വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലം

ഇംഗ്ലീഷ് വിലാസം

https://ml.wikipedia.org/wiki/Magnetosphere_of_Jupiter

വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രം സൗരവാതത്തെ ചെറുക്കുന്ന മേഖലയാണ്‌ വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലം. സൂര്യനിലേക്കുള്ള ദിശയിൽ ഏതാണ്ട് എഴുപത് ലക്ഷം കിലോമീറ്ററും വിപരീത ദിശയിൽ ശനിയുടെ പരിക്രമണപഥം വരെയും ഇത് വ്യാപിച്ചുകിടക്കുന്നു. സൗരയൂഥത്തിലെ ഗ്രഹങ്ങളുടെ കാന്തമണ്ഡലങ്ങളിൽ വച്ച് ഏറ്റവും ശക്തിയേറിയതാണ്‌ വ്യാഴത്തിന്റേത്. സൗരമണ്ഡലം (heliosphere) കഴിഞ്ഞാൽ സൗരയൂഥത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ ഘടനയും ഇതുതന്നെ. ഭൂമിയുടെ കാന്തമണ്ഡലത്തെക്കാൾ വീതിയേറിയതും പരന്നതുമായ വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ ശക്തി ഭൂമിയൂടേതിന്റെ പത്തിരട്ടിയോളവും വ്യാപ്തം 18000 ഇരട്ടിയോളവുമാണ്‌. റേഡിയോ വികിരണങ്ങൾ വഴി 1950-കളിലാണ്‌ ഇതിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യം അനുമാനിക്കാനായത്. 1973-ൽ ബഹിരാകാശവാഹനമായ പയനിയർ 10 കാന്തമണ്ഡലത്തെ നേരിട്ട് നിരീക്ഷിക്കുകയും ചെയ്തു.

ലോഹീയ ഹൈഡ്രജനാൽ നിർമ്മിതമായ ബാഹ്യകാമ്പിൽ പ്രവഹിക്കുന്ന വൈദ്യുതധാരയാണ്‌ വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്‌ കാരണം. ഉപഗ്രഹമായ അയോയിൽ നടക്കുന്ന അഗ്നിപർവതസ്ഫോടനങ്ങൾ ഉയർന്ന അളവിൽ സൾഫർ ഡയോക്സൈഡ് പുറത്തുവിടുന്നു. ഇത് വ്യാഴത്തിനു ചുറ്റും വലിയൊരു വാതകവളയം ഉണ്ടാക്കുന്നു. വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രം ഇതിനെ വ്യാഴത്തോടൊപ്പം കറങ്ങാൻ നിർബന്ധിക്കുന്നു. വളയം കാന്തികക്ഷേത്രത്തെ പ്ലാസ്മകൊണ്ട് നിറക്കുകയും പാൻകേക്കിന്‌ സമാനമായ ആകൃതിയുള്ള കാന്തികചക്രിക (magnetodisc) ആക്കി മാറ്റുകയും ചെയ്യുന്നു. ഫലത്തിൽ, അയോയുടെ പ്ലാസ്മയും വ്യാഴത്തിന്റെ ഭ്രമണവുമാണ്‌ വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ രൂപവത്കരണത്തിന്‌ കാരണമാകുന്നത്. ഇതിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായി, സൗരവാതമാണ്‌ ഭൂമിയുടെ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ ഉറവിടം. കാന്തമണ്ഡലത്തിൽ പ്രവഹിക്കുന്ന ശക്തിയേറിയ വൈദ്യുതധാരകൾ വ്യാഴത്തിന്റെ ധ്രുവങ്ങളിൽ ശാശ്വതമായ ധ്രുവദീപ്തിക്ക് കാരണമാകുന്നു. ശക്തിയേറിയതും അസ്ഥിരവുമായ റേഡിയോ വികിരണവും ഇതിന്റെ ഫലമായി ഉണ്ടാകുന്നതാണ്‌. ഇതിനാൽ വ്യാഴത്തെ ശക്തി തീരെക്കുറഞ്ഞ റേഡിയോ പൾസാർ ആയി സങ്കല്പിക്കാം. വ്യാഴത്തിന്റെ ധ്രുവദീപ്തി ഇൻഫ്രാറെഡ്, ദൃശ്യപ്രകാശം, അൾട്രാവയലറ്റ്, മൃദു എക്സ് റേ എന്നിങ്ങനെ വിദ്യുത്കാന്തികവർണ്ണരാജിയുടെ വിവിധ ഭാഗങ്ങളിൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്.

കാന്തമണ്ഡലത്തിൽ കുടുങ്ങുന്ന കണങ്ങൾ ത്വരണത്തിന്‌ വിധേയമാകുന്നു. ഇവ പുറപ്പെടുവിപ്പിക്കുന്ന വികിരണം ഭൂമിയുടെ വാൻ അലൻ വലയത്തിന്‌ സമാനമായ, എന്നാൽ ആയിരം മടങ്ങ് ശക്തിയേറിയ വികിരണമേഖലകൾക്ക് കാരണമാകുന്നു. ഊർജ്ജമേറിയ കണങ്ങൾ വ്യാഴത്തിന്റെ ഉപഗ്രഹങ്ങളുമായി പ്രതിപ്രവർത്തിക്കുന്നത് അവയുടെ ഭൗതിക-രാസ ഘടനയിൽ കാര്യമായ മാറ്റം വരുത്തുന്നു. ഈ കണങ്ങൾ വ്യാഴത്തിന്റെ വലയങ്ങളുടെ ഭാഗമായ കണങ്ങളിലും സ്വാധീനം ചെലുത്തുന്നു. വികിരണവലയങ്ങൾ ബഹിരാകാശവാഹനങ്ങൾക്ക് അപായകരമാണ്‌.

ഘടന

നൗകാഗ്രാഘാതം (bow shock), കാന്തികസീമ (magnetopause), കാന്തികപുച്ഛം (magnetotail), കാന്തികചക്രിക എന്നിവയടങ്ങിയ സങ്കീർണ്ണമായ ഘടനയാണ്‌ വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിനുള്ളത്. വ്യാഴത്തിന്റെ കാമ്പിലെ ദ്രാവകങ്ങളുടെ ചംക്രമണം, ചുറ്റുമുള്ള പ്ലാസ്മയിലെ വൈദ്യുതധാര, കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ അതിർത്തിയിലെ ധാരകൾ എന്നിവയാണ്‌ വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്‌ കാരണമാകുന്നത്. സൗരവാതത്തിന്റെ പ്ലാസ്മയ്ക്കകത്താണ്‌ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ സ്ഥാനം.^[1]

ആന്തരിക കാന്തികക്ഷേത്രം

വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ പ്രധാന പങ്കും ഭൂമിയുടേതിന്‌ സമാനമായി ഡൈനാമോയുടെ ഫലമായി ഉണ്ടാകുന്നതാണ്‌. ബാഹ്യകാമ്പിലെ ചാലകദ്രാവകത്തിന്റെ ചംക്രമണമാണ്‌ ഇതിന്‌ കാരണം. ഭൂമിയുടെ കാമ്പ് ഉരുകിയ ഇരുമ്പ്, നിക്കൽ എന്നിവ കൊണ്ടാണ്‌ നിർമ്മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നതെങ്കിൽ വ്യാഴത്തിന്റേത് ലോഹീയ ഹൈഡ്രജനാലാണ്‌.^[2] വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രവും ഏതാണ്ട് ദ്വിധ്രുവമാണ്‌ - രണ്ട് കാന്തികധ്രുവങ്ങൾ ഒറ്റ കാന്തികാക്ഷത്തിന്റെ ഇരുവശത്തായി നിലകൊള്ളുന്നു.^[3] എന്നാൽ ഭൂമിയിൽ കാണപ്പെടുന്നതിന്‌ വിപരീതമായി വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തിക ഉത്തരധ്രുവം വ്യാഴത്തിന്റെ ഉത്തരാർദ്ധഗോളത്തിലും കാന്തിക ദക്ഷിണധ്രുവം ദക്ഷിണാർദ്ധഗോളത്തിലുമാണ്‌ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്.^[4]^{[note 1]} വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്‌ ചതുർധ്രുവം, അഷ്ടധ്രുവം തുടങ്ങി ഉയർന്ന അംശങ്ങളുമുണ്ട്. എന്നാൽ അവയുടെയെല്ലാം ശക്തി ദ്വിധ്രുവ അംശത്തിന്റേതിന്‌ പത്തിലൊരു ഭാഗത്തിലും കുറവാണ്‌.^[3]

കാന്തിക അക്ഷം വ്യാഴത്തിന്റെ ഭ്രമണ അക്ഷവുമായി പത്ത് ഡിഗ്രി കോണളവിലാണ്‌ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത് (ഭൂമിയുടെ കാര്യത്തിൽ ഇത് 11.3° ആണ്‌).^[5]^[3] മധ്യരേഖാപ്രദേശത്ത് കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ശക്തി ഏതാണ്ട് 428 മൈക്രോടെസ്‌ല ആണ്‌. അതായത്, വ്യാഴത്തിന്റെ ദ്വിധ്രുവ കാന്തിക ആഘൂർണ്ണം 1.53 × 10²⁰ Tm³ ആണ്‌. ഭൂമിയുടെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ 10 ഇരട്ടിയും കാന്തിക ആഘൂർണ്ണത്തിന്റെ 18000 ഇരട്ടിയുമാണ്‌ ഈ വിലകൾ.^[2]^{[note 2]} വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രം അന്തരീക്ഷത്തിന്‌ താഴെയുള്ള ഭാഗത്തിന്റെ അതേ വേഗത്തിൽ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നു. 9 മണിക്കൂർ 55 മിനിറ്റ് ആണ്‌ ഭ്രമണകാലം. പയനിയർ വാഹനം ആദ്യമായി നിരീക്ഷണം നടത്തിയ ശേഷം കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ശക്തിയിലോ ഘടനയിലോ യാതൊരു മാറ്റവും വന്നതായി നിരീക്ഷിക്കാനായിട്ടില്ല.^{[note 3]}

വലിപ്പവും രൂപവും

സൗരവാതത്തെ വ്യാഴത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷവുമായി നേരിട്ട് പ്രതിപ്രവർത്തിക്കുന്നതിൽ നിന്ന് ഈ ആന്തരിക കാന്തികക്ഷേത്രം തടയുന്നു. കാന്തികക്ഷേത്രം സൗരവാതത്തെ ഗ്രഹത്തിൽ നിന്ന് അകറ്റിമാറ്റുന്നതുമൂലം ഫലത്തിൽ സൗരവാതത്തിൽ ഒരു തുളയുണ്ടാകുന്നു. ഇതാണ്‌ കാന്തമണ്ഡലം. സൗരവാതത്തിലുള്ളതിൽ നിന്ന് വിഭിന്നമായ ഒരു പ്ലാസ്മയാണ്‌ ഇതിനകത്തുണ്ടാവുക.^[6] കൊറോണ കൂടി കണക്കിലെടുത്താലുള്ള സൂര്യന്റെ വലിപ്പത്തിലും കൂടുതലാണ്‌ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ വലിപ്പം.^[7] ചന്ദ്രനിലേക്കുള്ള ദൂരത്തിന്റെ 1700 ഇരട്ടി ദൂരമാണ്‌ വ്യാഴത്തിലേക്കുള്ളതെങ്കിലും ഭൂമിയിൽ നിന്ന് നിരീക്ഷിക്കാൻ സാധിക്കുമായിരുന്നെങ്കിൽ പൂർണ്ണചന്ദ്രന്റെ അഞ്ചിരട്ടി വലിപ്പം വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമഡലത്തിന്‌ ഉണ്ടാകുമായിരുന്നു.^[7]

സാന്ദ്രതയേറിയതും തണുത്തതുമായ സൗരവാതപ്ലാസ്മയെ ചൂടുള്ളതും സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞതുമായ കാന്തമണ്ഡലത്തിലെ പ്ലാസ്മയിൽ നിന്ന് വേർതിരിക്കുന്ന അതിർത്തി കാന്തികസീമ എന്നറിയപ്പെടുന്നു.^[6] വ്യാഴത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് സൂര്യന്റെ ദിശയിൽ കാന്തികസീമയിലേക്കുള്ള ദൂരം വ്യാഴത്തിന്റെ ആരമായ (R_j) 71492 കിലോമീറ്ററിന്‌ 45 മുതൽ 100 വരെ ഇരട്ടിയാണ്‌.^[6] കാന്തികസീമയുടെ സ്ഥാനം സൗരവാതത്തിന്റെ മർദ്ദത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. സൂര്യന്റെ സക്രിയതയനുസരിച്ച് ഇത് വ്യത്യാസപ്പെട്ടുകൊണ്ടിരിക്കും.^[8] കാന്തികസീമയ്ക്കു മുമ്പിൽ, വ്യാഴത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് 80 മുതൽ 130 വരെ R_j ദൂരത്തിൽ നൗകാഗ്രാഘാതം സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നു. സൗരവാതവും കാന്തമണ്ഡലവും തമ്മിൽ ഘട്ടനം നടക്കുന്ന മേഖലയാണിത്.^[9]^[10] നൗകാഗ്രാഘാതത്തിനും കാന്തികസീമയ്ക്കുമിടയിലുള്ള ഭാഗം കാന്തിക ഉറ (magnetosheath) എന്നറിയപ്പെടുന്നു.^[6]

ഗ്രഹത്തിന്റെ മറുഭാഗത്ത് സൗരവാതം അതിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകളെ നീണ്ട ഒരു വാലായി വലിച്ചുനീട്ടുന്നു. കാന്തികപുച്ഛം എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഈ വാൽ ശനിയുടെ പരിക്രമണപഥത്തിനും അപ്പുറത്തുവരെ എത്താം.^[11] വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികപുച്ഛടത്തിന്റെ ഘടന ഭൂമിയുടേതിന്‌ സമാനമാണ്‌. രണ്ട് ലോബുകളാണ്‌ (ചിത്രത്തിലെ നീല ഭാഗങ്ങൾ) കാന്തികപുച്ഛത്തിനുള്ളത്. തെക്കുഭാഗത്തെ ലോബിലെ കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകൾ വ്യാഴത്തിന്റെ ദിശയിലും വടക്കുഭാഗത്തിലേത് വിപരീതദിശയിലും ആയിരിക്കും. പുച്ഛധാരാപടലം (tail current sheet) എന്നറിയപ്പെടുന്ന പ്ലാസ്മപാളി (ചിത്രത്തിൽ ഓറഞ്ച് നിറത്തിൽ) ഈ ലോബുകളെ വേർതിരിക്കുന്നു.^[11] കാന്തികപുച്ഛം വഴി സൗരപ്ലാസ്മ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ ആന്തരഭാഗത്തെത്തുകയും ചൂടാക്കപ്പെട്ട് വ്യാഴത്തിൽ നിന്ന് 10 R_j യിൽ കുറവ് ദൂരത്തിൽ വികിരണവലയങ്ങൾക്ക് കാരണമാവുകയും ചെയ്യുന്നു.^[12]

