선이 목성 주위를 비행했으며 모두 조비안 자력권에 대한 현재 지식의 공헌을 하고 있다.목성에 도달한 최초의 우주 탐사선은 1973년 12월 파이오니어 10으로, 행성의 중심에서 2.9R 이내를 통과했다J[18].[1]그것의 쌍둥이 파이오니어 11호는 1년 후 목성을 방문하여 높은 경사의 궤도를 따라 여행하고 1.6 R에J 가까운 행성에 접근했다.[18]

파이오니어 10은 20J R 이내에서 내부 방사선 벨트를 통과하면서 전자로부터 20만 라드와 양성자로부터 56,000 라드의 통합 선량을 받아 내부 자기장이[6] 이용할 수 있는 최상의 커버리지를 제공했다(인간의 경우 전신 선량은 500 라드의 사망).[86]목성의 방사선 수준은 파이오너의 설계자들이 예측한 것보다 10배 더 강력하여 탐사선이 살아남지 못할 것이라는 공포를 불러일으켰다. 그러나 몇 개의 작은 결함으로 인해 목성의 자기권이 그 지점에서 약간 위쪽으로 "흔들린" 것에 의해 상당부분 절약되어 방사선 벨트를 통과했다.우주선에서 멀리 떨어져 있다그러나, Pional 11은 방사선 때문에 이미징 사진 극지방측정기가 많은 가짜 명령을 받았기 때문에 Io의 대부분의 이미지를 잃어버렸다.후속적이고 훨씬 더 기술적으로 진보한 보이저 우주선은 엄청난 방사능 수준에 대처하기 위해 재설계되어야 했다.[30]

보이저 1호와 2호는 1979–1980년에 목성에 도착하여 거의 적도 비행기로 여행했다.행성 중심에서 5RJ 이내를 통과한 보이저 1호가 먼저 이오 플라즈마 토러스(Io pasma torus)를 접했다.[18][6]그것은 인간에게 치명적인 수준의 1,000배의 방사선 투약량을 받았고, 이로 인해 Io와 Ganymede의 일부 고해상도 영상이 심각하게 저하되는 결과를 낳았다.[87]보이저 2호는 10RJ[18] 이내를 지나 적도면에서 현재의 시트를 발견했다.목성에 접근한 다음 탐사선은 1992년 율리시스였는데, 이들은 행성의 극자권층을 조사했다.[6]

1995년부터 2003년까지 목성의 궤도를 선회한 갈릴레오 우주선은 최대 100R의J 거리에서 적도면 근처의 목성의 자기장을 포괄적으로 탐지해 주었다.연구된 영역에는 자석선과 자석권의 새벽과 황혼 영역이 포함되었다.[6]갈릴레오는 목성의 가혹한 방사선 환경에서 성공적으로 살아남았지만, 여전히 몇 가지 기술적 문제를 겪었다.특히 이 우주선의 자이로스코프는 오류가 증가하는 경우가 많았다.우주선의 회전 부분과 회전하지 않는 부분 사이에 여러 차례 전기 호가 발생하여 안전 모드에 진입하게 되어 16, 18, 33번째 궤도에서 데이터가 완전히 손실되었다.이 방사선은 또한 갈릴레오의 초안정적인 석영 오실레이터에서 위상 변화를 일으켰다.[88]

카시니 우주선이 2000년 목성 옆을 지날 때 갈릴레오와 함께 공동 측정을 했다.[6]뉴호라이즌스는 2007년 목성 근처를 지나며 조비안 자석궤도에 대한 독특한 조사를 실시했고, 그 길이를 따라 2500R까지J 이동했다.[38]2016년 7월 주노가 목성 궤도에 삽입되면서 과학적인 목표로는 목성의 극자권 탐사 등이 있다.[89]목성의 자기권의 범위는 지구의 자기장보다 훨씬 더 열악하다.조비안 자기권의 역학을 더욱 이해하기 위해서는 더 많은 연구가 중요하다.[6]

2003년, NASA는 미래의 태양계의 인간 탐사에 대해 "인간 외행성 탐사"(HOPE)라는 개념 연구를 실시했다.목성에서 달까지의 거리의 방사선 수치와 지질학적 안정성이 낮기 때문에 캘리스토에 지표면 기지를 건설할 가능성이 제기되었다.칼리스토는 목성의 갈릴레이 위성 중 유일하게 인간 탐사가 가능한 위성이다.Io, Europa, Ganymede의 전리방사선 수준은 인간의 삶에 비임상적이며, 적절한 보호조치는 아직 마련되지 않았다.[90]

2010년 이후 탐사

주노가 조비안 활쇼크를 넘을 때 파도 데이터(2016년 6월)
Juno가 자석모세션에 들어갈 때의 파동 데이터(2016년 6월)

목성에 대한 주노 뉴 프론티어 임무는 2011년 발사돼 2016년 목성에 도착했다.주노 계측기의 자기계뿐만 아니라 플라즈마 검출기, 웨이브(Wave)라 불리는 전파 검출기와 같은 다른 장치들을 포함하여, 자기권을 더 잘 이해할 수 있도록 고안된 일련의 기구들이 포함되어 있다.

