За 40 лет наблюдений ученые объяснили природу вспышек полярного сияния на Юпитере

Быстро вращающееся сильное магнитное поле Юпитера представляет собой естественную лабораторию, которая является ключом к пониманию динамики плазмы высоких энергий. Захватывающие авроральные рентгеновские вспышки являются диагностичными для большинства энергетических процессов, управляющих магнитосферой, но, по-видимому, уникальными для Юпитера. С момента их открытия 40 лет назад процессы, вызывающие рентгеновские вспышки Юпитера, оставались неизвестными. 9 июля в издании «Science Advances» было опубликовано исследование, которое смогло объяснить это явление.

Здесь в статье коллектив авторов сообщил об одновременных наблюдениях на спутниках и с помощью космических телескопов, которые показывают процессы, вызывающие рентгеновские вспышки Юпитера, демонстрируя удивительное сходство с полярными сияниями земных ионов. Электромагнитные волны планетарного масштаба модулируют электромагнитные ионные циклотронные волны, периодически вызывая осаждение тяжелых ионов и генерирование рентгеновских импульсов Юпитера. Результаты показывают, что ионные сияния имеют общие механизмы в планетных системах, несмотря на то что временные, пространственные и энергетические масштабы меняются на порядки.

ВСТУПЛЕНИЕ

Полярные сияния, наблюдаемые из полярных областей планет по всей Солнечной системе, представляют собой проявления света, которые возникают, когда частицы осаждаются вдоль силовых линий магнитного поля и передают свою энергию атмосфере. Мягкие рентгеновские сияния Юпитера создаются тяжелыми ионами (~ мегаэлектронвольт (МэВ)) с энергией [~ мегаэлектронвольт (МэВ)], которые возникли в результате вулканической активности Луны Ио (1–3). Динамическое рентгеновское излучение часто пульсирует с регулярными биениями в несколько десятков минут (4, 5). Эффектные квазипериодические авроральные пульсации на Юпитере наблюдались также в ультрафиолетовом (УФ), инфракрасном и радиоизлучениях (5–10). Рентгеновские сияния преимущественно ограничиваются областью к полюсу главного сияния Юпитера, соединяясь с внешней магнитосферой Юпитера силовыми линиями магнитного поля. Картирование выбросов позволяет предположить, что высыпание частиц было вызвано магнитным пересоединением (11). Однако наблюдения показывают, что пульсации рентгеновского излучения длятся несколько дней Юпитера или дольше (8), что свидетельствует о том, что драйвер не может быть переходным процессом, подобным магнитному пересоединению.

На сегодняшний день, спустя 40 лет после их открытия, механизмы, вызывающие эти рентгеновские сияния, остаются неизвестными. Одновременные измерения магнитосферной среды и авроральной эмиссии имеют решающее значение для выявления их движущих механизмов (12, 13). Здесь мы представляем наблюдения уникальных рентгеновских сияний Юпитера с одновременными измерениями на месте из магнитосферы. В этом исследовании мы раскрываем физическую движущую силу пульсирующего рентгеновского излучения Юпитера путем анализа одновременных измерений на месте с помощью Juno и дистанционного спектроскопического изображения телескопом XMM-Newton (XMM) в течение 16 и 17 июля 2017 года. Европейская фотонная камера XMM (EPIC) -pn и MOS) предоставили пространственные, спектральные и временные данные Юпитера для непрерывного 26-часового (~ 2,6 вращения Юпитера) наблюдения с 18:26 UT 16 июля до 22:13 UT 17 июля, которое было сдвинуто на учитывают ~ 46-минутное время прохождения света между Юпитером и Землей. Это наблюдение XMM планировалось приурочить ко времени, когда космический аппарат НАСА Junoперемещался от 62 до 68 RJ (1 RJ = 71 492 км) в радиальном направлении от планеты в южном полушарии в предрассветном секторе между ~ 04:00 и 04:30 по местному магнитосферному времени (MLT).

