الفلك

ما هي الانبعاثات النموذجية للشفق القطبي للمشتري؟

ما هي الانبعاثات النموذجية للشفق القطبي للمشتري؟

أبحث عن بعض القياسات الصلبة للنطاق الكامل للانبعاثات من الشفق القطبي على كوكب المشتري. لقد عثرت على مجموعات جزئية من البيانات في الماضي والتي يمكن تلخيصها بسهولة هنا. كما ترى ، تفتقد هذه المجموعة من البيانات إلى عدة نطاقات من الانبعاثات. النطاقات المفقودة التي أهتم بها أكثر من .18 ميكرومتر - .385 ميكرومتر ، و 1 ميكرومتر - 3 ميكرومتر. تحظى الرسوم البيانية بتقدير كبير لذا يمكنني دمج أطوال موجية معينة بنفسي ، بالإضافة إلى مجموعات بيانات مختلفة تفصل قوة الانبعاثات إلى فئات أكثر تحديدًا مثل UVA / UVB / UVC.

سيكون الكأس المقدس للإجابة على هذا السؤال رسمًا بيانيًا مشابهًا للرسم البياني لإشعاع الجسم الأسود مع كون المحور السيني أطوال موجية بالميكرومتر والمحور Y هو الإشعاع الطيفي كما هو موضح هنا:

مصدر


تواقيع منبهة لأداة الشفق القطبي الجديدة في البحث عن الكواكب الخارجية

تصور فنان & # 8217s لنجم قزم أحمر & # 8217s المجال المغناطيسي يتفاعل مع كوكب خارج المجموعة الشمسية & # 8217s لإنتاج شفق قطبي يمكن اكتشافه. الصورة: أسترون

اكتشف التلسكوب الراديوي منخفض التردد بقيادة هولندا & # 8211 LOFAR & # 8211 موجات الراديو منخفضة التردد المنبعثة من قزم أحمر قريب من المحتمل أن تكون ناتجة عن تفاعل المجال المغناطيسي للنجم # 8217s مع الغلاف الجوي لكوكب خارج المجموعة الشمسية غير المرئي ، مما ينتج عنه شفق قطبي قابل للاكتشاف. تُرى مثل هذه الانبعاثات الراديوية مع كوكب المشتري وقمره البركاني آيو ، وقد تنبأ علماء الفلك بتفاعلات مماثلة على نطاق واسع بين النجوم والكواكب لأكثر من 30 عامًا. لكن ملاحظات LOFAR & # 8217s للقزم الأحمر GJ1151 هي أول من أظهر هذه الظاهرة في الفضاء السحيق.

& # 8220 إن حركة الكوكب من خلال المجال المغناطيسي القوي لقزم أحمر تعمل كمحرك كهربائي إلى حد كبير بالطريقة نفسها التي يعمل بها دينامو الدراجات ، & # 8221 قال هاريش فيدانثام ، المؤلف الرئيسي لدراسة في علم الفلك الطبيعي وعالم في المعهد الهولندي لعلم الفلك الراديوي (ASTRON). & # 8220 هذا يولد تيارًا هائلاً يدفع الشفق القطبي وانبعاث الراديو على النجم. & # 8221

تمتلك الشمس مجالًا مغناطيسيًا ضعيفًا نسبيًا ، كما أن الكواكب الرئيسية للنظام الشمسي & # 8217s بعيدة بما يكفي بحيث لا تتولد مثل هذه التيارات.

لكن هذا ليس هو الحال بالنسبة لكوكب المشتري وآيو. تمنح المواد المنبعثة من العديد من البراكين Io & # 8217s القمر الصغير جوًا يشتمل على جزيئات مشحونة كهربائيًا بفضل التفاعلات مع الإشعاع. بينما يتحرك القمر عبر المجال المغناطيسي القوي لكوكب المشتري ، تتولد تيارات تدفع الإلكترونات على طول خطوط المجال المغناطيسي باتجاه الكوكب العملاق وتنبعث منها موجات الراديو أثناء دورانها نحو الداخل.

بالقرب من الكوكب ، تتجمع خطوط المجال المغناطيسي معًا ، وتبدأ الإلكترونات في التفاعل مع بعضها البعض وتنبعث حزم راديو قوية.

& # 8220 لقد قمنا بتكييف المعرفة المستمدة من عقود من الملاحظات الراديوية لكوكب المشتري مع حالة هذا النجم ، & # 8221 قال جو كالينجهام ، زميل ما بعد الدكتوراه في ASTRON والمؤلف المشارك للدراسة. "لطالما تم التنبؤ بوجود نسخة مطورة من كوكب المشتري آيو في شكل نظام كوكب نجمي ، والانبعاثات التي لاحظناها تناسب النظرية تمامًا."

النجوم القزمة الحمراء هي الأكثر وفرة في مجرة ​​درب التبانة ، ويعتقد أن معظمها يستضيف نباتات أرضية & # 8220 لذا يجب أن يكون هناك نجوم أخرى تظهر انبعاثًا مشابهًا ، & # 8221 قال Callingham. & # 8220 نريد أن نعرف كيف يؤثر ذلك على بحثنا عن أرض أخرى حول نجم آخر. & # 8221

المناطق الصالحة للسكن حول النجوم القزمة الحمراء الصغيرة هي أقرب إلى المنطقة التي تدور حولها الأرض حول الشمس. نظرًا لأن الأقزام الحمراء تمتلك مجالات مغناطيسية أقوى ، فإن الكواكب في مناطقها الصالحة للسكن ستتعرض لإشعاع أكثر كثافة وتأثيرات أخرى يمكن أن تؤثر على قابلية السكن.

يستخدم باحثو ASTRON الآن LOFAR للبحث عن المزيد من الأمثلة للتفاعلات المماثلة بين النجوم والكواكب.

& # 8220 الهدف طويل المدى هو تحديد تأثير النشاط المغناطيسي للنجم على قابلية كوكب خارج المجموعة الشمسية للسكن ، وتعد الانبعاثات الراديوية جزءًا كبيرًا من هذا اللغز ، "قال فيدانثام. "لقد أظهر عملنا أن هذا قابل للتطبيق مع الجيل الجديد من التلسكوبات الراديوية ، ووضعنا على طريق مثير."


الثنائي الديناميكي: Jupiter & # 8217s ينبض بشكل مستقل بشفق الأشعة السينية

الأشعة السينية: NASA / CXC / UCL / W.Dunn et al ، بصري: القطب الجنوبي: NASA / JPL-Caltech / SwRI / MSSS / Gerald Eichstädt / Seán Doran North Pole: NASA / JPL-Caltech / SwRI / MSSS

تتصرف الأضواء الشمالية والجنوبية الشديدة لكوكب المشتري بشكل مستقل عن بعضها البعض وفقًا لدراسة جديدة باستخدام مرصد Chandra X-ray التابع لناسا ومراصد XMM-Newton التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية.

باستخدام ملاحظات XMM-Newton و Chandra X-ray من مارس 2007 ومايو ويونيو 2016 ، أنتج فريق من الباحثين خرائط لانبعاثات الأشعة السينية لكوكب المشتري (كما هو موضح في الشكل الداخلي) وحدد بقعة ساخنة للأشعة السينية في كل قطب. يمكن أن تغطي كل بقعة ساخنة مساحة تساوي حوالي نصف سطح الأرض.

وجد الفريق أن النقاط الساخنة لها خصائص مختلفة جدًا. كان انبعاث الأشعة السينية في القطب الجنوبي للمشتري ينبض باستمرار كل 11 دقيقة ، لكن الأشعة السينية التي شوهدت من القطب الشمالي كانت غير منتظمة ، وتزداد وتتناقص في السطوع & # 8212 على ما يبدو مستقلة عن الانبعاث من القطب الجنوبي.

