Magnetosfera de Júpiter - Wikipedia, la enciclopedia libre

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Magnetosfera de
Júpiter
cavidad creada en el viento solar por el
campo magnético de Júpiter
La magnetosfera de Júpiter es la cavidad
creada en el viento solar por el campo
magnético de Júpiter. Se extiende 7
millones de kilómetros en dirección del Sol
y casi hasta la órbita de Saturno en la
dirección opuesta (unos 750.000.000 de
km o unas 5 UA). Esta magnetosfera es
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Wikipedia:Portada
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Viento_solar
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Campo_magn%C3%A9tico
https://es.m.wikipedia.org/wiki/J%C3%BApiter_(planeta)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Sol
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Saturno_(planeta)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Unidad_astron%C3%B3mica
más grande y poderosa que cualquier otra
magnetosfera en el sistema solar, y
también es la estructura continua
conocida más grande solo después de la
heliosfera.[10] Más ancha y plana que la
magnetosfera terrestre, la de Júpiter es
mayor en magnitud y su momento
magnético unas 18 000 veces superior. La
existencia de esta magnetosfera se infirió
tras observaciones de emisión de radio a
finales de la década de 1950, y se observó
directamente mediante la sonda Pioneer
10 en 1973.
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Magnetosfera
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Heliosfera
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Magnet%C3%B3sfera_de_la_Tierra
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Momento_magn%C3%A9tico
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Pioneer_10
Magnetosfera de Júpiter
Modelo de la magnetosfera joviana
Descubrimiento[1]
Descubierto por Pioneer 10
Descubierto en 1973
Campo interno[2] [3] [4]
Radio de Júpiter 71 492 km
Momento magnético 1,56 x 1020 T·m³
Fuerza del campo
ecuatorial
428 μT (4.28 G)
Inclinación dipolar 10°
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Archivo:Jovian_magnetosphere_vs_solar_wind.jpg
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Pioneer_10
https://es.m.wikipedia.org/wiki/1973
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Kil%C3%B3metro
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Tesla_(unidad)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Metro_c%C3%BAbico
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Tesla_(unidad)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Gauss_(unidad)
Longitud del polo
magnético
159°
Período de rotación 9 h 55 m 29,7 ± 0,1 s
Parámetros de la magnetosfera[5] [6] [7]
Distancia del arco de
choque
~82 RJ
Distancia de la
magnetopausa
50-100 Rj
Longitud de la cola
magnética
~ 5 UA
Principales iones O+, S+, H+
Fuente de iones Ío
Tasa de carga de
material
1000 kg/s
Densidad máxima del
plasma
2000 cm−3
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Arco_de_choque
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Radio_(geometr%C3%ADa)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Magnetosfera
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Unidad_astron%C3%B3mica
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Ion
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Ox%C3%ADgeno
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Azufre
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Hidr%C3%B3geno
https://es.m.wikipedia.org/wiki/%C3%8Do_(sat%C3%A9lite)
El campo magnético joviano es generado
por corrientes eléctricas que giran en la
capa del hidrógeno metálico del planeta.
Erupciones volcánicas en su satélite Ío
expulsan grandes cantidades de dióxido
Energía máxima de las
partículas
100 MeV
Parámetros del viento solar[8]
Velocidad 400 km/s
Fuerza del CMI 1 nT
Densidad 0,4 cm−3
Aurora[9]
Espectro Radio, IR, UV y rayos X
Potencia eléctrica 100 TW
Frecuencia de las
emisiones de radio
0,01 a 40 MHz
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Hidr%C3%B3geno_met%C3%A1lico
https://es.m.wikipedia.org/wiki/%C3%8Do_(sat%C3%A9lite)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Di%C3%B3xido_de_azufre
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Viento_solar
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Campo_magn%C3%A9tico_interplanetario
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Aurora_polar
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Espectro_de_emisi%C3%B3n
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Radiaci%C3%B3n_infrarroja
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Ultravioleta
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Rayos_X
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https://es.m.wikipedia.org/wiki/Vatio
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Hercio
de azufre hacia el espacio, formando un
gran toroide alrededor del planeta.[11] Las
fuerzas del campo magnético joviano
fuerzan al toroide a girar con la misma
velocidad angular y dirección que la
rotación del planeta. El toroide, en sí, carga
el campo magnético con plasma, en el
proceso, extendiéndola en una estructura
llamada disco magnético. En efecto, la
magnetosfera joviana es alimentada por
plasma proveniente de su propia rotación,
en vez de provenir del viento solar, como
ocurre en la magnetosfera terrestre.[12] 
Las fuertes corrientes en la magnetosfera
generan auroras permanentes en las
regiones polares de Júpiter, y las
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Di%C3%B3xido_de_azufre
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Toro_(geometr%C3%ADa)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Velocidad_angular
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Viento_solar
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Aurora_polar
emisiones intensas de radio, como
consecuencia, permiten que Júpiter pueda
ser visto como un púlsar de radio bastante
débil. Las auroras jovianas fueron
observadas en casi todas las partes del
espectro electromagnético, incluyendo la
radiación infrarroja, ultravioleta, luz visible
y rayos X.[9] 
La acción de la magnetosfera joviana
atrae y acelera partículas, produciendo
cinturones de radiación alrededor del
planeta, semejantes a los cinturones de
Van Allen, pero miles de veces más
potentes. La interacción de las partículas
energéticas con la superficie de los
https://es.m.wikipedia.org/wiki/P%C3%BAlsar
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https://es.m.wikipedia.org/wiki/Radiaci%C3%B3n_infrarroja
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Ultravioleta
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Luz_visible
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Rayos_X
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Cinturones_de_Van_Allen
satélites jovianos afecta bastante las
propiedades químicas y físicas de estos
en cuestión.[13] [14] Estas mismas
partículas también afectan y son
afectadas por el movimiento de las
partículas dentro del sistema de los
anillos jovianos.
La magnetosfera de Júpiter es una
estructura compleja que consiste de un
arco de choque, magnetopausa, cola
magnética, disco magnético y otros
componentes. El campo magnético de
Júpiter es creado a través de diversas
fuentes, incluyéndose la circulación de
Estructura
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Sat%C3%A9lites_de_J%C3%BApiter
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Anillos_de_J%C3%BApiter
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Arco_de_choque
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Magnetopausa
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Magnetosfera
fluidos en el interior del planeta, corrientes
eléctricas en plasma alrededor de Júpiter
y corrientes en los bordes de la
magnetosfera del planeta. La
magnetosfera está localizada dentro del
plasma del viento solar, que posee, a su
vez, el campo magnético
interplanetario.[15] 
Campo magnético
La mayor parte del campo magnético de
Júpiter es generado, como en el caso del
campo magnético terrestre, a través de
una dinamo interna, apoyado por la
circulación de fluido conductor en su
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Plasma_(estado_de_la_materia)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Viento_solar
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Campo_magn%C3%A9tico_interplanetario
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Campo_magn%C3%A9tico_terrestre
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Dinamo_(generador_el%C3%A9ctrico)
núcleo externo. Sin embargo, mientras que
el núcleo terrestre está hecho de hierro y
níquel derretido, el núcleo jupiteriano está
compuesto de hidrógeno metálico.[3] 
Como en el caso del campo magnético
terrestre, el campo magnético jupiteriano
es ante todo dipolar, con polos magnético
al norte y sur, al final de un único eje
magnético.[2] Sin embargo, en Júpiter, el
polo norte del dipolo está localizado en el
hemisferio norte del planeta, y el polo sur,
en el hemisferio sur, en contraste con la
Tierra, cuyo polo norte del dipolo se
localizar en el hemisferiosur, y
viceversa.[16] [nota 1] El campo magnético
jupiteriano también posee cuadrupolos,
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Hierro
https://es.m.wikipedia.org/wiki/N%C3%ADquel
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Hidr%C3%B3geno_met%C3%A1lico
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Tierra
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Cuadrupolo
octupolos, y componentes más complejos,
aunque estos tengan a penas un décimo
de la fuerza del campo dipolar magnético
jupiteriano.[2] 
El dipolo de Júpiter está localizado
aproximadamente a 10° del eje de
rotación del planeta, la inclinación es casi
similar al de la Tierra (de 11,3°).[1] [2] La
fuerza del campo ecuatorial es de cerca
de 428 μT (4,28 G), que corresponde a un
momento magnético de 1,53 x 1020 T·m³.
