Magnetosfera di Giove: differenze tra le versioni

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La '''magnetosfera di Giove''' è la più grande e potente fra tutte le [[magnetosfera|magnetosfere]] dei [[pianeta|pianeti]] del [[sistema solare]], nonché la struttura più grande del sistema solare stesso non appartenente al [[Sole]]: si estende infatti nel [[sistema solare esterno]] per molte volte il raggio di Giove e raggiunge un'ampiezza massima che può superare l'orbita di [[Saturno (astronomia)|Saturno]].<ref name=Khurana17>{{cita|Khurana|pp. 17–18}}, 2004.</ref> Se fosse visibile ad [[occhio nudo]] dalla [[Terra]], avrebbe un'estensione apparente superiore al diametro della [[plenilunio|Luna Piena]],<ref name=Russell1993-715>{{cita|Russell|p. 715|Russell1993}}, 1993.</ref> nonostante la sua grande distanza.
 
[[File:PIA04433 Jupiter Torus Diagram.jpg|left|thumb|270pxupright=1.2|Rappresentazione schematica dello spazio circostante Giove. La banda rossa consiste di ioni catturati dal campo magnetico; le bande verde e blu sono invece dei toroidi di gas neutro originati, rispettivamente, da [[Io (astronomia)|Io]] ed [[Europa (astronomia)|Europa]].]]
 
Il campo magnetico di Giove preserva la [[atmosfera di Giove|sua atmosfera]] dalle interazioni col [[vento solare]], un flusso di [[fisica del plasma|plasma]] emesso dalla nostra stella, deflettendolo e creando una regione distinta, detta magnetosfera, costituita da un plasma di composizione molto differente da quella del vento solare.<ref name=Khurana1/> Sebbene abbia una forma più piatta rispetto alla [[campo geomagnetico|magnetosfera terrestre]], la magnetosfera gioviana ha un'intensità di un [[ordine di grandezza]] superiore; il campo che la alimenta viene generato da moti vorticosi all'interno dello strato di [[idrogeno metallico]] che costituisce il [[Struttura interna di Giove#Mantello interno|mantello interno]] del pianeta.<ref name=Russell1993-694/> Il [[satelliti medicei|satellite galileiano]] [[Io (astronomia)|Io]], noto per la sua intensa [[vulcanismo su Io|attività vulcanica]], contribuisce ad alimentare la magnetosfera gioviana generando un importante [[toro (geometria)|toro]] di plasma,<ref name=Khurana5/> che carica e rafforza il campo magnetico formando la struttura denominata ''magnetodisk'';<ref name=Russell2001-1021/> ne consegue che la magnetosfera gioviana, a dispetto di quella terrestre, è alimentata dal pianeta stesso e da un satellite piuttosto che dal vento solare. Le forti correnti che circolano nella magnetosfera generano delle intense fasce di [[radiazione di particella|radiazione]] simili alle [[fasce di Van Allen]] terrestri, ma migliaia di volte più potenti;<ref name=Khurana6/> queste forze generano delle [[aurora polare|aurore]] perenni attorno ai poli del pianeta ed intense emissioni [[onde radio|radio]] variabili che rendono di fatto Giove una debole [[pulsar|radio pulsar]].<ref name=Hill/>
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== Caratteristiche ==
=== Forma e dimensioni ===
[[File:Jovian magnetosphere vs solar wind.gif|thumb|left|320pxupright=1.5|La caratteristica forma discoidale della magnetosfera gioviana che interagisce col vento solare.]]
 