هذا يجعل كوكب المشتري محيرًا بشكل خاص. لم يتم أبدًا اكتشاف الشفق القطبي للأشعة السينية من عمالقة الغاز الآخرين في نظامنا الشمسي ، بما في ذلك زحل. كوكب المشتري يختلف أيضًا عن الأرض ، حيث تعكس الشفقان على القطبين الشمالي والجنوبي لكوكبنا بشكل عام بعضهما البعض لأن الحقول المغناطيسية متشابهة.

لفهم كيفية إنتاج كوكب المشتري للشفق القطبي للأشعة السينية ، يخطط فريق الباحثين لدمج بيانات الأشعة السينية الجديدة والقادمة من Chandra و XMM-Newton مع معلومات من مهمة Juno التابعة لناسا ، والتي تدور حاليًا حول الكوكب. إذا تمكن العلماء من ربط نشاط الأشعة السينية بالتغيرات الجسدية التي لوحظت في وقت واحد مع جونو ، فقد يكونون قادرين على تحديد العملية التي تولد الشفق القطبي لجوفيان وعن طريق ربط الشفق بالأشعة السينية على الكواكب الأخرى.

إحدى النظريات التي قد تساعد ملاحظات الأشعة السينية وجونو في إثباتها أو دحضها هي أن الشفق القطبي للأشعة السينية للمشتري ناتج عن تفاعلات على الحدود بين المجال المغناطيسي للمشتري ، والذي يتم إنشاؤه بواسطة التيارات الكهربائية في باطن الكوكب ، والرياح الشمسية ، تدفق عالي السرعة للجسيمات المتدفقة من الشمس. يمكن أن تتسبب التفاعلات بين الرياح الشمسية والمجال المغناطيسي للمشتري في اهتزاز الأخير وإنتاج موجات مغناطيسية. يمكن للجسيمات المشحونة تصفح هذه الموجات واكتساب الطاقة. ينتج عن اصطدام هذه الجسيمات مع الغلاف الجوي لكوكب المشتري ومضات من الأشعة السينية التي لاحظتها Chandra و XMM-Newton. ضمن هذه النظرية ، يمثل الفاصل الزمني البالغ 11 دقيقة وقت انتقال الموجة على طول أحد خطوط المجال المغناطيسي للمشتري.

قد يكون الاختلاف في السلوك بين القطبين الشمالي والجنوبي لجوفيان ناتجًا عن الاختلاف في رؤية القطبين. نظرًا لأن المجال المغناطيسي للمشتري مائل ، يمكننا رؤية المزيد من الشفق القطبي الشمالي أكثر من الشفق الجنوبي. لذلك بالنسبة للقطب الشمالي ، قد نتمكن من مراقبة المناطق التي يتصل فيها المجال المغناطيسي بأكثر من موقع واحد ، مع عدة أوقات سفر مختلفة ، بينما بالنسبة للقطب الجنوبي ، يمكننا فقط ملاحظة المناطق التي يتصل فيها المجال المغناطيسي بموقع واحد. سيؤدي هذا إلى ظهور سلوك القطب الشمالي بشكل غير منتظم مقارنة بالقطب الجنوبي.

السؤال الأكبر هو كيف يعطي المشتري الجسيمات في غلافه المغناطيسي (العالم الذي يتحكم فيه المجال المغناطيسي للمشتري) الطاقات الهائلة اللازمة لصنع الأشعة السينية؟ لا يمكن إنتاج بعض انبعاثات الأشعة السينية التي لوحظت مع Chandra إلا إذا قام المشتري بتسريع أيونات الأكسجين إلى مثل هذه الطاقات العالية التي عندما تصطدم بعنف مع الغلاف الجوي ، يتمزق كل إلكتروناته الثمانية. يأمل العلماء في تحديد تأثير هذه الجسيمات ، التي تصطدم بأقطاب الكوكب بسرعة آلاف الكيلومترات في الثانية ، على الكوكب نفسه. هل تؤثر هذه الجسيمات عالية الطاقة على طقس جوفيان والتركيب الكيميائي لغلافه الجوي؟ هل يمكنهم تفسير درجات الحرارة المرتفعة بشكل غير طبيعي الموجودة في أماكن معينة في الغلاف الجوي لكوكب المشتري؟ هذه هي الأسئلة التي قد يتمكن كل من Chandra و XMM-Newton و Juno من المساعدة في الإجابة عليها في المستقبل.


اكتشف علماء الفلك ميزات جديدة خافتة للشفق القطبي على كوكب المشتري

اكتشف علماء الفلك ميزات جديدة للشفق القطبي الخافت ، والتي تتميز بانبعاثات تشبه الحلقة التي تتوسع بسرعة بمرور الوقت. كانت هذه الانبعاثات الشفقية ناتجة عن الجسيمات المشحونة المنبعثة من حافة الغلاف المغناطيسي الضخم لكوكب المشتري ، وفقًا للعلماء.

اكتشف مطياف الأشعة فوق البنفسجية (UVS) بقيادة وكالة ناسا والمركبة الفضائية جونو التي تدور حول كوكب المشتري ميزات جديدة للشفق القطبي الخافت ، والتي تتميز بانبعاثات تشبه الحلقة تتوسع بسرعة بمرور الوقت. اكتشف علماء SwRI أن الجسيمات المشحونة المنبعثة من حافة الغلاف المغناطيسي الضخم للمشتري هي المسؤولة عن الانبعاثات الشفقية.

التقطت المركبة الفضائية Juno & # 8217s الأشعة فوق البنفسجية الطيفية (UVS) هذه الظاهرة المتوهجة ، والتي تتميز بانبعاثات خافتة على شكل حلقة تتوسع بسرعة بمرور الوقت بسرعات تتراوح من 2 إلى 4.8 ميل في الثانية (3.3 و 7.7 كيلومترات في الثانية). وفقًا لبيان صادر عن معهد الأبحاث الجنوبي الغربي (SwRI) ، حيث تم بناء أداة Juno & # 8217s UVS ، يتم تشغيل هذه الانبعاثات الشفقية عن طريق الجسيمات المشحونة القادمة من حافة الغلاف المغناطيسي الضخم للمشتري.

كشفت بعثة ناسا و # 8217s Juno انبعاثات شفقية جديدة على كوكب المشتري والتي يبدو أنها تموج فوق أقطاب الكوكب و # 8217s.

& # 8220 نعتقد أن هذه الميزات فوق البنفسجية الباهتة المكتشفة حديثًا تنشأ على بعد ملايين الأميال من كوكب المشتري ، بالقرب من حدود الغلاف المغناطيسي لجوفيان مع الرياح الشمسية ، & # 8221 قال الدكتور فنسنت هيو ، المؤلف الرئيسي لورقة تم قبولها للنشر في المجلة البحوث الجيوفيزيائية: فيزياء الفضاء. & # 8220 الرياح الشمسية هي تيار أسرع من الصوت من الجسيمات المشحونة التي تنبعث منها الشمس. عندما يصلون إلى كوكب المشتري ، يتفاعلون مع غلافه المغناطيسي بطرق لا تزال مجهولة. & # 8221

يمتلك كل من كوكب المشتري والأرض مجالات مغناطيسية تحميهما من الرياح الشمسية. يتوسع الغلاف المغناطيسي مع قوة المجال المغناطيسي. كوكب المشتري & # 8217s المجال المغناطيسي أقوى 20000 مرة من الأرض & # 8217s ، مما أدى إلى الغلاف المغناطيسي هائل لدرجة أنه يبدأ في تحويل الرياح الشمسية 2-4 ملايين ميل قبل أن تصل إلى كوكب المشتري.

