Magnetosfera de Júpiter

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Magnetosfera de Júpiter
Jovian magnetosphere vs solar wind.svg
Modelo da magnetosfera jupiteriana
Descoberta[1]
Descoberto por Pioneer 10
Descoberto em 1973
Campo interno[2] [3] [4]
Raio de Júpiter 71 492 km
Momento magnético 1,56 x 1020 T·m3
Força do campo equadorial 428 μT (4.28 G)
Inclinação dipolar 10°
Longitude do pólo magnético 159°
Período de rotação 9 h 55 m 29,7 ± 0,1 s
Parâmetros da magnetosfera[5] [6] [7]
Distância do bow shock ~82 RJ
Distância da magnetopausa 50-100 RJ
Comprimento do rabo magnético ~ 5 UA
Principais íons O+, S+, H+
Fonte de íons Io
Carregamento de material 1 000 kg/s
Densidade máxima do plasma 2 000 cm−3
Energia máxima das partículas 100 MeV
Parâmetros do vento solar[8]
Velocidade 400 km/s
Força do CMI 1 nT
Densidade 0,4 cm−3
Aurora[9]
Espectro Rádio, IR, UV e raios X
Potência elétrica 100 TW
Frequência de emissões de rádio 0,01 a 40 MHz

A magnetosfera de Júpiter é a cavidade criada dentro do vento solar pelo campo magnético do planeta. Estendendo-se por sete milhões de quilômetros na direção do Sol e quase até à órbita de Saturno, na direção oposta, a magnetosfera jupiteriana é a maior e mais forte magnetosfera planetária do Sistema Solar, e a segunda maior estrutura contínua dentro do Sistema Solar, atrás somente da heliosfera. Significativamente maior e mais achatada do que a magnetosfera terrestre, a magnetosfera jupiteriana é mais forte do que a terrestre por uma ordem de magnitude, enquanto que seu momento magnético é 18 mil vezes maior. Cientistas predisseram a existência do campo magnético jupiteriano no final da década de 1950, através da emissões de rádio vindos do planeta, mas só foi diretamente observada, pela primeira vez, pela sonda Pioneer 10 em 1973.

O campo magnético jupiteriano é gerado por correntes elétricas girando na camada de hidrogênio metálico do planeta. Erupções vulcânicas em seu satélite Io ejetam grandes quantidades de dióxido de enxofre para o espaço, formando um grande toro em torno do planeta. As forças do campo magnético jupiteriano forçam o toro a girar com a mesma velocidade angular e direção que a rotação do planeta. O toro, por si, carrega o campo magnético com plasma, no processo, estendendo-na em uma estrutura chamada disco magnético. Em efeito, a magnetosfera jupiteriana é alimentada por plasma proveniente de Io e por sua própria rotação, ao invés do vento solar, como ocorre na magnetosfera terrestre. Fortes correntes na magnetosfera geram auroras permanentes nas regiões polares de Júpier, e emissões intensas de rádio, e como consequência, Júpiter pode ser visto como um pulsar de rádio bastante fraco. As auroras jupiterianas foram observadas em quase todas as partes do espectro eletromagnético, incluindo infravermelho, luz visível, ultravioleta, e raios X.

A ação da magnetosfera jupiteriana atrai e acelera partículas, produzindo cinturões de radiação em torno do planeta, semelhantes aos cinturões de Van Allen, mas milhares de vezes mais poderosa. A interação das partículas energéticas com a superfície dos satélites jupiterianos afetam bastante as propriedades químicas e físicas dos satélites em questão. Estas mesmas partículas também afetam e são afetadas pelo movimento das partículas dentro do sistema de anéis jupiterianos.

Estrutura[editar | editar código-fonte]

Uma representação artísica da magnetosfera jupiteriana, no qual plasmasphere refere-se ao toro e do rabo da folha de plasma.

A magnetosfera de Júpiter é uma estrutura complexa que consiste de uma bow shock, magnetopausa, rabo magnético, disco magnético, e outros componentes. O campo magnético de Júpiter é criado através de diversas fontes, incluindo circulação de fluidos no interior do planeta, correntes elétricas no plasma em torno de Júpiter, e correntes na fronteira da magnetosfera do planeta. A magnetosfera está localizada dentro do plasma do vento solar, que possui, por sua vez, o campo magnético interplanetário.[10]

Campo magnético[editar | editar código-fonte]

A maior parte do campo magnético de Júpiter é gerado, como no caso do campo magnético terrestre, através de um dínamo interno, suportado pela circulação de fluido condutor em seu núcleo externo. Porém, enquanto que o núcleo terrestre é feito de ferro e níquel derretido, o núcleo jupiteriano é composto de hidrogênio metálico.[3] Como no caso do campo magnético terrestre, o campo magnético jupiteriano é primariamente dipolar, com pólos magnéticos norte e sul, nos finais de um único eixo magnético.[2] Porém, em Júpiter, o pólo norte do dipolo está localizado no hemisfério norte do planeta, e o pólo sul, no hemisfério sul, em contraste com a Terra, cujo pólo norte do dipolo localiza-se no hemisfério sul, e vice-versa.[11] [nota 1] O campo magnético jupiteriano também possui quadrupolos, octupolos, e componentes mais complexos, embora estes tenham apenas um décimo da força do campo dipolar magnético jupiteriano.[2]

O dipolo de Júpiter está localizado aproximadamente 10° do eixo de rotação do planeta, a inclinação é similar ao da Terra (de 11,3°).[1] [2] A força do campo equatorial é de cerca de 428 μT (4,28 G), que corresponde a um momento magnético de 1,53 x 1020 T·m3. Isto faz o campo magnético de Júpiter dez vezes mais forte que o da Terra, e seu momento magnético, cerca de 18 mil vezes maior.[3] [nota 2] O campo magnético de Júpiter possui o mesmo período de rotação que a região embaixo de sua atmosfera, de 9 h 55 m. Nenhuma mudança em sua força ou sua estrutura foram observados desde que as primeiras medidas foram tomadas pelas sondas Pioneer 10 e Pioneer 11 na década de 1970.[nota 3]

