Redigerer Jupiters magnetosfære

{{Infoboks magnetosfære
|bilde= Jovian magnetosphere vs solar wind.svg
|bildetekst=Jupiters magnetosfære{{byline|Tegnet NASA/JPL; derivat av Frédéric Michel|25. februar 2010}}
|navn=Jupiters magnetosfære
|himmellegeme=Jupiter
|oppdaget av=[[Pioneer 10]]
|oppdaget dato=Desember 1973
|oppdaget_ref=<ref name="Smith" />
|radius=71492
|magnetisk moment=1.56E+20
|feltstyrke=428
|tilt=~10
|lengdegrad=~159
|periode={{Nowrap|9h 55m 29.7 ± 0.1s}}
|felt_ref=<ref name="Khurana3" /><ref name="Russell1993-694" /><ref name="Zarka375" />
|imf=1&nbsp;nT
|hastighet=400
|tetthet=0,4
|solvind_ref=<ref name="Blanc238" />
|buesjokk=~82&nbsp;''R''<sub>j</sub>
|magnetopause=50–100&nbsp;''R''<sub>j</sub>
|magnetohale=opp til 7000&nbsp;''R''<sub>j</sub>
|plasmakilde=[[Io (måne)|Io]], [[solvind]], ionosfære
|ioner={{Kjemi|O|+}}, {{Kjemi|S|+}} og {{Kjemi|H|+}}
|massetilførsel=~{{formatnum: 1000 }}&nbsp;kg/s
|plasmatetthet={{formatnum: 2000 }}&nbsp;cm<sup>−3</sup>
|partikkelenergi=opp til 100&nbsp;MeV
|magnetosfære_ref=<ref name="Khurana1" /><ref name="Khurana5" /><ref name="Bolton" />
|spektrum=radio, [[Infrarød stråling|nær-IR]], [[Ultrafiolett stråling|UV]] og [[Røntgenstråling|røntgen]]
|kraft=100&nbsp;TW
|radiostråling=0,01–40&nbsp;MHz
|aurora_ref=<ref name="Bhardwaj342" />
}}
'''Jupiters magnetosfære''' er et område rundt [[planet]]en [[Jupiter]], hvor planetens [[magnetfelt]] har en dominerende innvirkning på bevegelsen til innkommende [[plasma (fysikk)|plasma]] som dannes i [[solvind]]en. Planeten har også en dominerende innvirkning på plasma som dannes i dens egen atmosfære, men som er [[ion]]isert av solvinden.

Magnetfeltet strekker seg opptil syv millioner kilometer i solens retning og nesten til [[Saturn]]s [[bane]] i motsatt retning. Jupiters [[magnetosfære]] er den største og kraftigste blant alle planetenes magnetosfærer i [[solsystemet]], og etter volum den største kjente kontinuerlige strukturen i solsystemet etter [[heliosfæren]]. Magnetosfæren er bredere og flatere enn jordens magnetosfære og sterkere i størrelsesklasse, mens det [[magnetisk moment|magnetiske momentet]] er {{formatnum:~20000}} ganger større. Eksistensen av Jupiters magnetosfære ble utledet fra observasjoner av radiobølger i 1955, og ble direkte observert av [[romsonde]]n ''[[Pioneer 10]]'' i 1973.

Jupiters indre magnetfelt genereres av elektriske strømmer som går i planetens ytre kjerne bestående av [[metallisk hydrogen]]. Vulkanske utbrudd på [[Jupiters måner|Jupitermånen]] [[Io (måne)|Io]] frigjør store mengder [[svoveldioksid]]gass ut i rommet og danner en stor [[torus]] rundt planeten.  Jupiters magnetfelt tvinger torusen til å rotere med den samme [[vinkelhastighet]] og retning som planeten. Torusen fører [[Plasma (fysikk)|plasma]] inn i magnetfeltet, slik at det strekkes til en pannekakelignende magnetodisk. Slik blir Jupiters magnetosfære formet av Ios plasma og sin egen rotasjon, og ikke av [[solvind]]en slik tilfellet er jordens magnetosfære. Sterke strømmer i magnetosfæren genererer permanente [[Aurora polaris|polarlys]] og intense variable radiobølger. Jupiter ligner derfor på en [[Pulsar|radiopulsar]]. Polarlys er observert både som [[infrarød stråling|infrarødt lys]], [[lys|synlig lys]], [[Ultrafiolett stråling|ultrafiolett lys]] og [[Røntgenstråling|røntgen]].

Magnetosfæren fanger og akselererer partikler og produserer belter med [[partikkelstråling]]; de tilsvarer jordens [[Van Allen-beltene|Van Allen-belter]], men er tusenvis ganger sterkere. Vekselvirkningen mellom høyenergetiske partikler og overflaten på de [[Galileiske måner]], påvirker markert månenes kjemiske og fysiske egenskaper. De samme partiklene påvirker også og blir påvirket av bevegelsene til partikler i [[Jupiters ringer]]. Strålingsbeltene er farlige for romsonder og potensielt farlige for menneskelige [[romfarer]]e.

== Struktur ==
{{se også|Jupiters atmosfære}}
Jupiters magnetosfære består av et [[Baugsjokket|buesjokk]], [[magnetosheath]], [[magnetopause]], [[magnetohale]], magnetodisk og andre komponenter. Det magnetiske feltet stråler ut fra en rekke kilder, blant annet væskesirkulasjon i planetens kjerne (det indre feltet), elektriske strømmer i plasmaet rundt Jupiter og strømmer som flyter på grensen av planetens magnetosfære. Magnetosfæren er innkapslet i plasma fra [[solvind]]en, som står bak det interplanetariske magnetfeltet.<ref name="Khurana12" /><ref name="Carr1969"/>

=== Indre magnetfelt ===
Hoveddelen av Jupiters magnetfelt er, som [[jordens magnetfelt]], generert av en indre [[dynamoteori|dynamo]] som drives av sirkulasjon av elektrisk ledende væske i [[den ytre kjernen]]. Mens jordens kjerne består av flytende [[jern]] og [[nikkel]], er Jupiters kjerne sammensatt av [[metallisk hydrogen]]<ref name="Russell1993-694" /> Både jordens og Jupiters magnetfelt er mest en [[dipol]], med nordlige og sørlige magnetiske poler i enden av en enkelt magnetisk akse.<ref name="Khurana3" /> På Jupiter ligger den nordlige polen av dipolen på planetens nordlige halvkule mens den sørlige polen av dipolen ligger på den sørlige halvkulen. På jorden ligger derimot nordpolen på den sørlige halvkule og sørpolen ligger på den nordlige halvkulen.<ref name="Kivelson303" />{{#tag:ref|Den nordlige og sørlige polene til jordens dipol må ikke forveksles med [[den magnetiske nordpol]] og [[den magnetiske sydpolen]], som ligger henholdsvis på den nordlige og sørlige halvkulen.|group=N|name="dipol"}} Jupiters magnetfelt har også kvadrupole og oktupole komponenter, samt også høyere komponenter, men disse er mindre enn en tiendedel så sterke som den dipole komponenten.<ref name="Khurana3" />
[[Fil:Jupiter Radiation sign 02-Nasa Reference.jpg|thumb|Jupiters utstråling{{byline|Tegning av [[NASA]]|6. april 2023}}]]
Dipolen heller rundt 10° fra Jupiters rotasjonsakse; helningen på jorden er 11,3°.<ref name="Smith" /><ref name="Khurana3" /><ref name="Connerney2017b"/> Det ekvatoriale feltets styrke er rundt 417&nbsp;[[Tesla|μT]] (4,170&nbsp;[[Gauss (enhet)|G]]), noe som samsvarer med et dipol [[magnetisk moment]] på rundt 2,83{{E|20}} [[Tesla|T]]×[[Kubikkmeter|m³]]. Dette gjør Jupiters magnetfelt 20 ganger sterkere enn jordens; det magnetiske momentet er {{formatnum:~20000}} ganger større.<ref name="Russell1993-694" /><ref name="Connerney2017"/>{{#tag:ref|Det magnetiske momentet er proporsjonalt med produktet av den ekvatoriale feltstyrken og kuben av Jupiters radius, noe som er 11 ganger større enn jorden.|group=N|name="magnetisk moment"}} Magnetfeltet [[rotasjonsperiode|roterer]] med samme hastighet som regionen under [[Jupiters atmosfære|atmosfæren]], med en periodetid på 9&nbsp;t&nbsp;55&nbsp;m. Fra de første målingene (av [[Pioneer 10]]) i desember 1973 frem til mai 2019, ble det registrert minimale endringer i styrken og strukturen til magnetfeltet. Den asimutale retningen av dipolen endret seg for eksempel mindre enn 0,01°.<ref name="Khurana3" />

Romsonden [[Juno (romsonde)|Juno]] observerte i 2019 en liten målbar endring i magnetfeltet siden det ble observert i 1973.<ref name="Agle2019"/><ref name="Moore2019"/> Jupiter har en sterkt ikke-dipolar region. «Den store blå flekken» nær ekvator, som er analog med Jordens [[den søratlantiske anomalitet|søratlantiske anomalitet]], har store [[sekulær variasjon|sekulære variasjoner]].<ref name="Agle2019"/>

=== Størrelse og form ===
Jupiters indre magnetfelt hindrer [[solvind]]en (ioniserte partikler fra [[solen]]) fra å vekselvirke direkte med [[Jupiters atmosfære]] og avleder den bort fra planeten. Det er dette som skaper selve magnetosfære, altså et område i solvinden påvirket av magnetfeltet fra planeten, sammensatt av [[Plasma (fysikk)|plasma]] ulik den fra solvinden.<ref name="Khurana1" /> Den jovianske magnetosfæren er så stor at solen og dens synlige [[korona]] kunne vært plassert inne i den.<ref name="Russell1993-715" /> Om den kunne ses fra jorden ville den ha fremstått fem ganger større enn [[fullmåne]]n selv om den er nesten {{formatnum:1700}} ganger lengre unna.<ref name="Russell1993-715" />

