Uma introdução à interação eletrodinâmica entre Júpiter e os satélites Galileanos

Dentre os planetas do Sistema Solar, Júpiter se destaca por seu tamanho, quantidade de satélites naturais, intenso campo magnético e colossal magnetosfera, atraindo por isso a atenção da humanidade desde a Antiguidade. Com a descoberta de emissões de rádio oriundas de Júpiter e do controle parcial dessas emissões por parte de satélites Jovianos, um novo cenário atraiu atenção ao planeta: a interação eletrodinâmica entre o campo magnético de Júpiter e os satélites Io, Europa, Ganimedes e Calisto, que propicia esse controle. Aqui, apresentamos brevemente o planeta Júpiter e sua magnetosfera, o que se sabe sobre a interação Júpiter-satélites, e algumas características dos satélites Galileanos.

Palavras-chaves:
Júpiter; Satélites Galileanos; Emissões Aurorais de rádio

Autoria

H.R.P. Jácome ^**Endereço de correspondência: hadassajacome@gmail.com

Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais, São José dos Campos, SP, Brasil.Instituto Nacional de Pesquisas EspaciaisBrasilSão José dos Campos, SP, BrasilInstituto Nacional de Pesquisas Espaciais, São José dos Campos, SP, Brasil.

https://orcid.org/0000-0002-1366-9227

E. Echer

M.S. Marques

Universidade Federal do Rio Grande do Norte, Departamento de Geofísica, Natal, RN, Brasil.Universidade Federal do Rio Grande do NorteBrasilNatal, RN, BrasilUniversidade Federal do Rio Grande do Norte, Departamento de Geofísica, Natal, RN, Brasil.

*Endereço de correspondência: hadassajacome@gmail.com

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Figura 1:
Imagem de Júpiter criada a partir de imagens do JunoCam imager obtidas em 12 de fevereiro de 2019. Imagem com cores aprimoradas mostrando o hemisfério Sul do planeta, latitudes de 40

^{\circ}

a 74

^{\circ}

. Fonte: JPL-NASA, https://www.nasa.gov/image-feature/jpl/jupiter-marble.

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Figura 2:
Representação da magnetosfera de Júpiter e comparação em tamanho com a magnetosfera terrestre. Fonte: Adaptada de https://lasp.colorado.edu/home/mop/files/2012/04/EarthJup.jpg Créditos: Fran Bagenal e Steve Bartlett.

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Figura 3:
Seção transversal da magnetosfera de Júpiter com representação do sistema de correntes de Birkeland. As linhas contínuas à direita do planeta representam as linhas de campo magnético, que são distendidas para longe do planeta devido à rotação da magnetosfera e ao movimento radial do plasma. As linhas tracejadas representam o sistema de correntes de Birkeland, conectando a magnetosfera equatorial à ionosfera Joviana. A região pontilhada, o magnetodisco, é a região em que o plasma magnetosférico se concentra, em torno do equador magnético, a partir do torus de plasma de Io, se estendendo a maiores distâncias do planeta. Fonte: Adaptada de Cowley e Bunce (2001) [²¹[21] S.W.H. Cowley e E.J. Bunce, Planetary and Space Science 49, 1067 (2001).].

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Figura 4:
Localização e características gerais dos satélites Galileanos. Os satélites Galileanos apresentados em escala, com suas características gerais: diâmetro (d), densidade (

ρ

), e periodicidade (P) em dias. Os períodos orbitais de Io, Europa e Ganimedes estão em ressonância (1:2:4), com o período orbital de Ganimedes sendo equivalente a duas vezes o de Europa (2:1), que por sua vez equivale a duas vezes o de Io (2:1). Fonte: Adaptada de EOS, https://eos.org/features/does-io-have-a-magma-ocean.

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Figura 5:
Densidade de fluxo das emissões planetárias aurorais de rádio conhecidas no Sistema Solar. As densidades são apresentadas normalizadas para uma distância de 1 UA das fontes. KOM e KR se referem às emissões com comprimento de onda quilométrico; HOM , hectométrico; e DAM , decamétrico. Fonte: Adaptada de Zarka (1998) [⁴⁷[47] P. Zarka, Journal of Geophysical Research: Planets 103, 20159 (1998).].