& # 8220 على الرغم من عقود من الملاحظات من الأرض والعديد من قياسات المركبات الفضائية في الموقع ، إلا أن العلماء ما زالوا لا يفهمون تمامًا دور الرياح الشمسية في تخفيف الانبعاثات الشفقية لكوكب المشتري ، & # 8221 قال المؤلف المشارك لـ SwRI الدكتور توماس جريت هاوس. & # 8220 المشتري & # 8217s ديناميات الغلاف المغناطيسي ، أو حركة الجسيمات المشحونة داخل غلافه المغناطيسي ، تحكمها إلى حد كبير الكوكب ودورانه لمدة 10 ساعات ، وهو الأسرع في النظام الشمسي. لا يزال دور الرياح الشمسية قيد المناقشة & # 8221

يكتشف العلماء ميزة شفقية جديدة على كوكب المشتري

يتمثل أحد أهداف مهمة جونو ، التي مددت ناسا مؤخرًا حتى عام 2025 ، في استكشاف الغلاف المغناطيسي للمشتري عن طريق قياس الشفق القطبي باستخدام أداة UVS. كشفت الملاحظات السابقة مع تلسكوب هابل الفضائي وجونو أن غالبية الشفق القطبي القوي للمشتري ناتج عن عمليات داخلية ، وتحديداً حركة الجسيمات المشحونة داخل الغلاف المغناطيسي. ومع ذلك ، فقد اكتشفت الأشعة فوق البنفسجية نوعًا خافتًا من الشفق القطبي في مناسبات عديدة ، تتميز بحلقات من الانبعاثات تتوسع بسرعة مع مرور الوقت.

يبدو أن الجسيمات المشحونة التي اكتشفتها أداة Juno & # 8217s UVS قادمة من الغلاف المغناطيسي & # 8217s الخارجية ، حيث تتفاعل البلازما القادمة من الرياح الشمسية مع بلازما جوفيان. نتيجة لهذا التفاعل ، قد تتشكل السمات الشبيهة بالحلقة والمعروفة باسم عدم استقرار كيلفن هيلمهولتز وتنتقل على طول خطوط المجال المغناطيسي للمشتري. وفقًا للبيان ، يمكن أيضًا أن تكون الميزة الشفقية المكتشفة حديثًا نتيجة لأحداث إعادة الاتصال المغناطيسي في الجانب الأيمن ، حيث تتلاقى الحقول المغناطيسية بين الكواكب وتعيد ترتيبها وتعيد الاتصال.

& # 8220 يشير موقع الحلقات في خطوط العرض العليا إلى أن الجسيمات المسببة للانبعاثات تأتي من الغلاف المغناطيسي لجوفيان البعيد ، بالقرب من حدوده مع الرياح الشمسية ، & # 8221 قال برتراند بونفوند ، مؤلف مشارك في هذه الدراسة من جامعة لييج في بلجيكا. تتفاعل بلازما الرياح الشمسية بشكل متكرر مع بلازما جوفيان في هذه المنطقة ، مما يؤدي إلى عدم استقرار & # 8220Kelvin-Helmholtz & # 8221. تحدث هذه الظواهر عند وجود سرعات القص ، مثل واجهة سائلين يتحركان بمعدلات مختلفة. تعد أحداث إعادة الاتصال المغناطيسية على مدار اليوم ، والتي تتلاقى فيها الحقول المغناطيسية لجوفيان وبين الكواكب الموجهة بشكل معاكس ، وتعيد ترتيبها ، وتعيد الاتصال ، مصدرًا آخر محتملًا للحلقات.

يُعتقد أن كلتا العمليتين تنتج حزمًا جسيمية يمكن أن تنتقل على طول خطوط المجال المغناطيسي لجوفيان ، مما يؤدي في النهاية إلى تعجيل وإطلاق الشفق القطبي الدائري للمشتري. & # 8220 بينما لا تستنتج هذه الدراسة العمليات التي تنتج هذه الميزات ، & # 8221 Hue قال ، & # 8220 مهمة جونو الموسعة ستسمح لنا بالتقاط ودراسة المزيد من هذه الأحداث العابرة الباهتة. & # 8221


ما هي الانبعاثات النموذجية للشفق القطبي للمشتري؟ - الفلك

ملاحظة: سيتم إيقاف هذا الموقع في 25 يونيو 2021. في ذلك الوقت ، ستتم إعادة توجيهك تلقائيًا إلى Hubblesite.org ، موقع الويب أحادي المصدر الخاص بنا لتلسكوب هابل الفضائي.

هابل يتبع كوكب المشتري Aurorae

حقائق سريعة

المحور شبه الرئيسي لمدار المشتري حول الشمس هو 5.2 وحدة فلكية (778 مليون كم أو 483 مليون ميل).

يبلغ قطر الكوكب حوالي 88،789 ميلاً (142،984 كم) عند خط الاستواء.

تم إنشاء صور الشفق القطبي من بيانات HST من الاقتراح 11096: الباحث الرئيسي: كلارك

تم إنشاء صورة الكوكب بالكامل من بيانات HST من الاقتراح 10862: الباحث الرئيسي: Noll

115 نانومتر و 125 نانومتر (صور الشفق)
410 نانومتر و 673 نانومتر (صورة الكوكب الكاملة)

ناسا / وكالة الفضاء الأوروبية وجون كلارك (جامعة بوسطن)

تم التقاط صور الأشعة فوق البنفسجية والأشعة المرئية لكوكب المشتري من تلسكوب هابل الفضائي التابع لناسا في الفترة من 17 إلى 21 فبراير لدعم تحليق نيو هورايزونز فوق كوكب المشتري في 28 فبراير.

تم الحصول على أجزاء الصورة في المربعات باستخدام كاميرا هابل المتقدمة لكاميرا الأشعة فوق البنفسجية. تُظهر الصور فوق البنفسجية انبعاثات شفقية موجودة دائمًا في المناطق القطبية لكوكب المشتري. عادة ما تكون أكثر سطوعًا بمقدار 10-100 مرة من الأضواء الشمالية المرئية على الأرض. يتم إنتاج الشفق عندما تصبح الجزيئات المشحونة من الشمس محاصرة في المجال المغناطيسي القوي لكوكب المشتري. تتسبب في تألق الغازات في الغلاف الجوي للمشتري بالقرب من الأقطاب المغناطيسية للكوكب.

تم تصوير المناطق الاستوائية لكوكب المشتري في هذه الصورة بالضوء الأزرق في 17 فبراير 2007 بواسطة الكاميرا الكوكبية ذات المجال الواسع 2. وهذا يكشف عن ميزات السحب في الغلاف الجوي الرئيسي لكوكب المشتري. في مناظر الأشعة فوق البنفسجية ، يبدو الجو أكثر ضبابية لأن ضوء الشمس ينعكس من أعلى في الغلاف الجوي.

سيستمر تلسكوب هابل في تصوير كوكب المشتري بالإضافة إلى قمره النشط بركانيًا ، آيو ، خلال الشهر المقبل حيث تحلق المركبة الفضائية نيو هورايزونز عبر كوكب المشتري. نيو هورايزونز في طريقها إلى بلوتو ، واتخذت أقرب اقتراب لها من كوكب المشتري في 28 فبراير 2007.

من خلال التصوير عن بعد المشترك بواسطة هابل والقياسات في الموقع بواسطة نيو هورايزونز ، ستعزز البعثتان بعضهما البعض علميًا ، مما يسمح للعلماء بمعرفة المزيد عن الغلاف الجوي للمشتري ، والشفق ، وبيئة الجسيمات المشحونة للمشتري وتفاعله مع الشمس ريح.


