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Magnetosfera di Giove: differenze tra le versioni

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</div>
 
Al contrario del [[campo geomagnetico|campo magnetico terrestre]], che è generato dalle correnti, simili a una [[dinamo]], del [[ferro]] e del [[nichel]] fusi nel [[nucleo terrestre|nucleo esterno]], il campo magnetico di Giove è prodotto all'interno dello [[Struttura_interna_di_GioveStruttura interna di Giove#Mantello_internoMantello interno|strato di idrogeno metallico]] circostante il suo [[nucleo (esogeologia)|nucleo]].<ref name=Russell1993-694>{{cita|Russel|p. 694|Russell1993}}, 1993.</ref> Come quello terrestre, il campo magnetico gioviano è un [[dipolo magnetico|dipolo]], con un nord e un sud magnetico posti alle estremità di un singolo asse magnetico;<ref name=Khurana3>{{cita|Khurana|pp. 3–5}}, 2004.</ref> tuttavia, al contrario di quanto accade per il nostro pianeta, il nord magnetico di Giove è situato nell'emisfero boreale e il polo sud nell'emisfero australe.<ref group="N">Non bisogna tuttavia confondere nord e sud magnetico, un concetto puramente fisico, con il polo nord e il polo sud del pianeta, un concetto di natura geografica.</ref><ref name=Kivelson303>{{cita|Kivelson|pp. 303–313}}, 2005.</ref> La magnetosfera gioviana presenta anche uno [[sviluppo in multipoli]] ([[momento di quadrupolo elettrico|quadrupolo]], ottupolo ecc.), che diminuiscono in intensità di un [[ordine di grandezza]] da un livello a quello superiore.<ref name=Khurana3/>
 
Mentre il campo geomagnetico ha una forma all'incirca "a goccia", la magnetosfera gioviana è più schiacciata, più simile ad un disco, ed oscilla periodicamente sul proprio asse.<ref name=depths>{{cita|Wolverton|pp. 100–157}}, 2004.</ref> L'asse del dipolo è inclinato di 10° rispetto all'asse di rotazione del pianeta, così come l'asse magnetico del nostro pianeta è inclinato di 11,3° rispetto all'asse di rotazione.<ref name=Smith/><ref name=Khurana3/> L'intensità del campo all'equatore di Giove è di circa 420&nbsp;[[Tesla|μT]] (4,2&nbsp;[[Gauss (unità di misura)|G]]), che corrisponde ad un momento del dipolo di circa 1,5 × 10<sup>20</sup> [[Tesla|T]]·[[metro cubo|m<sup>3</sup>]]; il campo magnetico di Giove è quindi 10 volte più intenso di quello terrestre, e il suo momento del dipolo magnetico 18.000 volte superiore.<ref name=Russell1993-694/> Il campo magnetico di Giove ruota alla stessa velocità del mantello del pianeta, in 9&nbsp;h&nbsp;55&nbsp;m, ed è piuttosto stabile: infatti non si sono osservati consistenti cambiamenti in intensità o struttura dalle prime misurazioni ottenute grazie alle sonde del [[programma Pioneer]] nella metà degli [[anni 1970|anni settanta]].<ref name=Khurana3/>
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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/>
 
