Redigerer Jupiters magnetosfære (avsnitt)

== Utstråling ==
{| class="wikitable" style="text-align: right; float: right; margin-right: 0; margin-left: 1em;"
|+ Utstråling fra polarlys i forskjellige deler av det elektromagnetiske spekter<ref name=Bhardwaj-t>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, tabellene 2 og 5</ref>
|-
! [[Elektromagnetisk spekter|Spekter]] || [[Bølgelengde]]r || Jupiter || Io-flekker
|-
| rowspan="3"|[[Radiobølger]] || KOM, <0.3 MHz ||  ~1 GW || ?
|-
| HOM, 0.3–3 MHz || ~10&nbsp;GW || ?
|-
| DAM, 3–40 MHz || ~100&nbsp;GW || 0.1–1&nbsp;GW<br/>(Io–DAM)
|-
| rowspan="2"|[[Infrarødt]] || [[Hydrokarboner]],<br/>7–14 μm || ~40 TW
| rowspan="2" | 30–100 GW
|-
| [[Hydrogen|Triatomisk hydrogen]] (H<sub>3</sub><sup>+</sup>),<br/> 3–4&nbsp;μm || 4–8&nbsp;TW
|-
| Synlig lys || 0.385–1 μm || 10–100 GW || 0.3&nbsp;GW
|-
| [[Ultrafiolett]] || 80–180 nm || 2–10 TW || ~50&nbsp;GW
|-
| [[Røntgen]] || 0.1–3 keV || 1–4 GW || ?
|}
=== Polarlys ===
[[Fil:Jupiter Showcases Auroras, Hazes (NIRCam Widefield View - Annotated).png|thumb|200 px|Magnetosfæren til Jupiter (med [[polarlys]] i [[Visuelt spektrum|synlige bølgelengder]]), Jupitermåner og [[Jupiters ringer]] (sammensatt av filtrene F212N (orange) og  F335M ([[turkis]])) i NIRCam-instrumentet til [[James Webb Space Telescope]]{{byline|Foto: JWST (NASA, ESA, CSA, Jupiter ERS Team)|27. juli 2022}}]]
[[Fil:Jupiter.Aurora.HST.mod.svg|thumb|200 px|Jupiters nordlige polarlys, med hovedovalen, polare utstrålinger, og flekkene som er generert av interaksjonen med Jupiters måner{{byline|Foto: John T. Clarke (U. Michigan), ESA, NASA|18. november 2010}}]]
[[Fil:PIA23465-PlanetJupiter-Aurorae-20191001.gif|thumb|200px|<div align="center">Animasjon av lokaliseringen til nordlige og sørlige [[polarlys]].</div>{{byline|Foto: NASA/JPL-Caltech/SWRI|1. oktober 2019}}]]
Jupiter har sterke, vedvarende polarlys rundt begge polene. Jordens polarlys er bare synlige ved forhøyet solaktivitet, men på Jupiter er de permanente, selv om intensiteten varierer fra dag til dag. De består av tre komponenter: (a) Hovedovalene (elliptiske felt) er sterke, sirkulære og mindre enn 1000&nbsp;km brede. De befinner seg ~16° fra de magnetiske polene;<ref name=Palier1171/> (b) månenes polarlysflekker er avtrykk av magnetfeltlinjer som forbinder Jupiters ionosfære med de største månene; (c) kortvarige polarlys innenfor hovedovalene.<ref name=Palier1171>[[#Palier|Palier]], 2001, ss. 1171–73</ref><ref name=Bhardwaj311>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, ss. 311–316</ref> Polarlys er observert i nesten alle deler av det elektromagnetiske spektrum, fra radiobølger til røntgenbølger (opp til 3&nbsp;keV); de er vanligvis sett i de midterste infrarøde  (bølgelengdene 3–4&nbsp;μm og 7–14&nbsp;μm) og dypt ultrafiolette spektralregioner (bølgelengdene 120–180&nbsp;nm).<ref name="Bhardwaj342" />