കാന്തമണ്ഡലത്തെ ഈ രൂപത്തിൽ നിലനിർത്തുന്നത് വ്യാഴത്തിന്റെ ഭ്രമണത്തോടൊപ്പം കാന്തികപുച്ഛത്തിലൂടെ ഒഴുകുന്ന ചാർജ്ജില്ലാത്ത പടലവൈദ്യുതധാര, ഭ്രമണത്തിന്‌ വിപരീതദിശയിൽ കാന്തികപുച്ഛത്തിന്റെ അതിർത്തിയിൽ ഒഴുകുന്ന പുച്ഛധാരാപടലം, കാന്തികസീമയിലൂടെ ഒഴുകുന്ന ചാപ്മാൻ-ഫെറാറോ ധാര എന്നിവ ചേർന്നാണ്‌.^[4] കാന്തമണ്ഡലത്തിന്‌ പുറത്തെ ആന്തരികകാന്തികക്ഷേത്രത്തെ ഈ ധാരകൾ മൂലമുണ്ടാകുന്ന കാന്തികക്ഷേത്രം റദ്ദാക്കുന്നു.^[11] സൗരവാതവുമായി ഇവ കാര്യമായി പ്രതിപ്രവർത്തിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.^[4]

കാന്തമണ്ഡലത്തെ മൂന്ന് ഭാഗമായി തിരിക്കാം : അകംഭാഗം, നടുഭാഗം, പുറംഭാഗം. വ്യാഴത്തിൽ നിന്ന് 10 R_j യിലും കുറവ് ദൂരത്തിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന കാന്തമണ്ഡലഭാഗമാണ്‌ അകംഭാഗം. ഇവിടെ കാന്തികക്ഷേത്രം ഏതാണ്ട് പൂർണ്ണമായും ദ്വിധ്രുവരൂപമുള്ളതാണ്‌. 10 മുതൽ 40 R_j വരെയുള്ള ഭാഗമാണ്‌ നടുഭാഗം. ഇതിനു പുറത്തുള്ളത് പുറംഭാഗവും. നടുഭാഗത്തും പുറംഭാഗത്തും കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ദ്വിധ്രുവരൂപമില്ലാത്ത അംശം വളരെ വലുതായിരിക്കും. പ്ലാസ്മപടലവുമായി ഇവ കാര്യമായി പ്രതിപ്രവർത്തിക്കുകയും ചെയ്യും.^[6]

അയോയുടെ പങ്ക്

വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലവുമായുള്ള അയോയുടെ പ്രതിപ്രവർത്തനം. മഞ്ഞനിറത്തിൽ കാണുന്നത് അയോയുടെ പ്ലാസ്മവളയമാണ്‌.

വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ രൂപം ഭൂമിയുടേതിന്‌ സമാനമാണെന്ന് ഒറ്റനോട്ടത്തിൽ തോന്നാമെങ്കിലും സൂക്ഷിച്ചുനോക്കിയാൽ ഘടനയിൽ കാര്യമായ വ്യത്യാസങ്ങൾ കാണാനാകും.^[8] അഗ്നിപർവതസ്ഫോടനങ്ങൾ നടക്കുന്ന ഉപഗ്രഹമായ അയോ പ്ലാസ്മയുടെ സ്രോതസ്സാണ്‌. വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിലേക്ക് ഓരോ സെക്കന്റിലും 1000 കിലോഗ്രാം പ്ലാസ്മ വരെ അയോ പുറന്തള്ളുന്നു.^[13] ഭീമൻ അഗ്നിപർവതസ്ഫോടനങ്ങളുടെ ഭാഗമായി അയോ ധാരാളം സൾഫർ ഡയോക്സൈഡ് പുറത്തുവിടും. ഇതിൽ വലിയ പങ്കും സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള അൾട്രാവയലറ്റ് വികിരണം മൂലം അയണീകൃതമായിട്ടുണ്ടാകും. ഓക്സിജന്റെയും സൾഫറിന്റെയും ടൺ കണക്കിന്‌ അയോണുകൾ ഇങ്ങനെ പുറത്തെത്തുന്നു.^[14] അയോയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ നിന്ന് ബഹിർഗമിക്കുന്ന ഇവ വ്യാഴത്തിനുചുറ്റും കട്ടിയേറിയതും തണുത്തതുമായ അയോ പ്ലാസ്മവളയം തീർക്കുന്നു.^[13] 10 മുതൽ 100 വരെ ഇലക്ട്രോൺ വോൾട്ട് (1 ലക്ഷം - 10 ലക്ഷം വരെ കെൽവിൻ) ആണ്‌ വലയത്തിനകത്തെ താപനില. വികിരണവലയങ്ങളിലെ താപനിലയെക്കാൾ വളരെക്കുറവാണ്‌ ഇത്. വ്യാഴത്തോടൊപ്പം അതേ ഭ്രമണകാലത്തോടെ കറങ്ങാൻ (സഹഭ്രമണം) പ്ലാസ്മ ടോറസ് നിർബന്ധിതമാകുന്നു.^[15] കാന്തമണ്ഡലത്തെ അടിസ്ഥാനപരമായിത്തന്നെ ഇത് മാറ്റിമറിക്കുന്നു.^[16]

ഡിഫ്യൂഷൻ ഉൾപ്പെടെയുള്ള പ്രതിഭാസങ്ങളുടെ ഫലമായി പ്ലാസ്മ മെല്ലെ വ്യാഴത്തിൽ നിന്നകലുന്നു.^[15] വ്യാഴത്തിൽ നിന്ന് അകന്നുപോകുന്തോറും ആരീയവൈദ്യുതധാരകൾ പ്ലാസ്മയുടെ വേഗത വർദ്ധിപ്പിക്കുന്നു. ഭ്രമണകാലം വ്യത്യാസപ്പെടാതിരിക്കാൻ ഇത് സഹായിക്കുന്നു.^[6] ഈ വൈദ്യുതധാരയാണ്‌ ലംബദിശയിലെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിനും കാരണം.^[17] 2,000 cm⁻³ ആയിരുന്ന പദാർത്ഥസാന്ദ്രത വ്യാഴത്തിൽ നിന്ന് 35 R_j ദൂരമെത്തുമ്പോഴേക്ക് 0.2 cm⁻³ ആയി കുറയുന്നു.^[18] കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ നടുഭാഗത്ത് വ്യാഴത്തിൽ നിന്ന് 20 R_j യിലധികം ദൂരമെത്തുമോഴേക്ക് പ്ലാസ്മയുടെ സഹഭ്രമണം നിലക്കാൻ തുടങ്ങുന്നു. പ്ലാസ്മയുടെ കോണീയസംവേഗം ഗ്രഹത്തിന്റേതിനെക്കാൾ കുറവായി മാറുന്നു.^[6] ഒടുവിൽ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ പുറംഭാഗത്തെത്തുമ്പോഴേക്ക് പ്ലാസ്മ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ സ്വാധീനത്തിൽ നിന്ന് പൂർണ്ണമായി മുക്തമാകുന്നു, കാന്തികപുച്ഛം വഴി കാന്തമണ്ഡലത്തിന്‌ പുറത്തുപോവുകയും ചെയ്യുന്നു.^[19] പുറത്തുപോകുന്ന തണുത്ത സാന്ദ്രമായ പ്ലാസ്മയ്ക്കുപകരം ചൂടുള്ളതും (താപനില 20 keV (20 കോടി K) നു മുകളിൽ) സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞതുമായ പ്ലാസ്മയാണ്‌ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ പുറംഭാഗത്തുനിന്ന് വരുന്നത്.^[18] വ്യാഴത്തോടടുക്കും തോറും ഈ പ്ലാസ്മ ചൂടാവുകയും കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ അകംഭാഗത്തെ വികിരണവലയങ്ങൾ തീർക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.^[20].^[13]

കാന്തികചക്രിക

ഭൂമിയുടെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്‌ ഏതാണ്ട് ഒരു കണ്ണുനീർത്തുള്ളിയുടെ ആകൃതിയാണുള്ളത്. എന്നാൽ വ്യാഴത്തിന്റേത് കൂടുതൽ പരന്നതും ഒരു ഡിസ്കിനെ അനുസ്മരിപ്പിക്കുന്നതുമാണ്‌. ഈ ഡിസ്ക് അതിന്റെ അക്ഷത്തിനുചുറ്റും പുരസ്സരണം നടത്തുന്നു.^[21] സഹഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന പ്ലാസ്മയിൽ നിന്നുള്ള അപകേന്ദ്രബലമാണ്‌ ഡിസ്ക് രൂപത്തിന്‌ കാരണം. അപകേന്ദ്രബലം വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകളെ വലിച്ചുനീട്ടുകയും 20 R_j യിലേറെ ദൂരത്ത് പരന്ന പാൻകേക്കിന്റെ ആകൃതിയിലുള്ള കാന്തികചക്രിക തീർക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.^[22] കാന്തികചക്രികയുടെ നടുഭാഗത്തെ തലത്തിൽ ഒരു നേരിയ വൈദ്യുതധാരാപടലമുണ്ട്.^[14] കാന്തിക മധ്യരേഖയോടടുത്താണ്‌ ഇതിന്റെ സ്ഥാനം. ഇതിന്‌ മുകളിൽ കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകൾ വ്യാഴത്തിന്റെ എതിർദിശയിലും താഴെ വ്യാഴത്തിന്‌ നേരെയുമായിരിക്കും.^[8] കാന്തികചക്രികയുടെ ആന്തരികമർദ്ദം സൗരവാതത്തിന്റെ മർദ്ദത്തെ ചെറുക്കുന്നതിനാൽ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ വലിപ്പം കൂടാൻ അയോയിൽ നിന്ന് പുറത്തുവരുന്ന പ്ലാസ്മ കാരണമാകുന്നു.^[9] അയോ ഇല്ലായിരുന്നുവെങ്കിൽ സൂര്യന്റെ ദിശയിൽ കാന്തികസീമയിലേക്കുള്ള ദൂരം 42 R_j ൽ അധികമാകുമായിരുന്നില്ല - എന്നാൽ ഇത് യഥാർത്ഥത്തിൽ ശരാശരി 75 R_j ആണ്‌.^[6]

പ്ലാസ്മപടലത്തിലൂടെ ഒഴുകുന്ന വലയവൈദ്യുതധാരയാണ്‌ കാന്തികചക്രികയുടെ ഘടനയെ സ്ഥിരമായി നിർത്തുന്നത്.^[23] ഈ വൈദ്യുതധാരയും വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രവും തമ്മിലുള്ള പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിന്റെ ഫലമായുണ്ടാകുന്ന ലോറന്റ്സ് ബലം ഒരുമിച്ച് ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന പ്ലാസ്മയെ വ്യാഴത്തിൽ നിന്ന് നിഷ്ക്രമിക്കാൻ സമ്മതിക്കാതെ പിടിച്ചുനിർത്തുന്നു. മധ്യരേഖാധാരാപടലത്തിലെ ആകെ വൈദ്യുതധാര 9–16 കോടി ആമ്പിയർ ആണെന്നാണ്‌ കണക്കാക്കുന്നത്.^[6]^[17]

ഗതികം

സഹഭ്രമണവും ആരീയധാരകളും

വ്യാഴത്തിന്റെ ഭ്രമണമാണ്‌ കാന്തമണ്ഡലത്തെ നിലനിർത്തുന്ന പ്രധാന ഘടകം.^[24] ഇക്കാര്യത്തിൽ വ്യാഴം ഒരു ഏകധ്രുവജനിത്രത്തിന്‌ സമാനമാണ്‌. വ്യാഴം ഭ്രമണം ചെയ്യുമ്പോൾ അയണോസ്ഫിയർ ദ്വിധ്രുവ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്‌ ആപേക്ഷികമായി ചലിക്കുന്നു. കാന്തികദ്വിധ്രുവആഘൂർണ്ണം ഭ്രമണത്തിന്റെ ദിശയിലാണെന്നതിനാൽ ഈ ചലനഫലമായുണ്ടാകുന്ന ലോറന്റ്സ് ബലം ഋണചാർജ്ജുള്ള ഇലക്ട്രോണുകളെ ധ്രുവങ്ങളിലേക്കും ധനചാർജ്ജുള്ള അയോണുകളെ മധ്യരേഖയിലേക്കും തള്ളിനീക്കുന്നു.^[4]^[25] തദ്ഫലമായി ധ്രുവപ്രദേശത്തിന്‌ ഋണചാർജ്ജും മധ്യരേഖാപ്രദേശത്തിന്‌ ധനചാർജ്ജും കൈവരുന്നു. വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലം ചാലകതയേറിയ പ്ലാസ്മയാൽ നിർമ്മിതമാണെന്നതിനാൽ അതിലൂടെ വൈദ്യുതപരിപഥം പൂർണ്ണമാകുന്നു.^[25] നേർധാര^{[note 4]} എന്ന് വിളിക്കുന്ന ഒരു വൈദ്യുതധാര കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകളുടെ ദിശയിൽ അയണോസ്ഫിയറിൽ നിന്ന് മധ്യരേഖാപ്ലാസ്മപടലത്തിലേക്ക് ഒഴുകുന്നു. തുടർന്ന് ഇത് ആരീയ ദിശയിൽ വ്യാഴത്തിൽ നിന്ന് മധ്യരേഖാപ്ലാസ്മാപടലത്തിലൂടെ അകന്നുപോയി ഒടുവിൽ അയണോസ്ഫിയറിൽ തിരിച്ചെത്തുന്നു. കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകളുടെ ദിശയിൽ ഒഴുകുന്ന വൈദ്യുതധാരയെ ഫീൽഡ് അലൈൻഡ് അഥവാ ബർക്‌ലാൻഡ് വൈദ്യുതധാര എന്ന് വിളിക്കുന്നു.^[17] ആരീയ വൈദ്യുതധാര കാന്തികക്ഷേത്രവുമായി പ്രതിപ്രവർത്തിക്കുകയും തദ്ഫലമായുണ്ടാകുന്ന ലോറന്റ്സ് ബലം കാന്തമണ്ഡലപ്ലാസ്മയെ ഗ്രഹത്തിന്റെ ഭ്രമണദിശയിൽ ത്വരണത്തിന്‌ വിധേയമാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. കാന്തമണ്ഡലത്തിലെ പ്ലാസ്മ വ്യാഴവുമായി സഹഭ്രമണം ചെയ്യുന്നതിന്‌ പ്രധാന കാരണം ഇതാണ്‌.^[25]