[[Magnetopause]]n er grensen som deler den tette og kjøligere plasmaen fra solvinden fra det varmere og mindre tette plasmaet fra Jupiters magnetosfære.<ref name="Khurana1" /> Avstanden fra magnetopausen til sentrum av planeten er fra 45 til 100·''R''<sub>j</sub> (hvor ''R''<sub>j</sub> = {{formatnum:71492}}&nbsp;km er Jupiters radius) ved det subsolare punkt &ndash; det ufikserte punktet på overflaten hvor solen tilsynelatende står rett over hodet på en observatør.<ref name="Khurana1" /> Posisjonen for magnetopausen avhenger av trykket fra solvinden, som igjen avhenger av [[Variasjoner i solaktiviteten|solaktiviteten]].<ref name="Russell2001-1016" /> Foran magnetopausen, i en avstand fra 80&ndash;130&nbsp;·''R''<sub>j</sub> fra planetens sentrum, ligger [[baugsjokket|buesjokket]], en bølgelignende forstyrrelse i solvinden forårsaket av kollisjonen med magnetosfæren.<ref name="Krupp15" /><ref name="Russell1993-725" /> Regionen mellom buesjokket og magnetopausen kalles [[magnetosheath]].<ref name="Khurana1" />

[[Fil:Magnetosphere Levels.svg|thumb|En kunstners fremstilling av en magnetosfære, hvor plasmasfæren (7) refererer til plasmatorus og et sjikt.{{byline|Tegnet av Dennis Gallagher|opplastet 1. mars 2010}}]]
På motsatt side av planeten strekker solvinden Jupiters magnetiske feltlinjer i en lang etterfølgende [[magnetohale]] som noen ganger strekker seg langt forbi [[Saturn]]s [[bane]].<ref name="Khurana17" /> Strukturen til denne halen ligner den til jorden. Den består av to områder (blå områder på bildet) med magnetfeltet i det sørlige området pekende mot Jupiter, og den i det nordlige området pekende bort fra planeten. Områdene deles av et tynt lag med plasma kalt [[strømningssjikt|strømningshalen]] (oransje områder på bildet).<ref name="Khurana17" /> Som for jorden er denne jovianske halen en kanal hvor plasma fra solen slipper inn i de indre regionene av magnetosfæren, hvor den blir varmet opp og danner [[Van Allen-beltene|strålingsbelter]] i avstander nærmere enn 10&nbsp;''R''·<sub>j</sub> fra Jupiter.<ref name="Khurana6" /><ref name="Maclennan2001"/>

Formen på magnetosfæren opprettholdes av det nøytrale strømningssjiktet (magnetohalestrømmen), som går med Jupiters rotasjon gjennom plasmasjikthalen, halestrømmen som flyter mot Jupiters rotasjon ved den ytre grensen av magnetohalen og magnetopausestrømmen (eller Chapman-Ferraro-strømmer) som går mot rotasjonen langs dagsidens magnetopause.<ref name="Kivelson303" /> Disse strømmene skaper det magnetiske feltet som bryter det indre feltet utenfor magnetosfæren.<ref name="Khurana17" /> De vekselvirker også betydelig med solvinden.<ref name="Kivelson303" />

Jupiters magnetosfære deles tradisjonelt inn i tre deler: den indre, den midterste og den ytre magnetosfæren. Den indre magnetosfæren ligger ved avstander nærmere enn 10&nbsp;·''R''<sub>j</sub> fra planeten. Magnetfeltet innenfor den forblir omtrentlig dipol på grunn av at strømmene som finnes i det magnetosfæriske ekvatoriale plasmasjiktet er små. I den midterste (mellom 10&ndash;40&nbsp;·''R''<sub>j</sub>) og ytre (utenfor 40&nbsp;·''R''<sub>j</sub>) magnetosfæren er ikke magnetfeltet en dipol, og forstyrres kraftig av vekselvirkningen med plasmasjiktet (se [[#Magnetodisk|magnetodisk]] under).<ref name="Khurana1" />

=== Rollen til månen Io ===
{{utdypende|Io (måne) {{!}} Io|vulkanisme på Io}}
Den generelle formen på Jupiters magnetosfære minner om jordens, men strukturen nærmere planeten er svært forskjellig.<ref name="Russell2001-1016" /> Den [[Vulkanisme på Io|vulkansk aktive]] månen [[Io (måne)|Io]] er en sterk kilde til plasma, og avgir så mye som {{formatnum:1000}}&nbsp;kg nytt materiale hvert sekund til Jupiters magnetosfære.<ref name="Khurana5" /> Sterke vulkanutbrudd på Io avgir store mengder [[svoveldioksid]]. En stor del av dette blir [[Dissosiasjon (kjemi)|dissosiert]] til [[atom]]er og [[ionisering|ionisert]] av solens [[ultrafiolett stråling|ultrafiolette stråling]], noe som produserer ioner av [[svovel]] ({{Kjemi|S|+}} og {{Kjemi|S|2+}}) og [[oksygen]] ({{Kjemi|O|+}} og {{Kjemi|O|2+}}).<ref name="Krupp3" /> Disse ionene forsvinner fra månens atmosfære og danner ''Ios plasmatorus'': en tykk og relativt kjølig ring av plasma som går i sirkel rundt Jupiter nær banens måne.<ref name="Khurana5" />
[[Fil:iotorus.jpg|thumb|Ios vekselvirkning med Jupiters atmosfære. Plasmatorusen til Io vises i gult.{{byline|Tegnet av NASA/JPL|10. januar 2001 |}}]]
Temperaturen på [[Plasma (fysikk)|plasmaet]] i [[torus]]en er 10&ndash;100&nbsp;[[Elektronvolt|eV]] ({{formatnum:100000&ndash;1000000}}&nbsp;[[kelvin]]), noe som er mye lavere enn for partiklene i strålingsbelter, som har 10&nbsp;keV (100&nbsp;millioner&nbsp;kelvin). Plasmaet i torusen tvinges inn i en medrotasjon med Jupiter, noe som betyr at begge har samme rotasjonsperiode.<ref name="Krupp4" /> Ios torus endrer fundamentalt dynamikken i den jovianske atmosfæren.<ref name="Krupp1" />

Som et resultat av blant annet  [[diffusjon]] og ustabilitetsutveksling lekker plasma sakte bort fra Jupiter.<ref name="Krupp4" /> Etter hvert som plasmaet beveger seg lengre bort fra planeten, øker dets radiale strømmer i hastighet og opprettholder medrotasjonen.<ref name="Khurana1" /> Disse radiale strømmene er også kilden til magnetfeltets asimutale komponenter, og som et resultat bender det seg tilbake mot rotasjonen.<ref name="Khurana13" /> Plasmaets partikkeltetthet synker fra rundt 2000 per cm<sup>3</sup> i Ios torus til rundt 0,2 per cm<sup>3</sup> i en avstand av 35&nbsp;·''R''<sub>j</sub>.<ref name="Khurana10" />

I midten av magnetosfæren (mer enn 20&nbsp;·''R''<sub>j</sub> fra Jupiter), brytes medrotasjonen gradvis ned. Plasmaet begynner der å rotere saktere enn planeten.<ref name="Khurana1" /> Ved avstander større enn 40&nbsp;·''R''<sub>j</sub> bryter plasmaet helt ut av magnetfeltet. Det forlater magnetosfæren gjennom magnetohalen.<ref name="Russell2001-1024" /> Kald, tett plasma beveger seg utover og blir erstattet av varm plasma med mindre tetthet (temperatur på 20&nbsp;[[Elektronvolt|keV]], eller 200&nbsp;millioner&nbsp;kelvin og høyere) som kommer fra den ytre magnetosfæren.<ref name="Khurana10" /> Plasmaet, som blir [[Adiabatisk prosess|adiabatisk varmet]] når den nærmer seg Jupiter<ref name="Khurana20" />, danner et strålingsbelte i Jupiters indre magnetosfære.<ref name="Khurana5" />

=== Magnetodisk ===
Mens jordens magnetfelt er omtrent dråpeformet, er Jupiters flatere og ligner mer på en disk og «slingrer» periodisk rundt sin egen akse.<ref name="depths" /> Denne disklignende konfigurasjonen skyldes hovedsakelig [[sentrifugalkraft]]en fra medroterende plasma og termisk trykk fra varm plasma. Begge strekker Jupiters [[magnetfelt]]linjer og danner en flat pannekakelignende struktur (magnetodisken) ved avstander større enn 20&nbsp;''R''<sub>j</sub> fra planeten.<ref name="Khurana1" /><ref name="Russell2001-1021" /> Magnetodisken har et tynt strømningssjikt nær midten av planet,<ref name="Krupp3" /> omtrent nær den magnetiske ekvator. De magnetiske feltlinjene peker vekk fra Jupiter over sjiktet og mot Jupiter under sjiktet.<ref name="Russell2001-1016" /> Tilførselen av plasma fra Io utvider størrelsen på den jovianske magnetosfæren fordi magnetodisken skaper et ekstra indre trykk som balanserer trykket fra solvinden.<ref name="Krupp15" /> I fravær av Io ville ikke avstanden mellom planeten og magnetopausen ved det subsolare punktet være mer enn 42&nbsp;''R''<sub>j</sub>, mens den faktisk er 75&nbsp;''R''<sub>j</sub>.<ref name="Khurana1" />