أدلة جديدة تشير إلى حدوث الشفق القطبي خارج نظامنا الشمسي

وجد علماء الكواكب في جامعة ليستر أدلة جديدة تشير إلى وجود الشفق القطبي وندش شبيه بالأرض و rsquos Aurora Borealis - على أجسام خارج نظامنا الشمسي.

تحدث الشفق القطبي على عدة كواكب داخل نظامنا الشمسي ، والأكثر سطوعًا - على كوكب المشتري وندش - أكثر سطوعًا 100 مرة من تلك الموجودة على الأرض. ومع ذلك ، لم يُلاحظ شفق قطبي بعد نبتون.

أظهرت دراسة جديدة بقيادة المحاضر بجامعة ليستر الدكتور جوناثان نيكولز أن العمليات المشابهة بشكل لافت للنظر لتلك التي تشغل كوكب المشتري والشفق القطبي rsquos يمكن أن تكون مسؤولة عن الانبعاثات الراديوية المكتشفة من عدد من الأجسام خارج نظامنا الشمسي.

بالإضافة إلى ذلك ، فإن الانبعاثات الراديوية قوية بما يكفي بحيث يمكن اكتشافها عبر المسافات البينجمية - مما يعني أن الشفق القطبي يمكن أن يوفر طريقة فعالة لرصد الأجسام الجديدة خارج نظامنا الشمسي.

يحدث الشفق القطبي عندما تصطدم الجسيمات المشحونة في جسم والغلاف المغناطيسي rsquos بالذرات الموجودة في الغلاف الجوي العلوي ، مما يتسبب في توهجها. ومع ذلك ، قبل اصطدامها بالغلاف الجوي ، تصدر هذه الجسيمات أيضًا موجات راديو في الفضاء.

الدراسة التي ظهرت مؤخرًا في مجلة الفيزياء الفلكية يوضح أن هذه الظاهرة لا تقتصر على نظامنا الشمسي.

يظهر أن انبعاثات الراديو من عدد من الأقزام فائقة البرودة قد يحدث بطريقة مشابهة جدًا ، ولكنها أقوى بكثير ، للمشتري والشفق القطبي rsquos.

قال الدكتور نيكولز ، وهو محاضر وزميل باحث في قسم الفيزياء والفلك بجامعة ليستر: & ldquo أظهرنا مؤخرًا أن الإصدارات المعززة من العمليات الشفقية على كوكب المشتري قادرة على حساب الانبعاثات الراديوية التي لوحظت من بعض "الأقزام فائقة البرودة "- الأجسام التي تشكل النجوم الأقل كتلة - و" الأقزام البنية "-" النجوم الفاشلة "التي تقع بين الكواكب والنجوم من حيث الكتلة.

تشير هذه النتائج بقوة إلى أن الشفق القطبي يحدث بالفعل على أجسام خارج نظامنا الشمسي ، وأن الانبعاثات الراديوية الشفقية قوية بما يكفي - مائة ألف مرة أكثر سطوعًا من كوكب المشتري - بحيث يمكن اكتشافها عبر المسافات بين النجوم.

يمكن أن يكون لهذه الورقة ، التي تضم باحثين في مركز فيزياء الفضاء بجامعة بوسطن بالولايات المتحدة الأمريكية ، آثارًا كبيرة على اكتشاف الكواكب والأجسام خارج نظامنا الشمسي والتي لا يمكن اكتشافها بطرق أخرى.

ما هو أكثر من ذلك ، أن البث الراديوي يمكن أن يزودنا بمعلومات أساسية حول طول الكوكب ونهاره ، وقوة مجاله المغناطيسي ، وكيف يتفاعل الكوكب مع نجمه الأم ، وحتى ما إذا كان لديه أي أقمار.

أضاف الدكتور نيكولز: & ldquo أنا جزء من مجموعة تم منحها مؤخرًا الوقت على مصفوفة التردد المنخفض (LOFAR) - المتمركزة في هولندا ولكن مع محطات عبر عدد من البلدان في شمال أوروبا بما في ذلك المملكة المتحدة - لمحاولة مراقبة الشفق القطبي على الكواكب الخارجية ، لذلك نأمل أن تكون هناك بعض النتائج المثيرة للاهتمام قريبًا. & rdquo

تم تمويل عمل Dr Nichols & rsquo من قبل مجلس منشآت العلوم والتكنولوجيا. يقود عمل LOFAR للكواكب الخارجية فيليب زرقا ، ومقره في مرصد CNRS ، باريس.


الشفق القطبي الغريب والنابض لكوكب المشتري هو أكثر غموضًا مما كنا نظن

يأمل الباحثون في أن يساعد جونو في تسليط الضوء على سبب اختلاف الأضواء الشمالية والجنوبية لكوكب المشتري.

الشفق القطبي على كوكب المشتري ، كما يتضح من اقتراب المركبة الفضائية جونو. ناسا / وكالة الفضاء الأوروبية

تتوهج الأضواء الشمالية والجنوبية في الجو ، وتلمع بهدوء وذكاء - وعلى كوكب المشتري ، بشكل غريب.

كوكب المشتري ، مثل كوكبنا ، له شفق مميز (الأضواء الشمالية باسم آخر) بالقرب من أقطابها. يتشكل الشفق القطبي عندما يتم تسريع الجسيمات المشحونة بواسطة المجال المغناطيسي لكوكب أو قزم بني & # 8217s وينتقل إلى الغلاف الجوي ، مما يخلق أضواءًا جميلة في سماء الليل. في حالة كوكب المشتري ، فإن العديد من الموجات الكهرومغناطيسية المنبعثة من الشفق القطبي هي أشعة سينية - غير مرئية للعين البشرية ، ولكنها مفتاح لفهم المزيد حول كيفية تشكل الشفق القطبي على المشتري.

في دراسة نشرت في علم الفلك الطبيعي أعلن علماء الفلك هذا الأسبوع أنهم & # 8217d تمكنوا أخيرًا من مراقبة بقعة الأشعة السينية الجنوبية الساخنة لكوكب المشتري بالتفصيل باستخدام بيانات من مراصد الفضاء XMM-Newton و Chandra في عامي 2007 و 2016. كانت البقع & # 8217t متزامنة تمامًا عبر نصفي الكرة الأرضية.

في النصف الجنوبي من الكوكب ، ينبض الشفق القطبي الغني بالأشعة السينية بمعدل ثابت ، ويتصاعد كل تسعة إلى اثني عشر دقيقة تقريبًا. الجزء الشمالي أكثر اضطرابًا. إنه يخفت ويضيء بوتيرة تبدو مستقلة عن نظيره الجنوبي. هذا يختلف عن الأرض ، حيث تميل الشفق القطبي الناجم عن النشاط الشمسي إلى التأثير على القطبين الشمالي والجنوبي بطريقة يمكن التنبؤ بها.

& # 8220 سلوك البقع الساخنة للأشعة السينية على كوكب المشتري يثير أسئلة مهمة حول العمليات التي تنتج هذه الشفق القطبي ، وقالت المؤلفة المشاركة في الدراسة # 8221 Licia Ray في بيان. & # 8220 نحن نعلم أن مزيجًا من أيونات الرياح الشمسية وأيونات الأكسجين والكبريت ، والتي نشأت في الأصل من الانفجارات البركانية من كوكب المشتري & # 8217 قمر ، آيو ، متورطة. ومع ذلك ، فإن أهميتها النسبية في إنتاج انبعاثات الأشعة السينية غير واضحة. & # 8221

اكتشف العلماء سابقًا أن العواصف الشمسية تسببت في زيادة النشاط في الشفق القطبي للمشتري ، لكنهم مهتمون بمعرفة ما إذا كانت العوامل الأخرى ، مثل المجال المغناطيسي الضخم لكوكب المشتري ، لها تأثير أكبر على تكوينها.