പ്ലാസ്മ ഷീറ്റ് ഗ്രഹത്തെക്കാൾ കുറഞ്ഞ കോണീയ സംവേഗവുമായി ഭ്രമണം ചെയ്യുമ്പോൾ അയണോസ്ഫിയറിൽ നിന്ന് പ്ലാസ്മ ഷീറ്റിലേക്കൊഴുകുന്ന വൈദ്യുതധാര വളരെ ശക്തമായിരിക്കും.^[25] വ്യാഴത്തിൽ നിന്ന് 20 മുതൽ 40 R_j വരെ ദൂരത്തിൽ സഹഭ്രമണം നഷ്ടമാകുന്നു. കാന്തികക്ഷേത്രരേകൾ വല്ലാതെ വലിച്ചുനീട്ടപ്പെടുന്ന കാന്തികചക്രികയിലാണ്‌ ഇത് സംഭവിക്കുന്നത്.^[26] കാന്തികചക്രികയിലേക്കൊഴുകുന്ന ശക്തിയേറിയ വൈദ്യുതധാരയുടെ ഉദ്ഭവം കാന്തികധ്രുവങ്ങളിൽ നിന്ന് 16 ± 1° അക്ഷാംശം അകലെയുള്ള വീതി കുറഞ്ഞ ഭാഗത്താണ്‌. വീതി കുറഞ്ഞ വൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഈ ഭാഗങ്ങളിലാണ്‌ ധ്രുവദീപ്തിയും ദൃശ്യമാകുന്നത്.^[27] 50 R_j യിലും അകലെ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ പുറംഭാഗത്തുനിന്ന് പരിപഥം പൂർത്തിയാക്കുന്ന വൈദ്യുതധാര ധ്രുവങ്ങൾക്കടുത്തുകൂടെ തിരിച്ചെത്തുന്നു. വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിലെ മൊത്തം വൈദ്യുതധാര 6 കോടി മുതൽ 14 കോടി വരെ ആമ്പിയർ ആയിരിക്കുമെന്നാണ്‌ കണക്കാക്കിയിരിക്കുന്നത്.^[17]^[25]

സഹഭ്രമണത്തിനായി പ്ലാസ്മ ത്വരിതപ്പെടുന്നതോടെ വ്യാഴത്തിന്റെ ഭ്രമണഗതികോർജ്ജത്തിന്റെ ഒരു ഭാഗം പ്ലാസ്മയുടെ ഗതികോർജ്ജമായി മാറുന്നു. ഈ രീതിയിൽ നോക്കുകയാണെങ്കിൽ ഭൂമിയുടെ കാന്തമണ്ഡലം നിലനിർത്താനാവശ്യമായ ഊർജ്ജം സൗരവാതം നൽകുന്നതുപോലെ വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലം നിലനിർത്താനാവശ്യമായ ഊർജ്ജം നൽകുന്നത് വ്യാഴത്തിന്റെ ഭ്രമണമാണ്‌.^[6]^[16]

കൈമാറ്റ അസ്ഥിരതയും പുനസംയോജനവും

തണുത്തതും സാന്ദ്രവുമായ പ്ലാസ്മ 6 R_j അകലെയുള്ള അയോ വളയത്തിൽ നിന്ന് 50 R_j അകലെയുള്ള കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ പുറംഭാഗത്തേക്ക് വഹിക്കപ്പെടുന്നതാണ്‌ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ ഗതികവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട വിശദീകരിക്കാൻ ഏറ്റവും വിഷമകരമായ പ്രശ്നം.^[26] ഇതിന്റെ കൃത്യമായ വിശദീകരണം നൽകാനായിട്ടില്ല. എന്നാൽ കൈമാറ്റ അസ്ഥിരതയുടെ ഫലമായുണ്ടാകുന്ന പ്ലാസ്മ ഡിഫ്യൂഷനാണ്‌ ഇതിനു കാരണം എന്ന് പരികല്പന ചെയ്യപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. ദ്രാവകഗതികത്തിലെ റെയ്‌ലി-ടെയ്‌ലർ അസ്ഥിരതയ്ക്ക് സമാനമാണിത്.^[15] കാന്തമണ്ഡലത്തിൽ അപകേന്ദ്രബലമാണ്‌ റെയ്‌ലി-ടെയ്‌ലർ അസ്ഥിരതയിലെ ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന്റെ പങ്ക് വഹിക്കുന്നത്. സാന്ദ്രദ്രാവകത്തിന്റെ സ്ഥാനത്ത് അയോയുടെ പ്ലാസ്മയും സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ ദ്രാവകത്തിന്റെ സ്ഥാനത്ത് കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ പുറംഭാഗത്തെ സാന്ദ്രതകുറഞ്ഞ പ്ലാസ്മയുമാണുള്ളത്.^[15] അസ്ഥിരതയുടെ ഫലമായി കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ അകംഭാഗവും പുറംഭാഗവും പ്ലാസ്മ നിറഞ്ഞ അഭിവാഹനാളികകൾ (flux tubes) കൈമാറുന്നു. കാലിയായ അഭിവാഹനാളികകൾ വ്യാഴത്തിന്റെ അടുത്തേക്ക് നീങ്ങുമ്പോൾ അയോയിൽ നിന്നുള്ള പ്ലാസ്മ നിറഞ്ഞ ഭാരമേറിയ നാളികകൾ ദൂരേക്ക് നീങ്ങുന്നു.^[15] അഭിവാഹനാളികകളുടെ ഈ കൈമാറ്റം കാന്തമണ്ഡലത്തിലെ പ്രക്ഷുബ്ധതയുടെ ഒരു രൂപമാണ്‌.^[28]

ഗലീലിയോ ബഹിരാകാശവാഹനം അഭിവാഹനാളികകളുടെ കൈമാറ്റം ഭാഗികമായി സ്ഥിതീകരിച്ചിട്ടുണ്ട്. കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ ഉൾഭാഗത്ത് പ്ലാസ്മയുടെ സാന്ദ്രത വളരെക്കുറവും കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ശക്തി വളരെക്കൂടുതലുമുള്ള മേഖലകൾ ഗലീലിയോ നിരീക്ഷിച്ചു.^[15] പുറംഭാഗത്തുനിന്നുള കാലിയായ അഭിവാഹനാളികകൾ തിരിച്ചെത്തുന്ന ഭാഗങ്ങളാവാം ഇവ. കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ നടുഭാഗത്ത് ഇഞ്ചെക്ഷൻ സംഭവങ്ങളും ബഹിരാകാശവാഹനത്തിന് നിരീക്ഷിക്കാനായി. കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ പുറംഭാഗത്തുനിന്ന് വരുന്ന ചൂടേറിയ പ്ലാസ്മ കാന്തികചക്രികയിൽ പതിക്കുമ്പോൾ ഊർജ്ജമേറിയ കണങ്ങളുടെ എണ്ണവും കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ശക്തിയും വളരെയധികമാകുന്ന പ്രതിഭാസമാണ് ഇഞ്ചെക്ഷൻ.^[30] തണുത്ത പ്ലാസ്മ പുറത്തേക്ക് പോകുന്നതെങ്ങനെയെന്നതിനുമാത്രം വിശദീകരണമായിട്ടില്ല.

അയോയിൽനിന്നുള്ള തണുത്ത പ്ലാസ്മ നിറഞ്ഞ അഭിവാഹനാളികകൾ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ പുറംഭാഗത്തെത്തുമ്പോൾ പുനസംയോജനപ്രക്രിയക്ക് വിധേയമാകുന്നു. കാന്തികക്ഷേത്രത്തെ പ്ലാസ്മയിൽ നിന്ന് ഇത് സ്വതന്ത്രമാക്കുന്നു.^[26] ചൂടേറിയതും സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞതുമായ പ്ലാസ്മ നിറഞ്ഞ അഭിവാഹനാളികകളുടെ രൂപത്തിൽ കാന്തികക്ഷേത്രം കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ ഉൾഭാഗത്തേക്ക് തിരിച്ചെത്തുന്നു. പ്ലാസ്മയാകട്ടെ പ്ലാസ്മോയിഡുകളുടെ രൂപത്തിൽ കാന്തികപുച്ഛത്തിലൂടെ പുറത്തുപോകുന്നു. പുനസംയോജനപ്രക്രിയ 2-3 ദിവസത്തെ ഇടവേളകളിൽ നടക്കുന്നതായി ഗലീലിയോ കണ്ട ആഗോള ആകാരമാറ്റങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടതാണെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു.^[31] ആകാരമാറ്റത്തിന്റെ ഭാഗമായി കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ശക്തിയിലും ദിശയിലും പ്രക്ഷുബ്ധമായ വലിയ മാറ്റങ്ങൾ ദൃശ്യമാകുന്നു. പ്ലാസ്മ സഹഭ്രമണം നിറുത്തി പുറത്തേക്കൊഴുകാൻ വരെ സാധ്യതയുണ്ട്. ഇരുണ്ട ഭാഗത്തെ കാന്തമണ്ഡലത്തിൽ പ്രഭാതത്തോടടുത്ത ഭാഗത്താണ് ഇത് കൂടുതലായി നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുള്ളത്.^[31] തുറന്ന ക്ഷേത്രരേഖകളോടൊപ്പം കാന്തികപുച്ഛത്തിലൂടെ ഒഴുകുന്ന പ്ലാസ്മ ഗ്രഹീയവാതം (planetary wind) എന്നറിയപ്പെടുന്നു.^[14]^[32]

ഭൂമിയുടെ കാന്തമണ്ഡലത്തിലെ കാന്തിക ഉപചണ്ഡവാതങ്ങൾക്ക് സമാനമാണ് വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിലെ പുനസംയോജനപ്രക്രിയ^[26] - ഊർജ്ജസ്രോതസ്സുകളുടെ കാര്യത്തിലേ വ്യത്യാസമുള്ളൂ. ഭൂമിയുടെ കാന്തമണ്ഡലത്തിലെ ഉപചുഴലികൾ സൗരവാതത്തിലെ ഊർജ്ജം കാന്തികപുച്ഛത്തിൽ സംഭരിക്കപ്പെടുകയും ചാർജ്ജില്ലാത്ത വൈദ്യുതധാരാപടലത്തിലെ പുനസംയോജനത്തിന്റെ ഫലമായി പ്ലാസ്പോയിഡുകളായി പുറത്തുപോവുകയും ചെയ്യുന്നതിനാലാണ്.^[33] വ്യാഴത്തിലാകട്ടെ ഭ്രമണോർജ്ജം കാന്തികചക്രികയിൽ സംഭരിക്കപ്പെടുകയും പ്ലാസ്മോയിഡ് വിഘടിക്കുമ്പോൾ പുറത്തുപോവുകയും ചെയ്യുന്നു.^[31]

സൗരവാതത്തിന്റെ സ്വാധീനം

വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ ഗതികം പ്രധനമായും ആന്തരിക ഊർജ്ജസ്രോതസ്സുകളെ ആശ്രയിച്ചാണിരിക്കുന്നതെങ്കിലും സൗരവാതത്തിനും ഇതിൽ പങ്കുണ്ടാകാൻ സാധ്യതയുണ്ട്.^[34] സൗരവാതമാണ് ഉന്നതോർജ്ജമുള്ള പ്രോട്ടോണുകളുടെ പ്രധാന സ്രോതസ്സ്. ^{[note 5]}^[13] കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ പുറംഭാഗത്തിന്റെ ഘടനയിലെ ചില പ്രത്യേകതകൾ സൗരവാതത്തിന്റെ പങ്കിലേക്ക് വിരൽചൂണ്ടുന്നു. പ്രഭാത-പ്രദോഷ ഭാഗങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള അസമമിതിയാണ് ഒരു പ്രധാന സവിശേഷത.^[17] പ്രദോഷമേഖലയിലെ കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകൾ പ്രഭാതമേഘയിലെ രേഖകൾക്ക് എതിർദിശയിലാണ്.^[17] പ്രഭാതമേഖലയിലെ രേഖകൾ തുറന്നതും കാന്തികപുച്ഛവുമായി ബന്ധപ്പെടുത്തുന്നതുമാണ്. എന്നാൽ പ്രദോഷമേഖലയിലെ രേഖകൾ അടഞ്ഞവയാണ്. സൗരവാതത്തിന്റെ സ്വാധീനത്താലുള്ള ഒരു പുനസംയോജനപ്രക്രിയ (ഭൂമിയുടെ കാര്യത്തിൽ ഇത് ഡുംഗി ചക്രം എന്നറിയപ്പെടുന്നു) വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിൽ നടക്കുന്നുണ്ടാകാം എന്നാണ് ഈ നിരീക്ഷണങ്ങൾ കാണിക്കുന്നത്.^[26]^[34]

വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ ഗതികത്തിൽ സൗരവാതത്തിന്റെ സ്വാധീനം എത്രമാത്രമെന്ന് ഇതുവരെ കൃത്യമായി മനസ്സിലാക്കാൻ സാധിച്ചിട്ടില്ല.^[35] എന്നാൽ സൂര്യൻ സക്രിയമായിരിക്കുന്ന അവസ്ഥയിൽ ഈ സ്വാധീനം വളരെ കൂടുതലായിരിക്കാൻ സാധ്യതയുണ്ട്.^[36] ധ്രുവദീപ്തിയിൽ നിന്നുള്ള വികിരണങ്ങൾ,^[37]^[38] വികിരണവലയങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള സിൻക്രോട്രോൺ വികിരണം എന്നിവയെല്ലാം സൗരവാതമർദ്ദവുമായി സഹസംബന്ധം കാണിക്കുന്നു. സൗരവാതം പ്ലാസ്മയുടെ ചംക്രമണത്തെയും കാന്തമണ്ഡലത്തിലെ ആന്തരികപ്രക്രിയകളെയും സ്വാധീനിക്കുന്നുണ്ടാകാമെന്ന് ഇതിൽ നിന്ന് അനുമാനിക്കാം.^[31]

ഉത്സർജ്ജനങ്ങൾ

ധ്രുവദീപ്തികൾ

വ്യാഴത്തിന്റെ ഇരുധ്രുവങ്ങളിലും തിളക്കമുള്ളതും ശാശ്വതവുമായ ധ്രുവദീപ്തി ദൃശ്യമാകുന്നു. ഭൂമിയിൽ ധ്രുവദീപ്തി സൂര്യൻ സജീവമായിരിക്കവെ മാത്രം ദൃശ്യമാകുന്ന ക്ഷണികമായ പ്രതിഭാസമാണ്‌. വ്യാഴത്തിൽ ധ്രുവദീപ്തികളുടെ തിളക്കം ദിനേന വ്യത്യാസപ്പെട്ടുകൊണ്ടിരിക്കുമെങ്കിലും അവ ശാശ്വതമാണ്‌. ധ്രുവദീപ്തിക്ക് മൂന്ന് പ്രധാന ഭാഗങ്ങളാണുളത് : കാന്തികധ്രുവങ്ങളിൽ നിന്ന് 16° അകലെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന തിളക്കമേറിയതും നേരിയതുമായ (വീതി ആയിരം കിലോമീറ്ററിൽ താഴെ) വർത്തുളഘടനകളായ മുഖ്യ അണ്ഡങ്ങൾ,^[39] ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെ അയണോസ്ഫിയറുകളെ വ്യാഴത്തിന്റെ അയണോസ്ഫിയറുമായി ബന്ധിപ്പിക്കുന്ന കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകളുടെ കാലടയാളങ്ങളായ (footprints) കളങ്കങ്ങൾ, മുഖ്യ അണ്ഡങ്ങൾക്കകത്തുതന്നെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ക്ഷണികമായ ധ്രുവീയ ഉത്സർജ്ജനങ്ങൾ.^[39]^[40] റേഡിയോ മുതൽ എക്സ് റേ വരെ വിദ്യുത്കാന്തികവർണ്ണരാജിയുടെ മിക്ക ഭാഗങ്ങളിലും ഉത്സർജ്ജനങ്ങൾ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ടെങ്കിലും മിഡ് ഇൻഫ്രാറെഡ്, ഡീപ് അൾട്രാവയലറ്റ് ആവൃത്തികളിലാണ്‌ അവ ഏറ്റവും ശക്തമായിട്ടുള്ളത്.^[41]