Картирование ионосферы-магнитосферы на основе предыдущих наблюдений показало, что истоки авроральных пульсаций рентгеновских лучей Юпитера произошли на этих расстояниях от планеты (4). Как описано в дополнительном тексте и на рис. S1 и S2, «Юнона» обеспечила одновременные измерения на месте с плазменного слоя только тогда, когда северный магнитный полюс Юпитера наклонился к Земле. Поэтому мы сосредотачиваемся на северном сиянии, для которого измерения Juno на месте детализируют то, что происходило в плазменном слое во время рентгеновских импульсов. На Юпитере анализ этих сравнений между наблюдениями insitu и дистанционным зондированием более сложен, чем на Земле. На Земле в течение периода времени полярного сияния, обычно десятков минут, космический аппарат в земной магнитосфере (например, миссии Cluster и THEMIS) обычно мало путешествует (например, сотни километров) по сравнению с пространственным масштабом магнитосферы. событие (например, несколько радиусов Земли), которое вызовет большое повышение яркости полярных сияний, так что этот космический аппарат на месте может быть магнитно связан с областью полярных сияний в течение всего времени жизни полярных сияний (14). Это неверно для Юпитера, потому что след полярного сияния (которое вращается вместе с Юпитером) относительно местоположения Юноны существенно меняется во время наблюдения. Также ожидается значительное время прохождения (несколько десятков минут) вдоль магнитного поля от внешней магнитосферы до сияния Юпитера (15). Следовательно, нельзя ожидать корреляции между одиночным событием во внешней магнитосфере в измерениях Юпитера на месте и единичным авроральным импульсом на однозначной основе. Вместо этого требуется серия последовательных событий, чтобы провести надежные точные корреляции с регулярной периодичностью рентгеновских вспышек, что дает неоценимую диагностическую сигнатуру исходного процесса.

ПОЛУЧЕННЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

Гипотеза причинно-следственной связи, ведущая к генерации рентгеновского сияния: наводящие на размышления доказательства из наблюдений

Между 17:05 UT и 19:10 UT 17 июля «Юнона» (Juno)столкнулась с плазменным слоем внешней магнитосферы Юпитера, но не достигла центрального плазменного слоя. Следовательно, в магнитном поле преобладает радиальная составляющая. В популяции плазмы преобладают электроны и ионы (протоны, ионы серы и кислорода), которые инжектируются Ио на ~ 6 RJ и постепенно заполняют магнитосферу от плазменного тора Ио. На рисунке 1 показаны измерения магнитного поля (16) и плазмы (17), выполненные Juno, вместе с рентгеновской кривой сияния на XMM. Изменение продольной магнитной составляющей (B∥ на рис. 1A) в средней продольнойсистеме координат указывает на волну продольной моды(18). Две серые тени выделены соответственно моментам, когда Juno находился в пограничных слоях магнитодиска, которые располагаются за пределами плазменного слоя в широтном направлении. Пограничные слои магнитодискахарактеризуются сильным магнитным полем и обедненным содержанием плазмы (см. Дополнительный текст и рис. S2). В области магнитных провалов на рис. 1A, спектр мощности поперечных магнитных волн (рис. 1B) показывает усиления около частот гироскопических периодов тяжелых ионов, указывая на то, что эти волны являются электромагнитными ионно-циклотронными (ЭМИЦ) волнами, связанными с этими типами ионов. Фазовая скорость ЭМИЦ-волн обычно меньше альфвеновской скорости (19). ЭМИЦ-волны часто генерируются в центральном плазменном слое. Оттуда они распространяются вдоль магнитного поля в ионосферу, так что наблюдения ЭМИЦ-волн не ограничиваются этой областью источника (20, 21), но их сложнее обнаружить вдали от плазменного слоя. Степень поляризации волн (рис. 1C) обычно превышала 70%, что указывает на то, что волны являются когерентными сигналами (22). Нормальные углы волн (рис. 1D) обычно были небольшими, а эллиптичность волн (рис. 1E) в основном варьировалась между левосторонними и линейными модами, которые являются типичными особенностями наблюдений электромагнитных волн в геокосмическом пространстве. В идеальных условиях это левосторонние поперечные волны с почти круговой поляризацией, которые распространяются с частотами, равными или ниже гирочастоты ионов в области источника, но часто наблюдается, что волны имеют левостороннюю или линейную эллиптичность (23, 24). ), особенно во внешней магнитосфере, где силовая линия магнитного поля более недиполярная (25). Более того, прямое обнаружение энергичных тяжелых ионов кислорода и серы на рис. 1F показывает когерентное усиление при энергиях в несколько сотен килоэлектронвольт (кэВ), что соответствует временным моментам появления электромагнитных волн. Эти результаты предполагают, что эти энергичные тяжелые ионы могут рассеиваться интенсивными ЭМИЦ-волнами, поскольку известно, что эти волны эффективны при рассеянии ионов в продольных направлениях (26–28) и, посредством этого рассеяния, вызывают ионные полярные сияния на Земле. (27, 29). В следующем разделе мы проверим взаимодействие ЭМИЦ-волн с тяжелыми ионами в магнитосфере Юпитера. Синие пунктирные линии на рис. 1B выделяют дискретные увеличения мощности электромагнитных волн. Те же пунктирные линии отмечены на рис. 1G для сравнения между пульсациями ЭМИЦ-волн и пульсациями рентгеновского излучения. Две пульсации согласованы, хотя и не связаны строго один к одному. Как объяснялось выше, эта несовершенная корреляция ожидается из-за комбинации быстро вращающейся магнитосферы Юпитера и времени прохождения волны вдоль поля.