Tamanho e formato[editar | editar código-fonte]

O campo magnético interno de Júpiter impede que o vento solar, uma corrente de partículas ionizadas, de interagirem diretamente com a atmosfera jupiteriana, e ao invés disso, desviando esta corrente em torno do planeta. Isto cria uma cavidade dentro do vento solar, a magnetosfera, composto por plasma de diferente composição do que a do vento solar.[5] A magnetosfera jupiteriana é tão grande que o Sol e sua coroa visível caberiam facilmente no interior, com espaço de sobra.[12] Se uma pessoa na Terra pudesse ver a magnetosfera jupiteriana no céu, a magnetosfera teria cinco vezes o tamanho da Lua cheia, apesar de estar localizada cerca de 1 700 vezes mais longe que a Lua.[12]

A fronteira separando o plasma do vento solar daquela dentro da magnetosfera jupiteriana (como na terrestre) é chamada de magnetopausa. A distância entre a magnetopausa até o centro de Júpiter varia entre 45 a 100 Rj (no qual 1 Rj, o raio de Júpiter, equivale a 71 492 km) no ponto subsolar — o ponto (não-fixo) na superfície em que o Sol apareceria exatamente acima de um observador.[5] A posição da magnetopausa depende da pressão exercida pelo vento solar, que em turno, depende da atividade solar.[13] À frente da magnetopausa (a uma distância entre 80 a 130 Rj do centro jupiteriano) localiza-se a bow shock, uma disturbância de característica ondular causada pela colisão de partículas do vento solar com a magnetosfera jupiteriana.[14] [15] A região entre a bow shock e a magnetopausa é chamada de magnetosheath.[5]

Comparação entre os principais parâmetros da magnetosfera de Júpiter com a da Terra.[3] [5] [8]
Parâmetro Júpiter Terra
Raio (Rp, em km) 71 398 6 371
Período de rotação (h) 9,9 24
Intensidade do campo magnético no equador (μT) 428 31
Momento do dipolo (em unidades terrestres) 18 000 1
Inclinação do dipolo magnetico (em °) 10 11,3
Distância da magnetopausa (Rp) 50–100 8–10
Potência (em terawatt - TW -) 100 1
Densidade do vento solar (em cm−3) 0,4 10
Intensidade do campo magnético solar (nT) 1 6
Íons principais H+, On+, Sn+ H+, O+

Do lado oposto do planeta, o vento solar estica as linhas do campo magnético de Júpiter, no chamado rabo magnético, que por vezes estende-se bem além da órbita de Saturno.[16] A estrutura do rabo magnético jupiteriano é similar ao da Terra, consistindo de dois lobos (áreas azuis na imagem), com o campo magnético no lobo sul apontando em direção a Júpiter, e com o campo magnético no lobo norte, em direção oposta ao planeta. Os lobos são separados por uma folha fina de plasma, chamada de corrente da folha do rabo (tail current sheet, na imagem, em laranja).[16] Como na Terra, o rabo magnético de Júpiter é um canal no qual o plasma solar entra nas regiões interiores da magnetosfera, onde é aquecido, e formando os cinturões radioativos, a distâncias menores de 10 Rj de Júpiter.[17]

O formato da magnetosfera jupiteriana descrita acima é mantida pela corrente neutral (também chamada de corrente do rabo magnético), que circula com a rotação jupiteriana através do rabo de plasma, as correntes do plasma, que circulam contra a rotação jupiteriana na parte exterior do rabo magnético, e as correntes da magnetopausa (ou correntes de Chapman-Ferraro), que circulam contra a rotação na parte diurna da magnetosfera.[11] Estas correntes criam o campo magnético que cancela o campo magnético interior fora da magnetosfera,[16] e interagem substancialmente com o vento solar.[11]

A magnetosfera de Júpiter é tradicionalmente dividida em três partes: interior, mediana, e exterior. A parte interior da magnetosfera localiza-se a distâncias menores que 10 Rj do planeta. O campo magnéticco nesta região permanece aproximadamente dipolar, por causa que contribuições das correntes em circulação do rabo de plasma magnetosférico equatorial é pequena. Na região mediana da magnetosfera, entre 10 e 40 Rj, e na região exterior da magnetosfera, além de 40 Rj o campo magnético não é um dipolo, e é seriamente afetada por sua interação com as correntes de plasma.[5]

O papel de Io[editar | editar código-fonte]

Interação de Io com a magnetosfera de Júpiter. Em amarelo, o toro de plasma de Io.

Embora em geral o formato da magnetosfera de Júpiter é parecida com a da Terra, próxima ao planeta, a estrutura da magnetosfera jupiteriana é bastante diferente da terrestre.[13] O satélite Io, que é vulcanicamente ativo, é uma fonte considerável de plasma, e alimenta a magnetosfera jupiteriana com até cerca de 1 000 kg de novo material cada segundo.[6] Fortes erupções vulcânicas em Io emitem grandes quantidades de dióxido de enxofre, a maior parte do qual é dissociada em átomos e ionizada pela radiação ultravioleta solar, produzindo íons de enxofre e oxigênio: S+, O+, S2+ e O2+.[18] Estes íons escapam da atmosfera tênue de Io, e formam o "toro de plasma de Io": uma região anelar composta por plasma relativamente fria, circulando Júpiter, localizado próximo à orbita de Io.[6] A temperatura do plasma dentro do toro é de 10–100 eV (100,000–1,000,000 K), o que é muito mais baixa que a temperatura das partículas nos cinturões radioativos — 10 keV (100 million K). O plasma no toro é forçado em co-rotação com Júpiter, o que significa que ambos possuem o mesmo período de rotação.[19] O toro de Io fundamentalmente altera a dinâmica da magnetosfera jupiteriana.[20]