ധ്രുവദീപ്തികളുടെ പ്രധാന ഭാഗമായ മുഖ്യ അണ്ഡങ്ങൾക്ക് സ്ഥിരമായ രൂപങ്ങളും സ്ഥാനങ്ങളുമുണ്ടാകും.^[40] എന്നാൽ സൗരവാതമർദ്ദമനുസരിച്ച് അവയുടെ തീവ്രത വ്യത്യാസപ്പെട്ടുകൊണ്ടിരിക്കും. സൗരവാതത്തിന്റെ ശക്തി കൂടുമ്പോൾ ധ്രുവദീപ്തിയുടെ തീവ്രത കുറയുന്നു.^[42] കാന്തികചക്രികയിലെ പ്ലാസ്മയ്ക്കും വ്യാഴത്തിന്റെ അയണോസ്ഫിയറിനുമിടയിലെ സമ്മർദ്ദാന്തരം മൂലം ത്വരണത്തിന്‌ വിധേയമാകുന്ന ഇലക്ട്രോണുകളാണ്‌ മുഖ്യ അണ്ഡങ്ങളെ നിലനിർത്തുന്നത്.^[43] ഈ ഇലക്ട്രോണുകൾ ക്ഷേത്രരേഖകളുടെ ദിശയിൽ വൈദ്യുതധാരകളെ വഹിക്കുന്നു. ഈ വൈദ്യുതധാരകൾ കാന്തികചക്രികയുമായുള്ള പ്ലാസ്മയുടെ സഹഭ്രമണവും നിലനിർത്തുന്നു.^[26]മധ്യരേഖാപടലത്തിന്‌ പുറത്തുള്ള സാന്ദ്രതകുറഞ്ഞ പ്ലാസ്മക്ക് ചുരുങ്ങിയ വൈദ്യുതധാരയേ വഹിക്കാനാകൂ എന്നതിനാലാണ്‌ സമ്മർദ്ദാന്തരം രൂപമെടുക്കുന്നത്.^[27] പതിക്കുന്ന ഇലക്ട്രോണുകൾക്ക് 10 മുതൽ 100 കിലോ ഇലക്ട്രോൺ വോൾട്ട് വരെ ഊർജ്ജമുണ്ടാകും. വ്യാഴത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ ഏറെ ആഴം വരെ ഇവയ്ക്ക് തുളച്ചുകയറാനാകും. അവിടെ ഹൈഡ്രജൻ തന്മാത്രകളെ അയണീകരിക്കുന്ന ഇലക്ട്രോണുകൾ അൾട്രാവയലറ്റ് വികിരണത്തിന്‌ കാരണമാകുന്നു.^[44] അയണോസ്ഫിയറിനകത്തേക്ക് ഇങ്ങനെ വരുന്ന അകെ ഊർജ്ജം 10 മുതൽ 100 വരെ ടെറാവാട്ട് ആണ്‌.^[45] ഇതിനു പുറമെ അയണോസ്ഫിയറിലെ വൈദ്യുതധാരകൾ ജൂൾ താപനം വഴി അയണോസ്ഫിയറിനെ ചൂടാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. 300 ടെറാവാട്ട് ഊർജ്ജം വരെ ഇങ്ങനെ അയണോസ്ഫിയറിലെത്തുന്നു. ധ്രുവദീപ്തിയിൽ നിന്നുള്ള ശക്തിയേറിയ ഇൻഫ്രാറെഡ് വികിരണം ഇതിന്റെ ഫലമാണ്‌.^[46] വ്യാഴത്തിന്റെ തെർമോസ്ഫിയർ ചൂടാകുന്നതിനും ഇത് ഭാഗികമായി കാരണമാകുന്നു.

വിദ്യുത്കാന്തികവർണ്ണരാജിയുടെ വിവിധ ഭാഗങ്ങളിൽ വ്യാഴത്തിന്റെ ധ്രുവദീപ്തി പുറത്തുവിടുന്ന പവർ^[47]
ഉത്സർജ്ജനം	വ്യാഴം	അയോ കളങ്കം
റേഡിയോ (KOM, <0.3 MHz)	~1 GW	?
റേഡിയോ (HOM, 0.3–3 MHz)	~10 GW	?
റേഡിയോ (DAM, 3–40 MHz)	~100 GW	0.1–1 GW (Io-DAM)
ഇൻഫ്രാറെഡ് (ഹൈഡ്രോകാർബണുകൾ, 7–14 μm)	~40 TW	30–100 GW
ഇൻഫ്രാറെഡ് (H₃⁺, 3–4 μm)	4–8 TW	30–100 GW
ദൃശ്യപ്രകാശം (0.385–1 μm)	10–100 GW	0.3 GW
അൾട്രാവയലറ്റ് (80–180 nm)	2–10 TW	~50 GW
എക്സ് റേ (0.1–3 keV)	1–4 GW	?

ഗലീലിയൻ ഉപഗ്രഹങ്ങളായ അയോ, യൂറോപ, ഗനിമീഡ് എന്നിവയോടനുബന്ധിച്ച് ധ്രുവദീപ്തിയിൽ കളങ്കങ്ങൾ കാണപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്.^{[note 6]}^[48] ഉപഹ്രഹങ്ങൾക്കടുത്ത് പ്ലാസ്മയുടെ സഹഭ്രമണം മെല്ലെയാകുന്നുവെന്നതിനാലാണ്‌ ഇവ രൂപമെടുക്കുന്നത്. കളങ്കങ്ങളിൽ അയോയുടേതാണ്‌ ഏറ്റവും തിളക്കമേറിയത്. അയോ കളങ്കത്തിന്‌ വ്യാഴത്തിൽ നിന്ന് അയോയുടെ അയണോസ്ഫിയറിലേക്ക് നീങ്ങുന്ന ആൽഫ്വെൻ ധാരകളുമായി ബന്ധമുണ്ടെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. യൂറോപ, ഗനിമീഡ് എന്നിവയിൽ ഖരരൂപത്തിലുള്ള ജലത്തിന്റെ ഉത്പതനം നടക്കുന്നതിനാൽ അവ പ്ലാസ്മയുടെ ദുർബല സ്രോതസ്സുകളാണ്‌. തദ്ഫലമായി, അവയുടെ കളങ്കങ്ങൾ തിളക്കം കുറഞ്ഞവയാണ്‌.^[49]

മുഖ്യ അണ്ഡങ്ങൾക്കുള്ളിൽ തിളക്കമേറിയ ആർക്കുകളും പൊട്ടുകളും ഇടക്കിടെ പ്രത്യക്ഷപ്പെടാറുണ്ട്. സൗരവാതവുമായുള്ള പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിന്റെ ഫലമാണ്‌ ഇവ എന്നാണ്‌ കരുതുന്നത്.^[40] ഈ മേഖലകളിലെ കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകൾ തുറന്നതോ മാഗ്നെറ്റോടെയിലിലേക്ക് ബന്ധിക്കുന്നതോ ആണ്‌.^[40] മുഖ്യ അണ്ഡങ്ങൾക്കുള്ളിലായി ദൃശ്യമാകുന്ന ചെറിയ അണ്ഡങ്ങൾ തുറന്ന ക്ഷേത്രരേഖകളും അടഞ്ഞ ക്ഷേത്രരേഖകളും തമ്മിലുള്ള അതിർത്തിയുമായോ ധ്രുവീയ അഗ്രങ്ങളുമായോ ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കാം.^[50] ധ്രുവീയ ഉത്സർജ്ജനങ്ങൾ ഭൂമിയുടെ ധ്രുവങ്ങളിൽ കാണപ്പെടുന്നവയ്ക്ക് സമാനമാണ്‌. സൗരകാന്തികക്ഷേത്രം ഗ്രഹത്തിന്റേതുമായി പുനസംയോജിക്കപ്പെടുമ്പോൾ പൊടെൻഷ്യൽ വ്യത്യാസം വഴി ഗ്രഹത്തിനടുത്തേക്ക് ത്വരിതപ്പെടുന്ന ഇലക്ട്രോണുകളാണ്‌ ഭൂമിയിലും വ്യാഴത്തിലും ധ്രുവീയ ഉത്സർജ്ജനങ്ങൾക്ക് കാരണം.^[26] ധ്രുവദീപ്തിയിലെ എക്സ് റേ വികിരണത്തിൽ സിംഹഭാഗവും മുഖ്യ അണ്ഡങ്ങളിൽ നിന്ന് വരുന്നതാണ്‌. ധ്രുവദീപ്തിയിൽ നിന്നുള്ള എക്സ് റേ വർണ്ണരാജിയിൽ വളരെ അയണീകൃതമായ ഓക്സിജൻ, സൾഫർ എന്നിവയുടെ ധാരാളം രേഖകളുണ്ട്. കിലോ ഇലക്ട്രോൺ വോൾട്ടുകൾ ഊർജ്ജമുള്ള ഓക്സിജൻ, സൾഫർ അയോണുകൾ വ്യാഴത്തിന്റെ ധ്രുവപ്രദേശത്തെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ പതിക്കുന്നതാകാം ഇതിന്‌ കാരണം. എന്നാൽ അയോണുകൾ ഇങ്ങനെ പതിക്കുന്നതെന്തുകൊണ്ട് എന്നതിനും ഇതുവരെ ഉത്തരമായിട്ടില്ല.^[38]

വ്യാഴ പൾസാർ

കിലോഹേർട്സ്-മെഗാഹേർട്സ് ആവൃത്തികളിൽ വ്യാഴം ധാരാളം റേഡിയോ വികിരണം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. 0.3 MHz-ൽ താഴെ ആവൃത്തിയുള്ള (അതായത് ഒരു കിലോമീറ്ററിലധികം തരംഗദൈർഘ്യം) റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ കിലോമീറ്റർ വികിരണം (KOM) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. 0.3–3 MHz ആവൃത്തിയുള്ളവയെ ഹെക്റ്റോമെട്രിക് വികിരണം (HOM) എന്നും 3–30 MHz ആവൃത്തിയുള്ളവയെ ഡെകാമെട്രിക് വികിരണം (DAM) എന്നും വിളിക്കുന്നു. ഡെകാമെട്രിക് വികിരണമാണ്‌ ആദ്യമായി ഭൂമിയിൽ നിന്ന് നിരീക്ഷിക്കാനായത്. അതിന്റെ 10 മണിക്കൂർ ആവർത്തനകാലം വികിരണസ്രോതസ്സ് വ്യാഴമാണെന്ന് ഉറപ്പിക്കാൻ സഹായിച്ചു. ഏറ്റവും ശക്തിയേറിയ DAM അയോയുമായി ബന്ധപ്പെട്ടതാണ്‌ - ഇത് Io-DAM എന്നറിയപ്പെടുന്നു.^[51]^{[note 7]}

ഈ ഉത്സർജ്ജനത്തിൽ ഏറിയ പങ്കും സൈക്ലോട്രോൺ മേസർ അസ്ഥിരതയുടെ ഫലമാണെന്ന് കരുതുന്നു. ഇലക്ട്രോണുകൾ ധ്രുവങ്ങൾക്കിടയിൽ ചാഞ്ചാടുന്നതു മൂലം ധ്രുവദീപ്തിമേഖലകൾക്കടുത്തായി സൈക്ലോട്രോൺ മേസർ അസ്ഥിരതകൾ രൂപമെടുക്കുന്നു. റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾക്ക് കാരണമാകുന്ന ഇലക്ട്രോണുകൾ ധ്രുവങ്ങളിൽ നിന്ന് കാന്തികചക്രികയിലേക്ക് വൈദ്യുതി കൊണ്ടുപോകുന്നവയാകാം.^[52] വ്യാഴത്തിന്റെ റേഡിയോ വികിരണതീവ്രത സമയമനുസരിച്ച് വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു. ഇടയ്ക്കിടയ്ക്ക് വ്യാഴം ചുരുങ്ങിയ സമയം മാത്രം നീണ്ടുനിൽക്കുന്നതും എന്നാൽ വളരെ തീവ്രത കൂടിയതുമായ S ബർസ്റ്റുകൾ പുറത്തുവിടുന്നു - മറ്റെല്ലാ വികിരണവും ചേർന്നാലുള്ളതിലധികം തീവ്രത ഇവയ്ക്കുണ്ടാകും. DAM വികിരണത്തിന്റെ ഊർജ്ജനിരക്ക് ഏതാണ്ട് 100 ജിഗാവാട്ട് ആണ്‌. എല്ലാ HOM/KOM വികിരണങ്ങളും ചേർന്നാലുള്ള ഊർജ്ജനിരക്കാകട്ടെ 10 ജിഗാവാട്ടും. താരതമ്യത്തിന്‌, ഭൂമിയുടെ ആകെ റേഡിയോ ഉത്പന്നം 100 മെഗാവാട്ട് മാത്രമാണ്‌.^[51]

വ്യാഴത്തിന്റെ ഭ്രമണം ഗ്രഹത്തിന്റെ റേഡിയോ, കണികാ ഉത്സർജ്ജനങ്ങളെ ശക്തിയായി മോഡുലേറ്റ് ചെയ്യുന്നു. ഇക്കാര്യത്തിൽ വ്യാഴം ഒരു പൾസാറിന്‌ സമാനമാണ്‌.^[53] ആവർത്തിക്കുന്ന ഈ മോഡുലേഷൻ കാന്തമണ്ഡലത്തിലെ അസമമിതികളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. കാന്തികആഘൂർണ്ണവും ഭ്രമണ അക്ഷവും തമ്മിലുള്ള കോൺ, ഉന്നത അക്ഷാംശ കാന്തിക വ്യതിചലനങ്ങൾ എന്നിവയാണ്‌ അസമമിതിക്ക് കാരണം. വ്യാഴത്തിന്റെ റേഡിയോ വികിരണത്തെ വിശദീകരിക്കുന്ന ഭൗതികശാസ്ത്രനിയമങ്ങൾ തന്നെയാണ്‌ പൾസാറുകളെയും വിശദീകരിക്കുന്നത്. വ്യത്യാസം പാരിമാണികം മാത്രമാണെന്നതിനാൽ വ്യാഴത്തെ ചെറിയൊരു റേഡിയോ പൾസാറായി കണക്കാക്കാം.^[53] എന്നാൽ ഇതിനുപുറമെ വ്യാഴത്തിന്റെ റേഡിയോ വികിരണം സൗരവാതമർദ്ദത്തെയും സൂര്യന്റെ സക്രിയതയെയും ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു.^[51]