Esto hace que del campo magnético de
Júpiter diez veces más fuerte que el de la
Tierra, y su momento magnético, cerca de
18 mil veces mayor.[3] [nota 2] El campo
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Desarrollo_multipolar
https://es.m.wikipedia.org/w/index.php?title=Microtesla&action=edit&redlink=1
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Gauss_(unidad)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Momento_magn%C3%A9tico
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Tesla_(unidad)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Metro_c%C3%BAbico
magnético de Júpiter posee el mismo
período de rotación que la región bajo su
atmósfera, de 9 h 55 m. Ningún cambio en
su fuerza o su estructura fueron
observados desde que las primeras
medidas fueron tomadas por las sondas
Pioneer 10 y Pioneer 11 en la década de
1970.[nota 3] 
Tamaño y forma
Radio de Júpiter (Rj):
71 492 km
El campo magnético interno de Júpiter
impide que el viento solar, una corriente de
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Pioneer_10
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Pioneer_11
https://es.m.wikipedia.org/wiki/1970
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Viento_solar
Comparación entre los principales parámetros magnetosféricos de Júpiter con la de la
Tierra.[3] [5] [8]
Parámetro Júpiter Tierra
Radio (Rp, en km) 71 398 6 371
Período de rotación (h) 9,9 24
Intensidad del campo magnético en el ecuador (μT) 428 31
Momento del dipolo (en unidades terrestres) 18 000 1
Inclinación del dipolo magnético (en °) 10 11,3
Distancia de la magnetopausa (Rp) 50–100 8–10
Potencia (en teravatios - TW -) 100 1
Densidad del viento solar (en cm−3) 0,4 10
Intensidad del campo magnético solar (nT) 1 6
Iones principales H+, On+, Sn+ H+, O+
partículas ionizadas, interactúe
directamente con la atmósfera jupiteriana,
en lugar de esto, se desvía dicha corriente
alrededor del planeta. Esto crea una
cavidad dentro del viento solar, la
magnetosfera, compuesta por plasma de
diferente composición a la del propio
viento solar.[5] La magnetosfera
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Movimiento_de_rotaci%C3%B3n
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Hora
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https://es.m.wikipedia.org/wiki/Vatio
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https://es.m.wikipedia.org/wiki/Magnetosfera
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Plasma_(estado_de_la_materia)
jupiteriana es tan grande que el Sol y su
corona cabrían fácilmente en su interior, e
incluso dejarían espacio de sobra.[10] Si
una persona en la Tierra pudiese ver la
magnetosfera jupiteriana en el cielo, esta
tendría cinco veces el tamaño de la Luna
llena, a pesar de localizarse cerca de 1700
veces más lejano que el propio satélite
terrestre.[10] 
La frontera que separa el plasma del
viento solar y que se ubica dentro de la
magnetosfera jupiteriana (como en la
terrestre) se denomina magnetopausa. La
distancia entre la magnetopausa hasta el
centro de Júpiter varía entre los cuarenta y
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Sol
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Corona_solar
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Luna_llena
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Magnetopausa
cinco a cien Rj (suponiendo que 1 Rj, el
radio de Júpiter, equivale a 71 492 km) en
el punto subsolar —el punto (no fijo) de la
superficie en la que el Sol parece estar
exactamente encima.[5] La posición de la
magnetopausa depende de la presión
ejercida por el viento solar, que de igual
forma, depende de la actividad solar.[17] Al
frente de la magnetopausa (a una
distancia de entre 80 a 130 Rj del centro
jupiteriano) se localiza el arco de choque,
una región de característica ondular
causada por la colisión de partículas del
viento solar con la magnetosfera
jupiteriana.[18] [19] La región entre el arco
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Radio_(geometr%C3%ADa)
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https://es.m.wikipedia.org/wiki/Actividad_solar
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Arco_de_choque
del choque y la magnetopausa es
conocida como «magnetosheath».[5] 
Del lado opuesto del planeta, el viento
solar se extiende por las líneas del campo
magnético de Júpiter, en la cola
magnética, que por veces se extiende más
allá de la órbita de Saturno.[20] La
estructura del cola magnética jupiteriano
es similar al de la Tierra, consistiendo de
dos polos, con el campo magnético en el
polo sur apuntando en dirección a Júpiter,
mientras que el campo magnético en el
polo norte, en dirección opuesta al
planeta. Los polos son separados por una
capa fina de plasma, llamada «corriente de
https://es.m.wikipedia.org/w/index.php?title=L%C3%ADneas_del_campo&action=edit&redlink=1
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Saturno_(planeta)
cola magnética».[20] Tal y como en la
Tierra, el cola magnética de Júpiter es un
canal en el cual el plasma solar entra en
las regiones interiores de la magnetosfera,
donde se calienta, y forma los cinturones
radiactivos, a distancia no mayores de
10 Rj en Júpiter.[21] 
La forma de la magnetosfera jupiteriana
descrita arriba es mantenida por una
corriente neutra (también llamada
corriente de cola magnética), que circula
con la rotación jupiteriana a través del
rabo de plasma; corrientes de plasma, que
circulan contra la rotación jupiteriana en la
parte exterior del cola magnética; y las
https://es.m.wikipedia.org/w/index.php?title=Cintur%C3%B3n_radiactivo&action=edit&redlink=1
corrientes de la magnetopausa (o
corrientes de Chapman-Ferraro), que
circulan contra la rotación en la parte
diurna de la magnetosfera.[16] Estas
corrientes crean el campo magnético que
cancela el campo magnético interior fuera
de la magnetosfera,[20] e interactúa
mucho con el viento solar.[16] 
La magnetosfera de Júpiter es
tradicionalmente dividida en tres partes:
interior, mediana y exterior. La parte
interior de la magnetosfera se localiza a
distancias menores de 10 Rj respecto al
planeta. El campo magnético en esta
región permanece aproximadamente
https://es.m.wikipedia.org/w/index.php?title=Corrientes_de_Chapman-Ferraro&action=edit&redlink=1
dipolar, a causa de que las contribuciones
de las corrientes en circulación del plasma
magnetosférico ecuatorial son pequeñas.
En la región media de la magnetosfera,
entre diez y cuarenta Rj, y en la región
exterior de esta, más allá de los 40 Rj el
campo magnético no es un dipolo, y se ve
seriamente afectado por su interacción
con las corrientes de plasma.[5] 
El papel de Ío
Aunque, generalmente, la forma de la
magnetosfera de Júpiter se asemeja a la
de la Tierra, cerca del planeta su
estructura es muy diferente. La
volcanicamente activa luna de Júpiter, Ío,
es una gran fuente de plasma en sí misma,
y carga la magnetosfera de Júpiter con
La interacción de Ío con la magnetosfera de Júpiter. El toroide de plasma es amarillo.
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https://es.m.wikipedia.org/wiki/Plasma_(estado_de_la_materia)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Archivo:Iotorus.jpghasta 1000 kg de material por segundo.
Las fuertes erupciones volcánicas en Ío
emiten altas cantidades de dióxido
sulfúrico, gran parte de las cuales, se
disocian en átomos e ionizan por la
radiación solar (UV), produciendo iones de
azufre y oxígeno: S+, O+, S2+ y O2+. Estos
iones escapan de la atmósfera del satélite
y forman su toroide de plasma: un anillo
grueso y relativamente frío del plasma que
rodea Júpiter, situado cerca de la órbita de
Ío. La temperatura del plasma en el toroide
es de entre 10 - 100 eV , que es mucho
menor que la de las partículas de los
anillos de radiación: 10 keV. El plasma en
el toroide es forzado a la co-rotación con
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https://es.m.wikipedia.org/wiki/Radiaci%C3%B3n_ultravioleta
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Ion
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Azufre
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https://es.m.wikipedia.org/wiki/Electronvoltio
Júpiter, por lo que ambos comparten el
mismo periodo rotatorio. El toroide de Ío
altera radicalmente la dinámica de
Júpiter.[11] 
Como resultado de varios procesos —
difusión e intercambio de inestabilidad
como principales mecanismos de escape
— el plasma escapa lentamente hacia
Júpiter. A medida que el plasma se aleja
del planeta, las corrientes radiales que
fluyen dentro de él incrementan
gradualmente su velocidad manteniendo
la co-rotación. Estas corrientes radiales
son también la fuente del componente
acimutal de los campos magnéticos, que
se doblan hacia atrás en dirección opuesta
a la de la propia rotación. La densidad
particular del plasma disminuye en el
toroide de aproximadamente 2000 cm-3 a
0,2 cm-3 a una distancia de 35 Rj . A la
mitad de la magnetosfera, a distancias
superiores a 10 Rj de Júpiter, la co-
rotación se descompone y el plasma
comienza a rotar más lentamente que el
planeta. Eventualmente, a distancias
mayores de 40 Rj (en la magnetosfera
externa), el plasma escapa
completamente del campo magnético y
deja la magnetosfera por la cola
magnética. A medida que el plasma frío y
denso sale al exterior, es reemplazado por
el plasma caliente de baja densidad
procedente de la magnetosfera externa.
Este plasma, se calienta adiabáticamente
a medida que se acerca a Júpiter,
formando los anillos radiactivos en la
magnetosfera interna de Júpiter.
El magnetodisco
Mientras que la magnetosfera de la Tierra
tiene forma de lágrima, la de Júpiter es
más aplanada, similar a un disco, y se
«tambalea» periódicamente a través de su
eje.[22] Las razones principales para la
configuración en forma de disco son la
fuerza centrífuga procedente de la co-
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Fuerza_centr%C3%ADfuga
rotación del plasma y la presión térmica
del plasma caliente, los cuales ayudan a
estirar las líneas del campo magnético
formando una estructura similar a una
torta aplanada, conocida como
magnetodisco, a distancias mayores a 20j
del planeta.[5] [23] El magnetodisco tiene
una lámina delgada de corrientes en el
plano medio,[24] aproximadamente cerca
de su ecuador magnético. Las líneas del
campo magnético apuntan en dirección
contraria de Júpiter sobre esta lámina y a
Júpiter bajo ella.[17] La carga plasmática
de Ío amplia enormemente el tamaño de la
magnetosfera de Júpiter porque el
magnetodisco crea una presión interna
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Ecuador_magn%C3%A9tico
que equilibra la presión ejercida por el
viento solar.[18] En ausencia de Ío, la
distancia del planeta a la magnetopausa
en el punto subsolar, sería de no más de
42 Rj de media, mientras que en realidad
es de 75 Rj.[5] 
La configuración del campo del
magnetodisco se mantiene por el anillo de
corriente acimutal (no es un anillo de
corriente análogo al de la tierra), que fluye
con la rotación a través de la lámina de
plasma ecuatorial.[25] La fuerza de
Lorentz resultante de la interacción de
esta corriente con el campo magnético
planetario crea una fuerza centrípeta, que
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Viento_solar
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Fuerza_de_Lorentz
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Fuerza_centr%C3%ADpeta
evita que el plasma en co-rotación escape
del planeta. La corriente total del anillo en
la lámina de corriente ecuatorial se estima
en 90–160  millones de amperios.[5] [26] [5] 
[26] 
Co-rotación y corrientes radiales
Dinámica
El campo magnético de Júpiter y las corrientes que mantienen la co-rotación del plasma.