Formen til magnetodiskens felt blir oppretthold av en asimutal ringstrøm (ikke analogt med jordens ringstrøm) som går med rotasjonen gjennom det ekvatoriale plasmasjiktet.<ref name="Kivelson315" /> Som et resultat av vekselvirkningen mellom denne strømmen og planetens magnetfelt skaper Lorentz-kraften en [[sentripetalkraft]] som hindrer det medroterende plasmaet i å forlate planeten. Den totale ringstrømmen i det ekvatoriale strømingssjiktet er 90&ndash;160&nbsp;millioner [[ampere]].<ref name="Khurana1" /><ref name="Khurana13" />

== Magnetosfærens dynamikk ==
=== Medrotasjon og radialstrømmer ===
[[Fil:Currents in Jovian Magnetosphere.png|thumb|Jupiters magnetfelt og med-rotasjonen påtvinger strømmer{{byline|Tegnet av Ruslik0|17. april 2009}}]]
Hoveddrivkraften for Jupiters magnetosfære er planetens rotasjon.<ref name="Blanc250" /> I denne forbindelse er Jupiter lik en unipolar dynamo. Under rotasjonen beveger ionosfæren seg relativ til det dipolte magnetfeltet til planeten. Siden det dipole magnetiske momentet peker i samme retning som rotasjonen,<ref name="Kivelson303" /> fører [[Lorentzkraft|Lorentz-kraften]] (som oppstår som et resultat av denne bevegelsen) negativt ladede elektroner mot polene mens positivt ladede ioner blir sendt mot ekvator.<ref name="Cowley1069" /> Dermed blir polene negativt ladede og regionene nærmere ekvator blir positivt ladet. Siden Jupiters magnetosfære består av plasma med høy konduktivitet, er den [[Elektronisk krets|elektriske kretsen]] lukket gjennom den.<ref name="Cowley1069" /> Den såkalte likestrømmen (som ikke må forveksles med [[likestrøm]] i forbindelse med vanlige [[Elektrisk krets|elektriske kretser]]) strømmer langs de magnetiske feltlinjene fra ionosfæren til det ekvatoriale plasmasjiktet. Denne strømmen går deretter radielt vekk fra planeten i det ekvatoriale plasmasjiktet og til slutt tilbake til ionosfæren fra de ytre delene av magnetosfæren langs polenes feltlinjer. Strømmen som går langs magnetfeltlinjene kalles [[Birkelandstrømmer]] (feltjusterte strømmer).<ref name="Khurana13" /> Radialstrømmen vekselvirker med det planetariske magnetfeltet og den resulterende Lorentz-kraften akselererer plasmaet i magnetosfæren i retning av planetens rotasjon. Dette er hovedmekanismen som opprettholder plasmaets medrotasjon i Jupiters magnetosfære.<ref name="Cowley1069" />

Strømmene som går fra ionosfæren til plasmasjiktet er spesielt sterk når den tilsvarende delen av plasmasjiktet roterer saktere enn planeten.<ref name="Cowley1069" /> Som nevnt over brytes medrotasjonen ned i regionen mellom 20&ndash;40&nbsp;·''R''<sub>j</sub> fra Jupiter (magnetoskiven), hvor magnetfeltet er svært strukket.<ref name="Blanc254" /> Den sterke strømmen som går inn i magnetodisken stammer fra et svært begrenset breddegradsområde på rundt {{Nowrap|16 ± 1}}° fra de jovianske polene. Disse smale, sirkulære regionene tilsvarer Jupiters største [[Aurora polaris|auroraovaler]].<ref name="Cowley1083" /> Returstrømmen som går fra den ytre magnetosfæren utenfor 50&nbsp;·''R''<sub>j</sub> går inn i ionosfæren nær polene og lukker den elektriske sirkelen. Dent totale radialstrømmen i magnetosfæren er 60&ndash;140&nbsp;millioner [[ampere]].<ref name="Khurana13" /><ref name="Cowley1069" />

Akselerasjonen av plasmaet inn i medrotasjonen overfører energi fra rotasjonen til den [[kinetisk energi|kinetiske energien]] til plasmaet.<ref name="Khurana1" /><ref name="Krupp1" /> Slik drives den jovianske magnetosfæren av planetens rotasjon, mens den jordiske magnetosfæren drives av solvinden.<ref name="Krupp1" />

=== Vekslende ustabilitet og omkobling ===
[[Fil:Jovian magnetosphere (view from the north pole).png|thumb|Jupiters magnetosfære sett fra over nordpolen.<ref name="Krupp2007-216" />{{byline|Tegning av Ruslik0|24. mai 2009}}]]
Det er vanskelig å forklare transporten av tyngre, kald plasma fra Io-torusen ved 6&nbsp;·''R''<sub>j</sub> til den ytre magnetsofæren ved avstander på mer enn 50&nbsp;·''R''<sub>j</sub>.<ref name="Blanc254" /> Hypoteser antyder at prosessen skyldes en plasmaspredning på grunn av vekslende ustabilitet, som ligner [[Rayleigh-Taylor-ustabilitet]]en i [[hydrodynamikk]]en.<ref name="Krupp4" /> I den jovianske magnetosfæren spiller [[sentrifugalkraft]]en rollen som gravitasjon; den tunge flytende væsken er det kalde og tette joniske (det vil si knyttet til [[Io (måne)|Io]]) plasmaet. Den lette væsken er det varme og mye mindre tette plasmaet fra den ytre magnetosfæren.<ref name="Krupp4" /> Ustabiliteten gir en utveksling av [[flukskanal]]er fylt med [[Plasma (fysikk)|plasma]] mellom de ytre og indre delene av magnetosfæren. De flytende tomme flukskanalene beveger seg mot planeten samtidig som de dytter de tyngre kanalene fylt med jonisk plasma bort fra Jupiter.<ref name="Krupp4" /> Denne utvekslingen av flukskanaler er en form for magnetisk [[turbulens]].<ref name="Russell2008" />

Romsonden ''[[Galileo (romsonde)|Galileo]]'' oppdaget regioner med markant redusert plasmatetthet og økende feltstyrke i den indre magnetosfæren.<ref name="Krupp4" /> Disse tomrommene kan tilsvare de nesten tomme flukskanalene som kommer fra den ytre magnetosfæren. I den midterste magnetsofæren oppdaget ''Galileo'' injeksjonshendelser: Varm plasma fra den ytre magnetosfæren påvirker magnetodisken og fører til økende fluks av energipartikler og et styrket magnetfelt.<ref name="Krupp7" /> Det er ikke kjent hvordan kald plasma transporteres utover.

Når flukskanaler med fylt kald jonisk plasma når den ytre magnetosfæren, gjennomgår de en [[Magnetisk omkobling|omkoblingsprosess]] som separerer magnetfeltet fra plasmaet.<ref name="Blanc254" /> De førstnevnte går tilbake til den indre magnetosfæren i form av flukskanaler fylte med varm og mindre tett plasma; de sistnevnte blir sannsynligvis kastet nedover magnetohalen i form av plasmoider – store klatter av plasma. Omkoblingsprosessen kan tilsvare den globale rekonfigureringen som ble observert av ''Galileo''-sonden og som oppstod regelmessig hver 2.&ndash;3.&nbsp;dag.<ref name="Krupp1" /> Rekonfigurasjonen oppstår vanligvis som raske og kaotiske variasjoner av magnetfeltets styrke og retning, så vel som brå endringer i plasmaets bevegelse som ofte stoppet med-rotasjonen og begynte å strømme utover. Disse ble hovedsakelig observert i daggrysiden av magnetosfæren på nattehimmelen.<ref name="Krupp11" /> Plasmaet som strømmer ned halen langs de åpne feltlinjene kalles «den planetariske vinden».<ref name="Krupp3" /><ref name="Khurana18" />
[[Fil:Hubble Captures Vivid Auroras in Jupiter's Atmosphere.jpg|thumb|[[Polarlys]] på Jupiter, gjengitt med falske farger{{byline|Foto: [[Hubbleteleskopet]]|30. juni 2006}}]]
Omkoblingene er analog til [[Magnetosfære#Magnetiske substormer og stormer|magnetiske substormer]] i jordens magnetosfære.<ref name="Blanc254" /> Forskjellen ligger i energikildene; terrestriske substormer lagrer solvindens energi i magnetohalen. Dette følges av frigjøring gjennom en omkobling i halens nøytrale strømningssjikt, og skaper en plasmoide som beveger seg ned halen.<ref name="Russell2001-1011" /> I Jupiters magnetosfære er det motsatt; rotasjonsenergien lagres i magnetodisken og frigjøres når plasmoiden skiller seg fra den.<ref name="Krupp11" />

=== Påvirkning av solvinden ===
Dynamikken i magnetosfæren avhenger hovedsakelig av indre energikilder. Solvinden spiller sannsynligvis også en rolle,<ref name="Nichols" /> spesielt som en kilde for høyenergetiske [[proton]]er.<ref name="Khurana5" /> Selv om den jovianske [[ionosfæren]] også er en betydelig kilde til protoner, drives noen funksjoner i den ytre magnetosfæren av solvinden. Dette gjelder blant annet [[asymmetri]]en mellom daggry og skumring, hvor magnetfeltlinjene i skumringssektoren bøyes i motsatt retning av de i daggrysektoren.<ref name="Khurana13" /> I skumringssektoren inneholder magnetosfæren åpne feltlinjer som forbindes til magnetohalen; i daggrysektoren er derimot feltlinjene lukket.<ref name="Khurana17" /><ref name="Kivelson2002"/> Disse observasjonene indikerer at omkoblingsprosessen drives av solvinden. På jorden er dette kjent som [[Dungeysyklusen]], og den finner også sted i den jovianske magnetsofæren.<ref name="Blanc254" /><ref name="Nichols" />