ദീർഘതരംഗങ്ങൾക്കു പുറമെ വ്യാഴം സിൻക്രോട്രോൺ വികിരണവും പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. 0.1–15 GHz ആവൃത്തിയുള്ള ഇത് ഡെസിമെട്രിക് വികിരണം അഥവാ DIM എന്നും അറിയപ്പെടുന്നു.^[54] വ്യാഴത്തോടടുത്ത വികിരണവലയങ്ങളിൽ കുടുങ്ങുന്ന പ്രകാശവേഗത്തോടടുത്ത വേഗമുള്ള ഇലക്ട്രോണുകളുടെ ബ്രെംസ്ട്രാലങ്ങ് വികിരണമാണ്‌ ഇതിന്റെ സ്രോതസ്സ്. DIM വികിരണത്തിന്‌ കാരണമാകുന്ന ഇലക്ട്രോണുകളുടെ ഊർജ്ജം 100 കിലോ ഇലക്ട്രോൺ വോൾട്ട് മുതൽ 100 മെഗാ ഇലക്ട്രോൺ വോൾട്ട് വരെയാണ്‌^[55] - പ്രധാന പങ്കും 1–20 MeV ഊർജ്ജമുള്ള ഇലക്ട്രോണുകളിൽ നിന്നാണ്‌.^[56] ഈ വികിരണത്തെക്കുറിച്ച് വളരെ നന്നായി ശാസ്ത്രജ്ഞർ മനസ്സിലാക്കിയിട്ടുണ്ട്. 1960-കൾ മുതൽ തന്നെ വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തെയും വികിരണവലയങ്ങളെയും കുറിച്ച് പഠിക്കാൻ ശാസ്ത്രജ്ഞർ DIM വികിരണം ഉപയോഗപ്പെടുത്തിയിരുന്നു.^[57] കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ പുറംഭഗത്തുനിന്ന് വരുന്ന കണങ്ങൾ അകംഭാഗത്തേക്ക് വരുമ്പോൾ ത്വരിതപ്പെടുകയാണുണ്ടാകുന്നത്.^[20]

ഉന്നതോർജ്ജ ഇലക്ട്രോണുകളുടെയും അയോണുകളുടെയും ഒരു പ്രവാഹവും വ്യാഴം ഉത്സർജ്ജിക്കുന്നു. പത്ത് മെഗാഇലക്ട്രോൺ വോൾട്ട് കണക്കിന്‌ ഊർജ്ജമുള്ള കണങ്ങളടങ്ങിയ ഈ പ്രവാഹം ഭൂമിയുടെ പരിക്രമണപഥം വരെ എത്താറുണ്ട്.^[58] വളരെ സമാന്തരിതമായുള്ള ഈ പ്രവാഹങ്ങൾ റേഡിയോ വികിരണങ്ങളെപ്പോലെ വ്യാഴത്തിന്റെ ഭ്രമണത്തോടനുബന്ധിച്ച് മാറുന്നു. ഇക്കാര്യത്തിലും വ്യാഴം ഒരു പൾസാറിന്‌ സമാനമാണ്‌.^[53]

വലയങ്ങളും ഉപഗ്രഹങ്ങളുമായുള്ള പ്രതിപ്രവർത്തനം

വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലം ഗ്രഹത്തിന്റെ വലയവ്യവസ്ഥയെയും നാല്‌ ഗലീലിയൻ ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണപഥങ്ങളെയും ഉൾക്കൊള്ളൂന്നു.^[59] കാന്തികമധ്യരേഖയോടടുത്ത് പരിക്രമണം നടത്തുന്ന ഇവ കാന്തമണ്ഡലത്തിലെ പ്ലാസ്മയുടെ സ്രോതസ്സുകളും സിങ്കുകളുമായി വർത്തിക്കുന്നു. കാന്തമണ്ഡലത്തിൽ നിന്നുള്ള ഊർജ്ജമേറിയ കണങ്ങൾ ഇവയുടെ പ്രതലങ്ങളിൽ മാറ്റം വരുത്തുകയും ചെയ്യുന്നു. പ്രതലത്തിൽ നിന്ന് പദാർത്ഥം പ്രസ്ഫോടനം (sputter) ചെയ്യുന്ന കണങ്ങൾ വികിരണവിശ്ലേഷണം (radiolysis) വഴി രാസമാറ്റങ്ങൾക്കും കാരണമാകുന്നു.^[60] വ്യാഴവുമായി സഹഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന പ്ലാസ്മ ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണത്തിനെതിരെയുള്ള അർദ്ധഗോളങ്ങളുമായാണ്‌ കൂടുതലായി പ്രതിപ്രവർത്തിക്കുക. അർദ്ധഗോളങ്ങൾ തമ്മിൽ ദൃശ്യമായ അസമമിതിക്ക് ഈ പ്രതിപ്രവർത്തനം കാരണമാകുന്നു.^[61] ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെ ആന്തരിക കാന്തികക്ഷേത്രം വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെയും ഭാഗമാകുന്നു.^[59]

വ്യാഴത്തോടടുത്ത് വലയങ്ങളും ചെറിയ ഉപഗ്രഹങ്ങളും വികിരണവലയങ്ങളിൽ നിന്ന് ഉന്നതോർജ്ജകണങ്ങളെ വലിച്ചെടുക്കുന്നു.^[62] ഇത് വികിരണവലയങ്ങളിൽ ദൃശ്യമായ വിടവുകളുണ്ടാക്കുകയും ഡെസിമെട്രിക് സിൻക്രോട്രോൺ വികിരണത്തെ ബാധിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. വ്യാഴത്തിന്‌ വലയങ്ങളുണ്ടെന്ന് ആദ്യമായി പരികല്പന നടത്തിയതുതന്നെ പയനിയർ 11 നൽകിയ വിവരങ്ങളിൽ നിന്ന് വ്യാഴത്തിനടുത്ത് ഉന്നതോർജ്ജ അയോണുകളുടെ എണ്ണത്തിൽ കാര്യമായ കുറവ് വരുന്നുവെന്ന് മനസ്സിലാക്കിയതോടെയാണ്‌.^[62] സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള അൾട്രാവയലറ്റ് വികിരണം വഴി ചാർജ്ജിതമാകുന്ന മൈക്രോമീറ്ററിൽ താഴെ വലിപ്പമുള്ള വലയകണങ്ങളുടെ ചലനത്തെയും കാന്തികക്ഷേത്രം സ്വാധീനിക്കുന്നു. സഹഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന അയോണുകൾക്ക് സമാനമാണ്‌ അവയുടെ ചലനം.^[63] സഹഭ്രമണവും പരിക്രമണവും തമ്മിലുള്ള അനുരണനമാണ്‌ വ്യാഴത്തിന്‌ ഏറ്റവുമടുത്തുള്ള (1.4 - 1.71 R_j) പ്രഭാവലയത്തിന്‌ കാരണം. പ്രഭാവലയത്തിലെ കണങ്ങൾ മൈക്രോമീറ്ററിൽ താഴെ വലിപ്പമുള്ളതും ചെരിവും ഉത്കേന്ദ്രതയും കൂടിയ ഭ്രമണപഥങ്ങളുള്ളതുമാണ്‌.^[64] മുഖ്യ വലയത്തിലാണ്‌ കണങ്ങൾ ഉദ്ഭവിക്കുന്നതെങ്കിലും അവ വ്യാഴത്തിനടുത്തേക്ക് വരുമ്പോൾ 1.71 R_j ദൂരത്തിലെ ശക്തിയേറിയ 3:2 ലോറന്റ്സ് അനുരണനത്തിന്റെ ഫലമായി അവയുടെ പരിക്രമണപഥങ്ങളിൽ വ്യതിയാനം സംഭവിക്കുന്നു - ചെരിവും വികേന്ദ്രതയും വർദ്ധിക്കുന്നു.^{[note 8]} 1.4 Rj ദൂരത്തിലെ 2:1 അനുരണനമാണ്‌ ഹാലോ വലയത്തിന്റെ അകത്തെ അതിർത്തി.^[65]

0.01 മുതൽ 1 വരെ ബാർ മർദ്ദമുള്ള അന്തരീക്ഷം ഗലീലിയൻ ഉപഗ്രഹങ്ങൾക്കുണ്ട്. ഇവയ്ക്കെല്ലാം തന്നെ 1,000–10,000 cm⁻³ ഇലക്ട്രോൺ സാന്ദ്രതയുള്ള അയണോസ്ഫിയറുകളുമുണ്ട്.^[59] അയണോസ്ഫിയറിലെ വൈദ്യുതധാരകൾ തണുത്ത പ്ലാസ്മയുടെ പാതയെ ഗ്രഹങ്ങൾക്ക് ചുറ്റുമായി വളച്ച് ആപ്പിന്റെ രൂപമുള്ള ആൽഫ്വെൻ ചിറകുകൾ നിർമ്മിക്കുന്നു.^[66] വലിയ ഉപഗ്രഹങ്ങളും സഹഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന പ്ലാസ്മയുമായുള്ള പ്രതിപ്രവർത്തനം സൗരവാതവും കാന്തികക്ഷേത്രമില്ലാത്ത ശുക്രൻ പോലെയുള്ള ഗ്രഹങ്ങളും തമ്മിലുള്ള പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിന്‌ സമാനമാണ്‌. സഹഭ്രമണവേഗം ശബ്ദവേഗത്തിലും കുറവായതിനാൽ നൗകാഗ്രാഘാതം രൂപം കൊള്ളുന്നില്ല.^[67] സഹഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന പ്ലാസ്മയുടെ മർദ്ദം ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ നിന്ന് വാതകങ്ങളെ പുറന്തള്ളുന്നു. ഈ ആറ്റങ്ങളിൽ ചിലത് അയണീകൃതമാവുകയും സഹഭ്രമണം ചെയ്യാൻ തുടങ്ങുകയും ചെയ്യും. ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണപഥങ്ങൾക്കടുത്തായി വാതകങ്ങളുടെയും പ്ലാസ്മയുടെയും വളയങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളാൻ ഈ പ്രക്രിയ കാരണമാകുന്നു. അയോ വളയമാണ്‌ ഇവയിൽ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ടത്.^[59] ഫലത്തിൽ അയോയും മറ്റ് ഗലീലിയൻ ഉപഗ്രഹങ്ങളും കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ ഉൾഭാഗത്തെയും നടുഭാഗത്തെയും പ്ലാസ്മയുടെ പ്രധാന സ്രോതസ്സായി വർത്തിക്കുന്നു. ഊർജ്ജമേറിയ കണങ്ങളെ ആൽഫ്വെൻ ചിറകുകൾ കാര്യമായി സ്വാധീനിക്കാത്തതുകൊണ്ട് അവയ്ക്ക് ഗനിമീഡ് ഒഴികെയുള്ള ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെ ഉപരിതലത്തിലെത്താൻ സാധിക്കും.^[68]

ഹിമാവൃതമായ ഗലീലിയൻ ഉപഗ്രഹങ്ങളായ യൂറോപ, ഗനിമീഡ്, കാലിസ്റ്റോ എന്നിവയിലെല്ലാം വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിലെ മാറ്റങ്ങൾ മൂലം കാന്തികആഘൂർണ്ണം പ്രേരിതമാകുന്നു. ഈ കാന്തികആഘൂർണ്ണങ്ങളിൽ വരുന്ന വ്യത്യാസം അവയ്ക്കു ചുറ്റും ദ്വിധ്രുവകാന്തികക്ഷേത്രങ്ങളും തീർക്കുന്നു. ഈ പ്രേരിതക്ഷേത്രം നിലവിലെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിലെ മാറ്റങ്ങളെ ചെറുക്കാൻ ശ്രമിക്കുന്നു.^[59] ഉപരിതലത്തിനു കീഴിലെ ഉപ്പുജലത്തിലാണ്‌ പ്രേരണം നടക്കുന്നതെന്നാണ്‌ കരുതുന്നത്. ഇത്തരം ഉപ്പുജലസമുദ്രങ്ങൾ ഈ ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെയെല്ലാം ഉപരിതലത്തിനു താഴെയുണ്ടെന്നും അവയ്ക്ക് ജീവൻ നിലനിർത്താനായേക്കുമെന്നും കരുതപ്പെടുന്നു. ഗലീലിയോ ബഹിരാകാശവാഹനം ഇവയുടെ സാന്നിധ്യത്തിലേക്ക് വിരൽചൂണ്ടുന്ന തെളിവുകൾ കണ്ടെത്തിയത് 1990-കളിലെ പ്രധാന കണ്ടെത്തലായി കണക്കാക്കുന്നു.^[69]

സ്വന്തമായ കാന്തികആഘൂർണ്ണമുള്ള ഗനിമീഡുമായുള്ള കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ പ്രതിപ്രവർത്തനം മറ്റ് ഉപഗ്രഹങ്ങളിൽ നിന്ന് വേറിട്ട് നിൽക്കുന്നു.^[69] ഗനിമീഡിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രം കാന്തമണ്ഡലത്തിൽ ഉപഗ്രഹത്തിന്റെ ഇരട്ടി വ്യാസമുള്ള ഒരു ശൂന്യത ഉണ്ടാക്കുന്നു. ഉപഗ്രഹത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രം സഹഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന പ്ലാസ്മയെ തനിക്കുചുറ്റും വളയ്ക്കുന്നു. കാന്തികക്ഷേത്രം അടഞ്ഞ കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകളുള്ള ഉപഗ്രഹത്തിന്റെ മധ്യരേഖാമേഖലകളെ ഊർജ്ജമേറിയ കണങ്ങളിൽ നിന്ന് സംരക്ഷിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. തുറന്ന കാന്തികക്ഷേത്രരേഖകളുള്ള ഉപഗ്രഹധ്രുവത്തിൽ പതിക്കാൻ കണങ്ങൾക്ക് സാധിക്കും.^[70] കണങ്ങളിൽ ചിലത് മധ്യരേഖയ്ക്കടുത്തായി കുടുങ്ങുകയും ചെറിയ വികിരണവലയങ്ങൾക്ക് കാരണമാവുകയും ചെയ്യുന്നു.^[71] അന്തരീക്ഷത്തിലെത്തുന്ന ഊർജ്ജമേറിയ ഇലക്ട്രോണുകളാണ്‌ ഗനിമീഡിലെ ധ്രുവദീപ്തിക്ക് കാരണം.^[70]