(A) Juno MAG измерения продольного магнитного компонента (B∥) в средних продольных координатах (координаты, полученные в 60-минутном окне). (B) Спектральная плотность мощности возмущений магнитного поля с наложением гироскопических частот различных зарядовых состояний ионов (He +, O ++, O + и S +). (C) Степень поляризации волн. (D) Эллиптичность волны. (E) Нормальный угол волны. (F) Juno JEDI измерения энергии и интенсивности серы и кислорода. (G) Кривые блеска XMM EPIC-pn и MOS (с разрешением 4 мин) северного рентгеновского сияния, которое наблюдалось в это время. Кривая блеска в рентгеновских лучах была сдвинута, чтобы учесть время прохождения света от Юпитера до XMM. Синие пунктирные линии показывают времена волн ЭМИЦ. Ожидается, что время, необходимое для осаждения вдоль силовых линий магнитного поля от внешней магнитосферы, составит десятки минут или более, так что невозможно напрямую связать одиночную EMIC-волну с рентгеновским импульсом; однако оба они демонстрируют схожую квазипериодичность.

В этом исследовании «Юнона» наблюдала ЭМИЦ-волны в пограничном слое плазменного слоя, но не в центральном плазменном слое, из которого, вероятно, возникла волна. ЭМИЦ-волны образуются при анизотропии ионной температуры (когда перпендикулярная температура больше параллельной температуры). Микронестабильность при генерации электромагнитных волн имеет максимальную скорость роста, когда волновой вектор параллелен магнитному полю (30), и поэтому генерируемые волны распространяются в основном параллельно фоновому магнитному полю. Ранее было обнаружено, что волны сжатия модулируют мощность электромагнитных волн в магнитосфере Земли (27). Уменьшение магнитного поля в отрицательном цикле продольной волны уменьшило бы альвеновскую скорость и, таким образом, соответствовало бы более низкой минимальной резонансной энергии. Следовательно, большее количество частиц с более низкими энергиями может участвовать в процессе взаимодействия волна-частица, что приводит к противофазной модуляции (то есть к пикам мощности волны в магнитных провалах) (31). В этом исследовании ЭМИЦ-волны были наиболее интенсивными во время магнитных впадин продольной волны, показанной на рис. 1А, и имели потенциал для рассеивания ионов высоких энергий при измеренных энергиях порядка сотен кэВ для высыпания вдоль силовыхлиний магнитного поля и к полюсам планеты.