Como resultado de vários processos, o plasma gradualmente escapa de Júpiter. Os principais mecanismos de escape são difusão e instabilidade de troca.[19] À medida que o plasma se move mais longe do planeta, a velocidade das correntes radiais em circulação no interior gradualmente aumenta, mantendo co-rotação.[5] Estas correntes radiais também são a fonte do azimuto do campo magnético, que, como resultado, circula contra a rotação.[21] A densidade do plasma diminui de cerca de 2 000 cm−3 na região do toro de Io, para cerca de 0,2 cm−3 a uma distância de 35 Rj.[22] Na região mediana da magnetosfera, a distâncias maiores de 20 Rj de Júpiter, co-rotação gradualmente desaparece, e o período orbital do plasma começa a diminuir.[5] Eventualmente, a distâncias maiores que 40 Rj (na parte externa da magnetosfera), o plasma escapa do campo magnético completamente, e escapa da magnetosfera através do rabo magnético.[23] À medida que plasma denso e frio se move fora do campo magnético, é substituído por plasma quente (com temperaturas de 20 keV, ou 200 million K, ou mais) e de baixa densidade que provém da magnetosfera exterior.[22] Este plasma, que é aquecido via processo adiabático à medida que se aproxima de Júpiter,[24] forma os cinturões radioativos da parte interna da magnetosfera jupiteriana.[6]

Disco magnético[editar | editar código-fonte]

Enquanto que o campo magnético terrestre possui aproximadamente o formato de uma gota, o campo magnético jupiteriano assemelha-se mais a um disco, que oscila periodicamente em torno de seu eixo.[25] Isto é causado primariamente pela força centrífuga do plasma em co-rotação, que esticam as linhas do campo magnético de Júpiter, formando uma estrutura semelhante a uma panqueca, chamada de disco magnético, a distâncias maiores que 20 Rj do planeta.[26] O disco magnético possui uma pequena corrente no plano mediano,[18] próximo ao equador magnético. As linhas do campo magnético apontam em direção oposta a Júpiter acima desta folha, e em direção ao planeta, embaixo da folha.[13] O plasma proveniente de Io aumenta drasticacmente o tamanho da magnetosfera jupiteriana, porque o disco magnético cria pressão interna adicional contra a pressão do vento solar.[14] Caso Io não fosse vulcanicamente ativo, ou presente no sistema jupiteriano, a distância do planeta até a magnetopausa no ponto subsolar não seria maior do que 42 Rj, enquanto que em realidade, é de 75 Rj, em média.[5]

A configuração do campo do disco magnético é mantida pela corrente anelar (não um análogo da corrente anelar terrestre), que circula em torno da folha de plasma equatorial.[27] A força de Lorentz que resultam da interação desta corrente com o campo magnético planetário cria uma força centrípeta que prevém o plasma em co-rotação de escapar do planeta. Estima-se que a corrente do anel seja de 90–160 milhões de ampères.[5] [21]

Dinâmica[editar | editar código-fonte]

Co-rotação e correntes radiais[editar | editar código-fonte]

O campo magnético de Júpiter e correntes que mantém co-rotação do plasma.

O principal fator que permite a existência da magnetosfera de Júpiter é sua própria rotação.[28] Júpiter pode ser comparado com um gerador unipolar. Quando Júpiter gira em torno de si mesmo, sua ionosfera move-se em relativo ao campo magnético dipolar do planeta. Porque o momento magnético dipolar aponta na direção de rotação,[11] a força de Lorentz, que é gerada como resultado deste movimento, faz com que elétrons movem-se em direção aos pólos, enquanto que cátions são puxados em direção ao equador.[29] Como resultado, os pólos tornam-se negativamente carregados, e as regiões próximas ao equador, positivamente carregado. Visto que a magnetosfera jupiteriana é carregada com plasma altamente condutivo, o circuito elétrico é fechado.[29] Uma corrente elétrica, chamada de corrente contínua [nota 4]

Um circuito, chamado de direto, circula ao longo das linhas do campo magnético, da ionosfera até a folha de plasma equatorial. Esta corrente então circula radialmente, em direção oposta ao do planeta, dentro da folha de plasma equatorial, e finalmente retorna à ionosfera planetária nas regiões externas da magnetosfera, seguindo as linhas de campo conectando os pólos. As correntes que ccorrem junto com as linhas do campo magnético são geralmente chamdas de correntes de Birkeland, ou campo-alinhadas.[21] As correntes radiais interagem com o campo magnético planetário, e as forças de Lorentz que aparecem como resultado aceleram o plasma magnetosférico na direção de rotação planetária. Este é o principal mecanismo que mantém co-rotação do plasma na magnetosfera jupiteriana.[29]

A corrente circulando da ionosfera até a folha de plasma é especialmente forte quando a parte correspondente da folha de plasma possui um período de rotação menor do que o do planeta.[29] Como mencionado anteriormente, co-rotação começa a desaparecer na região localizada entre 20 e 40 Rj de Júpiter. Esta região corresponde ao disco magnético, no qual o campo magnético é bastante esticado.[30] A forte corrente direta circulando no disco magnético origina-se entre 16±1° de latitude dos pólos magnéticos de Júpiter. Estas regiões circulares correspondem às principais auroras ovais de Júpiter.[31] A corrente que volta da região externa da magnetosfera, além de 50 Rj, entra a ionosfera jupiteriana próximo aos pólos, fechando o circuito elétrico. Estima-se que o total da corrente radial na magnetosfera jupiteriana seja em torno de 60–140 milhões de ampères.[21] [29]

A aceleração do plasma (de modo que esta seja obrigado a entrar em co-rotação com o planeta) leva ao transferimento de energia da rotação jupiteriana para energia cinética do plasma.[5] Neste sentido, o mecanismo que mantém a magnetosfera de Júpiter é a rotação da última, enquanto que a magnetosfera terrestre é alimentada primariamente pelo vento solar.