La [[forza centrifuga]] del plasma co-rotante stira le [[linea di campo|linee di campo]] formando, ad una distanza superiore a 20 R<sub>J</sub> dal pianeta, una struttura appiattita nota come disco magnetico o ''magnetodisk''.<ref name=Russell2001-1021>{{cita|Russell|pp. 1021–1024|Russell2001}}, 2001.</ref> Questo magnetodisk possiede una debole corrente diffusa in corrispondenza dell'equatore magnetico;<ref name=Krupp3/> le linee del campo puntano in direzione opposta al pianeta al di sopra di questo piano e verso di esso al di sotto del piano.<ref name=Russell2001-1016/> La magnetosfera gioviana, fortemente alimentata dal plasma di Io, si espande enormemente in larghezza, poiché il magnetodisk crea una pressione supplementare che bilancia la pressione del vento solare.<ref name=Krupp15/> Se Io non si trovasse esattamente in quella posizione nel [[sistema di Giove]], la distanza tra la sommità delle nubi del pianeta e la magnetopausa sarebbe enormemente minore: 42&nbsp;R<sub>J</sub> contro i reali 75&nbsp;R<sub>J</sub> di media.<ref name=Khurana1/> Quindi, come abbondantemente visto, la magnetosfera del [[gigante gassoso]] è dominata dal plasma pesante di Io ed è potenziata dalla rotazione del pianeta, mentre il vento solare costituisce solo una fonte secondaria di plasma ed energia,<ref name=Krupp1/> anche se rifornisce il sistema di [[protone|protoni]] ad alta energia.<ref name=Khurana5/>
 
== Dinamiche ==
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[[File:Currents_in_Jovian_Magnetosphere.png|thumb|left|upright=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/>
 
La corrente che proviene dalla ionosfera, detta ''corrente diretta'', risulta più intensa se la corrispondente parte di plasma diffuso ruota più lentamente rispetto al pianeta.<ref name=Cowley1069>{{cita|Cowley|pp. 1069–76}}, 2001.</ref> Come accennato prima, la co-rotazione si arresta nella regione posta tra 20 e 40&nbsp;R<sub>J</sub> da Giove; questa regione corrisponde al magnetodisk, in cui le linee di campo appaiono molto sviluppate in larghezza.<ref name=Blanc254>{{cita|Blanc|pp. 254–261}}, 2005.</ref> La corrente che si riversa nel magnetodisk si origina in un'area della ionosfera compresa tra 15° e 17° dai poli magnetici; l'area quasi circolare così descritta corrisponde alle [[#Aurore polari|regioni aurorali principali]]<ref name=Cowley1083>{{cita|Cowley|pp. 1083–87}}, 2001.</ref> (vedi sotto). La corrente di ritorno proveniente dalle regioni più esterne della magnetosfera (oltre 50&nbsp;R<sub>J</sub>), penetra la ionosfera presso i poli, chiudendo il circuito elettrico; la corrente radiale totale della magnetosfera del pianeta ha un'[[intensità di corrente|intensità]] stimata sui 60-140 milioni di [[ampere|ampere (A)]].<ref name=Cowley1069/><ref name=Khurana13>{{cita|Khurana|, pp. 13–16}}, 2004.</ref>
 
Un'altra importante corrente presente nella magnetosfera di Giove, che raggiunge intensità pari a 160 milioni di A,<ref name=Khurana1/> è la [[corrente d'anello]] azimutale,<ref name=Kivelson315>{{cita|Kivelson|pp. 315–316}}, 2005.</ref> che fluisce attraverso il plasma equatoriale nella stessa direzione della rotazione del pianeta. La forza di Lorentz che risulta dall'interazione di questa corrente col campo magnetico evita che il plasma co-rotante fugga via dal pianeta.<ref name=Khurana1/><ref name=Khurana13/>
 
Nella magnetosfera gioviana sono presenti altre correnti minori: la corrente neutra diffusa, che passa all'interno del plasma diffuso nella stessa direzione della rotazione del pianeta; le correnti di coda, proprie dei lobi della coda magnetica, che si spostano in direzione opposta alla rotazione; le correnti della magnetopausa (dette anche correnti di Chapman-Ferraro), che fluiscono lungo il lato [[insolazione|esposto al sole]] in senso opposto alla rotazione. Tutte queste correnti contribuiscono a preservare la configurazione della magnetosfera gioviana interagendo sostanzialmente col vento solare.<ref name=Kivelson303/>
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[[File:Jovian magnetosphere (view from the north pole).png|thumb|upright=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>
 