На Земле взаимодействия между ЭМИЦ-волнами и ионамигенерируют протонное сияние Земли (32). Известно, что в рентгеновском сиянии Юпитера преобладает излучениеионов, которые сталкиваются с нейтральной атмосферойЮпитера и посредством перезарядки генерируютспектральные линии, характерные для высыпающихсятяжелых ионов (1, 2, 33). Было обнаружено, что комбинацияионов кислорода и серы отлично подходит для наблюдаемых рентгеновских авроральных спектров (2, 33, 34). На рисунке S3 показано, что это так для полярныхсияний в этом интервале. Мы предполагаем, чтоупорядочение рисунка 1 от A, B и F до G, таким образом, обеспечивает цепочку причинно-следственных связей, которая приводит к генерации рентгеновских сияний: волнысжатия вызывают ионную анизотропию, которая производитквазипериодические волны EMIC, которые далеенаправляют атмосферные осадки высокоэнергетическихионов серы и кислорода вдоль магнитных полейпосредством процесса диффузии под углом наклона для генерации наблюдаемых рентгеновских авроральныхимпульсов. На рис. 2 схематически показано взаимодействие между волнами сверхнизкой частоты(УНЧ), ЭМИЦ-волнами и тяжелыми ионами в плазменномслое, которые приводят к осаждению тяжелых ионов в ионосферу и возникновению мягкого рентгеновскогоизлучения.

Глобальное сравнение, охватывающее ~ 26 часов (2,6 вращения Юпитера) между продольными волнами и рентгеновскими вспышками, показано на рис. 3. Как магнитное поле, так и северное рентгеновское излучение представлены с временным разрешением 1 мин. Как поясняется в дополнительном тексте, относительное расстояние между Juno и плазменным слоем модулируется вращением планеты (35), о чем ясно свидетельствуют данные о частицах на рис. S2.

Рис. 3 Сравнение периодичности рентгеновского излучения и магнитного поля для 2,6 оборотов Юпитера.

(A) Компонента выровненного по полю магнитного поля без тренда (черный) и северное рентгеновское излучение (красный). Периодограммы Ломба-Скаргла выровненного по полю магнитного поля B∥ (B) и северного рентгеновского излучения (C) для трех интервалов, отмеченных синими полосами вверху. Красные пунктирные линии показывают уровень достоверности 95% для каждого анализа. Голубые пунктирные вертикальные линии показывают общие пики периодограммы спектральной плотности мощности (PSD) рентгеновского излучения и магнитного поля.

На рисунке 3 показаны периодограммы Ломба-Скаргла с периодами, выраженными в минутах, выровненного по полю магнитного поля без тренда и количества рентгеновских лучей для трех интервалов, отмеченных в верхней части панели (A). Судя по вертикальным синим пунктирным линиям, мощность волны сжатия в магнитосфере и импульс рентгеновского излучения с общим периодом для каждого из смотровых окон, поддерживающий физическое соединение, описанное на рис. 1. Обнаружена периодичность ~ 25 мин. в обоих наборах данных для трех интервалов. Во втором интервале также обнаруживается дополнительная согласованная периодичность ~ 45 мин. Эти периодичности полностью совместимы с предыдущими исследованиями рентгеновского излучения Юпитера (5, 8, 36, 37), а также широко представлены в магнитосферных наблюдениях (38), например, радиоволн (39), магнитных полей (40, 41), и частицы (42). Подобные результаты также получены при вейвлет-анализе, как показано на рис. S4. Как подчеркнуто красными пунктирными эллипсами в двух спектрах мощности волн, рентгеновское излучение и волны компрессионной моды имеют общее поведение на протяжении всего 26-часового рентгеновского наблюдения, подтверждая идею о том, что связь между волнами моды сжатия, волнами EMIC, высокоэнергетические тяжелые ионы, и рентгеновское излучение носит систематический характер. Примечательно, что периоды гармоник высокого порядка стоячих альфвеновских волн могут составлять от 4 до 5 минут (40, 43), что находится на нижней границе электромагнитных волн, показанных на рисунке 1. Это достигает точки кроссовера между частотами, связанными с с магнитогидродинамическими (МГД) волнами и гирочастотой ионов, где МГД больше не может применяться. Волны моды сжатия 25 и 45 минут, показанные на рис. S4 может быть связан с этими стоячими альфвеновскими волнами.