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Amperio
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Archivo:Currents_in_Jovian_Magnetosphere.png
El principal motor de la magnetosfera de
Júpiter es su propia rotación.[12] Júpiter
puede ser comparado con un motor
homopolar. Cuando Júpiter gira alrededor
de sí mismo, su ionosfera se mueve en
relación con el campo magnético dipolar
del planeta. Puesto que el momento
magnético dipolar apunta en dirección de
la rotación,[16] la fuerza de Lorentz, que es
generada como resultado de este
movimiento, hace que los electrones se
muevan en dirección a los polos, mientras
que los cationes son expulsados en
dirección al ecuador.[27] Como resultado,
los polos adquieren una carga negativa, en
tanto las regiones próximas al ecuador,
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Motor_homopolar
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Fuerza_de_Lorentz
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Ecuador
adquieren una carga positiva. Dado que la
magnetosfera de Júpiter se encuentra
cargada con plasma altamente
conductivo, el circuito eléctrico se
cierra.[27] Una corriente eléctrica,
denominada de corriente continua[nota 4] 
circula a lo largo de los bordes del campo
magnético, de la ionosfera a la lámina de
plasma ecuatorial. Esta corriente entonces
circula radialmente, en dirección opuesta
al planeta, dentro de los propios límites del
plasma ecuatorial y finalmente regresa a
la ionosfera planetaria desde las regiones
externas de la magnetosfera, siguiendo las
líneas de campo que conectan con los
polos. Las corrientes que ocurren a lo
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Circuito_el%C3%A9ctrico
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Ionosfera
largo de las líneas del campo son
generalmente llamadas corrientes de
Birkeland, o alineadas con el campo.[26] 
Las corrientes radiales interactúan con el
campo magnético planetario, y las fuerzas
de Lorentz que aparece como resultado
aceleran el plasma magnetosférico en
dirección de la rotación planetaria. Este es
el principal mecanismo que mantiene la
co-rotación del plasma en la magnetosfera
jupiteriana.[27] 
La corriente circulando desde la ionosfera
hasta los lámina de plasma es
especialmente fuerte cuando la parte
correspondiente de esta última rota más
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Corriente_de_Birkeland
lentamente que el planeta.[27] Tal y como
se mencionó anteriormente, la co-rotación
comienza a desaparecer en la región
localizada entre los 20 y 40 Rj de Júpiter.
Esta región corresponde al disco
magnético, en la que el campo magnético
es muy «estirado».[28] La fuerte corriente
directa circulando en el disco magnético
se origina entre los 16 ± 1° de latitud de
los polos magnéticos de Júpiter. Estas
regiones circulares corresponden a las
principales auroras ovaladas de
Júpiter.[29] La corriente que envuelve la
región exterior de la magnetosfera, más
allá de los 50 Rj, entra en la ionosfera
jupiteriana cerca de los polos, cerrando el
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Aurora_polar
circuito eléctrico. Se estima que el total de
la corriente radial en la magnetosfera
jupiteriana se encuentra alrededor de los
60–140 millones de amperios.[26] [27] 
La aceleración del plasma —de modo que
este sea obligado a entrar en co-rotación
con el planeta— conduce a la transferencia
de energía desde la rotación jupiteriana
hacia la energía cinética del plasma.[5] En
este sentido, representa el mecanismo
que mantiene la magnetosfera de Júpiter y
la rotación de la última, en tanto que la
magnestofera terrestre es alimentada
principalmentepor el viento solar.
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Amperio
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Energ%C3%ADa_cin%C3%A9tica
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Viento_solar
Inestabilidad de intercambio y
reconexión
El principal problema encontrado en el
estudio de la dinámica de la magnetosfera
jupiteriana es el transporte de plasma
denso y frío del toroide de Ío alrededor de
6 Rj hacia la región externa de la
magnetosfera jupiteriana, a distancias
superiores de 50 Rj.[28] El mecanismo
preciso que alimenta este proceso no es
conocido, sin embargo, se especula que
ocurre a través del resultado de la difusión
del plasma debido a la inestabilidad de
intercambio. Este proceso es similar a la
inestabilidad de Rayleigh-Taylor en la
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Toro_(geometr%C3%ADa)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/%C3%8Do_(sat%C3%A9lite)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Inestabilidad_de_Rayleigh-Taylor
hidrodinámica.[30] En el caso de la
magnetosfera jupiteriana, la fuerza
centrífuga posee el papel de la gravedad;
el líquido pesado es el plasma frío y denso
de Ío; y el líquido ligero es el plasma de
menor densidad y mayor temperatura que
llega desde la magnetosfera exterior.[30] 
La inestabilidad origina el intercambio
entre las partes exteriores e interiores de
la magnetosfera, a través de los tubos de
flujo, cargados con plasma. Los tubos
vacíos se mueven en dirección al planeta,
y empujan a los tubos pesados, cargados
con plasma de Ío, en dirección opuesta a
Júpiter.[30] El intercambio de tubos de
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Hidrodin%C3%A1mica
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Fuerza_centr%C3%ADfuga
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Tubo_de_flujo
flujo es una forma de turbulencia
magnetosférica.[31] 
Esta hipótesis fue parcialmente
confirmada por la sonda espacial Galileo,
que detectó regiones en las cuales la
densidad de plasma es drásticamente
menor, y en la cual la fuerza del campo
La magnetosfera de Júpiter vista encima del polo norte.[32]
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Turbulencia
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Sonda_espacial
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Galileo_(misi%C3%B3n_espacial)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Archivo:Jovian_magnetosphere_(view_from_the_north_pole).png
magnético es mayor, en la región interna
de la magnetosfera.[30] Estas regiones
pueden corresponder a los tubos
prácticamente vacíos que provienen de la
región externa de la magnetosfera. En la
región media de la magnetosfera, Galileo
detectó los llamados «eventos de
inyección», que ocurren cuando el plasma
caliente de la región externa de la
magnetosfera penetra de repente en el
disco magnético, produciendo un aumento
del flujo de partículas energizadas y del
campo magnético.[33] Es todavía
desconocido el mecanismo que puede
explicar el transporte de plasma frío en
dirección opuesta al planeta.
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Plasma_(estado_de_la_materia)
Cuando los tubos de flujo cargados con
plasma frío de Ío alcanzan la región
externa de la magnetosfera, estos pasan
por un proceso de reconexión, que separa
el campo magnético del plasma.[28] El
primero regresa a la región interna de la
magnetosfera, como tubos de flujo
cargados con plasma caliente y menos
denso, mientras que el último es
probablemente expulsado en el cola
magnética, como «plasmoide». Los
procesos de reconexión pueden
corresponder a la reconfiguración global
de eventos que fueron observados por
Galileo, los cuales tienen un periodo de
ocurrencia de dos o tres días.[34] Dichos
https://es.m.wikipedia.org/w/index.php?title=Reconexi%C3%B3n&action=edit&redlink=1
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Plasmoide
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Galileo_(misi%C3%B3n_espacial)
eventos de reconfiguración generalmente
incluyen variaciones rápidas y caóticas de
la fuerza y la dirección del campo
magnético, así como cambios bruscos en
el movimiento del plasma, cuya co-
rotación muchas veces paraba mientras
que el plasma comenzaba a correr en la
dirección opuesta al planeta. Estos vientos
fueron observados primariamente en las
regiones de amanecer de la
magnetosfera.[34] Dicho plasma
circulando hasta el final del rabo en las
líneas de campo que todavía no han sido
cerradas forma el llamado viento
planetario.[24] [35] 
Los eventos de reconexión son análogos a
las sub-tempestades magnéticas que
ocurren en la magnetosfera terrestre.[28] 
La diferencia entre ambas es la fuente de
energía: las sub-tempestades terrestres
involucran el almacenaje de la energía del
viento solar en el cola magnética terrestre,
seguido de su escape vía un evento de
reconexión en la lámina de corriente
neutra del rabo —seguida por su escape
vía plasmoides, como en el caso de la
magnetosfera jupiteriana—.[36] Sin
embargo, en Júpiter la energía rotacional
es almacenada en el disco magnético, y
liberada de este mismo cuando un
plasmoide se separa.[34] 
https://es.m.wikipedia.org/w/index.php?title=Tempestad_magn%C3%A9tica&action=edit&redlink=1
Influencia del viento solar
Mientras que la dinámica de la
magnetosfera jupiteriana depende
principalmente de las fuentes internas de
energía, el viento solar probablemente
posee un papel distinto,[37] actuando
como una fuente de protones de alta
energía.[nota 5] [6] La estructura de la región
externa de la magnetosfera muestra
algunas características típicas de una
magnetosfera alimentada por el viento
solar, incluyendo la asimetría entre los
sectores del amanecer y atardecer.[26] 
Aunado a esto, la magnetosfera, en el
sector de salida del sol, contiene líneas de
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Prot%C3%B3n
campo abiertas, las cuales se conectan
con el cola magnética, mientras que en el
sector de la puesta del sol, las líneas de
campo están cerradas.[20] Dichas
observaciones indican la posible
presencia de un proceso de reconexión
alimentado por el viento solar en la
magnetosfera jupiteriana, denominado
ciclo de Dungey.[28] [37] 
La extensión de la influencia del viento
solar en la dinámica de la magnetosfera
jupiteriana es, hasta el momento,
desconocida.[38] Sin embargo, la
influencia puede ser especialmente alta
cuando haya elevada actividad solar.[39] 
https://es.m.wikipedia.org/w/index.php?title=Ciclo_de_Dungey&action=edit&redlink=1
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Actividad_solar
Emisiones de radio,[4] luz visible y rayos
X[40] provenientes de las auroras
jupiterianas, y las emisiones sincrotrón de
los cinturones de radiación, demuestran
que el viento solar puede jugar un papel
importante en la circulación de plasma o
en la modulación de los procesos internos
de la magnetosfera de Júpiter.[34] 
Auroras
Emisiones
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Luz_visible
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Rayos_X
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Emisi%C3%B3n_sincrotr%C3%B3n
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Archivo:Jupiter.Aurora.HST.UV.jpg
Júpiter posee auroras persistentes y
brillantes en ambos polos. A diferencia de
las auroras terrestres, que son transitorias
y ocurren solo en tiempos de alta
actividad solar, las auroras de Júpiter son
permanentes, aunque su intensidad varía
de día a día. Las auroras se encuentran
compuestas por tres componentes
principales: los óvalos principales, que
poseen características circulares,
brillantes y estrechas (con menos de un
millar de kilómetros de espesor)
localizados aproximadamente a 16° de los
Aurora en Júpiter, captada por el Hubble en 2000. Las rayas brillantes y los puntos son causados por la conexión de tubos
de flujo magnético de Júpiter con sus lunas más grandes.[41]
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Aurora_polar
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Telescopio_espacial_Hubble
polos magnéticos;[42] las manchas
aurorales de los satélites, que
corresponden a la sombra de las líneas de
campo magnético que conectan sus
ionosferas con la ionosfera de Júpiter, y
emisiones transitorias polares en el óvalo
principal.[42] [43] Las emisiones aurorales
fueron detectadas en casi todas las
regiones del espectro electromagnético,desde ondas de radio hasta rayos X (de
hasta 3 keV), pero las emisiones son más
brillantes en el infrarrojo (con una longitud
de onda entre 3–4 μm y 7–14 μm) y en el
ultravioleta lejano (80–180 nm).[9] 
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Espectro_electromagn%C3%A9tico
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Rayos_X
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Infrarrojo
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Ultravioleta
Los óvalos principales forman la parte
dominante de las auroras jupiterianas.
