Magnetosfera de Júpiter

Magnetosfera de Júpiter

Model de la magnetosfera joviana
Descobriment
Descobert per	Pioneer 10
Descobert en	1973
Camp intern
Ràdio de Júpiter	71 492 km
Moment magnètic	1,56 x 1020 T·m³
Força del camp equatorial	428 μT (4.28 G)
Inclinament dipolar	10°
Llongitut del pol magnètic	159°
Periodo de rotació	9 h 55 m 29,7 ± 0,1 s
Paràmetros de la magnetosfera
Distància del arc de choc	82 RJ
Distància de la magnetopausa	50-100 Rj
Llongitut de la coa magnètica	5 UA
Principals ionés	O+, S+, H+
Font de ions	Ío
Taxa de càrrega de material	1000 kg/s
Densitat màxima del plasma	2000 cm−3
Energia màxima de les partícules	100 MeV
Paràmetros del vent solar
Velocitat	400 km/s
Força del CMI	1 nT
Densitat	0,4 cm−3
Aurora
Espectre	Ràdio, IR, UV i rajos X
Potència elèctrica	100 TW
Freqüència de les emissions de radi	0,01 a 40 MHz

La magnetosfera de Júpiter és la cavitat creada en el vent solar pel camp magnètic de Júpiter. S'estén 7 millons de quilómetros en direcció del Sol i casi fins a l'òrbita de Saturn en la direcció oposta (uns 750 000 000 km o unes 5 UA). Esta magnetosfera és més gran i poderosa que qualsevol atra magnetosfera en el sistema solar, i també és l'estructura contínua coneguda més gran solament despuix de la heliosfera. Més ampla i plana que la magnetosfera terrestre, la de Júpiter és major en magnitut i la seua moment magnètic unes 18 000 voltes superior. L'existència d'esta magnetosfera es infirió despuix d'observacions d'emissió de radi a finals de la década de 1950, i es va observar directament per mig de la sonda Pioneer 10 en 1973.

El camp magnètic joviano és generat per corrents elèctriques que giren en la capa del hidrogen metàlic del planeta. Erupció volcàniques en el seu satèlit Ío expulsen grans cantitats de diòxit de sofre cap a l'espai, formant un gran toroide al voltant del planeta. Les forces del camp magnètic joviano forcen al toroide a girar en la mateixa velocitat angular i direcció que la rotació del planeta. El toroide, en sí, carrega el camp magnètic en plasma, en el procés, estenent-l'en una estructura anomenada disc magnètic. En efecte, la magnetosfera joviana és alimentada per plasma provinent de la seua pròpia rotació, en lloc de provindre del vent solar, com ocorre en la magnetosfera terrestre. Les fortes corrents en la magnetosfera generen auroras permanents en les regions polars de Júpiter, i les emissions intenses de radi, com a conseqüència, permeten que Júpiter puga ser vist com un púlsar de ràdio prou dèbil. Les auroras jovianas varen ser observades en casi totes les parts del espectre electromagnètic, incloent la radiació infrarroja, ultravioleta, llum visible i rajos X.

L'acció de la magnetosfera joviana atrau i accelera partícules, produint cinturons de radiació al voltant del planeta, semblants als cinturons de Van Allen, pero mils de voltes més potents. L'interacció de les partícules energètiques en la superfície dels satèlits jovianos afecta prou les propietats químiques i físiques d'estos en qüestió. Estes mateixes partícules també afecten i són afectades pel moviment de les partícules dins del sistema dels anells jovianos.

Estructura

La magnetosfera de Júpiter és una estructura complexa que consistix d'un arc de choc, magnetopausa, coa magnètica, disc magnètic i atres components. El camp magnètic de Júpiter és creat a través de diverses fonts, incloent-se la circulació de decorreguts en l'interior del planeta, corrents elèctriques en plasma al voltant de Júpiter i corrents en les vores de la magnetosfera del planeta. La magnetosfera està localisada dins del plasma del vent solar, que posseïx, a la seua volta, el camp magnètic interplanetario.

Camp magnètic

La major part del camp magnètic de Júpiter és generat, com en el cas del camp magnètic terrestre, a través d'una dinamo interna, recolzat per la circulació de decorregut conductor en el seu núcleu extern. No obstant, mentres que el núcleu terrestre està fet de ferro i níquel derretido, el núcleu jupiteriano està compost d'hidrogen metàlic. Com en el cas del camp magnètic terrestre, el camp magnètic jupiteriano és davant tot dipolar, en pols magnètic al nort i sur, al final d'un únic eix magnètic. No obstant, en Júpiter, el pol nort del dipol està localisat en el hemisferi nort del planeta, i el pol sur, en el hemisferi sur, en contrast en la Terra, el pol de la qual nort del dipol es localisar en el hemisferi sur, i viceversa. El camp magnètic jupiteriano també posseïx cuadrupolos, octupolos, i components més complexos, encara que estos tinguen a penes un dècim de la força del camp dipolar magnètic jupiteriano.