Instabilidade de intercâmbio e reconeção[editar | editar código-fonte]

O principal problema encontrado no estudo da dinâmica da magnetosfera jupiteriana é o transporte de plasma denso e frio do toro de Io em torno de 6 Rj para a região externa da magnetosfera jupiteriana, a distâncias superiores de 50 Rj.[30] O preciso mecanismo que alimenta este processo não é conhecido, mas acredita-se que ocorre através do resultado da difusão de plasma devido à instabilidade de troca. Este processo é similar à instabilidade de Rayleigh-Taylor em hidrodinâmica.[19] No caso da magnetosfera jupiteriana, a força centrífuga possui o papel de gravidade; o líquido pesado é o plasma frio e denso de Io, e o líquido leve é o plasma de menor densidade e maior temperatura da região externa da magnetosfera jupiteriana.[19] A instabilidade leva ao intercâmbio entre as partes exteriores e interiores da magnetosfera, através de tubos de fluxo, carregados com plasma. Os tubos vazios, "boiantes", movem-se em direção ao planeta, e empurrando os tubos pesados, carregados com plasma de Io, em direção oposta a Júpiter.[19] O intercâmbio de tubos de fluxo é uma forma de turbulência magnetosférica.[32]

A magnetosfera de Júpiter vista acima do pólo norte.[33]

Esta hipótese foi parcialmente confirmada pela sonda espacial Galileu, que detectou regiões no qual a densidade do plasma é drasticamente menor, e no qual a força do campo magnético é maior, na região interna da magnetosfera.[19] Estas regiões podem corresponder aos tubos praticamente vazios que provém da região externa da magnetosfera. Na região mediana da magnetosfera, a Galileu detectou os chamados "eventos de injeção", que ocorrem quando plasma quente da região externa da magnetosfera penetra de repente o disco magnético, levando a um aumento do fluxo de partículas energizadas e a um aumento do campo magnético magnética.[34] Não se sabe ainda o mecanismo que possa explicar o transporte de plasma frio em direção oposta ao do planeta.

Quando tubos de fluxo carregados com plasma frio de Io alcança a região externa da magnetosfera, eles passam por um processo de reconexão, que separam o campo magnético do plasma.[30] O primeiro retorna à região interna da magnetosfera, como tubos de fluxo carregados com plasma quente e menos denso, enquanto que o último é provavelmente ejetado no rabo magnético, como plasmoides. Os processos de reconexão podem corresponder à reconfiguração global de eventos que foram observados pela Galileu, que ocorreram a cada dois ou três dias.[35] Os eventos de reconfiguração geralmente incluíam variações rápidas e caóticas da força e da direção do campo magnético, bem como mudanças abruptas no movimento de plasma, cuja co-rotação muitas vezes parava, com o plasma iniciando a correr em direção oposta ao da planeta. Estes ventos foram observados primariamente nas regiões de pôr-do-sol da magnetosfera.[35] O plasma circulando até o final do rabo nas linhas de campo abertas é chamado de vento planetário.[18] [36]

Os eventos de reconexão são análogos às tempestades magnéticas que ocorrem na magnetosfera terrestre.[30] A diferença entre ambas é a fonte de energia: tempestades terrestres envolvem o estocamento da energia do vento solar no rabo magnético terrestre, seguido de seu escape via um evento de reconexão na corrente neutra da folha do rabo (e seguida por seu escape via plasmoides, como no caso da magnetosfera jupiteriana).[37] Em Júpiter, a energia rotacional é estocada no disco magnético, e liberada quando um plasmoide separa-se do disco.[35]

Influência do vento solar[editar | editar código-fonte]

Enquanto qu a dinâmica da magnetosfera jupitriana depende primariamente de fontes internas de energia, o vento solar também provavelmente possui um papel,[38] particularmente como uma fonte de prótons de alta energia.[nota 5] [6] A estrutura da região externa da magnetosfera mostra algumas características típicas de uma magnetosfera alimentada pelo vento solar, incluindo assimetria entre nascer e o pôr-do-sol.[21] Em particular, as linhas do campo magnético no setor do nascer do Sol são entortadas na direção oposta aos do pôr-do-sol.[21] Em adição, a magnetosfera, no setor do nascer do Sol, contém linhas de campo abrtas, conectando o rabo magnético, enquanto que no setor do pôr-do-sol, as linhas de campo são fechadas.[16] Estas observações indicam a possível presença de um processo de reconexão alimentado pelo vento solar na magnetosfera jupiteriana. Este processo, quando referente aos que ocorrem na magnetosfera terrestre, é chamada de ciclo de Dungey.[30] [38]

A extensão da influência do vento solar na dinâmica da magnetosfera jupiteriana é no momento desconhecida.[39] Porém, a influêncica pode ser especialmente alta em tempos de elevada atividade solar.[40] Emissões de rádio,[4] luz visível e raios X[41] provenientes das auroras jupiterianas, bem como emissões dos cinturões de radiação, todos mostram que o vento solar pode desempenhar um papel importante na circulação de plasma ou na modulação de processos internos da magnetosfera jupiteriana.[35]

Emissões[editar | editar código-fonte]

Auroras[editar | editar código-fonte]

Imagem de auroras setentrionais, mostrando a principal aurora oval, as emissões polares, e as manchas geradas pela interação com os satélites de Júpiter.

Júpiter possui auroras persistentes e brilhantes em ambos os pólos. Ao contrário das auroras terrestres, que são transientes e ocorrem apenas em tempos de maior atividade solar, as auroras de Júpiter são permanentes, embora sua intensidade varie de dia a dia. As auroras consistem de três componentes principais: as principais ovais, que são características circulares, brilhantes e estreitas (com menos de mil quilômetros de espessura) localizados a cerca de 16° dos pólos magnéticos;[42] as manchas satélites aurorais, que correspondem às sombras das linhas do campo magnético conectando suas ionosferas com a ionosfera jupiteriana; e emissões transientes polares dentro das principais ovais.[42] [43] Enquanto que as emissões aurorais foram detectadas em quase todas as regiões do espectro electromagnético, de ondas de rádio até raios X (de até 3 keV), as emissões são mais brilhantes no infravermelho (comprimento de onda entre 3–4 μm e 7–14 μm) e no ultravioleta (80–180 nm).[9]