Questo modello ipotetico è stato parzialmente confermato dai dati della [[sonda Galileo]], che individuò delle regioni in cui la densità del plasma era marcatamente ridotta ed altre, nell'interno della magnetosfera, in cui l'intensità del campo risultava più alta che nel resto della magnetosfera;<ref name=Krupp4/> queste regioni a bassa densità potrebbero corrispondere ai tubi di flusso vuoti in arrivo dalla magnetosfera esterna. Nella magnetosfera intermedia la sonda ha individuato dei cosiddetti ''eventi di iniezione'', che avvengono ogni qual volta il plasma caldo della magnetosfera esterna penetra improvvisamente nel magnetodisk, causando un intenso flusso di particelle energetiche e rinforzando localmente il campo magnetico.<ref name=Krupp7>{{cita|Krupp|pp. 7–9}}, 2004.</ref>
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[[File:Jupiter.Aurora.HST.mod.jpg|thumb|left|upright=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>
 
Gli ovali principali sono la formazione predominante nelle aurore gioviane; possiedono una forma e una localizzazione molto stabili,<ref name=Bhardwaj311/> ma la loro intensità è fortemente modulata dalla pressione esercitata dal vento solare: infatti, più intenso è il vento solare, più deboli sono le aurore.<ref name=Cowley2-49>{{cita|Cowley|pp. 49–53|Cowley2}}, 2003.</ref> Come già accennato prima, gli ovali principali sono alimentati dal forte afflusso degli elettroni accelerati dal [[potenziale elettrico]] che si instaura tra il plasma del magnetodisk e la ionosfera gioviana;<ref name=Bhardwaj316>{{cita|Bhardwaj|pp. 316–319}}, 2000.</ref> questa corrente mantiene il plasma del magnetodisk in co-rotazione col pianeta.<ref name=Blanc254/> Gli elettroni hanno energie dell'ordine dei 10–100&nbsp;keV e penetrano in profondità nell'atmosfera gioviana, ionizzando ed eccitando l'idrogeno molecolare e dando luogo ad un'intensa emissione ultravioletta.<ref name=Bhardwaj306>{{cita|Bhardwaj|pp. 306–311}}, 2000.</ref> L'energia totale accumulata dalla ionosfera ammonta a 10–100&nbsp;[[terawatt|terawatt (TW)]];<ref name=Bhardwaj296>{{cita|Bhardwaj|p. 296}}, 2000.</ref> inoltre, le correnti che penetrano nella ionosfera la riscaldano per [[effetto Joule]], che libera una quantità di energia, pari ad altri 300&nbsp;TW, responsabile della forte emissione infrarossa delle aurore ed, in parte, del riscaldamento della [[termosfera]] planetaria.<ref name=Miller2005>{{cita|Miller|pp. 335–339|Miller2005}}, 2005.</ref>
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[[File:Jupiter radio.jpg|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/>
 
Una caratteristica particolarmente interessante della magnetosfera gioviana è costituita da una forte modulazione periodica dell'emissione radio e particellare che corrisponde al periodo di rotazione del pianeta, un comportamento che presenta affinità con quello delle [[pulsar]].<ref name=Hill>{{cita|Hill}}, 1995.</ref> Questa modulazione è probabilmente correlata ad asimmetrie nella magnetosfera del pianeta, causate presumibilmente dall'inclinazione del momento magnetico rispetto all'asse di rotazione, così come da anomalie magnetiche legate alle elevate latitudini. La fisica che governa l'emissione radio di Giove è simile a quella delle pulsar radio, e la differenza dipende solamente dalle scale energetiche; di conseguenza, Giove può esser considerato come una piccola pulsar radio.<ref name=Hill/> Si tenga comunque in considerazione il fatto che l'emissione radio del pianeta dipende fortemente dalla pressione del vento solare e, quindi, dall'attività solare stessa.<ref name=Zarka20160/>
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In particolare, l'interazione della magnetosfera gioviana con Ganimede, che presenta un discreto campo magnetico intrinseco, differisce sostanzialmente da quella con le lune non dotate di campo magnetico.<ref name=Kivelson2-10/> Il campo magnetico interno di Ganimede "si scava" una cavità all'interno della magnetosfera gioviana, con un diametro pari a circa due volte il diametro del satellite, creando una mini-magnetosfera all'interno della magnetosfera del pianeta. Il campo del satellite devia il flusso di plasma co-rotante proteggendo inoltre le sue regioni equatoriali, in cui si chiudono le linee del campo, dalle particelle energetiche; queste possono comunque collidere con le regioni polari, in cui le linee sono aperte.<ref name=Kivelson2-16>{{cita|Kivelson|pp. 16–18|Kivelson2}}, 2004.</ref> Una parte di queste particelle viene intrappolata nei pressi dell'equatore del satellite, creando delle fasce di radiazione "in miniatura";<ref name=Williams1>{{cita|Williams|p. 1}}, 1998.</ref> gli elettroni ad alta energia che penetrano nella tenue [[atmosfera di Ganimede]] sono inoltre responsabili delle deboli aurore individuate in corrispondenza delle regioni polari del satellite.<ref name=Kivelson2-16/>
 