Проверка того, будут ли юпитерианские внешние магнитосферные EMIC-волны генерировать авроральные ионные осадки

Измерения с помощью Juno и XMM показывают корреляцию между магнитными волнами сжатия, мощностью EMIC-волн, потоками энергичных тяжелых ионов и частотой пульсаций рентгеновских лучей, предоставляя наблюдательные свидетельства магнитосферной движущей силы ионных высыпаний, которые создают рентгеновское сияние Юпитера. Мы также отмечаем, что от магнитосферного источника до рентгеновского сияния требуются по крайней мере два важных процесса: (i) питч-угловое рассеяние в магнитосфере и (ii) ускорение частиц для получения энергии в МэВ для тяжелых ионов. На рис. 4 показаны локальные коэффициенты диффузии по питч-углам, рассчитанные с использованием кода PADIE (угол наклона и диффузия энергии ионов и электронов) (44) с использованием входных данных от интенсивности EMIC, полученных Juno (рис. 1B). PADIE вычисляет коэффициенты диффузии частиц из-за их резонансного взаимодействия с различными плазменными волнами, одновременно решая условие резонанса волна-частица и дисперсию волн в холодной плазме с магнитным полем. Результаты моделирования показывают, что EMIC-волны, наблюдаемые Juno, будут эффективно (желтый цвет) рассеивать ионы кислорода и серы с энергиями в большом диапазоне энергий (то есть от 10 кэВ до 1 МэВ). Результаты для B = 6 нТл показаны на верхних панелях, а результаты для B = 3 нТл показаны на нижних панелях (где B — интенсивность фонового магнитного поля), что указывает на то, что процесс рассеяния под углом наклона эффективен в различных условиях фоновые магнитные силы. Вблизи центрального плазмодиска взаимодействие намного слабее, например, B = 1 нТл (см. Рис. S5). Как показано на рис. 1F, энергия увеличенного потока ионов достигала 500 кэВ, что имеет сильное взаимодействие между ЕМІС-волнами и ионами с экваториальными питч-углами <70 °. Таким образом, результаты моделирования подтверждают возможность процесса питч-углового рассеяния наблюдаемыми волнами. Более того, известно, что ЕМІС-волны могут эффективно рассеивать релятивистские электроны с энергиями выше MeV на Земле (45, 46), что может способствовать одновременным рентгеновским и ультрафиолетовым вспышкам полярных сияний (8) у Юпитера.

Коэффициенты диффузии Dαα рассчитываются с использованием кода PADIE (см. Дополнительные материалы) из комбинации волн H +, O + (или S ++) и S +, рассчитанных локально при B ~ 6 и 3 нТл, соответственно, взаимодействующих с O + (или S ++). и ионы S +. Черные числа над осью x показывают максимальную широту, которую достигнет частица с таким углом наклона перед зеркальным отражением. Левые панели показывают взаимодействие волн с ионами O + (или S ++), а правые панели показывают взаимодействие с ионами S +.

Важно отметить, что во время этих наблюдений космический аппарат Juno находился относительно далеко от центрального плазменного слоя, о чем свидетельствует большая магнитная компонента B∥ (~ 8 нТл) по сравнению сцентральным плазменным слоем (~ 1–4 нТл). Присохранении первого адиабатического инварианта частицы, измеренные Juno, будут иметь питч-углы <45 ° на магнитном экваторе. Наблюдаемые тяжелые ионы с относительно небольшими экваториальными питч-углами, вероятно, были следствием взаимодействий волна-частица, которое рассеивало их на меньшие питч-углы и заставляло их перемещаться на более высокие широты от центрального плазменного слоя. Коэффициенты диффузии по питч-углам на рис. 4 и рис. S5 подтверждают, что ионы могут подвергаться диффузионному процессу рассеяния от очень больших питч-углов вплоть до продольных питч-углов (то есть в конус потерь).