As principais ovais formam a parte dominante das auroras jupiterianas. Estas caractrísticas possuem formatos e localizações estáveis,[43] com sua intensidade, no entanto, sendo fortemente modulada pela pressão do vento solar — quanto maior a pressão exercida, mais fracas as auroras são.[44] Como mencionado anteriormente, as principais ovais são mantidas pelo forte fluxo de elétrons acelerados pela queda do potencial elétrico entre o plasma do disco magnético e a ionosfera jupiteriana.[45] Estes elétrons possuem correntes de campo alinhadas, que mantém o plasma em co-rotação no disco magnético.[30] As quedas no potencial elétrico ocorrem por causa que o plasma esparso fora da folha equatorial pode carregar apenas uma corrente de força limitada, sem estas correntes.[31] Os elétrons em precipitação possuem energia entre 10 e 100 keV, e penetram fundo dentro da atmosfera de Júpiter, no qual eles ionizam e excitam hidrogênio molecular, causando emissões de raios ultravioleta.[46] O total da energia contida dentro da ionosfera é de 10 a 100 TW.[47] Além disso, as correntes dentro das ionosfera aquecem a última através do processo de aquecimento Joule. Este aquecimento, que produz até 300 TW de poder, é responsável pela forte radiação infravermelha emitida nas auroras jupiterianas, e parcialmente responsáveis pelo aquecimento da termosfera do planeta.[48]

Manchas atribuídas aos satélites galileanos Io, Europa Ganímedes foram encontradas.[nota 6] [49] Estas manchas desenvolvem-se porque o plasma em co-rotação com o planeta é diminuido na vicinidade dos satélites. A mancha mais brilhante pertence à Io, que é a principal fonte de plasma da magnetosfera. Acredita-se que a mancha auroral de Io é causada por correntes de Alfvén circulando entre as ionosferas de Júpiter e de Io. As manchas de Europa e de Ganímedes são muito mais fracas, porque estes satélites fornecem plasma para a magnetosfera jupiteriana em quantidades insignificantes, devido à sublimação de vapor de água em suas superfícies.[50]

Arcos brilhantes e manchas aparecem esporadicamente dentro das ovais principais. Acredita-se que a causa destes fenômenos transientes esteja relacionado com a interação com o vento solar.[43] Acredita-se que as linhas do campo magnético nesta região sejam abertas em direção ao rabo magnético.[43] As ovais secundárias observadas dentro da oval principal podem estar relacionadas com a fronteira entre linhas de campo magnético abertas e fechadas, ou com cúspides.[51] As emissões das auroras polares são similares àquelas observadas nos pólos terrestres: ambos aparecem quando elétrons são acelerados em direção ao planeta por quedas no potencial elétrico, durante reconexão do campo magnético solar com aquela do planeta.[30] As regiões dentro das principais ovais emitem a maior parte dos raios X emitidos pelas auroras. O espectro dos raios X consiste de linhas de espectro de oxigênio e enxofre altamente ionizados, qu provavelmente aparecem quandod íons de enxofre e oxigênio energéticos precipitam-se na atmosfera polar de Júpiter. A fonte desta precipitação ainda é descconhecida.[41]

Júpiter como um pulsar[editar | editar código-fonte]

Potência das emissões das auroras polares em diferentes partes do espectro electromagnético[52]
Emissão Júpiter Mancha de Io
Rádio (KOM, <0,3 MHz) ~1 GW  ?
Rádio (HOM, 0,3–3 MHz) ~10 GW  ?
Rádio (DAM, 3–40 MHz) ~100 GW 0.1–1 GW (Io-DAM)
IR (hidrocarbonetos, 7–14 μm) ~40 TW 30–100 GW
IR (H3+, 3–4 μm) 4–8 TW
Visível (0,385–1 μm) 10–100 GW 0.3 GW
UV (80–180 nm) 2–10 TW ~50 GW
Raios X (0,1–3 keV) 1–4 GW  ?

Júpiter é uma poderosa fonte de ondas de rádio, cuja frequência varia entre vários kHz até dezenas de MHz. Ondas de rádio com frequências de menos de 0,3 MHz (e consequentemente, com comprimento de onda maior que um quilômetro) são chamados de radiação jupiteriana quilométrica, ou KOM. Estes com frequências entre 0,3 MHz (com comprimento de onda entre 100 e 1000 metros) são chamados de radiação hectométrica, ou HOM, enquanto que emissões entre 3 e 40 MHz (com comprimentos de onda entre 10 e 100 m) são chamados de radiação decamétrica, ou DAM. O último formato de radiação foi o primeiro a ser observado da Terra, e sua periodicidade de 10 horas facilitou sua identificação como originário de Júpiter. A parte mais forte das emissões decamétricas são chamadas de Io-DAM, que são relacionadas com Io e ao sistema Io-Júpiter.[53] [nota 7]

O espectro de emissões de rádio de Júpiter, comparados com o espectra de outros quatro planetas magnetizados, no qual (N,T,S,U)KR significa radiação quilométrica de Neptuno, Terra, Saturno, e Urano, respectivamente.

Acredita-se que a maioria destas emissões sejam causadas através do mecanismo de instabilidade ciclotrônica do máser, que ocorre próximo às regiões de auroras, no qual elétrons vão e vem entre os pólos. Os elétrons, que estão envolvidos na geração de ondas de rádio, são provavelmente estas carregando correntes dos pólos do planeta até o disco magnético.[54] A intensidade das emissões de rádio de Júpiter geralmente variam sutilmente com o tempo; porém, o planeta emite periodicamente emissões de rádio de curta duração mas muito fortes (S bursts), que podem superar em brilho todos os outros componentes. O poder total das emissões DAM é de cerca de 100 GW, enquanto que o poder dos componentes HOM e KOM é de cerca de 10 GW em conjunto. Em comparação, o poder total das emissões de rádio de Júpiter é de cerca de 0,1 GW.[53]

As emissões de rádio e partículas de Júpiter são fortemente moduladas por sua rotação, qu tornam o planeta semelhante, em certa maneira, a um pulsar.[55] Esta modulação periódica é provavelmente relaciconada com assimetrias existentes na magnetosfera jupiteriana, que são causadas pela inclinação axial do momento magnético com respeito ao eixo rotacional, bem como anomalias magnéticas de alta latitude. As leis de física que governam as emissões de rádio em Júpiter são similares àquelas em pulsares de rádio. Júpiter pulsares diferem apenas em escala, com Júpiter considerado um pulsar de rádio muito pequeno.[55] Além disso, as emissões de rádio de Júpiter dependem fortemente da pressão do vento solar, e portanto, de atividade solar.[53]