Hovedovalene er den dominerende delen av polarlysene. De har relativt stabile former og plasseringer,<ref name=Bhardwaj311/> men intensiteten blir modulert av trykket fra solvinden – dess sterkere solvinden er, jo svakere blir polarlyset.<ref name=Cowley2-49>[[#Cowley2|Cowley]], 2003, ss. 49–53</ref>  Hovedovalene vedlikeholdes av den sterke tilførselen av elektroner som akselreres av [[spenningsfall]] mellom magnetodiskens plasma og ionosfæren.<ref name=Bhardwaj316>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, pp. 316–319</ref> Disse elektronene bærer [[Birkelandstrømmer]], som vedlikeholder plasmaets medrotasjon i magnetodisken.<ref name=Blanc254/> Den sparsommelige plasmaet utenfor «ekvatorialarket» kan bare bære en ladning med en begrenset styrke; ladninger utover dette gir [[to-strøms ustabilitet]] og spenningsfall.<ref name=Cowley1083/> Elektronene i spenningsfallet har en energi i området 10–100&nbsp;keV og gjennomtrenger dypt ned i Jupiters atmosfære, hvor de ioniserer og eksiterer molekylært hydrogen som gir ultrafiolett stråling.<ref name=Bhardwaj306>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, ss. 306–311</ref> Den totale effekten av innmatingen i ionosfæren er 10–100&nbsp;[[terawatt|TW]].<ref name=Bhardwaj296>[[#Bhardwaj|Bhardwaj]], 2000, s. 296</ref> Strømmen som flyter inn i ionosfæren, varmer den opp gjennom [[Jouleoppvarming]]. Denne oppvarmingen, som produserer en effekt opp til 300&nbsp;TW, er årsak for den sterke infrarøde utstråling fra jovianske polarlys og delvis for oppvarmingen av termosfæren.{{sfn|Miller Aylward et al.|2005|ss=335–339}}

Polarlysflekkene korresponderer med de galileiske månene Io, [[Europa (måne)|Europa]] og [[Ganymedes (måne)|Ganymedes]].<ref name=Clarke>[[#Clarke|Clarke]], 2002</ref> De oppstår når plasmaets medrotasjon samhandler med månene og blir bremset i deres nærhet. Den lyseste flekken tilhører Io, som er hovedkilden til plasma i magnetosfæren. Denne polarlysflekken har muligens sammenheng med at [[Alfvénbølger]] flyter fra den jovianske ionosfære til Io's ionosfære. Europas polarlysflekk er mer dempet, fordi månen har en tynnere atmosfære og således er en svakere plasmakilde. Europas atmosfære produseres av sumblimering av vannis fra overflaten, mens vulkansk aktivitet produserer Ios atmosfære.<ref name=Blanc277>[[#Blanc|Blanc]], 2005, ss. 277–283</ref> Ganymedes har et internt magnetfelt og sin egen magnetosfære. Interaksjonen mellom denne magnetosfæren og Jupiters produserer strømmer på grunn av [[magnetisk omkobling]].

Polarlysflekken, som er assosiert med [[Callisto (måne)|Callisto]], ligner trolig den som er knyttet til Europa. Den er vanskeligst å oppdage, fordi magnetfeltlinjene fra Callisto berører Jupiters atmosfære svært nært eller langs hovedovalen. Flekken ble sett 24. mai 2007 gjennom [[Hubble-teleskopet]], og dette er den eneste observasjonen siden juni 2019.<ref name="Redd2018"/><ref name="Bhattacharyya2018"/>

Lyse buer og flekker opptrer sporadisk innenfor hovedovalene. De skyldes enten interaksjonen med solvinden eller dynamikken i den ytre magnetosfæren.<ref name=Bhardwaj311/> Magnetfeltlinjene i denne regionen antas å være åpne eller å tilordnes magnetohalen.<ref name=Bhardwaj311/> De sekundære ovalene er noen ganger observert på innsiden av hovedovalen og kan være knyttet til grensen mellom åpne og lukkede magnetfeltlinjer eller til polenes kanter.<ref name=Palier1170>[[#Palier|Palier]], 2001, ss. 1170–71</ref> Polflekkenes utstrålinger kan ligne på dem som er observert rundt jordens poler: De vises når elektroner akselereres mot planeten ved spenningsfall, under tilbakekobling av solens magnetfelt med planetens magnetfelt.<ref name=Blanc254/> Regionene innenfor hovedovalene utstråler de fleste av polarlysenes røntgenstråler. Polarlysenes røntgenstråler har [[spektrallinje]]r fra høyt ionisert oksygen og svovel, som muligens kommer til syne når energetiske (hundrevis av kiloelektronvolt) S- og O-ioner har et spenningsfall i atmosfæren ved polene. Kilden til dette spenningsfallet er ukjent, men det er ikke konsistent med teorien om at disse magnetfeltlinjene er åpne og knyttet til solvinden.<ref name="Elsner" />

=== Kilde til radiobølger ===
Jupiter er en kraftig kilde til [[radiobølge]]r med frekvenser fra flere [[kilohertz]] opp til titalls av  [[megahertz]]. Radiobølger med [[radiofrekvens|frekvenser]] på under 0,3&nbsp;MHz (bølgelengder på mer enn 1&nbsp;km) kalles joviansk [[kilometer|kilometrisk]] utstråling (KOM). De med frekvenser i intervallet 0,3–3&nbsp;MHz (med bølgelengder på 100–1000&nbsp;m) kalles [[hektometer|hektometrisk]] stråling (HOM), mens utstrålinger i intervallet 3–40&nbsp;MHz (med bølgelengder på 10–100&nbsp;m) kalles [[dekameter|dekametrisk]] stråling (DAM). Den siste var den første som ble observert fra Jorden, og har en periodisitet på ~10 timer. Den sterkeste dekametriske utstråling, som er knyttet til Io–Jupiter systemet kalles Io-DAM.<ref name="Carr1969"/><ref name=Zarka20160>[[#Zarka|Zarka]], 1998, ss. 20,160–168</ref>{{#tag:ref|Utstrålingen som ikke er Io-DAM er mye svakere enn Io-DAM, og er høyfrekvenshalen til HOM-strålinger.<ref name=Zarka20160/>|group=N|name="Io-DAM"}} 