يقدم الشفق القطبي للمشتري و # 8217s ألغازًا أخرى أيضًا. في الشهر الماضي ، قاس علماء ناسا كميات هائلة من الطاقة الملتفة في المجال المغناطيسي للمشتري ، وهو نوع من الطاقة التي تنتج بعض ألمع الشفق القطبي على الأرض ، لكنها أقوى بعشرات المرات. من الغريب أن تلك المستويات العالية من الطاقة لم تنتج أكثر الشفق القطبي كثافة على كوكب المشتري ، وهي طريقة أخرى لا تتطابق معها الشفق القطبي تمامًا مع شفقنا.

لحل اللغز ، سيتعين عليهم إلقاء نظرة فاحصة. لا تحتوي مركبة جونو الفضائية الموجودة حاليًا في كوكب المشتري على أداة مراقبة بالأشعة السينية ، ولكن يمكنها إجراء قياسات أخرى في الضوء المرئي والموجات الراديوية وأشكال أخرى من الإشعاع الكهرومغناطيسي. بالاقتران مع المزيد من مراصد الأشعة السينية البعيدة ، يأمل الباحثون أن يتمكنوا من مطابقة ملاحظات البقع الساخنة للأشعة السينية مع العمليات الفيزيائية الأخرى التي يرصدها جونو في الغلاف الجوي ، وفي النهاية تسليط بعض الضوء على الأصول الغامضة لهذا الشفق القطبي.


"طاقة أكثر من المعتاد"

الشفق القطبي لكوكب المشتري هو من بين الأقوى في منطقتنا النظام الشمسي، وتظهر عندما تتدفق الإلكترونات عالية الطاقة عبر الغلاف المغناطيسي لعملاق الغاز وتصب في الغلاف الجوي العلوي لإثارة وإضاءة غازات الغلاف الجوي ، وفقًا لوكالة ناسا. هذا يشكل حلقات متوهجة يمكن رؤيتها في القطبين الشمالي والجنوبي للكوكب.

كشفت الملاحظات من تلسكوب هابل الفضائي بالفعل عن حالات متكررة من السطوع في جانب الفجر من الشفق القطبي لكوكب المشتري الذي بدا أنه يستمر لمدة ساعة إلى ساعتين ، بسبب الجسيمات و [مدش] في الغالب الإلكترونات و [مدش] التي كانت "أكثر نشاطًا من المعتاد" ، كما قال مؤلف الدراسة الرئيسية بيرتراند بونفوند ، باحث مشارك في جامعة & eacute de Liège علوم الفضاء والتقنيات وأبحاث الفيزياء الفلكية (STAR) في بلجيكا.

قال بونفوند لموقع Live Science في رسالة بالبريد الإلكتروني: "بعض عواصف الفجر هذه ، بما في ذلك العاصفة التي لاحظها هابل أثناء اقتراب جونو من كوكب المشتري قبل دخوله في مداره في عام 2016 ، تسجل على أنها ألمع شفق رأيناه على كوكب المشتري على الإطلاق".

وقال بونفوند: "ومع ذلك ، لم نكن متأكدين مما إذا كانوا قد تشكلوا بالفعل عند الفجر وبقوا هناك ، أو ما إذا كانوا قد بدأوا في الجانب الليلي ثم استداروا باتجاه الفجر". وأضاف أنه نظرًا لأن ملاحظات هابل كانت تقتصر على 40 دقيقة فقط في كل مرة ، "لم نكن متأكدين أيضًا من كيفية تطورها بعد ذلك". "وبينما كنا مقتنعين بأن مثل هذه الشفق القطبي الدراماتيكي يجب أن تتوافق مع بعض الأحداث الدرامية في الغلاف المغناطيسي ، لم نكن متأكدين حقًا من أي منها."


ما هي الانبعاثات النموذجية للشفق القطبي للمشتري؟ - الفلك

ظهرت نسخة سابقة من المقال المقدم هنا في عدد يوليو / أغسطس 1994 من مجلة Southern Sky.

يمكن أن تكون الانبعاثات الراديوية المتفرقة لكوكب المشتري ، التي لوحظت لأول مرة في عام 1955 ، شديدة جدًا في بعض الأحيان. في الواقع ، لا يتم تجاوزها في الشدة إلا من خلال رشقات الراديو الشمسية القوية. يمكن اكتشاف إشارات جوفيان في النطاق الراديوي قصير الموجة من 10 إلى 25 ميجاهرتز ، وهي مصدر مثالي لمشروع أول في علم الفلك الراديوي.

باستخدام هوائي ثنائي القطب ومستقبل اتصالات فقط للمراقبة الصوتية ، تكون متطلبات المعدات ضئيلة. يكمن مفتاح النجاح في معرفة متى تستمع.

الجسيمات المتصاعدة على طول خطوط المجال في الغلاف المغناطيسي للمشتري تشع الطاقة الكهرومغناطيسية مثل السيكلوترون وانبعاثات السنكروترون. تكون هذه الإشعاعات اتجاهية تمامًا بشكل عام ، تاركة المنطقة المجاورة للكوكب في شكل حزم راديوية ضيقة. تم تحديد ما لا يقل عن سبعة مصادر مختلفة. ترتبط بعض هذه المصادر بمحاذاة دوران معينة للمجال المغناطيسي لجوفيان بينما يرتبط البعض الآخر بكل من محاذاة المجال المغناطيسي وموقع القمر آيو كما يُرى من الأرض. يُشار إلى الأولى على أنها مصادر Io المستقلة ، وتسمى Non-Io-B أو Non-Io-A ، على سبيل المثال ، في حين أن الأخيرة مُصنَّفة بالاعتماد على Io وتُعرف باسم Io-B أو Io-A. يبدو أن حركة آيو عبر الغلاف المغناطيسي لجوفيان تؤثر على كل من شدة الانبعاث وإمكانية التنبؤ به. المصدر الأكثر كثافة وبالتالي الأكثر ملاءمة لمراقبة الهواة هو المصدر Io-B المعتمد على Io. لحسن الحظ ، هو أيضًا الأكثر توقعًا.

عندما يتحرك القمر Io عبر الغلاف المغناطيسي للمشتري ، يتم إنشاء بعض الإشارات الراديوية الأكثر كثافة التي ينتجها نظام المشتري. في هذه الصورة التي التقطتها مركبة الفضاء كاسيني التابعة لناسا ، يكمن آيو أمام المشتري ويلقي بظلاله على "سطح" الكوكب.

يقع معظم البث الراديوي العشوائي لجوفيان (أطوال موجية في عشرات الأمتار) الذي يمكن ملاحظته باستخدام معدات الاستقبال الأرضية في نطاق التردد من حوالي 4 إلى 39.5 ميغاهيرتز. على الرغم من أن الشدة المستلمة بحد أقصى حوالي 8 ميجاهرتز وتهبط بسرعة فوق هذا التردد ، فقد تم إجراء معظم الملاحظات في نطاق التردد من 15 ميجاهرتز إلى 25 ميجاهرتز حيث يكون التداخل من محطات الراديو على الموجات القصيرة أمرًا مقبولًا. تم إجراء عمليات رصد على ترددات تقترب من MHz 4 عندما تسمح ظروف الغلاف الأيوني ، حول الحد الأدنى من البقع الشمسية.

هناك نوعان مختلفان من الإشعاع اللذان تمت ملاحظتهما - رشقات نارية قصيرة (S) مدتها من 1 إلى 10 ميلي ثانية ورشقات طويلة (L) بفترات تتراوح من 0.5 إلى 5 ثوانٍ أو أكثر. يبدو أن بعض المصادر تنتج رشقات L فقط بينما يشع البعض الآخر مثل Io-B و Io-C مزيجًا من L و S. خلال جلسة المراقبة النموذجية ، يمكن ملاحظة العديد من الرشقات من كلا النوعين ويسمى الحدث الكامل عاصفة ضوضاء. تتراوح مدة هذه العواصف من بضع ثوانٍ إلى عدة ساعات.

