ガニメデのオーロラオーバルの南北の交互の明るさの比率

ガニメデの南北極に流入するプラズマが木星本体の磁気圏の影響で速度変化するため地球から見て明るい場所が変化する。ガニメデの進行方向の後ろにオーロラが出来るのでハッブルはガニメデの後ろ半球を撮影。以下、機械翻訳。
ガニメデのオーロラオーバルの南北の交互の明るさの比率: ジュノ PJ34 フライバイ周辺のハッブル宇宙望遠鏡観測https://arxiv.org/abs/2208.09057
2022年 8月18日提出
2021年 6月 7日に探査機ジュノーのフライバイの周りで撮影された、ガニメデの軌道後尾側からのハッブル宇宙望遠鏡の観測結果を報告します。ガニメデの北と南のオーロラオーバルは、木星の磁気圏プラズマ シートに面する楕円のように明るさが交互になっていることがわかります。他のものより明るいです。これは、ガニメデのオーロラに電力を供給する発電機が、ガニメデの磁気圏の北と南にある木星のプラズマ シートの運動量であることを示唆しています。ガニメデと衛星の上下のプラズマ シートとの磁気結合は、非対称の磁気応力と電磁エネルギー フラックスを引き起こし、最終的にオーロラ加速プロセスに力を与えます。100秒という短い時間スケールでのオーロラ放射の明確な統計的に有意な時間変動は解決できませんでした。− 2 が必要です。放出により、ガニメデは非常に貧弱なオーロラ放出源になっています。


平易な言葉の要約
木星の衛星ガニメデは太陽系最大の衛星であり、唯一知られている
固有の磁場と北と南の周りに 2つのオーロラオーバルを持つ衛星
極。 地球には 2つのオーロラ オーバルもあり、これは極の周りの放射帯です。
この放射は、ノーザン ライトおよびサザン ライトとも呼ばれます。 ハッブル宇宙を利用しています
NASAの探査機ジュノーが打ち上げられた頃のガニメデのオーロラを観測する望遠鏡
ガニメデに近接フライバイを行いました。 北の楕円と南の楕円の明るさが 10 時間で交互に変化することがわかります。 さらに、私たちはそれを導き出します
1 平方メートルあたり数十ミリワットのエネルギー束が必要です。
オーロラ放出。 このエネルギー束は、ガニメデの近くで加速されたエネルギー電子から来ています。


図 1. ジュノのガニメデ フライバイに関する HST 観測のスケジュール。 ジュノがガニメデに最接近したのは、2021年 6月 7日 17:35 (UTC) でした。 水色のエリア表示
HSTでガニメデが観測できる時間帯。 実行された HST 観測 (紺色)
フライバイ前の訪問 1 で 1、2、3 とラベル付けされた 3 つの軌道と、1、2、3 とラベル付けされた 3 つの軌道で構成されます。
フライバイ後の訪問2で3。 木星磁気圏におけるガニメデの磁気緯度 Ψm は、
灰色の曲線として示されています。


図 2. OI 1356 ˚A でのレイリーにおけるガニメデのオーロラの明るさの HST/STIS 画像。
訪問 1 は 2021年 6月 7日のジュノ フライバイの前に発生し、訪問 2 は後に発生しました。
主にガニメデの尾行、つまり上流のプラズマの流れ、半球。 破線は
90度子午線。


図 3. ガニメデのオーロラ放射の南北非対称性。 上段：平均
北半球と南半球の明るさを 緯度30 度より上と下で計算
200 km 以内の周縁放出を含む円盤。 略語 V1,1、V1,2、... V2,3
訪問 1 軌道 1、訪問 1 軌道 2、.... 訪問 2 軌道 3 を参照してください。下のパネル: 南北の明るさ比。