ചാർജ്ജിതകണങ്ങൾ ഗലീലിയൻ ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെ ഉപരിതലസവിശേഷതകളെ കാര്യമായി സ്വാധീനിക്കുന്നു. അയോയിൽ നിന്ന് ഉദ്ഭവിക്കുന്ന പ്ലാസ്മ സൾഫർ, സോഡിയം അയോണുകളെ വ്യാഴത്തിൽ നിന്ന് ദൂരേക്ക് കൊണ്ടുപോകുന്നു.^[72] യൂറോപ, ഗനിമീഡ് എന്നീ ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെ ഭ്രമണത്തിനെതിരായുള്ള അർധഗോളങ്ങളിലാണ്‌ ഇവ ചെന്നുപതിക്കുക.^[73] എന്നാൽ കാലിസ്റ്റോയിൽ മാത്രം ഭ്രമണത്തിന്റെ ദിശയിലുള്ള അർദ്ധഗോളത്തിൽ സൾഫർ അയോണുകൾ ചെന്നുവീഴുന്നു.^[74] ഇതിന്റെ കാരണം വ്യക്തമല്ല. കാലിസ്റ്റോ ഒഴികെയുള്ള ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെ എതിർദിശയിലെ അർധഗോളങ്ങൾ ഇരുണ്ടതാകുന്നതിന്‌ കാരണവും പ്ലാസ്മ തന്നെയാകാം.^[61] ഊർജ്ജമേറിയ ഇലക്ട്രോണുകളും അയോണുകളും ഉപരിതലത്തിലെ ഹിമത്തിൽ ചെന്ന് പതിക്കുകയും പ്രസ്ഫോടനത്തിന്‌ കാരണമാവുകയും ചെയ്യുന്നു. ആറ്റങ്ങളും തന്മാത്രകളും പുറത്തുവരുകയും ജലവും മറ്റ് സംയുക്തങ്ങളും വികിരണവിശ്ലേഷണത്തിന്‌ വിധേയമാവുകയും ചെയ്യുന്നു. ഊർജ്ജമേറിയ കണങ്ങൾ ജലത്തെ ഹൈഡ്രജനും ഓക്സിജനുമായി വിഘടിപ്പിക്കുന്നു. ഉപഗ്രഹങ്ങൾക്ക് ഓക്സിജന്റെ ഒരു നേരിയ അന്തരീക്ഷമുണ്ടാകാൻ ഇതാണ് കാരണം (ഹൈഡ്രജന്റെ പ്രവേഗം കൂടുതലായതിനാൽ അത് അതിവേഗം നിഷ്ക്രമിക്കുന്നു). ഓസോൺ, ഹൈഡ്രജൻ പെറോക്സൈഡ് എന്നീ സംയുക്തങ്ങളും ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെ ഉപഗ്രഹത്തിലെത്തുന്നത് വികിരണവിശ്ലേഷണത്തിന്റെ ഫലമായാണ്‌.^[75] ഓർഗാനിക് സംയുക്തങ്ങളോ കാർബണേറ്റുകളോ ഉപരിതലത്തിലുണ്ടെങ്കിൽ കാർബൺ ഡയോക്സൈഡ്, മെതനോൾ, കാർബോണിക് ആസിഡ് എന്നിവയും രൂപീകൃതമാകുന്നു. സൾഫറിന്റെ സാന്നിധ്യത്തിൽ സൾഫർ ഡയോക്സൈഡ്, ഹൈഡ്രജൻ ഡൈസൾഫൈഡ്, സൾഫ്യൂറിക് ആസിഡ് എന്നിവയും രൂപം കൊള്ളാം.^[75] ഓക്സിജൻ, ഓസോൺ മുതലായ ഓക്സിഡന്റുകൾ ഹിമത്തിനകത്ത് കുടുങ്ങുകയും ഉപരിതലത്തിനടിയിലെ ഉപ്പുജലസമുദ്രങ്ങളിലെത്തുകയും ചെയ്യാം. ജീവൻ നിലനിർത്തനാവശ്യമായ ഊർജ്ജസ്രോതസ്സാകാൻ ഇത് പര്യാപ്തമായേക്കും.^[72]

കണ്ടുപിടിത്തവും പര്യവേക്ഷണവും

വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിൽ നിന്നുള്ള റേഡിയോ വികിരണം ആദ്യമായി നിരീക്ഷിച്ചത് 1899-ൽ ചൊവ്വവാസികളെ കണ്ടതായി അവകാശപ്പെട്ട നിക്കോള ടെസ്‌ല ആണെന്ന് അഭിപ്രായമുണ്ട്. ആ സമയത്ത് വ്യാഴവും ചൊവ്വയും ആകാശത്ത് ഒരുമിച്ചായിരുന്നു.^[76] 1955-ലാണ് വ്യാഴത്തിന് കാന്തമണ്ഡലമുണ്ടെന്നതിന്റെ ആദ്യത്തെ തെളിവ് ഡെകാമെട്രിക് റേഡിയോ വികിരണത്തിന്റെ നിരീക്ഷണത്തിലൂടെ ലഭ്യമായത്.^[77] DAM വർണ്ണരാജി 40 മെഗാഹേർട്സ് വരെ ഉണ്ടായിരുന്നതിനാൽ വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ശക്തി 1 മില്ലിടെസ്‌ല ആയിരിക്കണമെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ കണക്കുകൂട്ടി.^[54] 1959-ൽ മൈക്രോവേവ് നിരീക്ഷണങ്ങൾ ഡെസിമെട്രിക് വികിരണത്തിന്റെ കണ്ടെത്തലിനും വഴിവച്ചു. ഈ വികിരണത്തിന് കാരണം വികിരണവലയത്തിൽ പ്രകാശത്തോടടുത്ത വേഗത്തിൽ ചലിക്കുന്ന ഇലക്ട്രോണുകളാണെന്നും മനസ്സിലാക്കാനായി.^[78] സിൻക്രോട്രോൺ വികിരണം ഉപയോഗിച്ച് വ്യാഴത്തിനു ചുറ്റുമുള്ള ഇലക്ട്രോണുകളുടെ എണ്ണം, ഊർജ്ജം എന്നിവ കൂടുതൽ കൃത്യമായി കണക്കാക്കാൻ സാധിച്ചു. കാന്തികആഘൂർണ്ണത്തിന്റെയും അതിന്റെ ചെരിവിന്റെയും വിലകളും കൂടുതൽ നന്നായി മനസ്സിലാക്കുന്നതിലേക്ക് ഇത് വഴിതെളിച്ചു.^[13] 1973 ആയപ്പോഴേക്കും കാന്തികആഘൂർണ്ണത്തിന്റെ വില രണ്ടിലൊന്ന് കൃത്യതയോടെയും ചെരിവ് 10 ഡിഗ്രി കൃത്യതയോടെയും അറിയപ്പെട്ടിരുന്നു.^[7] അയോ വ്യാഴത്തിന്റെ DAM മോഡുലേറ്റ് ചെയ്യിക്കുന്നു എന്ന് 1964-ൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടു. വ്യാഴത്തിന്റെ ഭ്രമണകാലാവധി ഇതുവഴി കൃത്യമായി കണക്കാക്കാനായി.^[37] പയനിയർ 10 ബഹിരാകാശവാഹനം വ്യാഴത്തിനരികിലൂടെ ഡിസംബർ 1973-ൽ പറന്നതോടെയാണ്‌ വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രം ആദ്യമായി നേരിട്ട് നിരീക്ഷിക്കാനായത്.^[5]^{[note 9]}

2009 വരെ 8 ബഹിരാകാശവാഹനങ്ങൾ വ്യാഴത്തിനടുത്തൂടെ കടന്നുപോയിട്ടുണ്ട്. ഇവയെല്ലാം കാന്തമണ്ഡലത്തെക്കുറിച്ച് കൂടുതൽ അറിവുകൾ നൽകി. ആദ്യത്തെ ബഹിരാകാശവാഹനമായ പയനിയർ 10 1973-ൽ വ്യാഴത്തിന്‌ 2.9 R_j^[7] അടുത്തുവരെ എത്തി.^[5] ഒരു വർഷത്തിനു ശേഷം വളരെ ചെരിഞ്ഞ പാതയിലൂടെ വ്യാഴത്തെ സമീപിച്ച പയനിയർ 11 വാഹനത്തിന്‌ 1.6 R_j അടുത്തുവരെ എത്താനായി.^[7] ഉൾഭാഗത്തെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തെക്കുറിച്ച് ഏറ്റവും നല്ല വിവരങ്ങൾ നൽകിയിട്ടുള്ളത് പയനിയർ 11 ആണ്‌.^[6] വ്യാഴത്തിന്റെ വികിരണം പയനിയർ നിർമ്മാതാക്കൾ കരുതിയിരുന്നതിന്റെ പത്തിരട്ടിയായിരുന്നു. ബഹിരാകാശവാഹനത്തിന്‌ ഇതുമൂലം തകരാറ് വരുമെന്ന് അവർ ഭയപ്പെട്ടു. എന്നാൽ ചില ചെറിയ പ്രശ്നങ്ങൾ ഒഴിച്ചുനിർത്തിയാൽ സുഗമമായി വികരണവലയത്തിലൂടെ കടന്നുപോകാൻ വാഹനത്തിനായി. ഇതിന്‌ പ്രധാന കാരണം കാന്തമണ്ഡലം അല്പം ചെരിഞ്ഞ് ബഹിരാകാശവാഹനത്തിൽ നിന്ന് അകന്നുമാറിയതായിരുന്നു. എന്നാൽ വികിരണം മൂലം പയനിയറിലെ പോളാരിമീറ്ററിൽ തെറ്റായ നിർദ്ദേശങ്ങൾ കടന്നുചെന്നതിനാൽ അയോയുടെ ചിത്രങ്ങൾ നഷ്ടമായി. ശേഷം വിക്ഷേപിച്ച കൂടുതൽ സങ്കീർണ്ണമായ വോയേജർ ബഹിരാകാശവാഹനത്തിന്റെ രൂപകല്പന ഉയർന്ന വികിരണത്തെ ചെറുക്കാനായി മാറ്റേണ്ടിവന്നു.^[21]

വോയേജർ 1,2 വാഹനങ്ങൾ 1979,80 വർഷങ്ങളിൽ വ്യാഴത്തെ സമീപിച്ചു. ഏതാണ്ട് മധ്യരേഖാപ്രതലത്തിലൂടെയാണ്‌ ഇവ നീങ്ങിയത്. വോയേജർ 1 വ്യാഴത്തിന്‌ 5 R_j അടുത്തുവരെ ചെന്നു. അയോ പ്ലാസ്മവളയം ആദ്യമായി കണ്ടത് ഈ വാഹനമാണ്‌.^[6] 10 R_j^[7] അടുത്തുവരെ എത്തിയ വോയേജർ 2 മധ്യരേഖാധാരാപടലം കണ്ടെത്തുകയും അതിലൂടെ കടന്നുപോവുകയും ചെയ്തു. 1992-ൽ വ്യാഴത്തിലേക്ക് വിക്ഷേപിക്കപ്പെട്ട ഉളിസെസ് വാഹനം കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ ധ്രുവപ്രദേശമേഖലകളെയാണ്‌ ലക്ഷ്യമാക്കിയത്.^[6]

1995 മുതൽ 2003 വരെ വ്യാഴത്തിനു ചുറ്റും പരിക്രമണം നടത്തിയ ഗലീലിയോ ബഹിരാകാശവാഹനം 100 R_j വരെ ദൂരത്തിലുള്ള മധ്യരേഖാ കാന്തമണ്ഡലത്തെക്കുറിച്ച് വിശദമായ വിവരങ്ങൾ നൽകി. കാന്തികപുച്ഛം, കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ പ്രഭാത-പ്രദോഷ ഭാഗങ്ങൾ എന്നിവ ഗലീലിയോ പഠനം നടത്തിയ മേഖലകളാണ്‌.^[6] ഉയർന്ന വികിരണമേഖലകളെ ഗലീലിയോ അതിജീവിച്ചെങ്കിലും ചില സാങ്കേതികതകരാറുകളുണ്ടായി. വികിരണം മൂലം ഗലീലിയോയുടെ ഗൈറോസ്കോപ്പിന്റെ തെറ്റുകൾ വർദ്ധിച്ചു. വാഹനത്തിന്റെ കറങ്ങുന്നതും കറങ്ങാത്തതുമായ ഭാഗങ്ങൾക്കിടയിൽ വൈദ്യുത ആർക്കുകൾ രൂപമെടുത്തതിനാൽ ഗലീലിയോ അനേകം തവണ സേഫ് മോഡിലേക്ക് മാറേണ്ടിവന്നു. 16,18,33 പരിക്രമണങ്ങളിലെ വിവരങ്ങൾ പൂർണ്ണമായി നഷ്ടമാകുന്നതിന്‌ ഇത് കാരണമായി. ഗലീലിയോയുടെ ക്വാർട്സ് ഓസിലേറ്ററിൽ ഫേസ് വ്യത്യാസങ്ങൾക്കും വികിരണം കാരണമായി.^[79]

കാസിനി വാഹനം 200-ൽ വ്യാഴത്തിനടുത്തുകൂടി പറന്നപ്പോൾ ഗലീലിയോയോടൊത്ത് വിവരശേഖരണം നടത്തി.^[6] വ്യാഴത്തിനടുത്തേക്ക് അവസാനമായി വിക്ഷേപിക്കപ്പെട്ട ബഹിരാകാശവാഹനം 2007-ൽ ന്യൂ ഹൊറൈസൺസ് ആയിരുന്നു. ഈ വാഹനം 2500 R_j വരെ ദൂരത്തിൽ കാന്തികപുച്ഛത്തിന്റെ പഠനം നടത്തി.^[29] ഭൂമിയുടെ കാന്തമണ്ഡലവുമായി താരതമ്യം ചെയ്യുമ്പോൾ വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ ചെറിയൊരു ഭാഗം മാത്രമേ ഇതുവരെ നിരീക്ഷിച്ചിട്ടുള്ളൂ. ജൂനോ ഉൾപ്പെടെയുള്ള ഭാവിയിലെ ബഹിരകാശപദ്ധതികൾ നൽകുന്ന വിവരങ്ങൾ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ ഗതികത്തെക്കുറിച്ച് കൂടുതൽ അറിവുകൾ നൽകാൻ സഹായിച്ചേക്കും.^[6]

2003-ൽ നാസ ഹ്യൂമൻ ഔട്ടർ പ്ലാനെറ്റ്സ് എക്സ്പ്ലൊറേഷൻ (HOPE) എന്ന പേരിൽ ഒരു പഠനം നടത്തി. ബാഹ്യസൗരയൂഥത്തിന്റെ പര്യവേക്ഷണമായിരുന്നു പഠനവിഷയം. താഴ്ന്ന വികിരണം, ഭൂഗർഭശാസ്ത്രപരമായ സ്ഥിരത എന്നീ കാരണങ്ങളാൽ കാലിസ്റ്റോ ഉപഗ്രഹത്തിൽ ഒരു ബേസ് സ്റ്റേഷൻ സ്ഥാപിക്കാനുള്ള സാധ്യത വിശകലനം ചെയ്യപ്പെട്ടു. അയോ, ഗനിമീഡ്, യൂറോപ എന്നിവയിൽ വികിരണം വളരെയധികമാണെന്നതിനാൽ കാലിസ്റ്റോ ആണ്‌ മനുഷ്യവാസം സാധ്യമായ ഒരേയൊരു ഗലീലിയൻ ഉപഗ്രഹം.^[80]