Omfanget av solvindens påvirkning er ukjent;<ref name="Krupp18" /> men den er spesielt sterkt i tider med forhøyet [[Variasjoner i solaktiviteten|solaktivitet]].<ref name="Nichols404" /> Mengden av [[polarlys]],<ref name="Zarka375" /> utslippet av røntgenstråling og synlig lys,<ref name="Elsner" /> samt [[synkrotronstråling]] fra strålingsbeltene korrelerer med trykket fra solvinden. Dette indikerer at solvinden enten driver plasmasirkulasjonen eller modulerer indre prosesser i magnetosfæren.<ref name="Krupp11" />

== 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/>

== Interaksjon med ringene og månene ==
{{Utdypende|Jupiters ringer|Jupiters måner|erosjon (astronomi)}}
Jupiters omfattende magnetosfære omslutter [[Jupiters ringer]] og banene til alle de fire Galileiske måner.<ref name="Kivelson2004_2-4"/> Disse legemene roterer omkring Jupiters ekvator og er kilden til magnetosfærisk plasma, mens energetiske partikler fra magnetosfæren forandrer deres overflate. Partiklene freser ut av materiale fra overflaten og skaper kjemiske forandringer via [[radiolyse]].<ref name=Johnson-1>[[#Johnson|Johnson]], 2004, ss. 1–2</ref> Plasmaets medrotasjon med planeten betyr at plasmaet samhandler med månenes hemisfærer, og forårsaker hemisfæriske assymmetrier.<ref name=Johnson-3>[[#Johnson|Johnson]], 2004, ss. 3–5</ref>
[[Fil:Jupiter radio.jpg|thumb|Jupiters variable strålingsbelter{{byline|Tegnet av NASA Jet Propulsion Laboratory (NASA-JPL)|27. februar 2002}}]]
I nærheten av Jupiter absorberer planetens ringer og små måner høyenergetiske partikler (energi over 10&nbsp;keV) fra strålingsbeltene.<ref name=Burns1/> Dette skaper et merkbart gap i den romlige fordelingen og påvirker den desimetriske synkrotonutstråling. Eksistensen av Jupiters ringer ble faktisk først utledet av data fra romsonden [[Pioneer 11]], som oppdaget en skarp nedgang i antall høyenergetiske ioner nær planeten.<ref name=Burns1>[[#Burns|Burns]], 2004, ss. 1–2</ref> Det planetære magnetfeltet påvirker også sterkt ringpartikler på under en [[mikrometer]], som oppnår en elektrisk ladning under påvirkning av ultrafiolett stråling fra solen. De oppfører seg på lignende måte som medroterende ioner.<ref name=Burns12>[[#Burns|Burns]], 2004, ss. 12–14</ref> Resonante interaksjoner mellom medrotasjonen og partiklenes omløpsbevegelse har blitt brukt til å forklare skapelsen av Jupiters innerste haloring (lokalisert mellom 1,4 og 1,71&nbsp;·''R''<sub>J</sub>). Denne ringen består av partikler under en mikrometer, som har en høy [[inklinasjon]] og svært [[Baneeksentrisitet|eksentriske]] baner.<ref name=Burns10>[[#Burns|Burns]], 2004, ss. 10–11</ref> Partiklene oppstår i hovedringen. Når de beveger seg mot Jupiter, blir deres bane modifisert av en 3:2 Lorentzresonans som befinner seg ved 1,71&nbsp;·''R''<sub>J</sub>, og som øker deres inklinasjoner og eksentrisiteter.{{#tag:ref|En Lorentzresonans eksisterer mellom en partikkels banehastighet og rotasjonsperioden av en planets magnetosfære. Hvis ratioen på deres vinkelfrekvenser er ''m'':''n'' (et [[rasjonalt tall]]), kalles det for en ''m'':''n'' Lorentzresonans. Under en 3:2 resonans, vil en partikkel i en avstand på 1.71&nbsp;·''R''<sub>J</sub> fra Jupiter foreta tre omløp rundt planeten, mens planetens magnetfelt foretar to omløp.<ref name=Burns17/>|group=N|name="lorentz"}} En annen 2:1 Lorentzresonans ved 1,4&nbsp;·Rj definerer den indre grensen til haloringen.<ref name=Burns17>[[#Burns|Burns]], 2004, ss. 17–19</ref>

Alle de Galileiske måner har tynne atmosfærer med et overflatetrykk i skalaen 0,01–1&nbsp;[[Bar (enhet)|nbar]], som i sin tur opprettholder deres [[ionosfære]]r med elektrontettheter i størrelsesorden 1000–10&nbsp;000&nbsp;cm<sup>−3</sup>.<ref name="Kivelson2004_2-4"/> Den medroterende flyten av kald atmosfærisk plasma blir delvis viderekoblet omkring dem av strømmer som er indusert i deres ionosfærer, og skaper kileformede strukturer som er kjent som Alfvénvinger.<ref name="Kivelson2004_8-10"/> De store månenes interaksjon med medrotasjonens flyt ligner på interaksjonen mellom solvinden og planeten [[Venus]], selv om hastigheten (på mellom 74 og 328&nbsp;km/s) på medrotasjonen vanligvis er under [[lydens hastighet]] slik at det hindrer dannelsen av et [[baugsjokket|baugsjokk]].<ref name="Kivelson2004_1-2"/>{{#tag:ref|Flyten går saktere enn raske [[Magnetosonisk bølge|magnetosoniske bølger]], men raskere enn den akustiske lydhastighet.|group=N|name="magnetosonisk"}}.

Trykket fra den medroterende plasma fjerner kontinuerlig gasser fra månenes atmosfærer (spesielt Ios atmosfære). Noen av disse atomene er ioniserte og blir bragt inn i medrotasjonen. Prosessen skaper gass og plasmatoruser i nærheten av månenes baner (Io-torusen er mest prominent).<ref name="Kivelson2004_2-4"/> Galileiske måner (hovedsakelig Io) er således hovedkildene til plasmaet i Jupiters indre og midterste magnetosfære. I mellomtiden er de energetiske partiklene stort sett upåvirket av Alfvénvingene og har fri tilgang til månenes overflater (bortsett fra overflaten til Ganymedes).<ref name="Cooper2001_137"/>
[[Fil:PIA04433 Jupiter Torus Diagram cr.jpg|thumb|Plasmatoruser skapt av månene [[Io (måne)|Io]] og [[Europa (måne)|Europa]].{{byline|Tegnet av Ruslik0 som et derivatarbeid av et NASA-bilde|5. juni 2009}}]]
Månene Europa, Ganymedes og Callisto genererer alle induserte magnetmomenter som respons på forandringer i Jupiters magnetfelt.
Disse varierende magnetiske momenter skaper dipole magnetfelter omkring dem, som kompenserer for endringer i omgivelsenes felt.<ref name="Kivelson2004_2-4"/> Induksjonen blir antatt å finne sted i lag av saltvann under overflaten, som kan eksistere på alle Jupiters store måner. Disse havene kan potensielt huse liv, og beviset for deres eksistens var en av de viktigste oppdagelsene som ble gjort i 1990-årene av romsonden [[Galileo (romsonde)|Galileo]].<ref name="Kivelson2004_10-11"/>

Magnetosfærens interaksjon med Ganymedes, som har et eget magnetisk moment, er forskjellig fra dets interaksjon med de andre månene.<ref name="Kivelson2004_10-11"/> Det iboende magnetiske feltet til Ganymedes skaper et hullrom innenfor Jupiters magnetosfære på omkring to Ganymedes-diametere, og skaper en mini-magnetosfære innenfor Jupiters magnetosfære. Magnetfeltet til Ganymedes viderekobler flyten av den medroterende plasmaet omkring sin magnetosfære. Det beskytter også månens eklvatorregioner, hvor felt-linjene er lukkede, fra energetiske partikler. Disse energetiske partiklene kan fortsatt ramme polene til Ganymedes, hvor felt-linjene er åpne.<ref name="Kivelson2004_16-18"/> Noen av de energetiske partiklene fanges nær ekvator til Ganymedes, og skaper mini-utstrålings belter.<ref name=Williams1998_1/> Energetiske elektroner som går inn i den tynne atmosfæren er ansvarlige for polarlysene på Ganymedes.<ref name="Kivelson2004_16-18"/>

Ladde partikler har en betydelig påvirkning på overflaten til de galileiske månene. Plasmaet som oppstår fra Io transporterer ioner av svovel og [[natrium]] lengre unna planeten,<ref name="Cooper2001_154"/> hvor den er implantert fortrinnsvis på de etterfølgende halvkuler til Europa og Ganymedes.<ref name="Johnson2004_15"/> På Callisto forekommer allikevel svovel, av ukjente grunner, konsentrert på den ledende halvkule.<ref name="Hibbitts2000_1"/> Plasma sørger også for å formørke månenes etterfølgende halvkuler (med unntak av Callisto).<ref name=Johnson-3/>

Energetiske elektroner og ioner (hvor fluksen til den sistnevnte er mer [[isotropi]]sk), bombarderer overflateisen, freser ut atomer og molekyler og forårsaker radiolyse av vann og andre [[kjemisk forbindelse|kjemiske forbindelser]]. De energetiske partiklene deler vann opp i oksygen og [[hydrogen]], og vedlikeholder den tynne oksygenatmosfæren til månene (siden hydrogenet unnslipper raskere). De kjemiske forbindelsene som produseres radiolytisk på overflaten omfatter også [[ozon]] og [[hydrogenperoksid]].<ref name="Johnson2004_8"/> Hvis organiske stoffer eller [[karbonat]]er er til stede, kan også [[karbondioksid]], [[metanol]] og [[karbonsyre]] bli produsert. I nærværet av svovel, produseres sannsynligvis også svoveldioksid, [[hydrogendisulfid]] og [[svovelsyre]].<ref name="Johnson2004_8"/> [[Oksidasjonsmiddel|Oksidanter]] som produseres gjennom radiolyse, liksom oksygen og ozon, kan bli fanget innenfor isen og bli fraktet nedover til havene over geologiske tidsperioder, og er dermed en mulig kilde for liv.<ref name="Cooper2001_154"/>