ОБСУЖДЕНИЕ

В этом исследовании выявлена ​​четкая корреляция между волнами моды сжатия, волнами EMIC и рентгеновскими авроральными эмиссиями. Остается неясным, что систематически движет волнами моды сжатия во внешней магнитосфере Юпитера. Известно, что сжатие солнечного ветра вызывает в магнитосфере волны компрессионной моды (47). Поверхностные волны магнитопаузы могут быть потенциальным драйвером для создания систематических волн сжатия в большом пространственном масштабе на дневной магнитопаузе (48, 49). В качестве альтернативы, высокоскоростные потоки плазмы из цикла Василюнаса (50) также потенциально могут создавать волны сжатия, которые, как было установлено, вызывают переходное сияние на Сатурне (51). Помимо процессов макрофизики в создании волн сжатия, микрофизический механизм также является убедительным. Анизотропия температуры (т. Е. Перпендикулярная температура больше, чем параллельная температура) не только обеспечивает источник энергии для генерации электромагнитных волн, но также может быть источником для генерации волн с продольной модой, например, зеркальной или медленной (52).

Наше исследование поднимает важные вопросы о картировании и происхождении полярного сияния Юпитера. Корреляции рентгеновских и электромагнитных волн, наблюдаемые в этом исследовании, происходят в предрассветном секторе внешней магнитосферы Юпитера. Предыдущие исследования пытались нанести на карту местоположение источника рентгеновских лучей, и хотя радиальные расстояния в этом исследовании хорошо соответствуют ожидаемым, местное время не согласуется с предыдущим картированием (4). Вполне может быть, что полярное магнитное поле Юпитера более искривлено, чем ожидалось, и поэтому местное время смещено за пределы ожиданий текущего картографирования. Недавние результаты численного моделирования показывают, что приполюсные магнитные поля Юпитера являются замкнутыми и спиралевидными (53), что может вызвать пульсирующие высыпания из-за взаимодействия волны с частицами.

Показанные здесь EMIC-волны могут возбуждаться во многих секторах местного времени во внешней магнитосфере. Если они обнаруживаются во всех секторах местного времени, то локализованный характер авроральных вспышек на Юпитере (5), вероятно, определяется другими локализованными особенностями. Предыдущие исследования предполагали, что для ускорения частиц и возникновения рентгеновского сияния потребуются большие потенциальные капли (54). Возможно, периодические высыпания тяжелых ионов сопровождаются периодическими или квазистационарными ускорениями. Падение приполюсного потенциала в определенных местах является правдоподобным механизмом для создания МэВ-ускорений тяжелых ионов, необходимых для наблюдаемого рентгеновского аврорального излучения. Эти мегавольтные падения потенциала наблюдались в полярной области Юпитера (55, 56). Магнитное поле в северном полюсе Юпитера, как известно, сильно недиполярно (57, 58), и это может вызвать множество различных зеркальных сил и связанных с ними перепадов потенциала и мест, подходящих для частиц, дрейфующих в конус потерь. Это также может потенциально объяснить наблюдаемую асимметрию север-юг (4), поскольку обнаружено, что магнитное поле и перепады потенциала существенно различаются в северных и южных полярных регионах (59). Важная роль приполюсных перепадов потенциала также может быть причиной того, что у Юпитера есть рентгеновские сияния, а у Сатурна таких излучений нет. Следовательно, хотя волны компрессионной моды и EMIC могут вызывать квазипериодическое импульсное высыпание ионов в полярную область, вполне вероятно, что может потребоваться дополнительное ускорение, чтобы эти ионы стали достаточно энергичными для генерации наблюдаемого рентгеновского сияния.

На Земле EMIC-волны в основном возбуждаются во внутренней магнитосфере вблизи плазмосферы и могутдавать протонное сияние на относительно низких широтах, например, в субавроральной области (29, 32, 60). Это исследование показывает, что ЭМИЦ-волны могут управлять динамикой важных ионов не только во внутренней магнитосфере Юпитера (61), но и во всей средней и далекой магнитосфере Юпитера, создавая впечатляющие пульсации рентгеновского излучения в высокоширотных полярных областях Юпитера. Наши результаты показывают, что состав источников плазмы имеет решающее значение для увеличения выбросов в атмосферу. Понимание связи между планетарными магнитосферными процессами и рентгеновским излучением также проливает свет на процессы во многих плазмах Вселенной с преобладающим термическим воздействием, поскольку фундаментальные процессы взаимодействия между электромагнитными волнами и ионами аналогичны на разных планетах независимо от большого разнообразия их намагниченных сред (32, 62–64).