De fleste radiobølger blir antatt produsert av «syklotron-[[maser]] ustabilitet», som utvikles nær polarlysregionene. Elektroner som beveger seg parallelt med magnetfeltet går ned i atmosfæren, mens de med en tilstrekkelig vinkelrett hastighet reflekteres av [[magnetisk speil|magnetiske speil]]. Dette gir en [[ikke-termisk plasma|ustabil hastighetsfordeling]] som genererer radiobølger ved en lokal elektrisk [[syklotronresonans|syklontronfrekvens]]. Elektronene som er involvert i genereringen av radiobølger, er muligens de som bærer strømmer fra planetens poler til magnetodisken.<ref name=Zarka20173>[[#Zarka|Zarka]], 1998, ss. 20, 173–181</ref> Intensiteten til jovianske radiobølgeutstrålinger varierer vanligvis jevnt med tiden. Det er likevel korte og kraftige utbrudd (S-utbrudd) av utslipp som legger seg over de mer gradvise variasjoner og som kan overskygge alle andre komponenter. Den totale effekten til DAM-strålingen er ~100&nbsp;GW, mens kraften til HOM- og KOM-strålingen er ~10&nbsp;GW. Den totale effekten til jordens radioutstrålinger er ~0.1&nbsp;GW.<ref name=Zarka20160/>
[[Fil:Radio emissions of Solar System planets.png|thumb|300px|Spekteret av jovianske radiobølger sammenlignet med spektrene til kilometrisk utstråling fra Neptun (N), Jorden (T), Saturn (S) og Uranus (U).{{byline|Tegnet av Ruslik0|6. april 2009}}]]
Radio- og partikkelbølger blir sterkt modulert av Jupiters rotasjon. Dette gjør at planeten ligner på en [[pulsar]].<ref name=Hill>[[#Hill|Hill]], 1995</ref> Denne periodiske modulering er muligens relatert til asymmetrier i magnetosfæren, som er forårsaket av vippingen av det magnetiske moment med hensyn til rotasjonsaksen så vel som av [[magnetisk anomalitet|magnetiske anomaliteter]] ved høye breddegrader. Fysikken som styrer radiobølgene er svært lik den til radiopulsarer. De varierer bare i skala, og Jupiter kan også betraktes som en liten [[pulsar|radiopulsar]].<ref name=Hill/> Jupiters utslipp av radiobølger avhenger også av solvindens trykk og dermed av [[solflekksyklusen]].<ref name=Zarka20160/>

I tillegg til utstråling ved relativt lange bølgelengder, utstråler Jupiter også [[synkrotronstråling]] (også kjent som [[Desimeter|desimetrisk]] utstråling eller DIM) med frekvenser i skalaen 0,1–15&nbsp;GHz (bølgelengder fra 3&nbsp;m til 2&nbsp;cm).<ref name=Zarka/> Denne utstråling kommer fra relativistiske elektroner som er fanget i planetens indre strålingsbelter.<ref name="Kivelson2005"/> Energien til elektronene som bidrar til DIM-strålingen varierer fra 0,1 til 100&nbsp;MeV,<ref name=Santos-Costa>[[#Santos-Costa|Santos-Costa]], 2001</ref> og det ledende bidraget kommer fra elektroner med en energi i skalaen 1–20&nbsp;MeV.<ref name="Bolton" /> Denne strålingen er godt kjent og ble brukt siden begynnelsen av 1960-årene for å studere strukturen til planetens magnetfelt og strålingsbeltene.<ref name=Zarka384>[[#Zarka2|Zarka]], 2005, ss. 384–385</ref> Partiklene i strålingsbeltene oppstår i den ytre magnetosfære og blir akselerert adiabatisk, mens de transporteres til den indre magnetosfære.<ref name=Khurana20/> Denne strålingen krever en moderat mengde høyenergipartikler (>> 1&nbsp;keV), og kilden til denne moderate mengden er lite forstått.<ref name="Carr1969"/>

Jupiters magnetosfære slynger ut strømmer av høyenergetiske elekroner og ioner (med energier opp til flere titalls MeV), som reiser så langt som til jordens omløpsbane.<ref name=Krupp17>[[#Krupp|Krupp]], 2004, ss. 17–18</ref> Disse [[kollimert stråle|kollimerte]] strømmene varierer med rotasjonsperioden til planeten liksom radiobølgene. Også i denne forstand ligner Jupiter på en pulsar.<ref name=Hill/>