കുറിപ്പുകൾ

↑ ഭൂമിയുടെ ഭൂമിശാസ്ത്രപരമായ ഉത്തരധ്രുവം നിർവചനമനുസരിച്ച് ഉത്തരാർദ്ധഗോളത്തിലാണെങ്കിലും കാന്തിക ഉത്തരധ്രുവം ദക്ഷിണാർദ്ധഗോളത്തിലാണ്‌. ദക്ഷിണധ്രുവത്തിന്റെ കാര്യവും ഇതുപോലെതന്നെ
↑ കാന്തിക ആഘൂർണ്ണം മധ്യരേഖയിലെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ശക്തിയുടെയും ഗ്രഹത്തിന്റെ ആരത്തിന്റെ ഘാതത്തിന്റെയും ഗുണനഫലത്തിന്‌ ആനുപാതികമാണ്‌. വ്യാഴത്തിന്റെ ആരം ഭൂമിയുടെ 11 മടങ്ങാണ്‌
↑ ഉദാഹരണമായി, ദ്വിധ്രുവത്തിന്റെ അസിമുതൽ ഓറിയന്റേഷനിൽ വന്ന മാറ്റം 0.01°യിലും കുറവാണ്‌^[3]
↑ വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിലെ നേർധാര വൈദ്യുത പരിപഥങ്ങളിലെ ഡി.സി.യിൽ (നേർധാരാവൈദ്യുതി) നിന്ന് വ്യത്യസ്തമാണ്‌
↑ വ്യാഴത്തിന്റെ അയണോസ്ഫിയർ പ്രോട്ടോണുകളുടെ മറ്റൊരു പ്രധാന സ്രോതസ്സാണ്‌^[13]
↑ കാലിസ്റ്റോയ്ക്കും ഒരു കളങ്കമുണ്ടെന്നു വരാൻ സാധ്യതയുണ്ട്. മുഖ്യ അണ്ഡത്തിന്റെ അതേ സ്ഥാനത്തായതിനാൽ അതിനെ നിരിക്ഷിക്കാൻ സാധിക്കാത്തതാകാം.^[48]
↑ HOM വികിരണത്തിന്റെ ഉന്നത ആവൃത്തി വാലാണ്‌ അയോ ഇതര DAM. അയോ DAM ഉമായി താരതമ്യം ചെയ്യുമ്പോൾ ഇതിന്റെ തീവ്രത വളരെ കുറവാണ്^[51]
↑ കണികയുടെ പരിക്രമണവേഗവും ഗ്രഹത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ ഭ്രമണകാലവും തമ്മിലുള്ള അനുരണനമാണ്‌ ലോറന്റ്സ് അനുരണനം. ഇവയുടെ കോണീയ ആവൃത്തികൾ m,n എന്ന എണ്ണൽ സംഖ്യകളുടെ അനുപാതത്തിലാണെങ്കിൽ അതിനെ m:n ലോറന്റ്സ് അനുരണനം എന്ന് വിളിക്കുന്നു. 3:2 അനുരണനം നടക്കുന്ന 1.71 R_j ദൂരത്തിലെ കണിക വ്യാഴത്തിനു ചുറ്റും മൂന്നു തവണ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്ന സമയം കൊണ്ട് കാന്തികക്ഷേത്രം രണ്ട് ഭ്രമണങ്ങൾ പൂർത്തിയാക്കുന്നു^[65]
↑ പയനിയർ 10 ഒരു ഹീലിയം സദിശ മാഗ്നെറ്റോമീറ്ററും വഹിച്ചിരുന്നു. വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തെ അത് നേരിട്ട് അളന്നു. പ്ലാസ്മയുടെയും ഊർജ്ജമേറിയ കണങ്ങളുറ്റെയും നിരീക്ഷണങ്ങളും വാഹനം നടത്തി^[5]

അവലംബം

↑ Khurana, 2004, pp. 12–13
↑ ^2.0 ^2.1 Russel, 1993, p. 694
↑ ^3.0 ^3.1 ^3.2 ^3.3 Khurana, 2004, pp. 3–5
↑ ^4.0 ^4.1 ^4.2 ^4.3 Kivelson, 2005, pp. 303–313
↑ ^5.0 ^5.1 ^5.2 ^5.3 Smith, 1974
↑ ^6.00 ^6.01 ^6.02 ^6.03 ^6.04 ^6.05 ^6.06 ^6.07 ^6.08 ^6.09 ^6.10 ^6.11 ^6.12 ^6.13 ^6.14 ^6.15 Khurana, 2004, pp. 1–3
↑ ^7.0 ^7.1 ^7.2 ^7.3 ^7.4 ^7.5 Russel, 1993, pp. 715–717
↑ ^8.0 ^8.1 ^8.2 Russell, 2001, pp. 1015–1016
↑ ^9.0 ^9.1 Krupp, 2004, pp. 15–16
↑ Russel, 1993, pp. 725–727
↑ ^11.0 ^11.1 ^11.2 Khurana, 2004, pp. 17–18
↑ Khurana, 2004, pp. 6–7
↑ ^13.0 ^13.1 ^13.2 ^13.3 ^13.4 ^13.5 Khurana, 2004, pp. 5–7
↑ ^14.0 ^14.1 ^14.2 Krupp, 2004, pp. 3–4
↑ ^15.0 ^15.1 ^15.2 ^15.3 ^15.4 ^15.5 Krupp, 2004, pp. 4–7
↑ ^16.0 ^16.1 Krupp, 2004, pp. 1–3
↑ ^17.0 ^17.1 ^17.2 ^17.3 ^17.4 ^17.5 Khurana, 2004, pp. 13–16
↑ ^18.0 ^18.1 Khurana, 2004, pp. 10–12
↑ Russell, 2001, pp. 1024–1025
↑ ^20.0 ^20.1 Khurana, 2004, pp. 20–21
↑ ^21.0 ^21.1 Wolverton, 2004, pp. 100–157
↑ Russell, 2001, pp. 1021–1024
↑ Kivelson, 2005, pp. 315–316
↑ Blanc, 2005, pp. 250–253
↑ ^25.0 ^25.1 ^25.2 ^25.3 ^25.4 Cowley, 2001, pp. 1069–76
↑ ^26.0 ^26.1 ^26.2 ^26.3 ^26.4 ^26.5 ^26.6 Blanc, 2005, pp. 254–261
↑ ^27.0 ^27.1 Cowley, 2001, pp. 1083–87
↑ Russell, 2008
↑ ^29.0 ^29.1 Krupp, 2007, p. 216
↑ Krupp, 2004, pp. 7–9
↑ ^31.0 ^31.1 ^31.2 ^31.3 Krupp, 2004, pp. 11–14
↑ Khurana, 2004, pp. 18–19
↑ Russell, 2001, p. 1011
↑ ^34.0 ^34.1 Nichols, 2006, pp. 393–394
↑ Krupp, 2004, pp. 18–19
↑ Nichols, 2006, pp. 404–405
↑ ^37.0 ^37.1 Zarka, 2005, pp. 375–377
↑ ^38.0 ^38.1 Elsner, 2005, pp. 419–420
↑ ^39.0 ^39.1 Palier, 2001, pp. 1171–73
↑ ^40.0 ^40.1 ^40.2 ^40.3 Bhardwaj, 2000, pp. 311–316
↑ Bhardwaj, 2000, p. 342
↑ Cowley, 2003, pp. 49–53
↑ Bhardwaj, 2000, pp. 316–319
↑ Bhardwaj, 2000, pp. 306–311
↑ Bhardwaj, 2000, p. 296
↑ Miller, 2005, pp. 335–339
↑ Bhardwaj, 2000, Tables 2 and 5
↑ ^48.0 ^48.1 Clarke, 2002
↑ Blanc, 2005, pp. 277–283
↑ Palier, 2001, pp. 1170–71
↑ ^51.0 ^51.1 ^51.2 ^51.3 Zarka, 1998, pp. 20,160–168
↑ Zarka, 1998, pp. 20,173–181
↑ ^53.0 ^53.1 ^53.2 Hill, 1995
↑ ^54.0 ^54.1 Zarka, 2005, pp. 371–375
↑ Santos-Costa, 2001
↑ Bolton, 2002
↑ Zarka, 2005, pp. 384–385
↑ Krupp, 2004, pp. 17–18
↑ ^59.0 ^59.1 ^59.2 ^59.3 ^59.4 Kivelson, 2004, pp. 2–4
↑ Johnson, 2004, pp. 1–2
↑ ^61.0 ^61.1 Johnson, 2004, pp. 3–5
↑ ^62.0 ^62.1 Burns, 2004, pp. 1–2
↑ Burns, 2004, pp. 12–14
↑ Burns, 2004, pp. 10–11
↑ ^65.0 ^65.1 Burns, 2004, pp. 17–19
↑ Kivelson, 2004, pp. 8–10
↑ Kivelson, 2004, pp. 1–2
↑ Cooper, 2001, pp. 137,139
↑ ^69.0 ^69.1 Kivelson, 2004, pp. 10–11
↑ ^70.0 ^70.1 Kivelson, 2004, pp. 16–18
↑ Williams, 1998, p. 1
↑ ^72.0 ^72.1 Cooper, 2001, pp. 154–156
↑ Johnson, 2004, pp. 15–19
↑ Hibbitts, 2000, p. 1
↑ ^75.0 ^75.1 Johnson, 2004, pp. 8–13
↑ Corum, Kenneth L. (1996). Nikola Tesla and the electrical signals of planetary origin (PDF). p. 14. OCLC 68193760. Archived (PDF) from the original on 2010-11-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite book}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
↑ Burke, 1955
↑ Drake, 1959
↑ Fieseler, 2002
↑ Troutman, 2003

ഗ്രന്ഥസൂചി

Bhardwaj, A. (2000). "Auroral emissions of the giant planets" (PDF). Reviews of Geophysics. 38 (3): 295–353. doi:10.1029/1998RG000046. Archived from the original (pdf) on 2011-06-28. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthers= ignored (help)
Blanc, M. (2005). "Solar System magnetospheres". Space Science Reviews. 116: 227–298. doi:10.1007/s11214-005-1958-y. Archived from the original on 2017-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Bolton, S.J. (2002). "Ultra-relativistic electrons in Jupiter's radiation belts". Nature. 415: 987–991. doi:10.1038/415987a. Archived from the original on 2016-03-07. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Burke, B.F. (1955). "Observations of a variable radio source associated with the planet Jupiter". Journal of Geophysical Research. 60 (2): 213–217. doi:10.1029/JZ060i002p00213. Archived from the original on 2017-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Burns, J.A. (2004). "Jupiter's ring-moon system" (pdf). In Bagenal, F.; et al. (eds.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN 0521818087. Archived (PDF) from the original on 2006-05-12. Retrieved 2010-01-22. {{cite encyclopedia}}: Explicit use of et al. in: |editor= (help); Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Clarke, J.T. (2002). "Ultraviolet emissions from the magnetic footprints of Io, Ganymede and Europa on Jupiter" (pdf). Nature. 415: 997–1000. doi:10.1038/415997a. Archived (PDF) from the original on 2011-07-21. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Cooper, J.F. (2001). "Energetic ion and electron irradiation of the icy Galilean satellites" (PDF). Icarus. 139: 133–159. doi:10.1006/icar.2000.6498. Archived from the original (pdf) on 2007-09-26. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Cowley, S.W.H. (2001). ...49.1067C "Origin of the main auroral oval in Jupiter's coupled magnetosphere–ionosphere system". Planetary and Space Science. 49: 1067–66. doi:10.1016/S0032-0633(00)00167-7. {{cite journal}}: Check |url= value (help); Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Cowley, S.W.H. (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: 31–56. doi:10.1016/S0032-0633(02)00130-7. Archived from the original on 2017-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Drake, F.D. (1959). "Non-thermal microwave radiation from Jupiter". Astronomical Journal. 64: 329. doi:10.1086/108047. Archived from the original on 2017-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Elsner, R.F. (2005). "X-ray probes of magnetospheric interactions with Jupiter's auroral zones, the Galilean satellites, and the Io plasma torus" (PDF). Icarus. 178: 417–428. doi:10.1016/j.icarus.2005.06.006. Archived from the original (pdf) on 2019-06-19. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Fieseler, P.D. (2002). "The radiation effects on Galileo spacecraft systems at Jupiter" (PDF). Nuclear Science. 49 (6): 2739–58. doi:10.1086/108047. Archived from the original (pdf) on 2011-07-19. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Hill, T.W. (1995). "Space physics and astronomy converge in exploration of Jupiter's Magnetosphere". Earth in Space. 8: 6. Archived from the original on 1997-05-01. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Hibbitts, C.A. (2000). "Distribution of CO₂ and SO₂ on the surface of Callisto". Journal of Geophysical Research. 105 (E9): 22, 541–557. doi:10.1029/1999JE001101. Archived from the original on 2017-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Johnson, R.E. (2004). "Radiation Effects on the Surfaces of the Galilean Satellites" (PDF). In Bagenal, F.; et al. (eds.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN 0521818087. Archived (PDF) from the original on 2016-04-30. Retrieved 2010-01-22. {{cite encyclopedia}}: Explicit use of et al. in: |editor= (help); Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Khurana, K.K. (2004). "The configuration of Jupiter's magnetosphere" (PDF). In Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (ed.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN 0521818087. Archived from the original (PDF) on 2014-03-19. Retrieved 2010-01-22. {{cite encyclopedia}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)CS1 maint: multiple names: editors list (link)
Kivelson, M.G. (2005). "The current systems of the Jovian magnetosphere and ionosphere and predictions for Saturn" (PDF). Space Science Reviews. 116. Springer: 299–318. doi:10.1007/s11214-005-1959-x. Archived from the original (pdf) on 2011-09-29. Retrieved 2010-01-22.
Kivelson, M.G. (2004). "Magnetospheric interactions with satellites" (PDF). In Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (ed.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN 0521818087. Archived from the original (PDF) on 2011-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite encyclopedia}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)CS1 maint: multiple names: editors list (link)
Krupp, N. (2004). "Dynamics of the Jovian Magnetosphere" (PDF). In Bagenal, F.; et al. (eds.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN 0521818087. Archived from the original (PDF) on 2009-02-27. Retrieved 2010-01-22. {{cite encyclopedia}}: Explicit use of et al. in: |editor= (help); Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Krupp, N. (2007). "New surprises in the largest magnetosphere of Our Solar System". Science. 318: 216–217. doi:10.1126/science.1150448. Archived from the original on 2015-07-05. Retrieved 2010-01-22.
Miller, S. (2005). "Giant planet ionospheres and thermospheres: the importance of ion-neutral coupling". Space Science Reviews. 116: 319–343. doi:10.1007/s11214-005-1960-4. Archived from the original on 2014-08-23. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Nichols, J.D. (2006). "Magnetopause reconnection rate estimates for Jupiter's magnetosphere based on interplanetary measurements at ~5 AU". Annales Geophysicae. 24: 393–406. Archived from the original on 2019-06-20. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Palier, L. (2001). "More about the structure of the high latitude Jovian aurorae". Planetary and Space Science. 49: 1159–73. doi:10.1016/S0032-0633(01)00023-X. Archived from the original on 2017-09-29. Retrieved 2010-01-22.
Russell, C.T. (1993). "Planetary Magnetospheres" (pdf). Reports on Progress in Physiscs. 56: 687–732. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001.
Russell, C.T. (2001). "The dynamics of planetary magnetospheres". Planetary and Space Science. 49: 1005–1030. doi:10.1016/S0032-0633(01)00017-4. Archived from the original on 2017-02-14. Retrieved 2010-01-22.
Russell, C.T. (2008). "The magnetospheres of Jupiter and Saturn and their lessons for the Earth" (PDF). Advances in Space Research. 41: 1310–18. doi:10.1016/j.asr.2007.07.037. Archived from the original (pdf) on 2012-02-15. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Santos-Costa, D. (2001). "Modeling the inner Jovian electron radiation belt including non-equatorial particles". Planetary and Space Science. 49: 303–312. doi:10.1016/S0032-0633(00)00151-3. Archived from the original on 2017-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Smith, E.J. (1974). "The Planetary Magnetic Field and Magnetosphere of Jupiter: Pioneer 10". Journal of Geophysical Research. 79: 3501–13. doi:10.1029/JA079i025p03501. Archived from the original on 2017-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Troutman, P.A. (28 January 2003). "Revolutionary concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)". American Institute of Physics Conference Proceedings. 654: 821–828. doi:10.1063/1.1541373. {{cite journal}}: |access-date= requires |url= (help); Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Williams, D.J. (1998). "Properties of Ganymede's magnetosphere as revealed by energetic particle observations". Journal of Geophysical Research. 103 (A8): 17, 523–534. doi:10.1029/98JA01370. Archived from the original on 2017-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Wolverton, M. (2004). The Depths of Space. Joseph Henry Press. ISBN 9780309090506.
Zarka, P. (1998). "Auroral radio emissions at the outer planets: Observations and theory". Journal of Geophysical Research. 103 (E9): 20, 159–194. doi:10.1029/98JE01323. Archived from the original on 2017-02-14. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Zarka, P. (2005). "Radio wave emissions from the outer planets before Cassini". Space Science Reviews. 116: 371–397. doi:10.1007/s11214-005-1962-2. Archived from the original on 2017-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)