Além de radiação de longo comprimento de onda, Júpiter também emite radiação síncrotron (também chamada de radiação decimétrica de Júpiter, ou radiação DIM), com frequências entre 0,1 a 15 GHz (comprimento de onda entre 3 m to 2 cm),[56] , o que é a radiação bremsstrahlung de elétrons relativísticos dentro dos cinturões radioativos do planeta. A energia dos elétrons que contribueme para as emissões DIM varia entre 0,1 e 100 MeV,[57] enquanto que a contribuição primária provém dos elétrons com energia entre 1 e 20 MeV.[7] Esta radiação é bem entendida, e foi usada desde a década de 1960 para estudar a estrutura do campo magnético e dos cinturões radioativos do planeta.[58] As partículas nos cinturões radioativos originam-se na região externa da magnetosfera, e são acelerados adiabaticamente, quando são transportados para a região interna da magnetosfera.[24]

A magnetosfera de Júpiter ejeta correntes de elétrons de alta energia e íons (com energia de até dezenas de , que podem viajar até a órbita da Terra.[59] Estas emissões são altamente colimadas, e variam com o período de rotação do planeta, como no caso das emissões de rádio. Neste caso, Júpiter também age de modo similar a um pulsar.[55]

Interação com os anéis e os satélites[editar | editar código-fonte]

Campo magnético de Ganímedes no interior do campo magnético de Júpiter. Em verde, linhas de campo magnético fechadas. As outras linhas saindo do satélite são abertas.
Campo magnético induzido em Calisto pelo campo magnético jupiteriano.
Toros de plasma criado por Io e Europa.

A magnetosfera extensiva de Júpiter envolve o seu sistema de anéis e as órbitas dos quatro satélites galileanos.[60] Orbitando próximo ao equador magnético, estes corpos servem como fonte e poços de plasma magnetosférico, enquanto que partículas energéticas da magnetosfera interagem com estas superfícies. Estas partículas pulverizam material das superfícies dos satélites e dos anéis, e alteram as propriedades destes corpos.[61] O plasma em co-rotação com o plasma faz com que o plasma interaja primariamente com os hemisférios posteriores (isto é, apontam na direção oposta à direção de suas respectivas órbitas), causando notável assimetria hemisférica.[62] Além disso, o campo magnético interno dos satélites contribuem ao campo magnético jupiteriano.[60]

Próximo a Júpiter, os anéis planetários e os pequenos satélites (do Grupo Amalteia) absorbem partículas de alta energia (com mais de 10 KeV) dos cinturões de radioatividade.[63] Isto cria vazios notáveis entre os cinturões de radioatividade, afetando as emissões de radiação síncrotron decimétricas. De fato, a existência dos anéis de Júpiter foi hipotetizada (antes de sua descoberta) através de data da sonda Pioneer 11, que detectou uma queda drástica no número de íons de alta energia próximo ao planeta.[63] O campo magnético planetário influência fortemente o movimento de partículas sub-micrônicas que compõem os anéis, que aquirem uma carga elétrica sob a influência de radiação solar untravioleta. Este comportamento é similar ao dos íons em co-rotação.[64] Acredita-se que a interação entre a co-rotação e a moção orbital seja responsável pela criação do anél halo, o mais próximo ao planeta localizado entre 1,4 e 1,71 Rj, consistindo de partículas sub-micrônicas em órbitas altamente inclinadas e excêntricas.[65] As partículas originam-se no anél principal, porém, quando eles movimentam-se em direção a Júpiter, as suas órbitas são modificadas pela forte 3:2 ressonância de Lorentz, localizadas a 1,71 Rj, o que aumenta a inclinação e ecentricidade de suas órbitas.[nota 8] Outra 2:1 ressonância de Lorentz, localizada a 1,41 Rj, define o limite interior do anel halo.[66]

Todos os satélites galileanos possuem tênues atmosferas com pressão de superfície entre 0,01 e 1 nbar, que em turno, suporta ionosferas substanciais, com densidade de elétrons entre 1 000 e 10 000 cm−3.[60] O plasma magnetosférico frio em co-rotação é parcialmente desviado em torno dos satélites por correntes induzidas em suas ionosferas, criando estruturas chamados de "asas de Alfvén".[67] A interação dos grandes satélites com o plasma em co-rotação é similar à interação do vento solar com planetas não-magnetizados, como Vênus, embora a velocidade do plasma em co-rotação é geralmente sub-sônica (com velocidades entre 74 e 328 km/s), o que impede a formação de um bow shock.[68] A pressão do plasma em co-rotação continuamente remove gases das atmosferas dos satélites (especialmente a de Io), e alguns destes átomos são ionizados e trazidos em co-rotação. Este processo cria gás e toros de plasma na vicinidade das órbitas dos satélites, com o toro de Io sendo o mais proeminente.[60] Em efeito, os satélites galileanos, em especial, Io, atuam como as principais fontes de plasma das regiões interiores e medianas da magnetosfera de Júpiter. Enquanto isto, as partículas altamente energéticas são praticamente inafetadas pelas asas de Alfvén, e possuem acesso livre para as superfícies dos satélites galileanos, com exceção de Ganímedes.[69]

Os satélites galileanos de gelo, Europa, Ganímedes e Calisto, todos geram momentos magnéticos induzidos em resposta à mudanças no campo magnético jupiteriano. A variação no momento magnético cria campos magnéticos dipolares em torno destes satélites, que compensam por mudanças no ambiente.[60] Acredita-se que esta indução aconteça em oceanos de água salgada (cuja existência é provável em todos os três satélites galileanos de gelo) debaixo das superfícies de gelo dos satélites. Estes oceanos podem potencialmente abrigar vida, e evidência dos oceanos foi uma das descobertas mais importantes feita pela Galileu na década de 1990.[70]