الشكل 1 - طيف الترددات الراديوية المثالي لنوعين من رشقات الضوضاء الراديوية العشرية المستقبلة من كوكب المشتري. تدوم الرشقات القصيرة (S) بضعة أجزاء من الألف من الثانية فقط وتنجرف إلى أسفل في التردد مع مرور الوقت. الرشقات الطويلة (L) لها فترات من الثواني وتحتوي على حارات تعديل يمكن أن تنجرف إما لأعلى أو لأسفل في التردد.

بصرف النظر عن مدتها الزمنية ، فإن السمة المميزة الرئيسية لنوعي الرشقات هي معدل انجراف التردد (الشكل 1). في حالة الانفجارات على شكل حرف S ، يرجع هذا الانجراف على ما يبدو إلى حقيقة أن الجسيمات المشحونة ، التي نشأت في كوكب المشتري ، تتصاعد على طول خطوط المجال المغناطيسي للمشتري وتتحرك إلى مناطق يتناقص فيها المجال المغناطيسي تدريجيًا. يتناسب تردد السيكلوترون بشكل مباشر مع شدة المجال المغناطيسي ، وبالتالي يتغير تردد الاندفاع ليعكس المجال المتغير. عند 20 ميجاهرتز ، تبلغ معدلات انجراف التردد للرشقات على شكل S حوالي -20 ميجاهرتز / ثانية. تُستخدم الإشارة السالبة للإشارة إلى أن الدفقات تبدأ بتردد عالٍ وتنجرف لأسفل إلى تردد أقل.

بالنسبة للرشقات L- ، يرتبط انجراف التردد بتأثيرات الأشعة الهندسية المعقدة المرتبطة بعمل مازر السيكلوترون الذي يُعتقد أنه يولد هذه الانبعاثات. بالإضافة إلى ذلك ، فإن تأثيرات الانعراج المفروضة بالقرب من المشتري ، والتي تؤدي إلى ظهور ممرات التشكيل (انظر الشكل 1) بالإضافة إلى تأثيرات التلألؤ الثانوية الأخرى الناجمة عن الوسط بين الكواكب والغلاف الأيوني للأرض ، تعدل أيضًا الانبعاث. تظهر ممرات التعديل في طيف الترددات الراديوية للرشقات L كمناطق ذات سعة إشارة منخفضة مع معدلات انجراف نموذجية +/- 100 كيلو هرتز في الثانية. تنتج تأثيرات التلألؤ المذكورة أيضًا تعديلًا مميزًا لاتساع الرشقات على مقياس زمني من الثواني.

متطلبات المعدات

الإشارات من Io-B شديدة جدًا مقارنة بمعظم المصادر الفلكية الراديوية. عندما تكون الأرض والمشتري قريبين من اقتران أدنى ، حتى ثنائي القطب البسيط سيوفر حوالي 1 & muV ذروة لمحطات الهوائي لجهاز الاستقبال. يجب ثني ثنائي القطب لزيادة عرض النطاق الترددي الخاص به ، ورفعه فوق الأرض (أو سطح عاكس مناسب مثل السقف المعدني) على مسافة تتراوح بين 1/4 و 3/8 من الطول الموجي. لن تؤثر المخالفات الصغيرة مثل التمويجات في هذا السطح على الأداء ما لم تتجاوز عمق حوالي 1/10 من الطول الموجي عند تردد المراقبة. يؤثر الارتفاع الدقيق للثنائي القطب على نمط استجابة الهوائي ، ويمكن الاستفادة من هذه الحقيقة لتعظيم كسب الهوائي في اتجاه الكوكب.

إذا كان للمشتري زاوية ارتفاع أقل من 50 o عندما يعبر خط الزوال في موقع المراقبة ، فإن ارتفاع ثنائي القطب بمقدار 3/8 من الطول الموجي يكون مناسبًا. بالنسبة لزوايا الارتفاع التي تزيد عن 50 درجة ، يجب أن يكون الارتفاع 1/4 من الطول الموجي. يجب أن يتم تثبيت ثنائي القطب بشكل عام في اتجاه الشرق والغرب ، وأن يكون خاليًا من العوائق قدر الإمكان. إذا كان خط عرض المراقبة بحيث يعبر كوكب المشتري خط الزوال في حدود 20 درجة تقريبًا من الذروة ، فقد يوفر الاتجاه بين الشمال والجنوب تغطية أفضل. في كلتا الحالتين ، يجب أن يكون لها بالتأكيد خط رؤية مباشر للكوكب. تفاصيل بناء هوائي مناسب للاستخدام عند 20 MHz موضحة في الشكل 2. عندما يكون الكوكب في زوايا ارتفاع أقل من 30 درجة ، قد يكون من المناسب استخدام هوائي شعاع 21 MHz هواة راديو نموذجي (إن وجد).


الشكل 2 - تفاصيل البناء للهوائي ووحدة الاقتران (balun) لتوصيل الهوائي بمستقبل الاتصالات القياسي (تردد تشغيل 20 ميجا هرتز).

يجب أن تكون معظم مستقبلات الاتصالات ذات الأغراض العامة كافية لتضخيم إشارات Jovian التي تم جمعها بواسطة الهوائي ثنائي القطب أعلاه وجعلها مسموعة. لا يعد استقرار جهاز الاستقبال مهمًا جدًا ، ولكن يجب أن يكون الحد الأدنى من الحساسية القابلة للاستخدام أقل من 1 & muV بالنسبة للإشارة إلى نسبة ضوضاء تبلغ 10 ديسيبل في الوضع AM. يجب أن يكون عرض نطاق جهاز الاستقبال عادةً من 5 إلى 10 كيلو هرتز. تعتبر عروض النطاق الترددي حتى 30 كيلو هرتز مثالية ، ولكنها ليست شائعة جدًا ، في حين أن عرض النطاق الضيق (2 كيلو هرتز) المرتبط بأجهزة الإرسال والاستقبال المتخصصة للهواة SSB قد يكون قليلاً على الجانب المنخفض. يتم توصيل الهوائي بجهاز الاستقبال عبر كابل محوري 75 & أوميغا (أوم). يتطلب هذا balun (نسبة مقاومة 4: 1) لمطابقة مقاومة الهوائي 300 & Omega مع الخط المحوري 75 & Omega (الشكل 2).

يجب أن ينتهي الخط المحوري في قابس متوافق مع إدخال هوائي جهاز الاستقبال 75 وأوميغا (أو 50 وأوميغا). للمراقبة الصوتية البسيطة للمستقبل ، لا يلزم وجود معدات أخرى. Many observers will probably wish to record signals for future use. This can be done by connecting a cassette tape recorder to the receiver headphone jack (figure 3). A further option would be to connect a chart recorder to the receiver detector output. This however, involves getting into the receiver electronics, and should only be undertaken by those experienced in such matters.


Figure 3 - equipment interconnections for a Jovian decametric radio telescope. The lower diagram shows the internal modification required to the communications receiver to allow connection of an optional chart recorder.

Once all the equipment has been set up if is then a matter of listening for the signals. Random monitoring however, is not very profitable, and many a person has been disillusioned through this mode of operation. Due to the directional nature of the radiation, there are certain well-defined time slots (windows) during which signals from the Io-related sources are strongest and have the greatest probability of occurence. These windows can be computed fairly readily from a few requirements.