図 4. 2021年 6月 7日の訪問 1 の軌道 1 で測定された強度の短時間スケール分析、 北と南の楕円は別々に分析されます。

4 結論と考察
2021年 6月 7日に撮影されたガニメデの HST 観測は、フライバイのコンテキストを提供します
ガニメデの探査機ジュノー。フライバイに最も近い HST 観測に基づいて、ガニメデのオーロラ放射とその磁気圏粒子環境は、ジュノー期間中の典型的な状態 (つまり、以前の観測と同様) にあったようです。
飛びます。
ガニメデの後半球のHST観測の分析は、木星のプラズマシートに面している半球がより明るくなるように、北と南の楕円の明るさの比率が振動すること。これは、
プラズマシートを取り囲む南北方向が明るさをコントロール
ガニメデのオーロラ。イオとエウロパの場合、南北肢の非対称性
UV 放射も観察されました (Retherford et al., 2003; Roth et al., 2014, 2016)。の
イオとエウロパの場合の非対称性の根本的な理由は、より大きなものに起因していました
周囲のプラズマシートに面する側の電子熱エネルギーリザーバー。しかし、ガニメデの場合、非対称オーロラ放射の原因は、木星の磁気圏電子の特性に起因するものではありません。プラズマが少ないから
ガニメデの軌道の密度、これらの磁気圏の電子は十分な密度を持っていません
ガニメデのオーロラを引き起こす大きなエネルギー密度 (Eviatar et al., 2001)。したがって、その他
ガニメデの磁気圏へのエネルギーの流れと局所的な電子励起プロセス
エウロパやイオとは対照的に、周囲のプラズマの電子エネルギー密度がオーロラ放出に十分な電力を供給する必要があります。
木星のプラズマシートのプラズマ密度は、主に変化する特性です
ガニメデの上と下の南北方向に、プラズマ速度は
比較的類似している (Bagenal & Delamere、2011)。プラズマ密度の勾配により、プラズマシートの中心に面する側のプラズマ運動量が大きくなります。近い
ガニメデでは、木星の磁気圏との相互作用によりプラズマが遅くなる
ガニメデの内部磁場とその大気との衝突によるプラズマ。
ガニメデと周囲のプラズマは磁力線でつながっているので、ガニメデ周辺の減速プラズマとガニメデの上下の高速プラズマ
ガニメデ周辺に磁気応力を発生させています。運動量が大きい側では、磁気応力が大きくなります。より大きな運動量はまた、Alfv´enの翼を引き起こします
その側では、他の半球と比較してより強く後ろに曲がっています。ベントバック角度は、プラズマ密度の平方根に比例します (Neubauer、1980; Saur
ら、2013)。より大きな曲げとより大きな応力は、プラズマ シートとガニメデの間の電磁エネルギー フラックスによって維持される必要があります。これらのエネルギー流束
したがって、オーロラ放射の根本的な動力源であるように思われます。非対称応力
ガニメデの磁気圏に流れ込むより大きな電流の原因でもあります。
1 つの半球。ただし、電流は主にガニメデ システムに入ります。
ガニメデの側面にあり、オーロラの放出が観測される上流側と下流側ではありません (Neubauer, 1998; Jia et al., 2008; Duling et al., 2014, 2022)。リコネクションは、不均一なバックグラウンド プラズマ内でも非対称である可能性がありますが、
背景プロパティのグラデーションのスケールがサイズに比べて大きい
ガニメデの。したがって、非対称のプラズマ運動量は、ガニメデに向かう非対称の電磁エネルギー束を伴う非対称の磁気応力を引き起こすことを示唆しています。これらのフラックスは、最終的にガニメデのオーロラ加速プロセスとそのオーロラ放出に力を提供します。
100 秒のサブ露出の単純な分析では、短い時間スケールでのオーロラの明るさの合計に統計的に有意な時間変動がないことが明らかになりました。ただし、JUICEなどのより洗練されたテストとより解決された観察によるさらなる研究
(例えば、Grasset et al., 2013) は、この研究で解決されていない可能性のある短期変動を検出するために保証されています。