A interação com a magnetosfera de Júpiter com Ganímedes, que possui um momento magnético intrísico, difere da interação da magnetosfera jupiteriana com os outros satélites, não-magnetizados.[70] O campo magnético de Ganímedes cria uma cavidade dentro da magnetosfera jupiteriana, com diâmetro de cerca de dobro de Ganímedes, criando uma pequena magnetosfera dentro da magnetosfera jupiteriana. O campo magnético de Ganímedes desvia o plasma em co-rotação ao redor da magnetosfera de Ganímedes. A magnetosfera do satélite também protege as regiões equatoriais do satélite, região no qual as linhas do campo magnético de Ganímedes são fechadas, de partícuclas energéticas. As últimas, porém, ainda podem atingir livremente as regiões polares do satélite, no qual as linhas de campo magnético de Ganímedes são abertas.[71] Algumas das partículas energéticas são capturadas próximo ao equador de Ganímedes, criando pequenos cinturões de radioatividade em torno do satélite.[72] Os elétrons energéticos penetrando a tênue atmosfera do satélite são responsáveis por auroras polares em Ganímedes.[71]

Partículas carregadas possuem uma influência considerável nas propriedades de superfície dos satélites galileanos. Plasma proveniente de Io remove íons de enxofre e sódio longe do planeta,[73] no qual tais íons são implantados primariamente nos hemisférios posteriores de Europa e Ganímedes.[74] Porém, em Calisto, por razões desconhecidas, o enxofre está concentrado no hemisfério anterior.[75] O plasma pode causar outras diferenças entre hemisférios posteriores e anteriores dos satélites galileanos — no qual os hemisférios posteriores (com exceção de Calisto) são mais escuros que os hemisférios anteriores, indicando que os primeiros foram alterados pelo plasma da magnetosfera.[62] Íons e elétrons energéticos, com o fluxo dos primeiros sendo mais isotrópicos, bombardeiam o gelo, pulverizando átomos e moléculas, e causando radiólise de água e outros compostos químicos.[76] Se moléculas orgânicos estão presentes, dióxido de carbono, metanol e ácido carbônico também podem ser produzidos. Na presença de enxofre, os prováveis compostos químicos produzidos incluem dióxido de enxofre, dissulfeto de hidrogênio, e ácido sulfúrico.[76] Os oxidantes produzidos via radiolise, como oxigênio e ozônio, podem estar capturados dentro do gelo, e transportados dentro dos oceanos, servindo então como fonte de energia de possível vida.[73]

Descoberta e exploração[editar | editar código-fonte]

Os cinturões de radioatividade de Júpiter.

As primeiras evidências indicando a existência do campo magnético de Júpiter apareceram em 1955, com a descoberta de emissões decamétricas de rádio (DAM) provenientes de Júpiter.[77] Como o espectro do DAM estendia-se até 40 MHz, astronômos concluíram que Júpiter tinha que possuir um campo magnético de cerca de um milésimo de tesla, ou 10 gauss.[56] Em 1959, observações em microondas da parte do espectro electromagnético levaram à descoberta da radiação decimétrica (DIM), e que esta era radiação síncrotron emitida por elétrons relativísticos capturados dentro dos cinturões de radioatividade de Júpiter.[78] Estas emissões de radiação síncrotron foram utilizadas para estimar o número e a energia dos elétrons em torno de Júpiter, levando à estimativas mais precisas do momento magnético e sua inclinação.[6] Em 1973, o momento magnético jupiteriano já era conhecido dentro de um fator ou dois, enquanto que sua inclinação tinha sido corretamente estimado em cerca de 10°.[12] A modulação da radiação DAM por Io (o chamadi Io-DAM) foi descoberto em 1964, permitindo com que o período de rotação de Júpiter fosse precisamente determinado.[4] O campo magnético e a magnetosfera jupiteriana foram descobertos em definitivo em dezembro de 1973, quando a Pioneer 10 passou próxima ao planeta..[1] [nota 9]

Presentemente, um total de oito sondas espaciais passaram próximas a Júpiter, com todas contribuíndo para o conhecimento atual da magnetosfera do planeta. A primeira sonda espacial a alcançá-lo foi a Pioneer 10, em dezembro de 1973, que passou a 2,9 Rj[12] do centro do planeta, e confirmou a existência do campo magnético jupiteriano.[1] A Pioneer 11 visitou Júpiter um ano depois, utilizando uma trajetória altamente inclinada, com aproximação de cerca de 1,6 Rj.[12] A Pioneer 11 forneceu a melhor cobertura já existente da região interna do campo magnético.[5] Os níveis de radiação em Júpiter eram dez vezes mais altos que os projetistas da Pioneer haviam predito, levando a medos que a sonda não iria sobreviver neste ambiente hostil. Porém, com pequenas panes, a sonda conseguiu passar através dos cinturões de radioatividade, salvado em grande parte pelo fato que a magnetosfera de Júpiter havia "saltado" de leve para cima, movendo-se fora da direção da sonda. Porém, a Pioneer 11 perdeu a maior partes das imagens de Io, visto que a radiação fez com que seu polarímetro (que controla as câmaras da sonda) recebesse um número de comandos espúrios. Por causa deste imprevisto, as sondas Voyager tiveram que ser redesenhadas de modo a puderem manejar os altos níveis de radioatividade existentes em torno do planeta.[25]

As sondas Voyager 1 e Voyager 2 efetuaram sua aproximação de Júpiter em 1979 e em 1980, respectivamente, passando quase ao longo de seu plano equatorial. A Voyager 1, que passou a 5 Rj do centro do planeta,[12] descobriu o toro de plasma de Io.[5] A Voyager 2 passou a 10 Rj,[12] e descobriu a corrente de plasma no plano equatorial. A próxima sonda a aproximar-se de Júpiter foi a Ulysses, em 1992, que investigou as regiões polares da magnetosfera jupiteriana.[5]

A rota da sonda Ulysses na magnetosfera de Júpiter em 1992.