Il campo magnetico di Giove preserva la [[atmosfera di Giove|sua atmosfera]] dalle interazioni col [[vento solare]], un flusso di [[fisica del plasma|plasma]] emesso dalla nostra stella, deflettendolo e creando una regione distinta, detta magnetosfera, costituita da un plasma di composizione molto differente da quello del vento solare;<ref name=Khurana1/> la lacuna presente tra il plasma del vento solare e il plasma magnetosferico prende il nome di [[magnetopausa]] ed è situata ad una distanza dal pianeta compresa tra 45 e 100 volte il suo raggio (il raggio di Giove - R<sub>J</sub> - vale 71.492&nbsp;km) a seconda del periodo del [[ciclo undecennale dell'attività solare|ciclo solare]].<ref name=Khurana1/><ref name=Russell2001-1016>{{cita|Russell|pp. 1015–1016|Russell2001}}, 2001.</ref> Oltre la magnetopausa (ad una distanza media di 84 R<sub>J</sub> dal pianeta) si trova il [[bow shock]], il punto in cui il flusso del vento viene deflesso dal campo magnetico;<ref name=Krupp15>{{cita|Krupp|pp. 15–16}}, 2004.</ref><ref name=Russell1993-725>{{cita|Russell|p. 725–727|Russell1993}}, 1993.</ref> la regione compresa tra bow shock e magnetopausa prende il nome di [[magnetosheath]].<ref name=Khurana1/> L'estensione della magnetosfera del pianeta è tale che, se fosse visibile ad occhio nudo dal nostro pianeta, apparirebbe ben più grande della [[plenilunio|luna piena]].<ref name=Russell1993-715/>
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Sebbene complessivamente la forma della magnetosfera di Giove assomigli a quella terrestre, in prossimità del pianeta la sua struttura risulta molto differente.<ref name=Russell2001-1016/> La [[satelliti naturali di Giove|luna]] [[Io (astronomia)|Io]], caratterizzata da un'intensa attività vulcanica, è una potente fonte di plasma che riempie la magnetosfera del pianeta madre di circa 1.000&nbsp;kg di nuovo materiale ogni secondo.<ref name=Khurana5/> Le forti eruzioni vulcaniche sulla superficie del satellite emettono una grande quantità di [[diossido di zolfo]] (SO<sub>2</sub>), di cui una piccola parte si [[dissociazione (chimica)|dissocia]] negli [[atomo|atomi]] costituenti che, [[ionizzazione|ionizzandosi]] a causa della [[radiazione ultravioletta]] solare, producono i [[catione|cationi]] S<sup>+</sup>, O<sup>+</sup>, S<sup>++</sup> e O<sup>++</sup>.<ref name=Krupp3>{{cita|Krupp|pp. 3–4}}, 2004.</ref> Questi ioni riescono ad abbandonare l'[[atmosfera di Io|atmosfera del satellite]], andando a costituire attorno al pianeta, in corrispondenza dell'orbita del satellite, un [[toro (geometria)|toro]] di plasma, che raggiunge una temperatura di 100.000–1.000.000&nbsp;[[kelvin|K]], di gran lunga inferiore a quella raggiunta nelle fasce di radiazione (100 milioni di kelvin).<ref name=Khurana5/> Il plasma nel toro è costretto ad una co-rotazione con Giove, e quindi entrambi condividono il medesimo [[periodo di rotazione]].<ref name=Krupp4>{{cita|Krupp|pp. 4–7}}, 2004.</ref> Il toro di Io quindi altera in maniera cospicua le dinamiche della magnetosfera gioviana.<ref name=Krupp1>{{cita|Krupp|pp. 1–3}}, 2004.</ref>
 
[[File:iotorus.gif|thumb|320pxupright=1.5|L'interazione di Io con la magnetosfera di Giove; in giallo è rappresentato il toro di plasma di Io.]]
 