== Oppdagelse og utforskning ==
{{Utdypende|Utforskningen av Jupiter}}
[[Fil:Pioneer 10 at Jupiter.jpg|thumb|[[Pioneer 10]] sørget for den første ''in situ'' oppdagelse av Jupiters magnetosfære{{byline|Tegning: Rick Guidice|3. april 1997}}]]
Det første beviset på eksistensen av Jupiters magnetfelt kom i 1955, med oppdagelsen av dekametrisk radioutstråling (DAM).<ref name=Burke>[[#Burke|Burke and Franklin]], 1955</ref> Utstrålingen var opp til 40&nbsp;[[Hertz|MHz]], og viste at magnetfeltet har en maksimum styrke på over 1&nbsp;milli[[tesla]] (10&nbsp;[[Gauss (enhet)|gauss]]).<ref name="Zarka371"/>

I 1959 førte observasjoner av [[mikrobølge]]r (0,1–10&nbsp;[[Hertz|GHz]]) til oppdagelsen av Jupiters desimetriske utstråling (DIM) og til erkjennelsen av at synkrotronstråling utgikk fra [[relativistiske elektronstråler|relativistiske elektroner]] som var fanget i planetens strålingsbelter.<ref name="Drake1959"/> Synkrotronstrålingen ble brukt til å beregne antallet og energien til elektronene omkring Jupiter og førte til bedre estimater av magnetmomentet og dets helning.<ref name=Khurana5/>

I 1973 ble det magnetiske momentet kjent innenfor en faktor på to, mens helningen ble korrekt estimert til ~10°.<ref name=Russell1993-715/> Moduleringen av Jupiters DAM av månen Io (Io-DAM) ble oppdaget i 1964, og gjorde det mulig å presist bestemme Jupiters [[rotasjonsperiode]].<ref name="Zarka375"/><ref name="Russel2001b"/> Den definitive oppdagelsen av det jovianske magnetfeltet fant sted i desember 1973, da Pioneer 10 fløy nært planeten.<ref name="Smith" /> Pioneer 10 fraktet et heliumvektor [[magnetometer]], som målte magnetfeltet direkte. Romsonden foretok også observasjoner av plasmaet og energetiske partikler.<ref name="Smith"/>
[[Fil:Ulysses at Jupiter.jpg|thumb|Veien til romsonden ''Ulysses'' gjennom Jupiters magnetosfære i 1992{{byline|Tegning: NASA/JPL|25. august 2005}}]]
[[Fil:Galileo - MAD photo - mag1.jpg|thumb|[[Magnetometer]]et til romsonden ''Galileo''{{byline|Tegning: NASA/JPL}}]]
Pr 2024 har ni romsonder fløyet forbi eller rundt Jupiter og bidratt til forståelsen av den jovianske magnetosfære. Romsonden Pioneer 10 nådde Jupiter i desember 1973, og passerte innenfor 2,9&nbsp;·''R''<sub>J</sub><ref name=Russell1993-715/> fra senteret av planeten.<ref name=Smith/> Dens tvilling [[Pioneer 11]] besøkte Jupiter i 1974, bevegde seg langs en sterkt inklinert bane og kom så nært planeten som 1,6&nbsp;·''R''<sub>J</sub>.<ref name=Russell1993-715/>

Pioneer 10 ga den beste dekningen av det indre magnetfeltet.<ref name=Khurana1/> Sonden passerte gjennom de indre strålingsbeltene innenfor 20&nbsp;·''R''<sub>J</sub>, og mottok en integrert dose med 200&nbsp;000 [[Rad (enhet)|rad]] fra [[elektron]]er og 56&nbsp;000 rad fra [[proton]]er (500 rad er dødelig for mennesker).<ref name="Hunt1981"/> Strålingsnivået var ti ganger høyere enn sondens konstruktører hadde forutsett. Dette førte til frykt for at sonden skulle ødelegges: Med noen få mindre problemer klarte den allikevel å passere gjennom strålingsbeltene, fordi Jupiters magnetosfære hadde «krenget» litt oppover på dette tidspunktet, og beveget seg bort fra romsonden. Pioneer 11 mistet likevel de fleste bildene av Io, ettersom dets [[polarimeter]] (som var ment å ta bilder) mottok en rekke falske kommandoer. De teknologisk mer avanserte [[Voyagerprogrammet|Voyagersondene]] var konstruerte for å tåle strålingsnivåene.<ref name="depths" />

[[Voyager 1]] og [[Voyager 2]] ankom Jupiter i 1979–1980 og reiste nær ekvatorplanet. Voyager 1 passerte innenfor 5&nbsp;·''R''<sub>J</sub> fra planetens senter,<ref name=Russell1993-715/> og ble den første sonden som møtte plasmatorusen til Io.<ref name=Khurana1/> Den mottok en dose som var 1000 ganger over den dødelige dosen for mennesker. Dette medførte en skade og en alvorlig svekkelse av noen av høyoppløsningsbildene av Io og Ganymedes.<ref name=Wilson1987/> Voyager 2 passerte innenfor 10&nbsp;·''R''<sub>J</sub><ref name=Russell1993-715/> og oppdaget det nåværende «arket» i ekvatorplanet. Den neste sonden som nærmet seg Jupiter var ''[[Ulysses (romsonde)|Ulysses]]'' i 1992; den utforsket planetens polare magnetosfære.<ref name=Khurana1/>

Romsonden [[Galileo (romsonde)|''Galileo'']] gikk i bane rundt Jupiter fra 1995 til 2003, og sørget for en omfattende dekning av Jupiters magnetfelt langs ekvator i avstander opp mot 100&nbsp;·''R''<sub>J</sub>. De studerte regioner inkluderte magnetohalen og magnetosfærens daggry- og skumringssektorer.<ref name=Khurana1/> Galileo overlevde de sterke utstrålingsregionene på Jupiter, men erfarte likevel noen få tekniske problemer. Romsondens [[gyroskop]]er fremviste ofte økende feil. Flere ganger oppstod [[lysbue]]r mellom roterende og ikke-roterende deler av romsonden, noe som førte til at den gikk inn i en såkalt «trygg modus». Dette førte til tap av alle data fra det 16. 18. og 33. omløp. Strålingen forårsaket også flere faseskift i ''Galileo'''s ultra-stabile [[kvartsoscillator]].<ref name="Fieseler2002"/>

Da romsonden ''[[Cassini-Huygens|Cassini]]'' fløy forbi Jupiter i 2000, gjennomførte den koordinerte målinger med ''Galileo''.<ref name=Khurana1/><ref name="Kivelson2003"/><ref name="McComas2007"/> ''[[New Horizons]]'' passerte nær Jupiter i 2007, og foretok unike utforskninger av den jovianske magnetohalen så langt som 2500&nbsp;·''R''<sub>J</sub> fra Jupiters kjerne.<ref name="Krupp2007-216"/> I juli 2016 ble romsonden Juno satt i bane rundt Jupiter, for å utforske magnetosfæren ved polene.<ref name=Wisconsin-Madison2008/> Vi vet fortsatt mindre om Jupiters magnetosfære enn jordens magnetfelt. Videre studium kreves for å forstå den jovianske magnetosfærens dynamikk.<ref name=Khurana1/>
[[Fil:PIA20753 Data Recorded as Juno Crossed Jovian Bow Shock.png|thumb|Data fra [[Waves (Juno)|''Waves'']] når Juno krysser det jovianske [[buesjokket]].{{byline|Foto: NASA/JPL-Caltech/SwRI/Univ. of Iowa|30. juni 2016}}]]
[[Fil:PIA20754 Data Recorded as Juno Entered Magnetosphere.png|thumb|Data fra [[Waves (Juno)|''Waves'']] når Juno krysser [[magnetopause]]n.{{byline|Foto: NASA/JPL-Caltech/SwRI/Univ. of Iowa|30. juni 2016}}]]
Romsonden Juno ble sendt opp 5. august 2011 og ankom Jupiter 5. juli 2016. Flere instrumenter i sonden undersøker magnetosfæren: Et [[Magnetometer (Juno)|magnetometer]], en detektor for oppdagelse av plasma og radiobølger ([[Waves (Juno)|''Waves'']]) og ''[[Jovian Auroral Distributions Experiment]]'' (JADE) for å oppdage og måle ioner og elektroner.<ref name="Hopkins2016"/>
{{Sitat|En primær målsetning med Juno-oppdraget er å utforske den polare magnetosfæren til Jupiter. Mens Ulysses en kort stund studerte breddegrader på ~48 grader, var dette i relativt store avstander fra Jupiter (~8,6·''R''<sub>J</sub>). Derfor er den polare magnetosfæren til Jupiter for en stor del ukjent territorium og, spesielt har nordlysets akselrasjonsregion aldri blitt besøkt. ...|''A Wave Investigation for the Juno Mission to Jupiter''<ref name="Kurth2008"/>}}

''Juno'' avdekket at magnetfeltet hadde stor romlig variasjon, muligens på grunn av en relativt stor dynamoradius. Den mest overraskende observasjon frem til sent i 2017 var fraværet av den forventede magnetiske signatur fra Birkelandsstrømmer som er knyttet til polarlys.<ref name="Connerney2017"/>

Romsonden [[Jupiter Icy Moon Explorer]] (JUICE) ble skutt opp av [[den europeiske romfartsorganisasjon]] den 14. april 2023 kl 12:14:36 UTC. Den vil være fremme ved Jupiter i juli 2031, og vil ankomme Ganymedes i desember 2034. Da vil den ha oppnådd fire [[gravitasjonsslynge]]r. Den besøker [[Venus]] en gang, Jorden tre ganger og [[asteroidebeltet]] en gang; deriblant besøker den muligens [[asteroide]]n [[223 Rosa]]. En av målsetningene er å gi en forståelse av magnetfeltet til Ganymedes og hvordan det påvirker Jupiter. 