Improving the Odds

The first and most obvious requirement is that both Jupiter and the Earth should be on the same side of the Sun. Larger signals result when the distance between source and receiver is smallest. The largest signals can thus be expected at inferior conjunction of the two planets. The remaining requirements concern the position of Io and the rotational alignment of Jupiter with respect to the Earth. The position or phase of Io (&gammaIo) is measured counterclockwise around its orbit from Superior Geocentric Conjunction (SGC) (see figure 4). SGC is the point on the far side of the orbit which is exactly opposite the direction line from Jupiter to Earth. The window for bursts from the Io-B radio source occurs when Io lies betweeb 65 o and 110 o from SGC and when the longitude of the Jovian central meridian (CML), measured in system III (refer to note 1 on Jovian longitude measurement), lies within the range 95 o to 195 o . For detectable signals we thus need to satisfy the conditions for &gammaIo and CML(III) simultaneously (see figure 4). These conditions occur every few days, but signals are generally only observable from a particular site on Earth about once per week, with particularly strong events occurring perhaps once per month. Figure 5 shows the conditions for radio emissions from not only the Io-B source but also three other sources designated Io-A, Non-Io-A and Io-C. Note that for each source there is an area of high probability of emission surrounded by an area of reduced probability.


Figure 4 - conditions required for Io-B radio bursts to be received by an observing station on Earth.


Figure 5 - the probability of receiving Jovian radio signals around 20 MHz from 3 Io-related sources. The darker core areas indicate a relatively high probability of receiving signals as a function of both the position of Io and the central meridian longitude of Jupiter (as viewed from Earth). Lighter surrounding areas indicate less probable or lower intensity signals. The yellow area indicates the domain of non-Io-A signals.

To compute the occurrence of Jovian radio emission we need four pieces of information. We first assume that Io moves in a circular orbit (a good approximation) with a synodic period of (ie as observed from Earth) of 1.769860 days. Times of SGC are then obtained from the Astronomical Ephemeris and thus we can determine the required times for which &gammaIo lies between the specified values. The next step is to note that the rotation period for system III longitudes is 9 hours 55 minutes 29.71 seconds. Again the ephemeris can be consulted to find CML(III) values for 0000 hours UTC on each day of the year (eg in 1983 on December 1st at 0000 UT the CML (system III) was 218.9 o ). It is now possible to find the times when CML(III) lies between its specified values. A calculator can be used to find when both conditions are satisfied simultaneously.

Alternatively, a computer program containing Jovian and Io emphemerides may be used to produce a yearly listing for various observer sites. Such a program is listed in figure 6A. This program written in QBASIC, will print out the dates and times of predicted emission for the three Io-related sources Io-A, Io-B and Io-C. These times are for the high probability 'core' areas. Using data from figure 5 the program can easily be altered to include lower probability conditions or the Io-independent source Non-Io-A. Time resolution can also be increase by changing the line "th=th+0.5" to read "th=th+0.1". The program will then step through in 0.1 hour time increments. It will also take longer to produce a printout and use more paper. Note that this is a global program and Jupiter will not be visible above the local horizon for all the times printed out. It is necessary to use this information together with the times of rising and setting of Jupiter at your location.


Figure 6A - QBASIC source code for a program to flag Jovian radio emission dates and times for the three Io-related sources. The only input required is the year


Figure 6B - partial output from the program listed in figure 6A for the year 1994 - used to check whether your program is working correctly

Listening for Jupiter

After the equipment has been assembled and the appropriate times computed, all that remains is to turn on the receiver in the AM mode with the RF sensitivity on maximum, turn off the AGC is possible, tune to a clear spot around 20 MHz and listen for the bursts. This is not as easy as it may first appear. The signals that we are searching for are only a little above the background cosmic noise (which should be well above the internal receiver noise level). Powerline and automobile ignition interference can both conspire to make signal recognition difficult. It is usually helpful in this respect to observe in the early morning hours until some experience is gained in discriminating between local interference and Jovian signals. Fortunately, the signals are generally observable over a range of several megahertz so that small changes in the observing frequency can often be made to find a frequency which is free from interference. As an additional aid, some communication receivers are equipped with a noise blanker which can be very effective in eliminating certain types of impulsive interference such as ignition noise.

As previously mentioned, there are two types of signal that may appear (the L and S bursts). Verbal descriptions of how these sound vary from observer to observer. The L bursts have been described as having a 'swishing' sound or as 'waves crashing on a beach'. At times the sound has more of a 'ker-ash' quality, softer verion of a mid-distant terrestrial lightning discharge. Care must of course be taken to avoid misidentification with terrestrial electrical storms. A good check is to listen on an AM broadcast band receiver (530 - 1620 kHz) to preclude such misidentification. The S bursts occur less often than L-bursts and are considerably shorter in duration typical single frequency durations are less than 10 ms. When heard on a communications receiver S-bursts have a 'chuff-chuff-chuff' type of sound with recurrence rates of between 10 and 40 per second. The bursts tend to occur in groups several seconds in duration. Probably the only way to be absolutely certain that you have heard Jupiter signals is to compare them with known signals (see note 4).

Occasionally even with the best equipment, and under optimum conditions, no signal will be heard. This may be due to a high local interference level, or it may be that no signals are being generated at the time. The absolute probability of receiving signals appears to vary with declination of the Earth as seen from Jupiter. In mid-1994, this value is near its most negative value, and emission probabilities are lower (particularly for the Non-Io related sources) than they are expected to be in a few years time when the declination is closer to zero. This variation of declination, which seems to determine the reception probability and the received signal strength, has a period of about 11.8 years. This fact initially led to a belief that Jovian signals were correlated with the 11 year solar cycle. There is still work to be done in sorting out geometrical effects from solar influences on Jupiter's radio signals.

There is one further influence on the reception of Jovian decametric signals, and that is due to the effect of Earth's ionosphere on the propagation of radio waves. The ionosphere is a region of charged particles extending from about 80 to 500 km above the Earth's surface. This region is essentially opaque to all radio waves below a critical frequency. Radio waves with a frequency above this limit can penetrate the ionosphere and reach the antenna below. The minimum penetration frequency lies in the range from about 2 to 50 MHz and depends on many factors. The most important are the latitude of the observing site, the time of day, the season, the level of solar activity, and the angle at which the signal is incident on the ionosphere.

Solar Influence

In broad terms, the penetration frequency will be higher the closer the Sun is to the point at which the incoming wave penetrates the ionosphere, and the higher the level of solar activity (measured roughly by the smoothed sunspot number). The penetration frequency also increases with decreasing elevation of the astronomical source. As a very rough guide, it is probably safe to say than around the time of sunspot minimum, observations of Jupiter made at night, where the elevation of the planet exceeds 20 o will always experience a transparent ionosphere at a frequency of 20 MHz. However, low elevation observations made during daylight hours may be blocked at this frequency. Users of low elevation beam antennas should be particularly aware of this effect.

The first positive identification of radio signals from another planet is of course an exciting event. Many observers may be content with this achievement: a proof of concept so to speak. Others however, may want to pursue the subject further. For those who want to try to listen and identify the other Jovian sources such as No-Io-A for example, an improvement in system sensitivity is probably desirable. Little, however, can be done in the way of electronic amplification although a preamplifier with a gain of around 10 decibels (dB) may help improve a marginal communications receiver (higher gains will generally lead to many other problems at these frequencies), but in most cases the background cosmic 'noise' radiation incident on the antenna is already well above the internally-produced receiver noise. The only way to improve the system performance is to increase the antenna gain in the direction of Jupiter. This automatically implies a narrower antenna beamwidth, and thus the radio of Jovian noise to cosmic noise is increased. Suitable higher gain antennas are a 2, 3 or 4 element yagi, a cubical quad, a corner reflector, or an array of several dipoles. Because of their narrower beamwidth these antennas will need to be steerable. Details in the construction of these antennas can be obtained from one of many antenna handbooks (see note 2), The main factor which limits construction of high gain antennas is that of size.