La [[conduttività elettrica]] del plasma all'interno del toro non è infinita; di conseguenza, il plasma lentamente tende ad allontanarsi dal pianeta. I principali meccanismi di fuga sono la [[diffusione molecolare|diffusione]] e l'instabilità tra le cariche.<ref name=Krupp4/> Mentre il plasma si allontana dal pianeta, le correnti radiali che fluiscono al suo interno ne incrementano la velocità (mantenendo la co-rotazione), il che comporta un incremento dell'[[energia cinetica]] del plasma dovuta all'energia della rotazione del pianeta.<ref name=Khurana1/> La densità del plasma è notevolmente variabile all'interno della magnetosfera: il numero delle particelle di plasma va infatti da un massimo di 2.000 per cm<sup>3</sup> nel toro di Io sino a circa 0,2 per cm<sup>3</sup> ad una distanza di 35&nbsp;R<sub>J</sub>;<ref name=Khurana10>{{cita|Khurana|pp. 10–12}}, 2004.</ref> in questo senso, la magnetosfera gioviana è potenziata dalla rotazione del pianeta, mentre la magnetosfera terrestre è rinforzata prevalentemente dal vento solare.<ref name=Krupp1/> Tuttavia, nella magnetosfera intermedia (a distanze superiori a 10&nbsp;R<sub>J</sub> dal pianeta) la co-rotazione gradualmente va scemando e il plasma inizia a ruotare più lentamente rispetto al pianeta;<ref name=Khurana1/> a distanze superiori a 40&nbsp;R<sub>J</sub>, nella magnetosfera esterna, questo plasma fugge dal campo magnetico e lascia la magnetosfera percorrendo la coda magnetica,<ref name=Russell2001-1024>{{cita|Russell|pp. 1024–1025|Russell2001}}, 2001.</ref> probabilmente sotto forma di un inedito ''vento planetario''.<ref name=Krupp3/> Il plasma più freddo e denso in movimento verso l'esterno è rimpiazzato da un plasma meno denso e più caldo (200 milioni di K o superiore) proveniente dalla magnetosfera esterna,<ref name=Khurana10/> che, man mano che si avvicina a Giove, subisce un [[trasformazione adiabatica|riscaldamento adiabatico]] dando luogo alle fasce di radiazione della magnetosfera interna, che costituiscono la principale fonte di emissione radio del pianeta.<ref name=Khurana5/>
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== Dinamiche ==
=== Forze e correnti ===
[[File:Currents_in_Jovian_Magnetosphere.png|thumb|left|300pxupright=1.4|Il campo magnetico di Giove e le correnti di rinforzo della co-rotazione.]]
 
Come già visto, il principale attivatore della magnetosfera gioviana è la rotazione del pianeta;<ref name=Blanc250>{{cita|Blanc|pp. 250–253}}, 2005.</ref> quando ruota, la sua ionosfera si muove relativamente al campo magnetico dipolare del pianeta. Poiché il momento di dipolo magnetico punta nella stessa direzione della rotazione,<ref name=Kivelson303/> la [[forza di Lorentz]], che appare come risultato di questo moto, trasporta gli elettroni, carichi negativamente, verso i [[polo geografico|poli]], mentre i cationi vengono diretti verso l'equatore;<ref name=Cowley1069>{{cita|Cowley|pp. 1069–76}}, 2001.</ref> di conseguenza, i poli accumulano cariche negative mentre le regioni prossime all'equatore divengono positive. Fintantoché la magnetosfera di Giove è piena di plasma altamente conduttore, il [[circuito elettrico]] così costituito permane chiuso;<ref name=Cowley1069/> le correnti elettriche seguono l'andamento delle linee del campo magnetico: fluiscono dalle latitudini inferiori della ionosfera verso il plasma diffuso ([[corrente di Birkeland|correnti di Birkeland]]), quindi si allontanano dal pianeta attraverso il plasma per poi, infine, ritornare nella ionosfera planetaria dopo aver attraversato la magnetosfera esterna. La corrente radiale interagisce col campo magnetico planetario e la forza di Lorentz risultante accelera il plasma magnetico in direzione della rotazione. Questo è il principale meccanismo che mantiene in co-rotazione il plasma magnetosferico.<ref name=Cowley1069/>
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=== Trasferimento del plasma ===
[[File:Jovian magnetosphere (view from the north pole).png|thumb|260pxupright=1.2|La magnetosfera di Giove vista dal polo nord; si noti il processo di formazione dei plasmoidi e il movimento delle correnti di plasma.]]
 