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Figura 6:
Emissões em UV nas bases das linhas de campo magnético de Júpiter conectadas com os satélites Io, Ganimedes e Europa na atmosfera do planeta. Imagem em UV obtida pelo STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph ) em 26 de novembro de 1996, mostrando não apenas as emissões aurorais em UV associadas a três dos satélites Galileanos, como também as emissões da oval principal e as polares no polo norte de Júpiter. Fonte: Adaptada de Clarke (2012) [⁴⁹[49] J.T. Clarke, em: Auroral Phenomenology and Magnetospheric Processes: Earth and Other Planets, Volume 197, editado por A. Keiling, E. Donovan, F. Bagenal e T. Karlsson (American Geophysical Union, Washington, DC, 2012).].

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Figura 7:
Alfvén wing. Representação da Alfvén wing no plano de referência do satélite (à esquerda) e do plasma (à direita). V é o vetor da velocidade relativa entre o fluxo de plasma e o satélite e B , o campo magnético arrastado pelo plasma. No caso dos satélites Galileanos, o eixo y aponta para Júpiter. As linhas de campo magnético são defletidas pelas correntes geradas no satélite devido ao campo E =

-

V $\times$ B . Fonte: Kivelson et al. (2019) [⁶¹[61] M.G. Kivelson, K.K. Khurana, M. Volwerk, em: Europa, editado por R.T. Pappalardo, W.B. McKinnon e K. Khurana (University of Arizona Press, Tucson, 2009).].

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Figura 8:
Representação do cone de emissão da Instabilidade Maser Ciclotrônica e da detecção de uma emissão por um observador. O isocontorno indicado na imagem indica a região em volta do planeta em que seria possível haver cones de emissão semelhantes ao representado. Fonte: Adaptada de LESIA – Observatoire de Paris, https://maser.lesia.obspm.fr/task-2-modeling-tools/expres/exoplanetary-and-planetary-radio.html?lang=en.

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Figura 9:
Espectros dinâmicos (t

\times

f) obtidos através da observação de Júpiter pelo conjunto de Antenas Decamétricas de Nançay (NDA) no dia 07 de agosto de 1999. Três emissões classificadas no catálogo digital das antenas do Nançay Decameter Array como sendo induzidas por Io. As emissões formam arcos no diagrama devido ao movimento de rotação dos cones de emissão com o campo magnético de Júpiter.

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Tabela 1:
Informações gerais dos satélites Galileanos e da região em que estão inseridos.

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Figura 1: Imagem de Júpiter criada a partir de imagens do JunoCam imager obtidas em 12 de fevereiro de 2019. Imagem com cores aprimoradas mostrando o hemisfério Sul do planeta, latitudes de 40 $^{\circ}$ a 74 $^{\circ}$ . Fonte: JPL-NASA, https://www.nasa.gov/image-feature/jpl/jupiter-marble.

Figura 2: Representação da magnetosfera de Júpiter e comparação em tamanho com a magnetosfera terrestre. Fonte: Adaptada de https://lasp.colorado.edu/home/mop/files/2012/04/EarthJup.jpg Créditos: Fran Bagenal e Steve Bartlett.

Figura 3: Seção transversal da magnetosfera de Júpiter com representação do sistema de correntes de Birkeland. As linhas contínuas à direita do planeta representam as linhas de campo magnético, que são distendidas para longe do planeta devido à rotação da magnetosfera e ao movimento radial do plasma. As linhas tracejadas representam o sistema de correntes de Birkeland, conectando a magnetosfera equatorial à ionosfera Joviana. A região pontilhada, o magnetodisco, é a região em que o plasma magnetosférico se concentra, em torno do equador magnético, a partir do torus de plasma de Io, se estendendo a maiores distâncias do planeta. Fonte: Adaptada de Cowley e Bunce (2001) [²¹[21] S.W.H. Cowley e E.J. Bunce, Planetary and Space Science 49, 1067 (2001).].

Figura 4: Localização e características gerais dos satélites Galileanos. Os satélites Galileanos apresentados em escala, com suas características gerais: diâmetro (d), densidade ( $ρ$ ), e periodicidade (P) em dias. Os períodos orbitais de Io, Europa e Ganimedes estão em ressonância (1:2:4), com o período orbital de Ganimedes sendo equivalente a duas vezes o de Europa (2:1), que por sua vez equivale a duas vezes o de Io (2:1). Fonte: Adaptada de EOS, https://eos.org/features/does-io-have-a-magma-ocean.