JADE(Jovian Auroral Distribution Experimention) 계기도 자기권을 이해하는 데 도움이 되어야 한다.[91]

주노 임무의 일차적인 목표는 목성의 극자권을 탐사하는 것이다.율리시스는 잠시 위도가 ~48도인 반면, 이것은 목성(~8.6 RJ)에서 비교적 먼 거리였다.따라서 목성의 극자권은 대체로 미지의 영역이며, 특히 오로라 가속도는 한 번도 방문한 적이 없다……

— A Wave Investigation for the Juno Mission to Jupiter[92]

주노는 비교적 큰 다이너모 반지름 때문인지 공간적 변화가 풍부한 행성 자기장을 공개했다.2017년 말까지만 해도 가장 놀라운 관측은 주 오로라와 연관된 강도 높은 자기장 정렬 전류(버클랜드 전류)의 예상 자기 시그니처 부재였다.[93]

메모들

  1. ^ 자성 모멘트는 지구보다 11배 큰 목성 반지름의 적도 자기장 강도 및 입방체의 산물에 비례한다.
  2. ^ 조비아 자기권의 직류 전류는 전기 회로에 사용되는 직류 전류와 혼동해서는 안 된다.후자는 교류와 정반대다.
  3. ^ 조비안 전리층은 또 다른 양성자의 중요한 공급원이다.[7]
  4. ^ 비Io-DAM은 Io-DAM에 비해 훨씬 약하며, HOM 배출의 고주파 꼬리부분이다.[60]
  5. ^ 로렌츠 공명은 입자의 궤도 속도와 행성의 자력권의 회전 기간 사이에 존재하는 공진이다.만약 그들의 각도 주파수의 비율이 m:n (합리적 수)이라면 과학자들은 그것을 m:n 로렌츠 공명이라고 부른다.그래서 3:2 공명의 경우 목성에서 약 1.71 R의J 거리에 있는 입자는 행성 주위를 세 바퀴 도는 반면, 행성의 자기장은 두 바퀴를 돈다.[73]
  6. ^ 기술적으로 흐름은 "하위 속도"로, 즉 고속 자기소닉 모드보다 느리다.그 흐름은 음향 속도보다 빠르다.
  7. ^ 파이오니어 10호는 목성의 자기장을 직접 측정하는 헬륨 벡터 자력계를 탑재했다.이 우주선은 또한 플라즈마와 정력적인 입자들을 관찰했다.[1]