Il principale problema riscontrato nel decifrare le dinamiche della magnetosfera gioviana riguarda il trasferimento del plasma pesante freddo dal toro di Io (a 6&nbsp;R<sub>J</sub> dal pianeta) sino a distanze superiori a 100&nbsp;R<sub>J</sub>, in piena magnetosfera esterna.<ref name=Blanc254/> Il meccanismo esatto non è ancora noto, ma si ipotizza che sia un risultato della diffusione del plasma per instabilità intercarica. Il processo preso in considerazione è molto simile all'[[instabilità di Rayleigh-Taylor]] nell'[[idrodinamica]]:<ref name=Krupp4/> nel caso della magnetosfera gioviana, la forza centrifuga gioca lo stesso ruolo ricoperto nell'instabilità dalla [[forza di gravità]]; il liquido pesante è il plasma freddo e denso del toroide, mentre il liquido leggero è il plasma più caldo e meno denso della magnetosfera esterna.<ref name=Krupp4/> L'instabilità fa sì che avvenga uno scambio tra i [[tubo di flusso|tubi di flusso]] pieni di plasma delle regioni interne e quelli delle regioni esterne della magnetosfera: i "vivaci" tubi di flusso vuoti si muovono verso il pianeta, allontanando i tubi pesanti pieni del plasma di Io e confinandoli nelle zone esterne.<ref name=Krupp4/> Lo scambio intercarica dei tubi di flusso è una forma di [[turbolenza]] magnetosferica.<ref name=Russell2008>{{cita|Russell||Russell2008}}, 2008.</ref>
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== Emissioni ==
=== Aurore polari ===
[[File:Jupiter.Aurora.HST.mod.jpg|thumb|left|400 pxupright=1.8|Un'aurora boreale su Giove; si notano l'ovale aurorale principale, le emissioni polari e le macchie generate dalle interazioni con le magnetosfere delle lune del pianeta.]]
 
Giove mostra delle brillanti e persistenti [[aurora polare|aurore]] su entrambi i poli. Diversamente dalle aurore terrestri, che sono temporanee e che si manifestano soprattutto nei periodi di [[massimo solare|massimo]] dell'[[variazione solare|attività solare]], le aurore di Giove sono permanenti, sebbene la loro intensità non sia costante, ma vari di giorno in giorno. Si riscontrano tre caratteristiche principali: gli ovali principali, strette (meno di 1000&nbsp;km) ma brillanti aree circolari poste a circa 16° dai poli magnetici;<ref name=Palier1171/> le macchie aurorali dei [[satelliti naturali di Giove|satelliti]], che corrispondono alle "impronte" lasciate dalle linee del campo magnetico che connettono le loro ionosfere con la ionosfera del pianeta madre; le emissioni polari transitorie, situate all'interno degli ovali principali.<ref name=Palier1171>{{cita|Palier|pp. 1171–73}}, 2001.</ref><ref name=Bhardwaj311>{{cita|Bhardwaj|pp. 311–316}}, 2000.</ref> Nonostante siano state analizzate in quasi tutte le [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda (λ)]] dello [[spettro elettromagnetico]], [[raggi X]] compresi (sino a 3&nbsp;[[elettronvolt|keV]]), le emissioni aurorali appaiono di gran lunga più luminose nell'[[radiazione infrarossa|infrarosso]] medio (a λ 3–4 μm e 7–14 μm) e nell'[[radiazione ultravioletta|ultravioletto]] lontano (λ 80–180 nm).<ref name=Bhardwaj342>{{cita|Bhardwaj|p. 342}}, 2000.</ref>
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=== Emissione radio e modulazione dell'emissione ===
[[File:Radio_emissions_of_Solar_System_planets.png|thumb|left|300pxupright=1.4|Lo spettro dell'emissione radio di Giove raffrontato con gli spettri di altri quattro pianeti dotati di [[magnetosfera]].]]
 