കൂടുതൽ വായനയ്ക്ക്

Carr, Thomas D. (1969). "The magnetosphere of Jupiter". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 7: 577–618. doi:10.1146/annurev.aa.07.090169.003045. Archived from the original on 2017-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Edwards, T.M. (2001). ...49.1115E "A note on the vector potential of Connerney et al.'s model of the equatorial current sheet in Jupiter's magnetosphere". Planetary and Space Science. 49: 1115–1123. doi:10.1016/S0032-0633(00)00164-1. {{cite journal}}: Check |url= value (help); Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Gladstone, G.R. (2002). "A pulsating auroral X-ray hot spot on Jupiter". Nature. 415: 1000–1003. doi:10.1038/4151000. Archived from the original on 2010-08-27. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Kivelson, Margaret G. (2002). "Sheared magnetic field structure in Jupiter's dusk magnetosphere: Implications for return currents" (PDF). Journal of Geophysical Research. 107 (A7): 1116. doi:10.1029/2001JA000251. Archived from the original (pdf) on 2011-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Kivelson, M.G. (2005). "Transport and acceleration of plasma in the magnetospheres of Earth and Jupiter and expectations for Saturn" (PDF). Advances in Space Research. 36: 2077–89. doi:10.1016/j.asr.2005.05.104. Archived from the original (pdf) on 2011-09-29. Retrieved 2010-01-22.
Kivelson, Margaret G. (2003). "First evidence of IMF control of Jovian magnetospheric boundary locations: Cassini and Galileo magnetic field measurements compared" (PDF). Planetary and Space Science. 51 (A7): 891–898. doi:10.1016/S0032-0633(03)00075-8. Archived from the original (pdf) on 2011-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
McComas, D.J. (2007). "Diverse Plasma Populations and Structures in Jupiter's Magnetotail". Science. 318: 217–220. doi:10.1126/science.1147393. Archived from the original on 2015-07-05. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Maclennan, G.G. (2001). "Hot plasma heavy ion abundance in the inner Jovian magnetosphere (<10 Rj)". Planetary and Space Science. 49: 275–282. doi:10.1016/S0032-0633(00)00148-3. Archived from the original on 2017-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Russell, C.T. (2001). "The rotation period of Jupiter" (PDF). Geophysics Research Letters. 28 (10): 1911–1912. doi:10.1029/2001GL012917. Archived from the original (pdf) on 2011-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
Zarka, Philippe (2001). "Low-frequency limit of Jovian radio emissions and implications on source locations and Io plasma wake". Planetary and Space Science. 49: 1137–49. doi:10.1016/S0032-0633(01)00021-6. Archived from the original on 2017-09-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)

[5] ഭൂമിയുടെ ഭൂമിശാസ്ത്രപരമായ ഉത്തരധ്രുവം നിർവചനമനുസരിച്ച് ഉത്തരാർദ്ധഗോളത്തിലാണെങ്കിലും കാന്തിക ഉത്തരധ്രുവം ദക്ഷിണാർദ്ധഗോളത്തിലാണ്‌. ദക്ഷിണധ്രുവത്തിന്റെ കാര്യവും ഇതുപോലെതന്നെ

[7] കാന്തിക ആഘൂർണ്ണം മധ്യരേഖയിലെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ശക്തിയുടെയും ഗ്രഹത്തിന്റെ ആരത്തിന്റെ ഘാതത്തിന്റെയും ഗുണനഫലത്തിന്‌ ആനുപാതികമാണ്‌. വ്യാഴത്തിന്റെ ആരം ഭൂമിയുടെ 11 മടങ്ങാണ്‌

[8] ഉദാഹരണമായി, ദ്വിധ്രുവത്തിന്റെ അസിമുതൽ ഓറിയന്റേഷനിൽ വന്ന മാറ്റം 0.01°യിലും കുറവാണ്‌^[3]

[29] വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിലെ നേർധാര വൈദ്യുത പരിപഥങ്ങളിലെ ഡി.സി.യിൽ (നേർധാരാവൈദ്യുതി) നിന്ന് വ്യത്യസ്തമാണ്‌

[39] വ്യാഴത്തിന്റെ അയണോസ്ഫിയർ പ്രോട്ടോണുകളുടെ മറ്റൊരു പ്രധാന സ്രോതസ്സാണ്‌^[13]

[54] കാലിസ്റ്റോയ്ക്കും ഒരു കളങ്കമുണ്ടെന്നു വരാൻ സാധ്യതയുണ്ട്. മുഖ്യ അണ്ഡത്തിന്റെ അതേ സ്ഥാനത്തായതിനാൽ അതിനെ നിരിക്ഷിക്കാൻ സാധിക്കാത്തതാകാം.^[48]

[58] HOM വികിരണത്തിന്റെ ഉന്നത ആവൃത്തി വാലാണ്‌ അയോ ഇതര DAM. അയോ DAM ഉമായി താരതമ്യം ചെയ്യുമ്പോൾ ഇതിന്റെ തീവ്രത വളരെ കുറവാണ്^[51]

[73] കണികയുടെ പരിക്രമണവേഗവും ഗ്രഹത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ ഭ്രമണകാലവും തമ്മിലുള്ള അനുരണനമാണ്‌ ലോറന്റ്സ് അനുരണനം. ഇവയുടെ കോണീയ ആവൃത്തികൾ m,n എന്ന എണ്ണൽ സംഖ്യകളുടെ അനുപാതത്തിലാണെങ്കിൽ അതിനെ m:n ലോറന്റ്സ് അനുരണനം എന്ന് വിളിക്കുന്നു. 3:2 അനുരണനം നടക്കുന്ന 1.71 R_j ദൂരത്തിലെ കണിക വ്യാഴത്തിനു ചുറ്റും മൂന്നു തവണ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്ന സമയം കൊണ്ട് കാന്തികക്ഷേത്രം രണ്ട് ഭ്രമണങ്ങൾ പൂർത്തിയാക്കുന്നു^[65]

[87] പയനിയർ 10 ഒരു ഹീലിയം സദിശ മാഗ്നെറ്റോമീറ്ററും വഹിച്ചിരുന്നു. വ്യാഴത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തെ അത് നേരിട്ട് അളന്നു. പ്ലാസ്മയുടെയും ഊർജ്ജമേറിയ കണങ്ങളുറ്റെയും നിരീക്ഷണങ്ങളും വാഹനം നടത്തി^[5]

[Khurana12-1] Khurana, 2004, pp. 12–13

[Russell1993-694-2] 2.0 ^2.1 Russel, 1993, p. 694

[Khurana3-3] 3.0 ^3.1 ^3.2 ^3.3 Khurana, 2004, pp. 3–5

[Kivelson303-4] 4.0 ^4.1 ^4.2 ^4.3 Kivelson, 2005, pp. 303–313

[Smith-6] 5.0 ^5.1 ^5.2 ^5.3 Smith, 1974

[Khurana1-9] 6.00 ^6.01 ^6.02 ^6.03 ^6.04 ^6.05 ^6.06 ^6.07 ^6.08 ^6.09 ^6.10 ^6.11 ^6.12 ^6.13 ^6.14 ^6.15 Khurana, 2004, pp. 1–3

[Russell1993-715-10] 7.0 ^7.1 ^7.2 ^7.3 ^7.4 ^7.5 Russel, 1993, pp. 715–717

[Russell2001-1016-11] 8.0 ^8.1 ^8.2 Russell, 2001, pp. 1015–1016

[Krupp15-12] 9.0 ^9.1 Krupp, 2004, pp. 15–16

[Russell1993-725-13] Russel, 1993, pp. 725–727

[Khurana17-14] 11.0 ^11.1 ^11.2 Khurana, 2004, pp. 17–18

[Khurana6-15] Khurana, 2004, pp. 6–7

[Khurana5-16] 13.0 ^13.1 ^13.2 ^13.3 ^13.4 ^13.5 Khurana, 2004, pp. 5–7

[Krupp3-17] 14.0 ^14.1 ^14.2 Krupp, 2004, pp. 3–4

[Krupp4-18] 15.0 ^15.1 ^15.2 ^15.3 ^15.4 ^15.5 Krupp, 2004, pp. 4–7

[Krupp1-19] 16.0 ^16.1 Krupp, 2004, pp. 1–3

[Khurana13-20] 17.0 ^17.1 ^17.2 ^17.3 ^17.4 ^17.5 Khurana, 2004, pp. 13–16

[Khurana10-21] 18.0 ^18.1 Khurana, 2004, pp. 10–12

[Russell2001-1024-22] Russell, 2001, pp. 1024–1025

[Khurana20-23] 20.0 ^20.1 Khurana, 2004, pp. 20–21

[depths-24] 21.0 ^21.1 Wolverton, 2004, pp. 100–157

[Russell2001-1021-25] Russell, 2001, pp. 1021–1024

[Kivelson315-26] Kivelson, 2005, pp. 315–316

[Blanc250-27] Blanc, 2005, pp. 250–253

[Cowley1069-28] 25.0 ^25.1 ^25.2 ^25.3 ^25.4 Cowley, 2001, pp. 1069–76

[Blanc254-30] 26.0 ^26.1 ^26.2 ^26.3 ^26.4 ^26.5 ^26.6 Blanc, 2005, pp. 254–261

[Cowley1083-31] 27.0 ^27.1 Cowley, 2001, pp. 1083–87

[Russell2008-32] Russell, 2008

[Krupp2007-216-33] 29.0 ^29.1 Krupp, 2007, p. 216

[Krupp7-34] Krupp, 2004, pp. 7–9

[Krupp11-35] 31.0 ^31.1 ^31.2 ^31.3 Krupp, 2004, pp. 11–14

[Khurana18-36] Khurana, 2004, pp. 18–19

[Russell2001-1011-37] Russell, 2001, p. 1011

[Nichols-38] 34.0 ^34.1 Nichols, 2006, pp. 393–394

[Krupp18-40] Krupp, 2004, pp. 18–19

[Nichols404-41] Nichols, 2006, pp. 404–405

[Zarka375-42] 37.0 ^37.1 Zarka, 2005, pp. 375–377

[Elsner-43] 38.0 ^38.1 Elsner, 2005, pp. 419–420

[Palier1171-44] 39.0 ^39.1 Palier, 2001, pp. 1171–73

[Bhardwaj311-45] 40.0 ^40.1 ^40.2 ^40.3 Bhardwaj, 2000, pp. 311–316

[Bhardwaj342-46] Bhardwaj, 2000, p. 342

[Cowley2-49-47] Cowley, 2003, pp. 49–53

[Bhardwaj316-48] Bhardwaj, 2000, pp. 316–319

[Bhardwaj306-49] Bhardwaj, 2000, pp. 306–311

[Bhardwaj296-50] Bhardwaj, 2000, p. 296

[Miller2005-51] Miller, 2005, pp. 335–339

[Bhardwaj-t-52] Bhardwaj, 2000, Tables 2 and 5

[Clarke-53] 48.0 ^48.1 Clarke, 2002

[Blanc277-55] Blanc, 2005, pp. 277–283

[Palier1170-56] Palier, 2001, pp. 1170–71

[Zarka20160-57] 51.0 ^51.1 ^51.2 ^51.3 Zarka, 1998, pp. 20,160–168

[Zarka20173-59] Zarka, 1998, pp. 20,173–181

[Hill-60] 53.0 ^53.1 ^53.2 Hill, 1995

[Zarka-61] 54.0 ^54.1 Zarka, 2005, pp. 371–375

[Santos-Costa-62] Santos-Costa, 2001

[Bolton-63] Bolton, 2002

[Zarka384-64] Zarka, 2005, pp. 384–385

[Krupp17-65] Krupp, 2004, pp. 17–18

[Kivelson2-2-66] 59.0 ^59.1 ^59.2 ^59.3 ^59.4 Kivelson, 2004, pp. 2–4

[Johnson-1-67] Johnson, 2004, pp. 1–2

[Johnson-3-68] 61.0 ^61.1 Johnson, 2004, pp. 3–5

[Burns1-69] 62.0 ^62.1 Burns, 2004, pp. 1–2

[Burns12-70] Burns, 2004, pp. 12–14

[Burns10-71] Burns, 2004, pp. 10–11

[Burns17-72] 65.0 ^65.1 Burns, 2004, pp. 17–19

[Kivelson2-8-74] Kivelson, 2004, pp. 8–10

[Kivelson2-1-75] Kivelson, 2004, pp. 1–2

[Cooper137-76] Cooper, 2001, pp. 137,139

[Kivelson2-10-77] 69.0 ^69.1 Kivelson, 2004, pp. 10–11

[Kivelson2-16-78] 70.0 ^70.1 Kivelson, 2004, pp. 16–18

[Williams1-79] Williams, 1998, p. 1

[Cooper154-80] 72.0 ^72.1 Cooper, 2001, pp. 154–156

[Johnson-15-81] Johnson, 2004, pp. 15–19

[Hibbitts-82] Hibbitts, 2000, p. 1

[Johnson-8-83] 75.0 ^75.1 Johnson, 2004, pp. 8–13

[84] Corum, Kenneth L. (1996). Nikola Tesla and the electrical signals of planetary origin (PDF). p. 14. OCLC 68193760. Archived (PDF) from the original on 2010-11-29. Retrieved 2010-01-22. {{cite book}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)

[Burke-85] Burke, 1955

[Drake-86] Drake, 1959

[Fieseler-88] Fieseler, 2002

[Trautman-89] Troutman, 2003

[1]

[2]

[3]

[4]

[note 1]

[5]

[note 2]

[note 3]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[note 4]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[note 5]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[note 6]

[48]

[49]

[50]

[51]

[note 7]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[note 8]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

[74]

[75]

[76]

[77]

[78]

[note 9]

[79]

[80]