Estas se caracterizan por poseer formas y
localizaciones estables,[43] pero sus
intensidades se ven fuertemente
moduladas por la presión del viento solar
—cuanto mayor sea la presión, las auroras
son más débiles.[44] Tal y como se
mencionó anteriormente, el óvalo principal
es mantenido por el fuerte flujo de
electrones acelerados por la caída del
potencial eléctrico entre el plasma del
disco magnético y la ionosfera
jupiteriana.[45] Estos electrones poseen
corrientes alineadas con el campo, que
mantienen el plasma en co-rotación con el
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Potencial_el%C3%A9ctrico
disco magnético.[28] Las caídas de
potencial eléctrico se producen a causa de
que el escaso plasma fuera de la lámina
ecuatorial puede acarrear apenas una
corriente de fuerza limitada sin dar lugar a
inestabilidades y producir caídas del
potencial.[29] Los electrones en
precipitación poseen energía entre 10 y
100 keV, y penetran profundamente en la
atmósfera de Júpiter, donde ionizan y
excitan el hidrógeno molecular, causando
la emisión de rayos ultravioleta.[46] El total
de energía aportada así a la ionosfera es
de entre 10 y 100 TW.[47] Por otra parte,
las corrientes dentro de la ionosfera la
calientan mediante un proceso
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Atm%C3%B3sfera_de_J%C3%BApiter
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Hidr%C3%B3geno_molecular
denominado calentamiento Joule. Este
calentamiento, que produce hasta 300 TW
de potencia, es responsable de la fuerte
radiación infrarroja en la aurora de Júpiter,
y en parte responsable del calentamiento
de la termosfera del planeta.[48] 
Se han encontrado también manchas
aurorales correspondientes a los satélites
galileanos Ío, Europa y Ganímedes.[nota 6] 
[49] Estas manchas se forman porque el
plasma en co-rotación con el planeta se
frena en las inmediaciones de los
satélites. La mancha más brillante
pertenece a Ío, que es la principal fuente
de plasma de la magnetosfera. Se atribuye
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Efecto_Joule
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Termosfera
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Europa_(sat%C3%A9lite)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Gan%C3%ADmedes_(sat%C3%A9lite)
que la mancha auroral de Ío es causada
por las corrientes de Alfvén que circulan
entre las ionosferas de Júpiter y de Ío. La
manchas de Europa es mucho más débil,
debido a que este satélite proporciona a la
magnetosfera de Júpiter una cantidad de
plasma insignificante, proveniente de la
sublimación de vapor de agua en sus
superficies, y a que tiene una atmósfera
mucho más débil.[50] Ganímedes por su
parte tiene campo magnético y
magnetosfera propias, por lo que la
interacción entre su magnetosfera y la de
Júpiter produce corrientes por reconexión
magnética. La mancha asociada a Calisto
probablemente sea similar a la de Europa,
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Onda_de_Alfv%C3%A9n
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Sublimaci%C3%B3n
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Vapor_de_agua
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Calisto_(sat%C3%A9lite)
pero solo ha sido observada una vez (a
fecha de junio de 2019). Debido a que la
posición de Calisto en la magnetosfera
coincide con la región donde se genera el
óvalo principal, su detección es
complicada.
Arcos y manchas brillantes aparecen
esporádicamente dentro de los óvales
principales. Se especula que la causa de
estos fenómenos transitorios está
relacionado con la interacción con el
viento solar o con la dinámica de la
magnetosfera externa.[43] Asimismo, se
piensa que las líneas del campo
magnético en esta región están abiertas, o
que se corresponden con el cola
magnética.[43] Los óvalos secundarios
que se observan a veces dentro del óvalo
principal pueden estar relacionados con la
frontera entre las líneas del campo
magnético abiertas y cerradas, o con las
cúspides polares.[51] Las emisiones de las
auroras polares son similares a aquellas
observadas en los polos terrestres: ambas
aparecen cuando los electrones son
acelerados en dirección al planeta por
caídas en el potencial eléctrico, durante la
reconexión del campo magnético solar
con la del planeta.[28] Las regiones dentro
de las principales óvalos emiten la mayor
parte de los rayos X emitidos por las
auroras. El espectro de los rayos X
consiste en líneas de espectro de oxígeno
y azufre altamente ionizados, que
probablemente aparecen cuando los iones
energéticos de azufre y oxígeno (de
cientos de kiloelectronvoltios) se
precipitan en la atmósfera polar de Júpiter.
La fuente de esta precipitación es todavía
desconocida.[40] 
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Espectro_de_emisi%C3%B3n
Júpiter como púlsar
Potencia de las emisiones de las auroras polares en diferentes partes del espectro
electromagnético.[52]
Emisión Júpiter Mancha de Ío
Radio (KOM, <0,3 MHz) ~1 GW ?
Radio (HOM, 0,3–3 MHz) ~10 GW ?
Radio (DAM, 3–40 MHz) ~100 GW 0,1–1 GW (Ío-DAM)
IR (hidrocarbonetos, 7–14 μm) ~40 TW
30–100 GW
IR (H3+, 3–4 μm) 4–8 TW
Visible (0,385–1 μm) 10–100 GW 0,3 GW
UV (80–180 nm) 2–10 TW ~50 GW
Rayos X (0,1–3 keV) 1–4 GW ?
Júpiter es una poderosa fuente de ondas
de radio, cuya frecuencia varía entre
algunos kHz hasta decenas de MHz. Las
ondas de radio con frecuencias menores
de 0,3 MHz (y, en consecuencia, con una
longitud de onda mayor de un kilómetro)
son llamadas de «radiación jupiteriana
kilométrica», o KOM. Aquellas con una
frecuencia entre 0,3 y 3 MHz (con una
longitud de onda entre los cien y mil
metros) son denominadas de «radiación
hectométrica», o HOM, en tanto que
aquellas entre 3 y 40 MHz (con longitudes
de entre diez y cien metros) son
nombradas de «radiación decamétrica», o
DAM. Esa última fue la primera en ser
observada desde la Tierra, y su
periodicidad de diez horas facilitó su
identificación como originda en Júpiter. La
parte más fuerte de las ediciones
decamétricas son llamadas de Ío-DAM,
puesto que se encuentran relacionadas
con Ío y el sistema Ío-Júpiter.[53] [nota 7] 
Se piensa que la mayoría de estas
emisiones son causadas a través del
mecanismo de inestabilidad ciclotrónica
del máser, que ocurre en las regiones más
próximas a las auroras, donde los
electrones van y vienen entre los polos.
Los electrones, que están implicados en la
generación de ondas de radio, cargan
corrientes de los polos del planeta hasta el
disco magnético.[54] La intensidad de las
emisiones de radio de Júpiter
generalmente varía de forma sutil con el
tiempo; pero, el planeta emite
periódicamente eisiones de radio de corta
duración mucho más fuertes (emisiones
de rayos S), que pueden superar en brillo
https://es.m.wikipedia.org/wiki/M%C3%A1ser
todos los demás componentes. La
potencia total de las emisiones DAM es de
cerca de 100 GW, mientras que la de los
componentes HOM y KOM es de cerca de
10 GW en conjunto. En comparación, la
potenciatotal de las emisiones de radio de
la Tierra es de cerca de 0,1 GW.[53] 
De hecho, las emisiones de radio y
partículas de Júpiter son fuertemente
moduladas por su rotación, que hacen al
planeta semejante, en cierta manera, a un
púlsar.[55] Esta modulación periódica está
posiblemente relacionada con las
asimetrías existentes en la magnetosfera
jupiteriana, que son causadas por la
https://es.m.wikipedia.org/wiki/P%C3%BAlsar
inclinación axial del momento magnético
con respecto al eje de rotación, así como a
una anomalía magnética a alta latitud en
el hemisferio Norte. Las leyes de la física
que gobiernan las emisiones de radio en
Júpiter son similares a aquellas en los
púlsares de radio. Difierenapenas en
escala, por lo que el planeta puede ser
considerado como un púlsar de radio muy
pequeño.[55] Además, las emisiones de
radio de Júpiter son muy dependientes de
la presión del viento solar, y por lo tanto,
de la actividad solar.[53] 
Además de la radiación de longitud de
onda larga, Júpiter también emite
https://es.m.wikipedia.org/wiki/P%C3%BAlsar
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Actividad_solar
radiación sincrotrón (denominada
radiación decimétrica de Júpiter, o
radiación DIM), con frecuencias entre 0,1 a
15 GHz (y una longitud de onda de 3 m a
2 cm),[56] lo que es la radiación
Bremsstrahlung de electrones
relativísticos dentro de los cinturones
radiactivos del planeta. La energía de los
electrones que contribuyen a las
emisiones DIM varían entre 0,1 y 100
MeV,[57] mientras que la contribución
principal proviene de los electrones con
energía entre 1 y 20 MeV.[7] Esta radiación
se entiende bien, y fue usada desde la
década de 1960 para analizar la estructura
del campo magnético y de los cinturones
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Radiaci%C3%B3n_de_sincrotr%C3%B3n
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bremsstrahlung
de radiación del planeta.[58] Las partículas
en los cinturones de radiación se originan
en la región externa de la magnetosfera, y
adquieren una aceleración
adiabáticamente, cuando son
transportados hacia la región interna de la
magnetosfera.[59] En cualquier caso, esto
requiere una población de electrones de
energías moderadamente altas (>> 1 keV),
and the origin of this population is not well
understood.