[[Tianwen-4]] er en foreslått [[Kina|kinesisk]] romsonde som enten vil utforske månen Callisto eller samle mer informasjon om Io.

I 2003 utførte [[NASA]] et konseptstudium kalt ''«Human Outer Planets Exploration»'' (HOPE) angående en mulig menneskelig utforskning av det ytre solsystemet. En overflatebase på Callisto ble foreslått, på grunn av lave strålingsnivåer og geologisk stabilitet. Callisto er den eneste månen som er egnet for menneskelig utforskning. Nivåene av [[ioniserende stråling]] på Io, Europa og Ganymedes er dødelige, og ingen adekvate beskyttende tiltak har blitt utarbeidet.<ref name="Troutman2003"/>

== Se også ==

* [[Saturns magnetosfære]]
* [[Planetkjerne]]

== Noter ==
<references group='N'/>

== Referanser ==
<references>
<ref name="Agle2019">[[#Agle2019|Agle]] (2019)</ref>
<ref name="Blanc238">[[#Blanc|Blanc]] (2005), s. 238 (Tabell III)</ref>
<ref name="Blanc250">[[#Blanc|Blanc]] (2005), s. 250&ndash;253</ref>
<ref name="Blanc254">[[#Blanc|Blanc]] (2005), s. 254&ndash;261</ref>
<ref name="Bhardwaj342">[[#Bhardwaj|Bhardwaj]] (2000), s. 342</ref>
<ref name="Bhattacharyya2018">[[#Bhattacharyya2018|Bhattacharyya]] (2018)</ref>
<ref name="Bolton">[[#Bolton|Bolton]] (2002)</ref>
<ref name="Carr1969">[[#Carr1969|Carr]] (1969)</ref>
<ref name="Connerney2017">[[#Connerney2017|Connerney]] (2017)</ref>
<ref name="Connerney2017b">[[#Connerney2017b|Connerney b]] (2017)</ref>
<ref name="Cooper2001_137">[[#Cooper2001|Cooper]] (2001), ss. 137, 139</ref>
<ref name="Cooper2001_154">[[#Cooper2001|Cooper]] (2001), ss. 154, 156</ref>
<ref name="Cowley1069">[[#Cowley|Cowley]] (2001), s. {{formatnum:1069}}&ndash;76</ref>
<ref name="Cowley1083">[[#Cowley|Cowley]] (2001), s. {{formatnum:1083}}&ndash;87</ref>
<ref name="Drake1959">[[#Drake1959|Drake]] (1959)</ref>
<ref name="depths">[[#Wolverton|Wolverton]] (2004), s. 100&ndash;157</ref>
<ref name="Elsner">[[#Elsner|Elsner]] (2005), s. 419&ndash;420</ref>
<ref name="Fieseler2002">[[#Fieseler2002|Fieseler]] (2002)</ref>
<ref name="Hibbitts2000_1">[[#Hibbitts2000|Hibbitts]] (2000), s. 1</ref>
<ref name="Hopkins2016">[[#Hopkins2016|Hopkins]] (2016)</ref>
<ref name="Hunt1981">[[#Hunt1981|Hunt]] (1981)</ref>
<ref name="Johnson2004_8">[[#Johnson2004|Johnson]] (2004), ss. 8–13</ref>
<ref name="Johnson2004_15">[[#Johnson2004|Johnson]] (2004), ss. 15–19</ref>
<ref name="Khurana1">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 1&ndash;3</ref>
<ref name="Khurana3">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 3&ndash;5</ref>
<ref name="Khurana5">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 5&ndash;7</ref>
<ref name="Khurana6">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 6&ndash;7</ref>
<ref name="Khurana10">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 10&ndash;12</ref>
<ref name="Khurana12">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 12&ndash;13</ref>
<ref name="Khurana13">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 13&ndash;16</ref>
<ref name="Khurana17">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 17&ndash;18</ref>
<ref name="Khurana18">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 18&ndash;19</ref>
<ref name="Khurana20">[[#Khurana|Khurana]] (2004), s. 20&ndash;21</ref>
<ref name="Kivelson2002">[[#Kivelson2002|Kivelson]] (2002)</ref>
<ref name="Kivelson2003">[[#Kivelson2003|Kivelson]] (2003)</ref>
<ref name="Kivelson2004_1-2">[[#Kivelson2004|Kivelson]] (2004), ss. 1&ndash;2</ref>
<ref name="Kivelson2004_2-4">[[#Kivelson2004|Kivelson]] (2004), ss. 2&ndash;4</ref>
<ref name="Kivelson2004_8-10">[[#Kivelson2004|Kivelson]] (2004), ss. 8&ndash;10</ref>
<ref name="Kivelson2004_10-11">[[#Kivelson2004|Kivelson]] (2004), ss. 10&ndash;11</ref>
<ref name="Kivelson2004_16-18">[[#Kivelson2004|Kivelson]] (2004), ss. 16&ndash;18</ref>
<ref name="Kivelson303">[[#Kivelson|Kivelson]] (2005), s. 303&ndash;313</ref>
<ref name="Kivelson315">[[#Kivelson|Kivelson]] (2005), s. 315&ndash;316</ref>
<ref name="Kivelson2005">[[#Kivelson2005|Kivelson]] (2005)</ref>
<ref name="Krupp1">[[#Krupp|Krupp]] (2004), s. 1&ndash;3</ref>
<ref name="Krupp3">[[#Krupp|Krupp]] (2004), s. 3&ndash;4</ref>
<ref name="Krupp4">[[#Krupp|Krupp]] (2004), s. 4&ndash;7</ref>
<ref name="Krupp7">[[#Krupp|Krupp]] (2004), s. 7&ndash;9</ref>
<ref name="Krupp11">[[#Krupp|Krupp]] (2004), s. 11&ndash;14</ref>
<ref name="Krupp15">[[#Krupp|Krupp]] (2004), s. 15&ndash;16</ref>
<ref name="Krupp18">[[#Krupp|Krupp]] (2004), s. 18&ndash;19</ref>
<ref name="Krupp2007-216">[[#Krupp2007|Krupp]] (2007), s. 216</ref>
<ref name="Kurth2008">[[#Kurth2008|Kurth]] (2008)</ref>
<ref name="Maclennan2001">[[#Maclennan2001|Maclennan]] (2001)</ref>
<ref name="McComas2007">[[#McComas2007|McComas]] (2007)</ref>
<ref name="Moore2019">[[#Moore2019|Moore]] (2019)</ref>
<ref name="Nichols">[[#Nichols|Nichols]] (2006), s. 393&ndash;394</ref>
<ref name="Nichols404">[[#Nichols|Nichols]] (2006), s. 404&ndash;405</ref>
<ref name="Redd2018">[[#Redd2018|Redd]] (2018)</ref>
<ref name="Russell1993-694">[[#Russell1993|Russel]] (1993), s. 694</ref>
<ref name="Russell1993-715">[[#Russell1993|Russel]] (1993), s. 715&ndash;717</ref>
<ref name="Russell1993-725">[[#Russell1993|Russel]] (1993), s. 725&ndash;727</ref>
<ref name="Russell2001-1011">[[#Russell2001|Russell]] (2001), s. {{formatnum:1011}}</ref>
<ref name="Russell2001-1016">[[#Russell2001|Russell]] (2001), s. {{formatnum: 1015&ndash;1016 }}</ref>
<ref name="Russell2001-1021">[[#Russell2001|Russell]] (2001), s. {{formatnum: 1021–1024 }}</ref>
<ref name="Russell2001-1024">[[#Russell2001|Russell]] (2001), s. {{formatnum: 1024&ndash;1025 }}</ref>
<ref name="Russel2001b">[[#Russel2001b|Russel2001b]] (2001b)</ref>
<ref name="Russell2008">[[#Russell2008|Russell]] (2008)</ref>
<ref name="Smith">[[#Smith|Smith]] (1974)</ref>
<ref name="Troutman2003">[[#Troutman2003|Troutman]] (2003)</ref>
<ref name=Zarka>[[#Zarka2|Zarka]] (2005)</ref>
<ref name="Zarka371">[[#Zarka2|Zarka]] (2005), s. 371&ndash;375</ref>
<ref name="Zarka375">[[#Zarka2|Zarka]] (2005), s. 375&ndash;377</ref>
<ref name=Williams1998_1>[[#Williams1998|Williams]] (1998), s. 1</ref>
<ref name=Wilson1987>[[#Wilson1987|Wilson]] (1987)</ref>
<ref name=Wisconsin-Madison2008>[[#Wisconsin-Madison2008|Wisconsin-Madison]] (2008)</ref>
</references>