A sonda Galileu, que orbitou Júpiter entre 1995 e 2003, forneceu cobertura extensiva do campo magnético de Júpiter próximo ao plano equatorial a distâncias de até 100 Rj. Entre as regiões estudadas, estavam o rabo magnético e os setores do nascer do Sol e do pôr-do-sol da magnetosfera.[5] Apesar da Galileu ter sobrevivido com sucesso dentro do ambiente hóstil radioativo em torno de Júpiter, a sonda experenciou alguns problemas técnicos associados com este ambiente. Em particular, os giroscópios da espaçonave muitas vezes exibiram erros. Diversas vezes arco elétricos ocorreram entre as partes giratórias da sonda e partes não-giratórias, causando a sonda a entrar modo de segurança, levando à perda total de informação da 16a, 18a, e da 33a órbitas. A radiação também causou transferimentos de fase no oscilador de quartzo ultra estável da sonda.[79]

Quando a Cassini-Huygens passou próximo a Júpiter em 2000, a sonda efetuou diversas medidas em coordenação com a Galileu.[5] A última sonda a vistar Júpiter foi a New Horizons em 2007, que efetuou uma investigação do rabo magnético jupiteriano, viajando até 2 500 Rj dentro da última.[33]

A cobertura da magnetosfera jupiteriana continua a ser muito inferior àquela existente do campo magnético terrestre. Futuras missões, tais como a Juno, são importantes para aumentar o conhecimento do funcionamento dos processos existentes na magnetosfera jupiteriana.[5]

Em 2003, a NASA conduziu um estudo de conceito chamado Human Outer Planets Exploration (HOPE, em português, "Exploração Humana dos Planetas Exteriores"), cogitando a futura exploração do exterior do Sistema Solar. A possibilidade de construção de uma base em Calisto foi indicada, aos baixos níveis de radioatividade existentes no satélite (graças à sua distância desta em relação a Júpiter), bem como sua estabilidade geológica. Calisto é o único satélite jupiteriano em que exploração humana é possível. Os níveis de radiação ionizante em Io, Europa ou Ganímedes são altas demais para humanos, e proteção adequada ainda não existe.[80]

Notas[editar | editar código-fonte]

  1. Os pólos norte e sul do dipolo terrestre não devem ser confundidos com o pólo norte magnético e o pólo magnético sul da Terra, que localizam-se no hemisfério norte e sul, respectivamente.
  2. O momento magnético é proprocional ao produto da força do campo equatorial e o cubo do raio jupiteriano, que é 11 vezes maior do que o da Terra.
  3. Desde então, a orientação do azimuto do dipolo mudou menos de 0,01°.[2]
  4. A corrente contínua na magnetosfera jupiteriana não é para ser confundida com a corrente contínua usado em circuitos elétricos. A última é o oposto de corrente alternada.
  5. A ionosfera jupiteriana é outra fonte significativa de prótons.[6]
  6. Calisto pode ter manchas também, que no entanto, seriam inobserváveis porque estas manchcas coincidiriam com a principal aurora oval.[49]
  7. O DAM não originários do sistema Io-Júpiter são muito mais fracas, e formam a maior frequência das emissões HOM.[53]
  8. A resonância de Lorentz existe entre a velocidade de uma partícula em órbita e o período de rotação de uma magnetosfera planetária. Uma ressonância de Lorentz ocorre se a razão de suas frequências angulares é M:N (um número racional). No caso da 3:2 ressonância, uma partícula a uma distância de 1,71 Rj faz três revoluções em torno do planeta, enquanto que o campo magnético faz dois.[66]
  9. A Pioneer 10 possuía um magnetômetro de vetor de hélio, que mediu o campo magnético de Júpiter diretamente. A Pioneer 10 também fez observações do plasma e das partículas energéticas.[1]

Referências

  1. a b c d e Smith, 1974
  2. a b c d e Khurana, 2004, pp. 3–5
  3. a b c d Russel, 1993, p. 694
  4. a b c Zarka, 2005, pp. 375–377
  5. a b c d e f g h i j k l m n o p q Khurana, 2004, pp. 1–3
  6. a b c d e f g Khurana, 2004, pp. 5–7
  7. a b Bolton, 2002
  8. a b Blanc, 2005, p. 238 (Table III)
  9. a b Bhardwaj, 2000, p. 342
  10. Khurana, 2004, pp. 12–13
  11. a b c d Kivelson, 2005, pp. 303–313
  12. a b c d e f g Russel, 1993, pp. 715–717
  13. a b c Russell, 2001, pp. 1015–1016
  14. a b Krupp, 2004, pp. 15–16
  15. Russel, 1993, pp. 725–727
  16. a b c d Khurana, 2004, pp. 17–18
  17. Khurana, 2004, pp. 6–7
  18. a b c Krupp, 2004, pp. 3–4
  19. a b c d e f Krupp, 2004, pp. 4–7
  20. Krupp, 2004, pp. 1–3
  21. a b c d e f Khurana, 2004, pp. 13–16
  22. a b Khurana, 2004, pp. 10–12
  23. Russell, 2001, pp. 1024–1025
  24. a b Khurana, 2004, pp. 20–21
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  26. Russell, 2001, pp. 1021–1024
  27. Kivelson, 2005, pp. 315–316
  28. Blanc, 2005, pp. 250–253
  29. a b c d e Cowley, 2001, pp. 1069–76
  30. a b c d e f g Blanc, 2005, pp. 254–261
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  32. Russell, 2008
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  38. a b Nichols, 2006, pp. 393–394
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  40. Nichols, 2006, pp. 404–405
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  42. a b Palier, 2001, pp. 1171–73
  43. a b c d Bhardwaj, 2000, pp. 311–316
  44. Cowley, 2003, pp. 49–53
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  46. Bhardwaj, 2000, pp. 306–311
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  48. Miller, 2005, pp. 335–339
  49. a b Clarke, 2002
  50. Blanc, 2005, pp. 277–283
  51. Palier, 2001, pp. 1170–71
  52. Bhardwaj, 2000, Tables 2 and 5
  53. a b c d Zarka, 1998, pp. 20,160–168
  54. Zarka, 1998, pp. 20,173–181
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  77. Burke, 1955
  78. Drake, 1959
  79. Fieseler, 2002
  80. Troutman, 2003

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