La magnetosfera de Júpiter expulsa
corrientes de electrones de alta energía e
iones (con energía de hasta decenas de
megaelectronvoltios), que pueden viajar
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Electronvoltio
hasta la órbita de la Tierra.[60] Estas
radiaciones son altamente colimadas, y
varían con el período de rotación del
planeta, tal y como en el caso de las
emisiones de radio. En este caso, Júpiter
también actúa de modo similar a un
púlsar.[55] 
La extensa magnetosfera de Júpiter
envuelve su sistema de anillos y las
órbitas de los cuatro satélites
galileanos.[13] Orbitando próximo al
ecuador magnético, estos cuerpos sirven
con fuentes y pozos de plasma
Interacción con los anillos y
satélites
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Luz_colimada
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Anillos_de_J%C3%BApiter
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Sat%C3%A9lites_galileanos
magnetosférico, en tanto que las
partículas energéticas de la magnetosfera
interactúan con estas superficies. Dichas
partículas pulverizan material de las
superficies de los satélites y de los anillos,
así como alteran las propiedades de estos
cuerpos.[61] El plasma de co-rotación con
el plasma hace que el plasma interactúe
principalmente con los hemisferios
posteriores (es decir, apunta en la
dirección opuesta a la dirección de sus
respectivas órbitas), causando una
notable asimetría hemisférica.[62] En
contraste con ello, el propio campo
magnético interno de los satélites
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Pulverizaci%C3%B3n_cat%C3%B3dica
contribuye al campo magnético
jupiteriano.[13] 
Cercanos a Júpiter, los anillos planetarios
y los pequeños satélites (del Grupo de
Amaltea) absorben partículas de alta
energía (con más de 10 KeV) de los
cinturones de radioactividad.[63] Esto crea
varios vacíos notables entre los cinturones
de radioactividad, afectando las emisiones
de radiación sincrotrón decimétricas. De
hecho, la existencia de los anillos de
Júpiter fue hipotética (antes de su
descubrimiento) a través de la sonda
Pioneer 11, que detectó una caída drástica
en el número de iones de alta energía
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Grupo_de_Amaltea
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Pioneer_11
próximas al planeta.[63] El campo
magnético planetario influencia
fuertemente el movimiento de las
partículas sub-micrónicas que componen
los anillos, que adquieren una carga
eléctrica por la influencia de la radiación
solar ultravioleta. Este comportamiento es
similar al de los iones en co-rotación.[64] 
Se acredita que la interacción entre la co-
rotación y el movimiento orbital sea el
responsable de la creación de un halo de
anillo, el más próximo al planeta
localizado entre 1,4 y 1,71 Rj, consistiendo
de partículas sub-micrónicas en órbitas
altamente inclinadas y excéntricas.[65] Sin
embargo, las partículas que se originan en
el anillo principal, cuando los movimientos
son en dirección a Júpiter, sus órbitas son
modificadas por la fuente resonancia 3:2
de Lorentz, localizada a 1,71 Rj, lo que
aumenta la inclinación y la excentricidad
de sus órbitas.[nota 8] La otra resonancia
2:1 de Lorentz, localizada a 1,41 Rj, define
el límite interior del anillo de halo.[66] 
Todos los satélites galileanos poseen
atmósferas tenues con una presión de
superficie entre los 0,01 y 1 nBar, que a su
vez, proporcionan ionosferas
substanciales, con densidad de electrones
entre 1 000 y 10 000 cm−3.[13] El plasma
magnetosférico frío en co-rotación es
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bar_(unidad_de_presi%C3%B3n)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Ionosfera
parcialmente desviado a su vez de los
satélites por las corrientes inducidas en
sus ionosferas, creando estructuras
llamadas «alas de Alfvén».[67] La
interacción de los grandes satélites con el
plasma en co-rotación es similar a la
interacción del viento solar cn los planetas
no magnetizados, tales como Venus,
aunque la velocidad del plasma en co-
rotación es, por lo general, sub-sónico
(con velocidades entre 74 y 328 km/s), lo
que impide la formación de un arco de
choque.[14] La presión del plasma
continuamente remueve gases de la
atmósfera de los satélites (especialmente
el de Ío), y algunos de estos átomos son
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Arco_de_choque
ionizados e interpuestos en la misma co-
rotación. Este procesos crea gas y toros
de plasma en los límites de las órbitas de
los satélites, siendo el mismo toro de Ío el
de mayor tamaño.[13] En efecto, los
satélites galileanos, en especial, Ío, actúan
como las principales fuentes de plasma
de las regiones interiores y medianas de la
magnetosfera de Júpiter. Aunado a ello,
las partículas altamente energéticas no se
ven afectadas por las alas de Alfvén, y
poseen acceso libre a las superficies de
los satélites galileanos, con excepción de
Ganímedes.[68] 
Los satélites galileanos de hielo, Europa,
Ganímedes y Calisto, generan momentos
magnéticos inducidos en respuesta al
cambio del campo magnético jupiteriano.
Dicha variación en el momento magnético
origina campos magnéticos dipolares
alrededor de estos satélites, para
compensar los cambios en el entorno.[13] 
Se cree que esta inducción ocurre en los
océanos de agua salada (es alta la
probabilidad que existan en los tres
satélites galileanos antes mencionados)
bajo la superficie de hielo de los satélites.
Asimismo, hay una alta probabilidad de
que estos océanos puedan albergar vida, y
la evidencia de los océanos fue uno de los
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Europa_(luna)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Gan%C3%ADmedes_(sat%C3%A9lite)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Calisto_(sat%C3%A9lite)
descubrimientos más importantes hechos
por la sonda Galileo en la década de
1990.[69] 
La interacción de la magnetosfera de
Júpiter con Ganímedes, que posee un
momento magnético intrínseco, difiere de
la interacción de la magnetosfera
jupiteriana con los otros satélites, no
magnetizados.[69] El campo magnético de
este satélite crea una cavidad dentro de la
magnetosfera jupiteriana, con un diámetro
cerca del doble de Ganímedes, dando
origen a una pequeña magnetosfera
jupiteriana. El campo magnético de
Ganímedes desvía el plasma en co-
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Galileo_(sonda_espacial)
rotación alrededor de la magnetosfera de
Ganímedes. La magnetosfera del satélite
también protege las regiones ecuatoriales
del satélite, región en la cual las líneas del
campo magnético de Ganímedes están
cerradasde partículas energéticas. Estas
últimas, sin embargo, todavía pueden
llegar a las regiones polares libres del
satélite, donde las líneas del campo
magnético se encuentran abiertas.[70] 
Algunas de las partículas energéticas son
capturadas cerca del ecuador de
Ganímedes, creando pequeños cinturones
de radioactividad alrededor del satélite.[71] 
Los electrones energéticos que penetran
en la tenue atmósfera del satélite son
responsables de las auroras polares en
Ganímedes.[70] 
Las partículas cargadas poseen una
influencia considerable en las propiedades
de la superficie de los satélites galileanos.
El plasma que proviene de Ío remueve
iones de azufre y sodio a lo largo del
planeta,[72] en el cual estos iones son
implantados principalmente en los
hemisferios posteriores de Europa y
Ganímedes.[73] Sin embargo, en Calisto,
por razones desconocidas, el azufre está
concentrado en el hemisferio anterior.[74] 
El mismo plasma puede causar otras
diferencias entre los hemisferios
posteriores y anteriores de los satélites
galileanos —en el cual, los hemisferios
posteriores (con excepción de Calisto) son
más oscuros que en los hemisferios
anteriores, indicando que los primeros
fueron alterados por el plasma de la
magnetosfera.[62] Iones y electrones
energéticos, con el flujo de los primeros
siendo más isotrópicos, bombardean el
hielo, pulverizando átomos y moléculas,
causando radiólisis de agua y otros
compuestos químicos.[75] En caso de que
moléculas orgánicas estén presentes,
también puede producirse dióxido de
carbono, metanol y ácido carbónico. En
presencia de azufre, los probables
https://es.m.wikipedia.org/w/index.php?title=Radi%C3%B3lisis&action=edit&redlink=1
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Di%C3%B3xido_de_carbono
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Metanol
https://es.m.wikipedia.org/wiki/%C3%81cido_carb%C3%B3nico
compuestos químicos producidos
incluyen dióxido de azufre, disulfato de
hidrógeno y ácido sulfúrico.[75] Los
oxidantes producidos vía radiólisis, como
oxígeno y ozono, pueden estar capturados
dentro del hielo, y transportados dentro de
los océanos, sirviendo entonces como
fuente de energía para la posible vida.[72] 
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Di%C3%B3xido_de_azufre
https://es.m.wikipedia.org/w/index.php?title=Disulfato_de_hidr%C3%B3geno&action=edit&redlink=1
https://es.m.wikipedia.org/wiki/%C3%81cido_sulf%C3%BArico
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Ox%C3%ADgeno
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Ozono
Las primeras evidencias indicando la
existencia del campo magnético de
Júpiter aparecieron en 1955, con el
descubrimiento de emisiones
decamétricas de radio (DAM) provenientes
Descubrimiento y
exploración
Recreación de los cinturones de radioactividad de Júpiter.
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Archivo:Jupiter_radio.jpg
de Júpiter.[76] Como el espectro de DAM
se extendía hasta 40 MHz, los astrónomos
concluyeron que Júpiter tenía que poseer
un campo magnético de cerca de un
milésimo de tesla, o 10 gauss.[56] En 1955,
observaciones en microoondas de parte
del espectro electromagnético llevaron al
descubrimiento de la radiación
decimétrica (DIM), y que se trataba de la
radiación sincrotrónica emitida por los
electrones relativísticos capturados dentro
de los cinturores de radioactividad de
Júpiter.[77] Dichas emisiones de radiación
sincrotrónica fueron utilizadas para
estimar el número y la energía de los
electrones alrededor de Júpiter, dando
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Tesla_(unidad)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Gauss_(unidad)
https://es.m.wikipedia.org/w/index.php?title=Radio_de_electrones_relativ%C3%ADsticos&action=edit&redlink=1
origen a estimaciones más precisas del
momento magnético y su inclinación.[6] 
En 1973, el momento magnético
jupiteriano ya era conocido dentro de un
factor o dos, mientras que su inclinación
había sido correctamente estimada en
cerca de 10°.[10] La modulación de la
radiación DAM por Ío (denominada Ío-
DAM) fue descubierta en 1964,
permitiendo que el período de rotación de
Júpiter también fuese determinado.[4] El
campo magnético y la magnetosfera
jupiteriana fueron definitivamente
descubiertos en diciembre de 1973,
cuando el Pioneer 10 pasó próximo al
planeta.[1] [nota 9] 
https://es.m.wikipedia.org/wiki/1973
En la actualidad, un total de ocho sondas
espaciales han pasado próximas a Júpiter,
todas contribuyendo al conocimiento
moderno de la magnetosfera del planeta.