Le particelle cariche hanno una considerevole influenza sulle proprietà superficiali di Ganimede. Il plasma emesso da Io contiene ioni di zolfo e [[sodio]],<ref name=Cooper154>{{cita|Cooper|pp. 154–156}}, 2001.</ref> i quali tendono a precipitare preferenzialmente sugli emisferi ''trailing'' di Europa e Ganimede,<ref name=Johnson-15>{{cita|Johnson|pp. 15–19}}, 2004.</ref> mentre su Callisto lo zolfo si concentra soprattutto nell'emisfero {{chiarire|''trailing''|''leading''?}}.<ref name=Hibbitts>{{cita|Hibbitts|p. 1}}, 2000.</ref> L'influenza del plasma potrebbe essere una delle cause delle altre differenze che si presentano tra l'emisfero ''trailing'' e l'emisfero ''leading'' dei satelliti medicei: infatti, i loro emisferi ''trailing'' (eccetto quello di Callisto) appaiono più scuri rispetto quelli ''leading'', il che potrebbe indicare che i primi abbiano subito un condizionamento da parte del plasma della magnetosfera del pianeta.<ref name=Johnson-3/> Il flusso di elettroni e ioni energetici è più isotropico, penetra lo strato di ghiaccio facendo schizzare da esso gli atomi e le molecole e causando la [[radiolisi]] dell'acqua e di altri [[composto chimico|composti]]: le particelle energetiche liberano dalle molecole d'acqua l'[[idrogeno]] e l'ossigeno: qust'ultimo va a costituire una sottile atmosfera al di sopra delle lune ghiacciate, l'idrogeno invece sfugge all'attrazione gravitazionale delle lune disperdendosi nello spazio; tra le molecole prodotte per radiolisi si annoverano l'[[ozono]] (O<sub>3</sub>) e il [[perossido di idrogeno]] (H<sub>2</sub>O<sub>2</sub>).<ref name=Johnson-8/> Se tra le molecole originarie sono presenti composti organici o [[carbonati]], è possibile che si vengano a creare molecole di [[diossido di carbonio]] (CO<sub>2</sub>), [[metanolo]] (CH<sub>3</sub>OH) e [[acido carbonico]] (H<sub>2</sub>CO<sub>3</sub>); in presenza di zolfo si hanno diossido di zolfo (SO<sub>2</sub>), [[disolfuro di idrogeno]] (H<sub>2</sub>S<sub>2</sub>) ed [[acido solforico]] (H<sub>2</sub>SO<sub>4</sub>).<ref name=Johnson-8>{{cita|Johnson|pp. 8–13}}, 2004.</ref> Le sostanze ossidanti prodotte per radiolisi (ossigeno molecolare ed ozono) possono essere intrappolate all'interno del ghiaccio e portate negli oceani sub-superficiali, costituendo quindi una fonte di ossigeno per eventuali forme di vita aerobie.<ref name=Cooper154>{{cita|Cooper|pp. 154–156}}, 2001.</ref>
 