Figura 5: Densidade de fluxo das emissões planetárias aurorais de rádio conhecidas no Sistema Solar. As densidades são apresentadas normalizadas para uma distância de 1 UA das fontes. KOM e KR se referem às emissões com comprimento de onda quilométrico; HOM , hectométrico; e DAM , decamétrico. Fonte: Adaptada de Zarka (1998) [⁴⁷[47] P. Zarka, Journal of Geophysical Research: Planets 103, 20159 (1998).].

Figura 6: Emissões em UV nas bases das linhas de campo magnético de Júpiter conectadas com os satélites Io, Ganimedes e Europa na atmosfera do planeta. Imagem em UV obtida pelo STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph ) em 26 de novembro de 1996, mostrando não apenas as emissões aurorais em UV associadas a três dos satélites Galileanos, como também as emissões da oval principal e as polares no polo norte de Júpiter. Fonte: Adaptada de Clarke (2012) [⁴⁹[49] J.T. Clarke, em: Auroral Phenomenology and Magnetospheric Processes: Earth and Other Planets, Volume 197, editado por A. Keiling, E. Donovan, F. Bagenal e T. Karlsson (American Geophysical Union, Washington, DC, 2012).].

Figura 7: Alfvén wing. Representação da Alfvén wing no plano de referência do satélite (à esquerda) e do plasma (à direita). V é o vetor da velocidade relativa entre o fluxo de plasma e o satélite e B , o campo magnético arrastado pelo plasma. No caso dos satélites Galileanos, o eixo y aponta para Júpiter. As linhas de campo magnético são defletidas pelas correntes geradas no satélite devido ao campo E = $-$ V $\times$ B . Fonte: Kivelson et al. (2019) [⁶¹[61] M.G. Kivelson, K.K. Khurana, M. Volwerk, em: Europa, editado por R.T. Pappalardo, W.B. McKinnon e K. Khurana (University of Arizona Press, Tucson, 2009).].

Figura 8: Representação do cone de emissão da Instabilidade Maser Ciclotrônica e da detecção de uma emissão por um observador. O isocontorno indicado na imagem indica a região em volta do planeta em que seria possível haver cones de emissão semelhantes ao representado. Fonte: Adaptada de LESIA – Observatoire de Paris, https://maser.lesia.obspm.fr/task-2-modeling-tools/expres/exoplanetary-and-planetary-radio.html?lang=en.

Figura 9: Espectros dinâmicos (t $\times$ f) obtidos através da observação de Júpiter pelo conjunto de Antenas Decamétricas de Nançay (NDA) no dia 07 de agosto de 1999. Três emissões classificadas no catálogo digital das antenas do Nançay Decameter Array como sendo induzidas por Io. As emissões formam arcos no diagrama devido ao movimento de rotação dos cones de emissão com o campo magnético de Júpiter.

Tabela 1: Informações gerais dos satélites Galileanos e da região em que estão inseridos.

Satélite	Raio médio (km)	Semieixo maior ( $R_{J}$ )	$B$ (nT)	$v$ (km/s)	$n_{p}$ (cm $^{- 3}$ )	$M_{A}$	$β$
Io	1821	6,0	1720	57	2500	0,31	0,32
Europa	1565	9,6	370	76	200	0,47	0,32
Ganimedes	2634	15,3	64	139	5	0,73	2,4
Calisto	2403	26,9	4	192	0,15	2,8	64

B é a intensidade do campo magnético de Júpiter, em nT (1×10-9 T), na vizinhança de cada satélite Galileano; v é a velocidade azimutal do plasma magnetosférico em relação a cada satélite, em km/s; np é a densidade de plasma na região próxima a cada satélite, em cm-3; MA é o número de Mach de Alfvén, e β é o parâmetro beta de plasma nas regiões dos satélites. Dados obtidos de Saur (2021)[²³[23] J. Saur, em: Magnetospheres in the Solar System, editado por R. Maggiolo, N. André, H. Hasegawa, T.D. Welling, Y. Zhang e L.J. Paxton (American Geophysical Union, Washington, DC, 2021).].

(1)

\vec{E} = - \vec{v} \times \vec{B} .

(2)

{\vec{v}}_{A}^{\pm} = \vec{v} \pm \frac{\vec{B}}{{(μ_{0} ρ)}^{1 / 2}},

(3)

θ_{A} = \tan^{- 1} M_{A} .

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[1] *Endereço de correspondência: hadassajacome@gmail.com