La primera sonda espacial que obtuvo
información fue el Pioneer 10, en
diciembre de 1973, el cual pasó a 2,9 Rj[10] 
del centro del planeta, y confirmó la
existencia del campo magnético
jupiteriano.[1] El Pioneer 11 visitó Júpiter
un año después, utilizando una trayectoria
totalmente inclinada, con una
aproximación de cerca de 1,6 Rj.[10] El
Pioneer 11 proveyó, hasta ese entonces,
de una mejor cobertura de la región
interna del campo magnético.[5] Los
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Pioneer_11
niveles de radiación en Júpiter fueron diez
veces mayores de lo que los diseñadores
del Pioneer habían predicho, temiendo que
la sonda no pudiera resistir en este
ambiente hostil. Sin embargo, la sonda fue
capaz de pasar a través de las corrientes
de radioactividad, en gran parte a causa
de que la magnetosfera de Júpiter había
«saltado» ligeramente hacia arriba,
alejándose de la dirección de esta. Sin
embargo, el Pioneer 11 perdió la mayor
parte de las imágenes de Ío, debido a que
la radiación hizo que su polarímetro (el
cual controla las cámaras de la sonda)
recibiese un número de comandos
espurios. A causa de este imprevisto, las
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Polar%C3%ADmetro
sondas Voyager tuvieron que ser
resideñadas con tal de que pudieran
manejar los altos niveles de radioactividad
existentes alrededor del planeta.[22] 
Las sondas Voyager 1 y Voyager 2
efectuaron su aproximación a Júpiter en
1979 y en 1980, respectivamente,
cruzando casi a lo largo de su plano
ecuatorial. El Voyager 1, que pasó a 5 Rj
del centro del planeta,[10] descubrió el toro
del plasma de Ío.[5] El Voyager 2 pasó a
10 Rj,[10] y descubrió la corriente de
plasma en el plano ecuatorial. La próxima
sonda en aproximarse a Júpiter fue el
Ulysses, en 1992, que investigó las
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Voyager
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Voyager_1
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Voyager_2
https://es.m.wikipedia.org/wiki/1979
https://es.m.wikipedia.org/wiki/1980
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Ulysses_(sonda_espacial)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/1992
regiones polares de la magnetosfera
jupiteriana.[5] La sonda Galileo, que orbitó
Júpiter entre 1995 y 2003 , mejoró la
cobertura extensiva del campo magnético
de Júpiter próximo al plano ecuatorial a
distancias de hasta 100 Rj. Entre las
regiones estudiadas, estaban el cola
magnética y los sectores del amanecer y
atardecer del sol en la magnetosfera.[5] A
pesar de que Galileo resistió con éxito
dentro del ambiente hostil radioactivo
alrededor de Júpiter, la sonda experimentó
algunos problemas técnicos asociados
con este ambiente. En particular, el
giroscopio de la nave espacial, muchas
veces mostró errores. Un número
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Galileo_(misi%C3%B3n_espacial)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Giroscopio
frecuente de ocasiones, arcos eléctricos
tuvieron lugar entre las partes giratorias
de la sonda y en la parte no giratorias,
causando que la sonda entrase en modo
seguro, trayendo consigo la pérdida total
de la información de las órbitas 16a, 18a, y
33a. La radiación también causó
transferencias de fase en el oscilador de
cuarzo ultraestable de la sonda.[78] 
Cuando el Cassini-Huygens pasó próximo
a Júpiter en 2000, la sonda efectuó
diversas medidas en coordinación con el
Galileo.[5] La última sonda en visitar
Júpiter fue la New Horizons en 2007, que
llevó a cabo una investigación del cola
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Arco_el%C3%A9ctrico
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Modo_seguro
https://es.m.wikipedia.org/w/index.php?title=Oscilador_de_cuarzo&action=edit&redlink=1https://es.m.wikipedia.org/wiki/Cassini-Huygens
https://es.m.wikipedia.org/wiki/2000
https://es.m.wikipedia.org/wiki/New_Horizons
https://es.m.wikipedia.org/wiki/2007
magnética jupiteriano, viajando hasta
2 500 Rj dentro de esta última.[32] 
La cobertura de la magnetosfera
jupiteriana continúa siendo muy inferior
respecto a la existente del campo
magnético terrestre. Misiones futuras,
tales como Juno, son importantes para
aumentar el conocimiento del
funcionamiento de los procesos
existentes en la magnetosfera de
Júpiter.[5] En 2003, la NASA llevó a cabo
un estudio de concepto llamado Human
Outer Planets Exploration (HOPE,
Exploración Humana de los Planetas
Exteriores), con tal de iniciar una futura
https://es.m.wikipedia.org/wiki/NASA
exploración del exterior del Sistema Solar.
La posibilidad de construir una base en
Calisto es tentadora, gracias a los bajos
niveles de radioactividad existentes en el
satélites (debido a su distancia en relación
con Júpiter) así como también por su
estabilidad geológica. Calisto es el único
satélite jupiteriano en el que la exploración
humana es posible. Los niveles de
radiación ionizante en Ío, Europa o
Ganímedes son demasiado altas para los
humanos y la protección adecuada para
estos lugares todavía no existe.[79] 
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Radiaci%C3%B3n_ionizante
Notas
1. Los polos norte y sur del dipolo
terrestre no deben ser confundidos
con el polo norte magnético y el polo
magnético sur de la Tierra, que se
localizan en el hemisferio norte y sur,
respectivamente.
2. El momento magnético es
proporcional al producto de la fuerza
del campo ecuatorial y el cubo del
rayo jupiteriano, que es once veces
mayor que el de la Tierra
Fuentes
3. Desde entonces, la orientación del
azimuto del dipolo cambió menos de
0,01°.[2]
4. La corriente continua en la
magnetosfera jupiteriana no debe ser
confundida con la corriente continua
usada en los circuitos eléctricos. Esta
última es lo opuesto a la corriente
alterna.
5. La ionosfera jupiteriana es una
importante fuente de protones.[6]
�. Existe la posibilidad de que Calisto
pueda también tener manchas, sin
embargo, estas son inobservables
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Corriente_alterna
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Ionosfera
puesto que coinciden con la principal
aurora ovalada del satélite.[49]
7. A pesar de que el DAM no originario
del sistema Ío-Júpiter es mucho más
débil, forma la mayor frecuencia de
emisión de HOM.[53]
�. La resonancia de Lorentz existe entre
la velocidad de una partícula en órbita
y el período de rotación de una
magnetosfera planetaria. una
resonancia de Lorentz ocurre si la
razón de sus frecuencias angulares es
M:N (un número racional). En el caso
de la resonancia 3:2, una partícula a
una distancia de 1,71 Rj realiza tres
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Raz%C3%B3n_(matem%C3%A1ticas)
https://es.m.wikipedia.org/wiki/N%C3%BAmero_racional
revoluciones alrededor del planeta,
mientras que el campo magnético
hace dos.[66]
9. El Pioneer 10 poseía un magnetómetro
de vector de helio, capaz de medir el
campo magnético de Júpiter de
manera directa. Asimismo, realizó
observaciones del plasma y de las
partículas energéticas.[1]
Referencias
1. Smith, 1974
2. Khurana, 2004, pp. 3–5
3. Russel, 1993, p. 694
4. Zarka, 2005, pp. 375–377
5. Khurana, 2004, pp. 1-3
�. Khurana, 2004, pp. 5
7. Bolton, 2002
�. Blanc, 2005, p. 238 (Table III)
9. Bhardwaj, 2000, p. 342
10. Russel, 1993, pp. 715–717
11. Krupp, 2004, pp. 1–3
12. Blanc, 2005, pp. 250–253
13. Kivelson, 2004, pp. 2–4
14. Kivelson, 2004, pp. 1–2
15. Khurana, 2004, pp. 12–13
1�. Kivelson, 2005, pp. 303–313
17. Russell, 2001, pp. 1015–1016
1�. Krupp, 2004, pp. 15–16
19. Russel, 1993, pp. 725–727
20. Khurana, 2004, pp. 17–18
21. Khurana, 2004, pp. 6–7
22. Wolverton, 2004, pp. 100–157
23. Russell, 2001, pp. 1021–1024
24. Krupp, 2004, pp. 3
25. Kivelson, 2005, pp. 315–316
2�. Khurana, 2004, pp. 13–16
27. Cowley, 2001, pp. 1069–76
2�. Blanc, 2005, pp. 254–261
29. Cowley, 2001, pp. 1083–87
30. Krupp, 2004, pp. 4
31. Russell, 2008
32. Krupp, 2007, p. 216
33. Krupp, 2004, pp. 7–9
34. Krupp, 2004, pp. 11–14
35. Khurana, 2004, pp. 18–19
3�. Russell, 2001, p. 1011
37. Nichols, 2006, pp. 393–394
3�. Krupp, 2004, pp. 18–19
39. Nichols, 2006, pp. 404–405
40. Elsner, 2005, pp. 419–420
41. «Imagen astronómica del día» (http://a
pod.nasa.gov/apod/ap001219.html)
(en inglés). «Un primer plano de una
aurora en Júpiter. »
http://apod.nasa.gov/apod/ap001219.html
42. Palier, 2001, pp. 1171–73
43. Bhardwaj, 2000, pp. 311–316
44. Cowley, 2003, pp. 49–53
45. Bhardwaj, 2000, pp. 316–319
4�. Bhardwaj, 2000, pp. 306–311
47. Bhardwaj, 2000, p. 296
4�. Miller, 2005, pp. 335–339
49. Clarke, 2002
50. Blanc, 2005, pp. 277–283
51. Palier, 2001, pp. 1170–71
52. Bhardwaj, 2000, Tables 2 y 5
53. Zarka, 1998, pp. 20,160–168
54. Zarka, 1998, pp. 20,173–181
55. Hill, 1995
5�. Zarka, 2005, pp. 371–375
57. Santos-Costa, 2001
5�. Zarka, 2005, pp. 384–385
59. Khurana, 2004, pp. 20
�0. Krupp, 2004, pp. 17–18
�1. Johnson, 2004, pp. 1–2
�2. Johnson, 2004, pp. 3–5
�3. Burns, 2004, pp. 1–2
�4. Burns, 2004, pp. 12–14
�5. Burns, 2004, pp. 10–11
��. Burns, 2004, pp. 17–19
�7. Kivelson, 2004, pp. 8–10
��. Cooper, 2001, pp. 137,139
�9. Kivelson, 2004, pp. 10–11
70. Kivelson, 2004, pp. 16–18
71. Williams, 1998, p. 1
72. Cooper, 2001, pp. 154–156
73. Johnson, 2004, pp. 15–19
74. Hibbitts, 2000, p. 1
75. Johnson, 2004, pp. 8–13
7�. Burke, 1955
77. Drake, 1959
7�. Fieseler, 2002
79. Troutman, 2003
Bibliografía
Fuentes citadas
Bhardwaj, A.; Gladstone, G.R. (2000).