== Esplorazione e rischi legati alle radiazioni ==
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* {{en}} {{cita libro | autore= John H. Rogers | anno=1995 | titolo=The Giant Planet Jupiter | editore=Cambridge University Press | città= Cambridge | isbn=0-521-41008-8 | id=, [[Online Computer Library Center|OCLC]] 219591510 }}
* {{en}} {{cita libro | autore=Reta Beebe | titolo= Jupiter: The Giant Planet| edizione= 2°| anno= 1996 | editore= Smithsonian Institute Press | città = Washington | isbn=1-56098-685-9}}
* {{en}} {{cita libro | autore=AA.VV. | curatore=Kelly J. Beatty; Carolyn Collins Peterson; Andrew Chaiki | anno=1999 | titolo=The New Solar System | ed=4 | editore=Sky Publishing Corporation | città=Massachusetts | isbn=0-933346-86-7 | id= , [[OCLC]] 39464951}}
* {{en}} {{cita libro | autore=D. C. Jewitt; S. Sheppard ; C. Porco | coautori= F. Bagenal; T. Dowling; W. McKinnon | anno= 2004 | titolo= Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere | città=Cambridge| editore= Cambridge University Press | isbn=0-521-81808-7| url =http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/papers/JUPITER/JSP.2003.pdf|urlarchivio=http://web.archive.org/20070614045102/www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/papers/JUPITER/JSP.2003.pdf|dataarchivio=14 giugno 2007}}
* {{en}} {{cita libro | autore= Linda T. Elkins-Tanton | anno= 2006 | titolo= Jupiter and Saturn | editore= Chelsea House | città= New York | isbn= 0-8160-5196-8 }}
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* {{cita pubblicazione|autore= S. W. H. Cowley |coautori=E. J. Bunce |titolo=Origin of the main auroral oval in Jupiter's coupled magnetosphere–ionosphere system |anno= 2001|volume=49|pagine=1067–66| doi=10.1016/S0032-0633(00)00167-7 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001P%26SS...49.1067C |rivista=Planetary and Space Sciences|cid=Cowley}}
* {{cita pubblicazione| autore= T. M. Edwards | coautori=E. J. Bunce, S. W. H. Cowley |titolo= A note on the vector potential of Connerney et al.'s model of the equatorial current sheet in Jupiter's magnetosphere| rivista= Planetary and Space Science |anno= 2001| volume=49 |pagine=1115–1123| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001P%26SS...49.1115E|doi=10.1016/S0032-0633(00)00164-1|cid=EdwardsTM}}
* {{cita pubblicazione|autore=Laurent Palier |titolo= More about the structure of the high latitude Jovian aurorae|rivista=Planetary and Space Sciences|volume=49|pagespp =1159–73|anno=2001|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001P%26SS...49.1159P|doi= 10.1016/S0032-0633(01)00023-X|cid=Palier}}
* {{cita pubblicazione|autore=C. T. Russell |titolo= The dynamics of planetary magnetospheres| rivista= Planetary and Space Science|volume=49|pagine=1005–1030|anno=2001 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001P%26SS...49.1005R|doi= 10.1016/S0032-0633(01)00017-4|cid=Russell2001}}
* {{cita pubblicazione|autore=D. Santos-Costa, S. A. Bourdarie |titolo= Modeling the inner Jovian electron radiation belt including non-equatorial particles| rivista= Planetary and Space Science| anno=2001|volume=49|pagine=303–312| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001P%26SS...49..303S|doi=10.1016/S0032-0633(00)00151-3|cid=Santos-Costa}}
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{{Portale|sistema solare}}
 
[[categoriaCategoria:Giove]]
 
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Estratto da "https://it.wikipedia.org/wiki/Magnetosfera_di_Giove"