== Kilder ==
* {{Kilde web |
 |forfatter=Agle, DC
 |dato=20. mai 2019
 |tittel=NASA's Juno Finds Changes in Jupiter's Magnetic Field
 |publikasjon=Jet Propulsion Laboratory
 |url=https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=7406
 |ref=Agle2019}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Bhardwaj, Anupam; Gladstone, G.R.
 |tittel=Auroral emissions of the giant planets
 |utgivelsesår=2000
 |publikasjon=Reviews of Geophysics
 |bind=38
 |utgave=3
 |url=http://www.bu.edu/csp/uv/cp-aeronomy/Bhardwaj_Gladstone_RG_2000.pdf
 |doi=10.1029/1998RG000046
 |format=pdf
 |bibcode=2000RvGeo..38..295B
 |språk=engelsk
 |ref=Bhardwaj
 |besøksdato=2021-12-29
 |arkiv-dato=2011-06-28
 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20110628210428/http://www.bu.edu/csp/uv/cp-aeronomy/Bhardwaj_Gladstone_RG_2000.pdf
 |url-status=yes
 }}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Bhattacharyya, Dolon
 |utgivelsesår=3. januar 2018
 |tittel=Evidence for Auroral Emissions From Callisto's Footprint in HST UV Images
 |publikasjon=Journal of Geophysical Research: Space Physics
 |volum=123 |issue=1 |pages=364–373 |doi=10.1002/2017JA024791 |bibcode=2018JGRA..123..364B|id=hdl=2268/217988 , s2cid=135188023 
 |url=https://orbi.uliege.be/handle/2268/217988|ref=Bhattacharyya2018}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Blanc, Michel; Kallenbach, R.; Erkaev, Nikolai V.
 |tittel=Solar System magnetospheres|utgivelsesår=2005
 |bind=116|utgave=1-2|doi=10.1007/s11214-005-1958-y
 |bibcode=2005SSRv..116..227B|publikasjon=Space Science Reviews
 |språk=engelsk|ref=Blanc
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Bolton, S.J.; Janssen, M. et al.
 |tittel=Ultra-relativistic electrons in Jupiter's radiation belts
 |utgivelsesår=2002|bind=415|utgave=6875
 |pmid=11875557|sider=987–991|doi=10.1038/415987a
 |url=http://www.nature.com/nature/journal/v415/n6875/full/415987a.html
 |publikasjon=Nature
 |språk=engelsk|ref=Bolton
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Burke, B.F.; Franklin, K. L.
 |tittel=Observations of a variable radio source associated with the planet Jupiter
 |utgivelsesår=1955
 |volum=60|issue=2|pages=213–217
 |doi=10.1029/JZ060i002p00213|bibcode=1955JGR....60..213B 
 |publikasjon = Journal of Geophysical Research|ref=Burke}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Carr, Thomas D.; Gulkis, Samuel
 |tittel=The magnetosphere of Jupiter
 |publikasjon=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 |utgivelsesår=1969
 |volum=7|issue=1|pages=577–618
 | bibcode=1969ARA&A...7..577C|doi=10.1146/annurev.aa.07.090169.003045|ref=Carr1969}}
* {{Kilde artikkel
 | doi = 10.1126/science.aam5928 | pmid=28546207 | volum=356
 | tittel=Jupiter's magnetosphere and aurorae observed by the Juno spacecraft during its first polar orbits
 | utgivelsesår=2017
 | publikasjon=Science | pages=826–832 
 | forfatter = Connerney, John E. P.; Adriani, A; Allegrini, ‪Frédéric; [[Fran Bagenal|Bagenal, Fran]]; Bolton, SJ; Bonfond, B; Cowley, Stanley  William Herbert; Gerard, JC; Gladstone, GR; Grodent, D; Hospodarsky, George; Jorgensen, JL; Kurth, William S; Levin, SM; Mauk, B. H.; McComas, David John; Mura, A; Paranicas, C; Smith, EJ; Thorne, RM; Valek, P; Waite
| issue=6340 | bibcode=2017Sci...356..826C|ref=Connerney2017}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Connerney, John E. P.; Kotsiaros, Stavros; Oliversen, R.J.; Espley, Jared R.; Joergensen, J. L.; Joergensen, P.S.; Merayo, José M. G.; Herceg, M.; Bloxham, J.; Moore, Kimberly M.; Bolton, S. J.; Levin, S. M.
 |utgivelsesår=2017-05-26
 |tittel=A New Model of Jupiter's Magnetic Field From Juno's First Nine Orbits
 |publikasjon=Geophysical Research Letters
 |volum=45|issue=6|pages=2590–2596
 |doi=10.1002/2018GL077312|bibcode=2018GeoRL..45.2590C
 |url=http://orbit.dtu.dk/ws/files/147221632/Connerney_et_al_2018_Geophysical_Research_Letters.pdf|ref=Connerney2017b}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Cooper, J. F.; Johnson, R. E.
 |tittel=Energetic ion and electron irradiation of the icy Galilean satellites
 |utgivelsesår=2001
 |volum=139
 |issue=1
 |pages=133–159
 |doi=10.1006/icar.2000.6498
 |url=http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf
 |publikasjon=[[Icarus (journal)|Icarus]]
 |ref=Cooper2001
 |bibcode=2001Icar..149..133C
 |url-status=yes
 |besøksdato=2023-05-30
 |arkiv-dato=2007-09-26
 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20070926195310/http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf
 }}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=[[Stan Cowley|Cowley, Stanley William Herbert]]; Bunce, E.J.
 |tittel=Origin of the main auroral oval in Jupiter's coupled magnetosphere–ionosphere system
 |utgivelsesår=2001|bind=49|utgave=10-11
 |doi=10.1016/S0032-0633(00)00167-7
 |bibcode=2001P&SS...49.1067C
 |publikasjon=Planetary and Space Science
 |språk=engelsk|ref=Cowley
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Drake, F. D.; Hvatum, S.
 |tittel=Non-thermal microwave radiation from Jupiter
 |utgivelsesår=1959
 |volum=64|page=329
 |doi=10.1086/108047|bibcode=1959AJ.....64S.329D |publikasjon=Astronomical Journal| ref=Drake1959}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Fieseler, P.D.; Ardalan, S. M.
 |tittel=The radiation effects on Galileo spacecraft systems at Jupiter
 |utgivelsesår=2002
 |volum=49
 |issue=6
 |pages=2739–58
 |doi=10.1109/TNS.2002.805386
 |url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/11661/1/02-0220.pdf
 |publikasjon=IEEE Transactions on Nuclear Science
 |bibcode=2002ITNS...49.2739F
 |ref=Fieseler2002
 |besøksdato=2023-06-02
 |arkiv-dato=2011-07-19
 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20110719204111/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/11661/1/02-0220.pdf
 |url-status=yes
 }}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Hibbitts, C.A.; McCord, T.B; Hansen, T.B.
 |tittel=Distribution of CO<sub>2</sub> and SO<sub>2</sub> on the surface of Callisto
 |utgivelsesår=2000
 |volum=105|issue=E9|pages=22,541–557|bibcode=2000JGR...10522541H
 |publikasjon = Journal of Geophysical Research
 |doi=10.1029/1999JE001101|ref=Hibbitts2000}}
* {{Kilde web
 |url=http://www.jhuapl.edu/newscenter/pressreleases/2016/160629.asp
 |tittel=NASA's Juno and JEDI: Ready to Unlock Mysteries of Jupiter
 |utgivelsesår=29. juni 2016
 |utgiver=Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory
 |ref=Hopkins2016
 |besøksdato=2023-06-03
 |arkiv-dato=2017-03-24
 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20170324122251/http://www.jhuapl.edu/newscenter/pressreleases/2016/160629.asp
 |url-status=yes
 }}
* {{kilde bok
 |forfatter= Hunt, Garry 
 |utgivelsesår= 1981
 |tittel= Jupiter
 |utgiver= Rand McNally, London
 |isbn= 978-0-528-81542-3|ref=Hunt1981 }}
* {{Kilde artikkel
 |url=http://people.virginia.edu/~rej/papers04/chap20.pdf
 |utgivelsesår=2004
 |tittel=Radiation Effects on the Surfaces of the Galilean Satellites
 |forfatter=Johnson, R. E.; Carlson, R. V.
 |redaktør=Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B.
 |isbn=978-0-521-81808-7
 |publikasjon=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere
 |utgiver=Cambridge University Press
 |ref=Johnson2004
 |besøksdato=2023-05-30
 |arkiv-dato=2016-04-30
 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20160430070737/http://people.virginia.edu/~rej/papers04/chap20.pdf
 |url-status=unfit
 }}
* {{Kilde bok
 |url           = http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/279-Ch24.pdf
 |format        = PDF
 |artikkel      = The configuration of Jupiter's magnetosphere
 |fornavn       = Krishan K.
 |etternavn     = Khurana
 |medforfattere = Kivelson, Margaret Galland et al.
 |utgivelsesår  = 8. november 2004
 |isbn          = 0521818087
 |tittel        = Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere
 |utgiver       = Cambridge University Press
 |redaktør      = Bagenal, Fran; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.
 |språk         = engelsk
 |ref           = Khurana
 |besøksdato    = 2012-01-14
 |arkiv-dato    = 2014-03-19
 |arkiv-url     = https://web.archive.org/web/20140319115325/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/279-Ch24.pdf
 |url-status    = yes
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=[[Margaret G. Kivelson|Kivelson, Margaret Galland]]; Khurana, Krishan K.; Walker, Raymond J.
 |tittel=Sheared magnetic field structure in Jupiter's dusk magnetosphere: Implications for return currents
 |publikasjon=Journal of Geophysical Research
 |utgivelsesår=2002
 |volum=107
 |issue=A7
 |page=1116
 |url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/262-2001JA000251.pdf
 |doi=10.1029/2001JA000251
 |bibcode=2002JGRA..107.1116K
 |id=citeseerx=10.1.1.424.7769
 |ref=Kivelson2002
 |besøksdato=2023-06-05
 |arkiv-dato=2011-09-29
 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20110929014130/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/262-2001JA000251.pdf
 |url-status=yes
 }}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Kivelson, Margaret Galland; Southwood, David J.
 |tittel=First evidence of IMF control of Jovian magnetospheric boundary locations: Cassini and Galileo magnetic field measurements compared
 |publikasjon=Planetary and Space Science
 |utgivelsesår=2003
 |volum=51
 |issue=A7