«Auroral emissions of the giant planets» (htt
ps://web.archive.org/web/20110628210428/
http://www.bu.edu/csp/uv/cp-aeronomy/Bha
rdwaj_Gladstone_RG_2000.pdf) (PDF).
Reviews of Geophysics 38 (3): 295-353.
Bibcode:2000RvGeo..38..295B (http://adsab
s.harvard.edu/abs/2000RvGeo..38..295B) .
doi:10.1029/1998RG000046 (https://dx.doi.o
rg/10.1029%2F1998RG000046) . Archivado
desde el original (http://www.bu.edu/csp/uv/
cp-aeronomy/Bhardwaj_Gladstone_RG_2000.
pdf) el 28 de junio de 2011. Consultado el
16 de abril de 2012.
https://web.archive.org/web/20110628210428/http://www.bu.edu/csp/uv/cp-aeronomy/Bhardwaj_Gladstone_RG_2000.pdf
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2000RvGeo..38..295B
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1029%2F1998RG000046
http://www.bu.edu/csp/uv/cp-aeronomy/Bhardwaj_Gladstone_RG_2000.pdf
Blanc, M.; Kallenbach, R.; Erkaev, N.V. (2005).
«Solar System magnetospheres». Space
Science Reviews 116 (1–2): 227-298.
Bibcode:2005SSRv..116..227B (http://adsab
s.harvard.edu/abs/2005SSRv..116..227B) .
doi:10.1007/s11214-005-1958-y (https://dx.d
oi.org/10.1007%2Fs11214-005-1958-y) .
Bolton, S.J.; Janssen, M. et al. (2002). «Ultra-
relativistic electrons in Jupiter's radiation
belts» (http://www.nature.com/nature/journa
l/v415/n6875/full/415987a.html) . Nature
415 (6875): 987-991. PMID 11875557 (http
s://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/1187555
7) . doi:10.1038/415987a (https://dx.doi.org/
10.1038%2F415987a) .
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2005SSRv..116..227B
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1007%2Fs11214-005-1958-y
http://www.nature.com/nature/journal/v415/n6875/full/415987a.html
https://es.m.wikipedia.org/wiki/PubMed_Identifier
https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/11875557
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1038%2F415987a
Burke, B.F.; Franklin, K.L. (1955).
«Observations of a variable radio source
associated with the planet Jupiter». Journal
of Geophysical Research 60 (2): 213-217.
Bibcode:1955JGR....60..213B (http://adsabs.
harvard.edu/abs/1955JGR....60..213B) .
doi:10.1029/JZ060i002p00213 (https://dx.do
i.org/10.1029%2FJZ060i002p00213) .
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Journal_of_Geophysical_Researchhttps://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/1955JGR....60..213B
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1029%2FJZ060i002p00213
Burns, J.A.; Simonelli; Showalter; Hamilton;
Porco; Throop; Esposito; Simonelli, D.P. et al.
(2004). «Jupiter's ring-moon system» (http://
www.astro.umd.edu/~hamilton/research/pre
prints/BurSimSho03.pdf) (PDF). En Bagenal,
F. et al., ed. Jupiter: The Planet, Satellites and
Magnetosphere. Cambridge University Press.
p. 241. Bibcode:2004jpsm.book..241B (htt
p://adsabs.harvard.edu/abs/2004jpsm.boo
k..241B) . ISBN 0521818087.
http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Cambridge_University_Press
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2004jpsm.book..241B
https://es.m.wikipedia.org/wiki/ISBN
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Especial:FuentesDeLibros/0521818087
Clarke, J.T.; Ajello, J. et al. (2002). «Ultraviolet
emissions from the magnetic footprints of Io,
Ganymede and Europa on Jupiter» (http://ww
w2.iap.fr/users/lotfi/jupiter.pdf) (PDF).
Nature 415 (6875): 997-1000.
PMID 11875560 (https://www.ncbi.nlm.nih.g
ov/pubmed/11875560) .
doi:10.1038/415997a (https://dx.doi.org/10.
1038%2F415997a) .
http://www2.iap.fr/users/lotfi/jupiter.pdf
https://es.m.wikipedia.org/wiki/PubMed_Identifier
https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/11875560
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1038%2F415997a
Cooper, J.F.; Johnson, R.E. et al. (2001).
«Energetic ion and electron irradiation of the
icy Galilean satellites» (https://web.archive.or
g/web/20090225131107/http://icymoons.co
m/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf)
(PDF). Icarus 139 (1): 133-159.
Bibcode:2001Icar..149..133C (http://adsabs.
harvard.edu/abs/2001Icar..149..133C) .
doi:10.1006/icar.2000.6498 (https://dx.doi.or
g/10.1006%2Ficar.2000.6498) . Archivado
desde el original (http://icymoons.com/europ
aclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf) el 25 de
febrero de 2009.
https://web.archive.org/web/20090225131107/http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf
https://es.m.wikipedia.org/w/index.php?title=Icarus_(journal)&action=edit&redlink=1
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..149..133C
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1006%2Ficar.2000.6498
http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf
Cowley, S.W.H.; Bunce, E.J. (2001). «Origin of
the main auroral oval in Jupiter's coupled
magnetosphere–ionosphere system».
Planetary and Space Science 49 (10–11):
1067-66. Bibcode:2001P&SS...49.1067C (htt
p://adsabs.harvard.edu/abs/2001P&SS...49.
1067C) . doi:10.1016/S0032-0633(00)00167-
7 (https://dx.doi.org/10.1016%2FS0032-063
3%2800%2900167-7) .
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2001P&SS...49.1067C
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1016%2FS0032-0633%2800%2900167-7
Cowley, S.W.H.; Bunce, E.J. (2003).
«Modulation of Jovian middle
magnetosphere currents and auroral
precipitation by solar wind-induced
compressions and expansions of the
magnetosphere: initial response and steady
state». Planetary and Space Science 51 (1):
31-56. Bibcode:2003P&SS...51...31C (http://a
dsabs.harvard.edu/abs/2003P&SS...51...31
C) . doi:10.1016/S0032-0633(02)00130-7 (ht
tps://dx.doi.org/10.1016%2FS0032-0633%28
02%2900130-7) .
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2003P&SS...51...31C
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1016%2FS0032-0633%2802%2900130-7
Drake, F.D.; Hvatum, S. (1959). «Non-thermal
microwave radiation from Jupiter».
Astronomical Journal 64: 329.
Bibcode:1959AJ.....64S.329D (http://adsabs.
harvard.edu/abs/1959AJ.....64S.329D) .
doi:10.1086/108047 (https://dx.doi.org/10.1
086%2F108047) .
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/1959AJ.....64S.329D
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1086%2F108047
Elsner, R.F.; Ramsey, B.D. et al. (2005). «X-ray
probes of magnetospheric interactions with
Jupiter's auroral zones, the Galilean
satellites, and the Io plasma torus» (https://w
eb.archive.org/web/20190619190134/http
s://wwwastro.msfc.nasa.gov/research/paper
s/icarus.pdf) (PDF). Icarus 178 (2): 417-428.
Bibcode:2005Icar..178..417E (http://adsabs.h
arvard.edu/abs/2005Icar..178..417E) .
doi:10.1016/j.icarus.2005.06.006 (https://dx.
doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2005.06.006) .
Archivado desde el original (http://wwwastro.
msfc.nasa.gov/research/papers/icarus.pdf)
el 19 de junio de 2019. Consultado el 16 de
abril de 2012.
https://web.archive.org/web/20190619190134/https://wwwastro.msfc.nasa.gov/research/papers/icarus.pdf
https://es.m.wikipedia.org/w/index.php?title=Icarus_(journal)&action=edit&redlink=1
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..178..417E
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2005.06.006
http://wwwastro.msfc.nasa.gov/research/papers/icarus.pdf
Fieseler, P.D.; Ardalan, S.M. et al. (2002). «The
radiation effects on Galileo spacecraft
systems at Jupiter» (https://web.archive.org/
web/20110719204111/http://trs-new.jpl.nas
a.gov/dspace/bitstream/2014/11661/1/02-0
220.pdf) (PDF). Nuclear Science 49 (6):
2739-58. Bibcode:2002ITNS...49.2739F (htt
p://adsabs.harvard.edu/abs/2002ITNS...49.2
739F) . doi:10.1109/TNS.2002.805386 (http
s://dx.doi.org/10.1109%2FTNS.2002.80538
6) . Archivado desde el original (http://trs-ne
w.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/1166
1/1/02-0220.pdf) el 19 de julio de 2011.
https://web.archive.org/web/20110719204111/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/11661/1/02-0220.pdf
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ITNS...49.2739F
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1109%2FTNS.2002.805386
http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/11661/1/02-0220.pdf
Hill, T.W.; Dessler; Dessler, A.J. (1995).
«Space physics and astronomy converge in
exploration of Jupiter's Magnetosphere» (htt
ps://web.archive.org/web/19970501040601/
http://www.agu.org/sci_soc/hill.html) . Earth
in Space 8 (32): 6.