МАТЕРИАЛЫ И МЕТОДЫ

Подгонка спектров к моделям перезарядки атомов

Рисунок 3 показывает спектр северных сияний Юпитера в рентгеновском диапазоне от 16 и 17 июля 2017 года, наблюдаемый с помощью прибора XMM EPIC-pn. В спектре присутствует характерный выступ от 0,5 до 0,7 кэВ, указывающий на эмиссию перезарядки кислорода (8, 65, 66). Для создания этих состояний с высоким зарядом ионы кислорода должны иметь энергию, превышающую примерно 1 МэВ на единицу атомной массы. Ниже 0,4 кэВ виден лес спектральных линий. Линии обмена заряда из серы отлично подходят для этой области, и теоретические аргументы также подтверждают образование ионов серы в этой области (67, 68). Однако следует отметить, что спектральное разрешение при этих энергиях низкое, и можно также достичь соответствия спектру ниже 0,4 кэВ, заменив ионы серы в модели комбинацией других типов ионов (например, углерода).

Моделирование локального питч-углового коэффициента диффузии Dαα

Локальный питч-угловой коэффициент диффузии Dαα рассчитывается с помощью кода PADIE (45). PADIE использует квазилинейную теорию для трактовки взаимодействия волна-частица как диффузионного процесса (44). Для расчета коэффициентов диффузии PADIE решает условие резонанса волна-частица в сочетании с дисперсией холодной плазменной волны. В этом случае мы используем коэффициенты локальной диффузии, рассчитанные на одной конкретной широте, чтобы продемонстрировать, что наблюдаемые здесь ЭМИЦ-волны могут резонировать с широким диапазоном соответствующих энергий ионов и иметь существенный эффект диффузии по питч-углам, рассеивая ионы в конусе потерь.

Были использованы следующие входные значения: тестовая магнитная широта составляет 2 °, а напряженность фонового магнитного поля принимается равной 1, 3 или 6 нТл. Плотность плазмы установлена ​​равной 0,02 см-3 на основании предыдущего статистического обзора (69), а ионный состав установлен на уровне 22% H +, 56% O + и 22% S +, согласно предыдущей литературе (70, 71). Средняя амплитуда магнитной волны принята равной 1 нТл, с частотой волны, центрированной на 0,004 Гц (ширина 0,003 Гц и границы отсечки 0,0001 и 0,027 Гц), в соответствии с наблюдениями на рис. 1B. Предполагается, что нормальный угол волны совпадает с полем (пик при 0 °, ширина 15 °, верхняя и нижняя границы отсечки при 0 ° и 45 °). Коэффициент диффузии суммируется по номеру резонанса гармоники n от -10 до +10 включительно.

Итак, в рамках исследования ученые объединили данные,собранные околоземным рентгеновским телескопом «XMM-Newton» 16-17 июля 2017 года и аппаратом «Juno», которыйна тот момент находился на расстоянии 4800000 км от Юпитера.

Комбинирование данных показало, что колебания магнитного поля планеты вызывают сияние, видимое в рентгеновском спектре.

Эти колебания вызваны действием солнечного ветра на внешние регионы магнитного поля планеты, под его давлением магнитное поле сжимается, что приводит к явлению известного как электромагнитные ионные циклотронные волны (англ. electromagnetic ion cyclotronwaves), когда частицы движутся вдоль линий магнитного поля. Ионы путешествуют этими волнами и в конце концов ударяются в атмосферу планеты, и вызывает сияние.

ДОПОЛНИТЕЛЬНЫЕ МАТЕРИАЛЫ

Дополнительные материалы к этой статье доступны здесь.

Оригинал статьи