참조

  1. ^ a b c d e 스미스, 1974년
  2. ^ a b c d 쿠라나, 2004, 페이지 3-5
  3. ^ a b 러셀, 1993 페이지 694
  4. ^ a b c 자르카, 2005, 페이지 375–377
  5. ^ 블랑, 2005, 페이지 238 (표 III)
  6. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s 쿠라나, 2004, 페이지 1-3
  7. ^ a b c d e f g 쿠라나, 2004년 페이지 5-7
  8. ^ a b 2002년 볼턴
  9. ^ a b Bhardwaj, 2000, 페이지 342
  10. ^ 쿠라나, 2004년 페이지 12-13
  11. ^ a b c d 키벨슨, 2005, 페이지 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.; Moore, K.M.; Bolton, S. J.; Levin, S. M. (2017-05-26). "A New Model of Jupiter's Magnetic Field From Juno's First Nine Orbits" (PDF). Geophysical Research Letters. 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. 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. 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. Retrieved June 4, 2019.
  16. ^ Moore, K. M.; et al. (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. ^ a b c d e f g 러셀, 1993 페이지 715–717
  19. ^ a b c 러셀, 2001, 페이지 1015–1016
  20. ^ a b 크럽, 2004, 페이지 15-16
  21. ^ 러셀, 1993, 페이지 725-727
  22. ^ a b c d 쿠라나, 2004년 페이지 17-18
  23. ^ a b c 크럽, 2004, 페이지 3-4
  24. ^ a b c d e f 크럽, 2004, 페이지 4-7
  25. ^ a b c Krupp, 2004, 페이지 1-3
  26. ^ a b c d e f 쿠라나, 2004년 13-16페이지
  27. ^ a b 2004년 10-12페이지 쿠라나
  28. ^ 러셀, 2001, 페이지 1024–1025
  29. ^ a b 쿠라나, 2004년 페이지 20-21
  30. ^ a b 울버튼, 2004, 페이지 100-157
  31. ^ 러셀, 2001, 페이지 1021–1024
  32. ^ 키벨슨, 2005, 페이지 315–316
  33. ^ 블랑, 2005년, 페이지 250–253
  34. ^ a b c d e 코울리, 2001, 페이지 1069–76
  35. ^ a b c d e f g 블랑, 2005년, 페이지 254–261
  36. ^ a b 코울리, 2001, 페이지 1083–87
  37. ^ 러셀, 2008년
  38. ^ a b Krupp, 2007, 페이지 216
  39. ^ 크럽, 2004, 페이지 7–9
  40. ^ a b c d 크럽, 2004, 페이지 11-14
  41. ^ 쿠라나, 2004년 페이지 18-19
  42. ^ 러셀, 2001, 페이지 1011
  43. ^ a b 니콜스, 2006, 페이지 393–394
  44. ^ Krupp, 2004, 페이지 18-19
  45. ^ 니콜스, 2006년, 페이지 404–405
  46. ^ a b Elsner, 2005, 페이지 419–420
  47. ^ a b Palier, 2001, 페이지 1171–73
  48. ^ a b c d Bhardwaj, 2000, 페이지 311–316
  49. ^ 2003년 코울리, 페이지 49-53
  50. ^ Bhardwaj, 2000, 페이지 316–319
  51. ^ Bhardwaj, 2000, 페이지 306–311
  52. ^ Bhardwaj, 2000, 페이지 296
  53. ^ 밀러 아일워드 외 2005, 페이지 335–339.
  54. ^ Bhardwaj, 2000, 표 2, 5
  55. ^ 2002년 클라크
  56. ^ 블랑, 2005년, 페이지 277–283
  57. ^ Redd, Nola Taylor (April 5, 2018). "Scientists Spot the Ghostly Aurora Footprint of Jupiter's Moon Callisto". space.com. Retrieved June 4, 2019.
  58. ^ Bhattacharyya, Dolon; et al. (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, 페이지 1170–71.
  60. ^ a b c d 자르카, 1998, 페이지 20,160–168
  61. ^ 자르카, 1998, 페이지 20, 173–181
  62. ^ a b c 1995년 힐
  63. ^ a b 자르카, 2005, 페이지 371–375
  64. ^ 산토스코스타, 2001
  65. ^ 자르카, 2005, 페이지 384–385
  66. ^ 크럽, 2004, 페이지 17-18
  67. ^ a b c d 키벨슨, 2004, 페이지 2-4
  68. ^ 존슨, 2004, 페이지 1-2
  69. ^ a b 존슨, 2004, 페이지 3-5
  70. ^ a b 번즈, 2004, 페이지 1-2
  71. ^ 번즈, 2004, 페이지 12-14
  72. ^ 번즈, 2004, 페이지 10–11
  73. ^ a b 번즈, 2004, 페이지 17-19
  74. ^ 키벨슨, 2004, 페이지 8-10
  75. ^ 키벨슨, 2004, 페이지 1-2
  76. ^ 쿠퍼, 2001, 137,139페이지
  77. ^ a b 키벨슨, 2004, 페이지 10-11
  78. ^ a b 키벨슨, 2004, 페이지 16–18
  79. ^ 윌리엄스, 1998, 페이지 1
  80. ^ a b 쿠퍼, 2001, 페이지 154-156
  81. ^ 존슨, 2004, 페이지 15-19
  82. ^ Hibbitts, 2000, 페이지 1
  83. ^ a b 존슨, 2004, 페이지 8-13
  84. ^ 버크와 프랭클린, 1955년
  85. ^ 드레이크, 1959년
  86. ^ Hunt, Garry; et al. (1981). Jupiter (1st ed.). London: Rand McNally. ISBN 978-0-528-81542-3.
  87. ^ Wilson, Andrew (1987). Solar System Log (1st ed.). London: Jane's Publishing Company Limited. ISBN 978-0-7106-0444-6.
  88. ^ 피젤러, 2002년
  89. ^ "Juno Science Objectives". University of Wisconsin-Madison. Archived from the original on October 16, 2008. Retrieved October 13, 2008.
  90. ^ 트라웃맨, 2003년
  91. ^ "NASA's Juno and JEDI: Ready to Unlock Mysteries of Jupiter". Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory. June 29, 2016. Archived from the original on March 24, 2017. Retrieved February 7, 2017.
  92. ^ Kurth, W. S.; Kirchner, D. L.; Hospodarsky, G. B.; Gurnett, D. A.; Zarka, P.; Ergun, R.; Bolton, S. (2008). "A Wave Investigation for the Juno Mission to Jupiter". AGU Fall Meeting Abstracts. 2008: SM41B–1680. Bibcode:2008AGUFMSM41B1680K.{{cite journal}}: CS1 maint: 작성자 매개변수 사용(링크)
  93. ^ Connerney, JEP; Adriani, A; Allegrini, F; Bagenal, F; Bolton, SJ; Bonfond, B; Cowley, SWH; Gerard, JC; Gladstone, GR; Grodent, D; Hospodarsky, G; Jorgensen, JL; Kurth, WS; Levin, SM; Mauk, B; McComas, DJ; Mura, A; Paranicas, C; Smith, EJ; Thorne, RM; Valek, P; Waite, J (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.

인용된 출처

추가 읽기