Bibcode:1995EOSTr..76..313H (http://adsab
s.harvard.edu/abs/1995EOSTr..76..313H) .
doi:10.1029/95EO00190 (https://dx.doi.org/1
0.1029%2F95EO00190) . Archivado desde el
original (http://www.agu.org/sci_soc/hill.htm
l) el 1 de mayo de 1997.
https://web.archive.org/web/19970501040601/http://www.agu.org/sci_soc/hill.html
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/1995EOSTr..76..313H
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1029%2F95EO00190
http://www.agu.org/sci_soc/hill.html
Hibbitts, C.A.; McCord, T.B.; Hansen, T.B.
(2000). «Distribution of CO2 and SO2 on the
surface of Callisto». Journal of Geophysical
Research 105 (E9): 22,541-557.
Bibcode:2000JGR...10522541H (http://adsab
s.harvard.edu/abs/2000JGR...10522541H) .
doi:10.1029/1999JE001101 (https://dx.doi.or
g/10.1029%2F1999JE001101) .
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Journal_of_Geophysical_Research
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2000JGR...10522541H
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1029%2F1999JE001101
Johnson, R.E.; Carlson, R.V. et al. (2004).
«Radiation Effects on the Surfaces of the
Galilean Satellites» (https://web.archive.org/
web/20160430070737/http://people.virginia.
edu/~rej/papers04/chap20.pdf) (PDF). En
Bagenal, F. et al., ed. Jupiter: The Planet,
Satellites and Magnetosphere. Cambridge
University Press. ISBN 0521818087.
Archivado desde el original (http://people.vir
ginia.edu/~rej/papers04/chap20.pdf) el 30
de abril de 2016. Consultado el 16 de abril de
2012.
https://web.archive.org/web/20160430070737/http://people.virginia.edu/~rej/papers04/chap20.pdfhttps://es.m.wikipedia.org/wiki/ISBN
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Especial:FuentesDeLibros/0521818087
http://people.virginia.edu/~rej/papers04/chap20.pdf
Khurana, K.K.; Kivelson, M.G. et al. (2004).
«The configuration of Jupiter's
magnetosphere» (http://www.igpp.ucla.edu/
people/mkivelson/Publications/279-Ch24.pd
f) (PDF). En Bagenal, F.; Dowling, T.E.;
McKinnon, W.B., ed. Jupiter: The Planet,
Satellites and Magnetosphere. Cambridge
University Press. ISBN 0521818087.
http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/279-Ch24.pdf
https://es.m.wikipedia.org/wiki/ISBN
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Especial:FuentesDeLibros/0521818087
Kivelson, M.G. (2005). «The current systems
of the Jovian magnetosphere and ionosphere
and predictions for Saturn» (http://www.igpp.
ucla.edu/people/mkivelson/Publications/28
5-SSR11629905.pdf) (PDF). Space Science
Reviews (Springer) 116 (1–2): 299-318.
Bibcode:2005SSRv..116..299K (http://adsab
s.harvard.edu/abs/2005SSRv..116..299K) .
doi:10.1007/s11214-005-1959-x (https://dx.d
oi.org/10.1007%2Fs11214-005-1959-x) .
http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/285-SSR11629905.pdf
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2005SSRv..116..299K
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1007%2Fs11214-005-1959-x
Kivelson, M.G.; Bagenal, F. et al. (2004).
«Magnetospheric interactions with satellites»
(http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelso
n/Publications/277-Ch21.pdf) (PDF). En
Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B., ed.
Jupiter: The Planet, Satellites and
Magnetosphere. Cambridge University Press.
ISBN 0521818087.
Krupp, N.; Vasyliunas, V.M. et al. (2004).
«Dynamics of the Jovian Magnetosphere» (ht
tp://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/P
ublications/280-Ch25.pdf) (PDF). En
Bagenal, F. et al., ed. Jupiter: The Planet,
Satellites and Magnetosphere. Cambridge
University Press. ISBN 0521818087.
http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/277-Ch21.pdf
https://es.m.wikipedia.org/wiki/ISBN
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Especial:FuentesDeLibros/0521818087
http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/280-Ch25.pdf
https://es.m.wikipedia.org/wiki/ISBN
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Especial:FuentesDeLibros/0521818087
Krupp, N. (2007). «New surprises in the
largest magnetosphere of Our Solar System».
Science 318 (5848): 216-217.
Bibcode:2007Sci...318..216K (http://adsabs.
harvard.edu/abs/2007Sci...318..216K) .
PMID 17932281 (https://www.ncbi.nlm.nih.g
ov/pubmed/17932281) .
doi:10.1126/science.1150448 (https://dx.doi.
org/10.1126%2Fscience.1150448) .
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Sci...318..216K
https://es.m.wikipedia.org/wiki/PubMed_Identifier
https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/17932281
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1126%2Fscience.1150448
Nichols, J.D.; Cowley, S.W.H. and McComas,
D.J. (2006). «Magnetopause reconnection
rate estimates for Jupiter's magnetosphere
based on interplanetary measurements at ~5
AU» (http://www.ann-geophys.net/24/393/20
06/angeo-24-393-2006.html) . Annales
Geophysicae 24 (1): 393-406.
Bibcode:2006AnGeo..24..393N (http://adsab
s.harvard.edu/abs/2006AnGeo..24..393N) .
doi:10.5194/angeo-24-393-2006 (https://dx.d
oi.org/10.5194%2Fangeo-24-393-2006) .
http://www.ann-geophys.net/24/393/2006/angeo-24-393-2006.html
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AnGeo..24..393N
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.5194%2Fangeo-24-393-2006
Palier, L.; Prangé, Renée (2001). «More about
the structure of the high latitude Jovian
aurorae». Planetary and Space Science 49
(10–11): 1159-73.
Bibcode:2001P&SS...49.1159P (http://adsab
s.harvard.edu/abs/2001P&SS...49.1159P) .
doi:10.1016/S0032-0633(01)00023-X (http
s://dx.doi.org/10.1016%2FS0032-0633%280
1%2900023-X) .
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2001P&SS...49.1159P
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1016%2FS0032-0633%2801%2900023-X
Russell, C.T. (1993). «Planetary
Magnetospheres» (http://www.iop.org/EJ/art
icle/0034-4885/56/6/001/rp930601.pdf)
(PDF). Reports on Progress in Physiscs 56
(6): 687-732. Bibcode:1993RPPh...56..687R
(http://adsabs.harvard.edu/abs/1993RPPh...
56..687R) . doi:10.1088/0034-
4885/56/6/001 (https://dx.doi.org/10.1088%
2F0034-4885%2F56%2F6%2F001) .
Russell, C.T. (2001). «The dynamics of
planetary magnetospheres». Planetary and
Space Science 49 (10–11): 1005-1030.
Bibcode:2001P&SS...49.1005R (http://adsab
s.harvard.edu/abs/2001P&SS...49.1005R) .
doi:10.1016/S0032-0633(01)00017-4 (http
s://dx.doi.org/10.1016%2FS0032-0633%280
1%2900017-4) .
http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/56/6/001/rp930601.pdf
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/1993RPPh...56..687R
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1088%2F0034-4885%2F56%2F6%2F001
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2001P&SS...49.1005R
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1016%2FS0032-0633%2801%2900017-4
Russell, C.T.; Khurana, K.K.; Arridge, C.S.;
Dougherty, M.K. (2008). «The
magnetospheres of Jupiter and Saturn and
their lessons for the Earth» (https://web.archi
ve.org/web/20120215071132/http://www-ss
c.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/m
agnetospheres_jupiter_saturn.pdf) (PDF).
Advances in Space Research 41 (8): 1310-18.
Bibcode:2008AdSpR..41.1310R (http://adsab
s.harvard.edu/abs/2008AdSpR..41.1310R) .
doi:10.1016/j.asr.2007.07.037 (https://dx.do
i.org/10.1016%2Fj.asr.2007.07.037) .
Archivado desde el original (http://www-ssc.i
gpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/mag
netospheres_jupiter_saturn.pdf) el 15 de
febrero de 2012. Consultado el 16 de abril de
2012.
https://web.archive.org/web/20120215071132/http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/magnetospheres_jupiter_saturn.pdf
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AdSpR..41.1310R
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1016%2Fj.asr.2007.07.037
http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/magnetospheres_jupiter_saturn.pdf
Santos-Costa, D.; Bourdarie, S.A. (2001).
«Modeling the inner Jovian electron radiation
belt including non-equatorial particles».
Planetary and Space Science 49 (3–4): 303-
312. Bibcode:2001P&SS...49..303S (http://ad
sabs.harvard.edu/abs/2001P&SS...49..303
S) . doi:10.1016/S0032-0633(00)00151-3 (ht
tps://dx.doi.org/10.1016%2FS0032-0633%28
00%2900151-3) .
Smith, E.J.; Davis, L. Jr. et al. (1974). «The
Planetary Magnetic Field and Magnetosphere
of Jupiter: Pioneer 10». Journal of
Geophysical Research 79 (25): 3501-13.
Bibcode:1974JGR....79.3501S (http://adsabs.
harvard.edu/abs/1974JGR....79.3501S) .
doi:10.1029/JA079i025p03501 (https://dx.d
oi.org/10.1029%2FJA079i025p03501) .
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/2001P&SS...49..303S
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1016%2FS0032-0633%2800%2900151-3
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Journal_of_Geophysical_Research
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Bibcode
http://adsabs.harvard.edu/abs/1974JGR....79.3501S
https://es.m.wikipedia.org/wiki/Digital_object_identifier
https://dx.doi.org/10.1029%2FJA079i025p03501
Troutman, P.A.; Bethke, K. et al. (28 de enero
de 2003). «Revolutionary concepts for
Human Outer Planet Exploration (HOPE)».
American Institute of Physics Conference
Proceedings 654: 821-828.
doi:10.1063/1.1541373 (https://dx.doi.org/1
0.1063%2F1.1541373) .
Williams, D.J.; Mauk, B.; McEntire, R.W.
(1998). «Properties of Ganymede's
magnetosphere as revealed by energetic
particle observations». Journal of
Geophysical Research 103 (A8): 17,523-534.
Bibcode:1998JGR...10317523W