Giove è una potente [[radiosorgente]] nella banda relativamente estesa dello [[onde radio|spettro radio]] la cui [[frequenza]] va da alcuni [[kilohertz]] (kHz) a qualche decina di [[megahertz]] (MHz). Le onde con frequenza a circa 0,3&nbsp;MHz (λ>1&nbsp;km) sono dette ''radiazione chilometrica gioviana'' o KOM; quelle con frequenze comprese tra 0,3 e 3 MHz (100<λ<1000&nbsp;m) sono dette '' radiazione ettometrica'' o HOM; le onde di frequenza compresa nel range 3–40&nbsp;MHz (10<λ<100&nbsp;m) sono definite ''radiazione decametrica'' o DAM. Quest'ultima è stata la prima ad essere osservata mediante apparecchiature al suolo e la sua periodicità di circa dieci ore (simile alla rotazione del pianeta) ha permesso di capire che venisse originata dal pianeta gigante. La porzione più intensa dell'emissione decametrica, che è legata ad Io e al sistema di correnti plasmatiche Io-Giove, prende il nome di Io-DAM;<ref name=Zarka20160>{{cita|Zarka|pp. 20,160–168}}, 1998.</ref> Il non-Io-DAM è decisamente più debole dell' Io-DAM, e dunque rappresenta la coda ad alta frequenza dell'emissione HOM.<ref name=Zarka20160/>
 
[[File:Jupiter radio.jpg|220px|thumb|Dettagli delle fasce di radiazione prossimi al pianeta mappati grazie alle misurazioni della [[sonda spaziale|sonda]] [[Cassini-Huygens]], originatesi dalle emissioni radio di elettroni relativistici altamente energetici. Le tre immagini mostrano le fasce in differenti punti ad un intervallo di 10 ore (pari alla rotazione gioviana) l'una dall'altra.]]
 
Si ritiene che la maggior parte di queste emissioni si origini tramite un meccanismo detto ''Cyclotron Maser Instability'', Instabilità [[Maser]] del [[Ciclotrone]], che ha origine in prossimità delle regioni aurorali, in cui gli elettroni "rimbalzano" avanti e indietro tra i poli. Gli elettroni, che sono coinvolti nella generazione del segnale radio, sono probabilmente imputati nel trasportare la corrente dai poli del pianeta al magnetodisk.<ref name=Zarka20173>{{cita|Zarka|pp. 20,173–181}}, 1998.</ref> Di solito l'intensità delle emissioni radio gioviane varia debolmente col tempo; tuttavia, il pianeta emette periodicamente dei brevi ma intensi lampi di radiazione (detti lampi S), che arrivano a sovrastare tutte le altre componenti dell'emissione radio. La potenza complessiva emessa dalla componente DAM ammonta a circa 100&nbsp;GW, mentre la somma delle potenze dell'emissione HOM/KOM non supera di molto i 10&nbsp;GW; per raffronto, l'emissione radio totale del nostro pianeta è di circa 0,1&nbsp;GW.<ref name=Zarka20160/>
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== Esplorazione e rischi legati alle radiazioni ==
[[File:Ulysses_at_Jupiter.gif|thumb|280pxupright=1.3|Il tragitto della sonda Ulysses all'interno della magnetosfera gioviana nel 1992.]]
Alla data del 2009 il pianeta è stato raggiunto da otto sonde spaziali, le quali hanno tutte contribuito a migliorare le conoscenze che possediamo sulla magnetosfera gioviana. La prima missione spaziale che sorvolò Giove fu quella del [[Pioneer 10]], nel dicembre 1973;<ref name=Smith/> la sua gemella [[Pioneer 11]] visitò il pianeta l'anno successivo viaggiando su una traiettoria fortemente inclinata e vi transitò alla distanza di 1,6&nbsp;R<sub>j</sub>; questa sonda fornì la miglior copertura finora disponibile della magnetosfera interna del pianeta. Il livello di radiazione su Giove misurato dal Pioneer 10 fu dieci volte più potente di quello previsto dai costruttori dei due Pioneer, generando il timore che entrambe le sonde potessero venir danneggiate nel sorvolo del pianeta. Tuttavia, con alcuni danni minori, anche il Pioneer 11 riuscì ad attraversare la magnetosfera quasi indenne, grazie al fatto che la magnetosfera stessa era leggermente instabile nel punto di attraversamento; nonostante ciò perse molte immagini del satellite Io, poiché il suo [[polarimetro]] fotografico ricevette una serie di comandi alterati causati dalla radiazione. La successiva e molto più avanzata tecnologia [[Programma Voyager|Voyager]] impiegata nelle sonde omonime fu interamente ridefinita per poter resistere a grandi livelli di radiazioni.<ref name=depths/>