 |pages=891–98
 |url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/270-PSS51891.pdf
 |doi=10.1016/S0032-0633(03)00075-8
 |bibcode=2003P&SS...51..891K
 |ref=Kivelson2003
 |besøksdato=2023-06-05
 |arkiv-dato=2011-09-29
 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20110929014207/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/270-PSS51891.pdf
 |url-status=yes
 }}
* {{Kilde bok
 |url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/277-Ch21.pdf
 |utgivelsesår=2004
 |artikkel=Magnetospheric interactions with satellites
 |redaktør=Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B.
 |forfatter=Kivelson, Margaret Galland; Bagenal, Fran
 |isbn=978-0-521-81808-7
 |tittel=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere
 |utgiver=Cambridge University Press
 |ref=Kivelson2004
 |besøksdato=2023-05-29
 |arkiv-dato=2011-09-29
 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20110929014125/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/277-Ch21.pdf
 |url-status=yes
 }}
* {{Kilde artikkel
 |url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/285-SSR11629905.pdf
 |tittel=The current systems of the Jovian magnetosphere and ionosphere and predictions for Saturn
 |forfatter=Kivelson, Margaret Galland
 |publikasjon=Space Science Reviews
 |utgiver=Springer
 |utgivelsesår=2005
 |bind=116
 |utgave=1-2
 |doi=10.1007/s11214-005-1959-x
 |ref=Kivelson
 |språk=engelsk
 |format=pdf
 |bibcode=2005SSRv..116..299K
 |besøksdato=2012-01-14
 |arkiv-dato=2011-09-29
 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20110929014023/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/285-SSR11629905.pdf
 |url-status=yes
 }}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Kivelson, Margaret Galland
 |tittel=Transport and acceleration of plasma in the magnetospheres of Earth and Jupiter and expectations for Saturn
 |publikasjon=Advances in Space Research
 |utgivelsesår=2005
 |volum=36
 |issue=11
 |pages=2077–89
 |url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/287-ASR362077.pdf
 |doi=10.1016/j.asr.2005.05.104
 |bibcode=2005AdSpR..36.2077K
 |id=citeseerx=10.1.1.486.8721
 |ref=Kivelson2005
 |besøksdato=2023-06-05
 |arkiv-dato=2011-09-29
 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20110929014034/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/287-ASR362077.pdf
 |url-status=yes
 }}
* {{Kilde bok
 |url        = http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/280-Ch25.pdf
 |artikkel   = Dynamics of the Jovian Magnetosphere
 |forfatter  = Krupp, N.; Vasyliunas, V.M. et al.
 |isbn       = 0521818087
 |tittel     = Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere
 |utgiver    = Cambridge University Press
 |redaktør   = Bagenal, Fran et al.
 |år         = 2004
 |format     = PDF
 |språk      = engelsk
 |ref        = Krupp
 |besøksdato = 2012-01-14
 |arkiv-dato = 2009-02-27
 |arkiv-url  = https://web.archive.org/web/20090227093734/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/280-Ch25.pdf
 |url-status = yes
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Krupp, N.
 |tittel=New surprises in the largest magnetosphere of Our Solar System
 |publikasjon=Science|bind=318|utgave=5848
 |utgivelsesår=2007|bibcode=2007Sci...318..216K
 |pmid=17932281|doi= 10.1126/science.1150448
 |språk=engelsk|ref=Krupp2007
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Kurth, William S.; Kirchner, D. L.; Hospodarsky, George B.; Gurnett, D. A.; Zarka, Philippe.; Ergun, R.; Bolton, S.
 |tittel=A Wave Investigation for the Juno Mission to Jupiter
 |publikasjon=AGU Fall Meeting Abstracts
 |volum=2008|pages=SM41B–1680
 |utgivelsesår=2008|bibcode=2008AGUFMSM41B1680K|ref=Kurth2008}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=[[David J. McComas|McComas, David John]]; Allegrini, ‪Frédéric; Bagenal, Fran
 |tittel=Diverse Plasma Populations and Structures in Jupiter's Magnetotail
 |publikasjon=Science
 |utgivelsesår=2007
 |volum=318|issue=5848|pages=217–20
 |pmid=17932282|bibcode=2007Sci...318..217M|doi=10.1126/science.1147393|id=s2cid=21032193|ref=McComas2007}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Maclennan, G.G.; Maclennan, L.J.; Lagg, Andreas
 |tittel=Hot plasma heavy ion abundance in the inner Jovian magnetosphere (<10 Rj)
 |publikasjon=Planetary and Space Science
 |utgivelsesår=2001
 |volum=49|issue=3–4|pages=275–82
 |bibcode=2001P&SS...49..275M|doi=10.1016/S0032-0633(00)00148-3|ref=Maclennan2001}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Moore, Kimberly M.
 |dato=mai 2019
 |tittel=Time variation of Jupiter's internal magnetic field consistent with zonal wind advection
 |publikasjon=Nature Astronomy
 |doi=10.1038/s41550-019-0772-5|url=https://authors.library.caltech.edu/93994/3/41550_2019_772_MOESM1_ESM.pdf
 |volum=3 |issue=8 |pages=730–735 |bibcode=2019NatAs...3..730M |id=s2cid=182074098|ref=Moore2019 }}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Redd, Nola Taylor
 |tittel=Scientists Spot the Ghostly Aurora Footprint of Jupiter's Moon Callisto
 |url=https://www.space.com/40205-elusive-aurora-jupiter-moon-callisto-found.html
 |id=space.com
 |språk=engelsk|ref=Redd2018
|dato=5. april 2018
 }}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Russell, Christopher T.
 |tittel=Planetary Magnetospheres
 |publikasjon=Reports on Progress in Physiscs
 |bind=56|utgave=6|utgivelsesår=1993
 |url=http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/56/6/001/rp930601.pdf
 |format=pdf|doi=10.1088/0034-4885/56/6/001
 |språk=engelsk|bibcode=1993RPPh...56..687R
 |ref=Russell1993
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Russell, Christopher T.
 |tittel= The dynamics of planetary magnetospheres
 |publikasjon=Planetary and Space Science
 |bind=49|utgave=10-11|utgivelsesår=2001
 |bibcode=2001P&SS...49.1005R|doi= 10.1016/S0032-0633(01)00017-4
 |språk=engelsk|ref=Russell2001
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Russell, Christopher T.; Yu, Z.J.; Kivelson, Margaret Galland
 |tittel=The rotation period of Jupiter
 |publikasjon=Geophysical Research Letters
 |utgivelsesår=2001
 |volum=28
 |issue=10
 |pages=1911–12
 |url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/245-2001GL012917.pdf
 |doi=10.1029/2001GL012917
 |bibcode=2001GeoRL..28.1911R
 |ref=Russel2001b
 |besøksdato=2023-06-05
 |arkiv-dato=2011-09-29
 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20110929014212/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/245-2001GL012917.pdf
 |url-status=yes
 }}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Smith, E.J.; Davis, L. Jr. et al.
 |tittel=The Planetary Magnetic Field and Magnetosphere of Jupiter: Pioneer 10
 |publikasjon=Journal of Geophysical Research
 |bind=79|utgave=25|utgivelsesår=1974
 |bibcode=1974JGR....79.3501S|doi=10.1029/JA079i025p03501
 |språk=engelsk|ref=Smith
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Troutman, P.A.; Bethke, K.
 |tittel=Revolutionary concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)
 |publikasjon=AIP Conference Proceedings
 |volum=654|pages=821–828|doi=10.1063/1.1541373|bibcode=2003AIPC..654..821T
 |ref=Troutman2003|id=hdl=2060/20030063128, s2cid=109235313|dato=28. januar 2003
 }}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Zarka, Philippe; Kurth, William S.
 |tittel=Radio wave emissions from the outer planets before Cassini
 |publikasjon=Space Science Reviews
 |bind=116|utgave=1-2|utgivelsesår=2005
 |bibcode=2005SSRv..116..371Z|doi=10.1007/s11214-005-1962-2
 |språk=engelsk|ref=Zarka2
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Williams, D.J.; Mauk, B. H.; McEntire, R. W.
 |tittel= Properties of Ganymede's magnetosphere as revealed by energetic particle observations
 |publikasjon=Journal of Geophysical Research
 |volum=103|issue=A8|pages=17,523–534
 |utgivelsesår=1998
 |bibcode=1998JGR...10317523W| doi=10.1029/98JA01370|ref=Williams1998}}
* {{Kilde bok
 |forfatter= Wilson, Andrew
 |utgivelsesår= 1987
 |tittel= Solar System Log
 |utgiver= Jane's Publishing Company Limited, London
 |isbn= 978-0-7106-0444-6
 |url= https://archive.org/details/solarsystemlog00andr|ref=Wilson1987 }}
* {{Kilde web
 |forfatter=Wisconsin-Madison
 |url=http://juno.wisc.edu/science.html
 |tittel=Juno Science Objectives
 |utgivelsesår=13. oktober 2008
 |utgiver=[[University of Wisconsin-Madison]]
 |ref=Wisconsin-Madison2008
 |besøksdato=2023-06-01
 |arkiv-dato=2008-10-16
 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20081016083427/http://juno.wisc.edu/science.html
 |url-status=unfit
 }}
* {{Kilde bok
 |tittel=The Depths of Space
 |forfatter=Wolverton, M.|forlag=Joseph Henry Press
 |utgivelsesår=2004|isbn=978-0-309-09050-6
 |språk=engelsk|ref=Wolverton
}}

== Eksterne lenker ==
* {{Offisielle lenker}}
* [https://www.youtube.com/watch?v=e0tqmrZn6kY Jupiter's Magnetosphere], video fra [[Youtube]]
* [https://www.youtube.com/watch?v=URN-XyZD2vQ How Earth's Magnetic Shield Protects Us From the Sun], video fra Youtube
* [https://www.youtube.com/watch?v=ITPizr7Pqgg Exploring Jupiter's Magnetic Field], video fra Youtube
* [https://www.youtube.com/watch?v=bOuD_TMMcF8 Jupiter Magnetosphere], video fra Youtube

{{Jupiter}}
{{Solsystem}}
{{Portal|Astronomi}}
{{autoritetsdata}}
[[Kategori:Jupiters magnetosfære| ]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]
{{utmerket}}