Antennas at 20 MHz are unfortunately quite large and need correspondingly large amounts of space for their erection. Other projects which might be investigated are correlation of Jupiter bursts (either occurrence or intensity) with solar activity. When a Jovian orbital spacecraft (such as the Galileo probe)allows continuous monitoring of the Jovian environmental conditions, including Io vulcanism, there is no lack of correlative material.

The equipment described here to monitor Jupiter radio bursts forms a simple radio telescope. It can also be used to detect radio emission from our galactic centre (figure 7). It can be put together with minimal effort using readily available parts and forms an ideal introduction as a first project in radio astronomy. For those who want to pursue further work in the field, there are many opportunities. Avenues include the monitoring of solar bursts, interferometry, and the production of radio maps of the sky at various frequencies. Most of these require more extensive equipment and expertise. Experience gained in the domain of Jovian emissions provides a good basis for continued efforts. Success gained here can instill the confidence required to continue in these exciting areas, which so far have seen little sustained activity from individuals isolated from the larger radio astronomy groups.


Figure 7 - chart record made at 20 MHz, 2 May 1983 from 1300 to 2200 UT. Two features are shown. The broad background rise and fall is due to the source Sagittarius A at the centre of our galaxy passing through the antenna beam. Larger, spiky deflections from just after 1600 to around 1900 UT are signals from the Jovian source Io-B. Position of Io in its orbit is shown below the trace. Direction to the Earth is toward the bottom of the page. Signals after 2100 UT are man-made interference.

1 Jupiter is not a solid body and all its parts do not rotate at the same speed. Equatorial reqions rotate at a larger angular velocity than do the polar regions. It has been found necessary to employ three systems of longitude to describe Jupiter's rotational motion. System I is used for equatorial surface latitudes, system II is used for surface latitudes greater than 10 o , and system III is used to describe the motion of the Jovian magnetosphere. Because the magnetic field is probably generated within the core, it is thought that system III also describes the rotation of the planetary core.

2 Several antenna books give further information on antennas and balun construction. One excellent text is: ARRL Antenna Book, G L Hall (ed), American Radio Relay League, Newington, CT, 06111, USA (1983).

3 A good general text on radio astronomy which also discusses Jovian emissions is: Radio Astronomy (2nd edition), John Kraus, Cygnus-Quasar Books (1986).

4 Several web sites have audio files with Jovian decametric sounds observed at a single frequency. These are very useful aids to identify and distinguish the desired signals from interference and other electromagnetic noises. The RadioSky site contains separate .WAV files for L-bursts and S-bursts.

5 Radio Jove is a NASA sponsored educational radio astronomy program which makes available a kit radio designed by Richard Flagg specifically for Jovian decametric signal monitoring. Information can by obtained at the Radio Jove website.

6 An Australian design for a receiver to monitor Jupiter's radio emissions was presented by Jamieson Rowe in the August 2008 issue of the magazine Silicon Chip. This is a superheterodyne receiver, unlike the Radio Jove receiver which is a 'direct conversion' design. As of 2009 the Australian electronics firm Altronics produces a kit for this receiver which sells for about $A85.


Astronomers Have Detected A New Auroral Feature On Jupiter

On March 29, 2021, scientists (astronomers) from the Southwest Research Institute (SwRI) in San Antonio, Texas, announced that they had successfully used the Juno spacecraft to discover previously unseen features associated with Jupiter’s aurora. The auroral emissions were caused by charged particles coming from the edge of Jupiter’s vast magnetosphere, according to SwRI scientists. The SwRI-led Ultraviolet Spectrograph (UVS) on NASA’s Juno spacecraft orbiting Jupiter enabled scientists to discover faint aurora options likely caused by charged particles coming from Jupiter’s massive magnetosphere. This prevalence is shown in the false coloration series of images taken 30 seconds apart (purple panels), which display ring-like emissions that increase rapidly over time.

Jupiter and the Earth both have magnetic fields that shield them from the solar wind. The magnetosphere grows in size as the magnetic field becomes stronger. Jupiter’s magnetic field is 20,000 times stronger than Earth’s, resulting in a massive magnetosphere that deflects solar wind 2-4 million miles until it reaches Jupiter.

NASA said: “A lasso-like curtain of glowing gas wraps around Jupiter’s north pole in this Hubble telescope picture. High-energy electrons race through the planet’s magnetic field and into the upper atmosphere, where they excite atmospheric gases and cause them to glow, resulting in the aurora. The aurora is similar to the phenomena that occur in the polar regions of the Earth.

The expanding rings are about 1,200 miles (2,000 kilometers) wide and move outward at a rate of about 3 miles (5 kilometers) per second. Other auroral features on Jupiter, which are produced by internal processes, such as the motion of charged particles inside Jupiter’s vast magnetosphere, tend to have a different origin than these rings, which are bright in ultraviolet light.

“We think these newly discovered faint ultraviolet features originate millions of miles away from Jupiter, near the Jovian magnetosphere’s boundary with the solar wind,” said Dr. Vincent Hue, lead author of a paper accepted by the Journal of Geophysical Research: Space Physics. “The solar wind is a stream of charged particles released by the Sun at supersonic speeds. When they arrive at Jupiter, they communicate with the planet’s magnetosphere in a way that is still unknown.”

One of the objectives of the Juno mission, which was recently extended until 2025 by NASA, is to study Jupiter’s magnetosphere by using the UVS instrument to measure its auroras. Scientists have determined that the majority of Jupiter’s strong auroras are caused by internal phenomena, such as the motion of charged particles within the magnetosphere, thanks to observations made with the Hubble Space Telescope and Juno. However, UVS has observed a faint form of aurora that is characterized by rings of emissions that expand rapidly with time on several occasions.

Another potential sun-related explanation for the formation of these emission rings is a magnetic reconnection event in Jupiter’s magnetosphere. You may have heard of magnetic reconnection on the sun, which occurs when magnetic field lines twist or overlap, forming new connections, releasing the separated plasma, which can then blast outward in a massive flare or ejection, potentially causing auroras. When the solar wind hits Jupiter, the Jovian magnetic field will interact with it, rearranging and reconnecting to cause auroras, just as it does on Earth. A dayside magnetic reconnection is the name for this form of occurrence.

“Despite several years of observations from Earth combined with a number of in-situ spacecraft measurements, scientists are still unsure about the role of the solar wind in regulating Jupiter’s auroral emissions,” stated SwRI’s Dr. Thomas Greathouse, a co-author on this examine. “Jupiter’s magnetospheric dynamics, or the movement of charged particles within its magnetosphere, are largely regulated by its 10-hour rotation, which is the fastest in the solar system. The location of photovoltaic wind is still up for discussion.”

“The high-latitude location of the rings indicates that the particles causing the emissions are coming from the distant Jovian magnetosphere, near its boundary with the solar wind,” said Bertrand Bonfond, a co-author on this study from Belgium’s Liège University. Plasma from the solar wind often interacts with Jovian plasma in this area, resulting in “Kelvin-Helmholtz” instabilities.

When shear velocities exist, such as at the interface of two fluids traveling at different speeds, these phenomena occur. Dayside magnetic reconnection events, in which oppositely directed Jovian and interplanetary magnetic fields collide, rearrange, and reconnect, are another possible source of the rings. Both of these processes are thought to produce particle beams that pass along the magnetic field lines of Jupiter, ultimately precipitating and triggering the ring auroras.

“The Juno extended mission will enable us to capture and explore more of these faint transient events, even if this research does not conclude what processes generate these options.,” Hue stated.


شاهد الفيديو: ما هو الشفق القطبي (شهر اكتوبر 2021).