El dipol de Júpiter està localisat aproximadament a 10° de l'eix de rotació del planeta, l'inclinament és casi similar al de la Terra (d'11,3°). La força del camp equatorial és de prop de 428 μT (4,28 G), que correspon a un moment magnètic d'1,53 x 10²⁰ T·m³. Açò fa que del camp magnètic de Júpiter dèu voltes més forta que el de la Terra, i el seu moment magnètic, prop de 18 mil voltes major. El camp magnètic de Júpiter posseïx el mateix periodo de rotació que la regió baix la seua atmòsfera, de 9 h 55 min. Cap canvi en la seua força o la seua estructura varen ser observats des de que les primeres mides varen ser preses per les sondes Pioneer 10 i Pioneer 11 en la década de 1970.

Tamany i forma

Ràdio de Júpiter (R_j): 71 492 km

Comparació entre els principals paràmetros magnetosféricos de Júpiter en la de la Terra.

Paràmetro	Júpiter	Terra
Ràdio (Rp, en km)	71 398	6 371
Periodo de rotació (h)	9,9	24
Intensitat del camp magnètic en l'equador (μT)	428	31
Moment del dipol (en unitats terrestres)	18 000	1
Inclinament del dipol magnètic (en °)	10	11,3
Distància de la magnetopausa (Rp)	50–100	8–10
Potència (en teravatios - TW -)	100	1
Densitat del vent solar (en cm−3)	0,4	10
Intensitat del camp magnètic solar (nT)	1	6
Ions principals	H+, On+, Sn+	H+, O+

El camp magnètic intern de Júpiter impedix que el vent solar, una corrent de partícules ionizadas, interactue directament en l'atmòsfera jupiteriana, en lloc d'açò, es desvia dita corrent al voltant del planeta. Açò crea una cavitat dins del vent solar, la magnetosfera, composta per plasma de diferent composició a la del propi vent solar. La magnetosfera jupiteriana és tan gran que el Sol i el seu corona cabrien fàcilment en el seu interior, i inclús deixarien espai de sobres. Si una persona en la Terra poguera vore la magnetosfera jupiteriana en el cel, esta tindria cinc voltes el tamany de la Lluna plena, a pesar de localisar-se prop de 1700 voltes més lluntà que el propi satèlit terrestre.

La frontera que separa el plasma del vent solar i que s'ubica dins de la magnetosfera jupiteriana (com en la terrestre) es denomina magnetopausa. La distància entre la magnetopausa fins al centre de Júpiter varia entre els quarantacinc a cent Rj (suponent que 1 Rj, el radi de Júpiter, equival a 71 492 km) en el punt subsolar —el punt (no fix) de la superfície en la que el Sol sembla estar exactament damunt. La posició de la magnetopausa depén de la pressió eixercida pel vent solar, que d'igual forma, depén de l'activitat solar. Al front de la magnetopausa (a una distància d'entre 80 a 130 Rj del centre jupiteriano) es localisa l'arc de choc, una regió de característica ondular causada per la colisió de partícules del vent solar en la magnetosfera jupiteriana. La regió entre l'arc del choc i la magnetopausa és coneguda com «magnetosheath».

Del costat opost del planeta, el vent solar s'estén per les llínees del camp magnètic de Júpiter, en la coa magnètica, que per voltes s'estén més allà de l'òrbita de Saturn. L'estructura del coa magnètica jupiteriano és similar al de la Terra, consistint de dos pols, en el camp magnètic en el pol sur apuntant en direcció a Júpiter, mentres que el camp magnètic en el pol nort, en direcció oposta al planeta. Els pols són separats per una capa fina de plasma, cridada «corrent de coa magnètica». Tal i com en la Terra, el coa magnètica de Júpiter és un canal en el qual el plasma solar entra en les regions interiors de la magnetosfera, a on es calfa, i forma els cinturons radiactius, a distància no majors de 10 Rj en Júpiter.

La forma de la magnetosfera jupiteriana descrita dalt és mantinguda per una corrent neutra (també cridada corrent de coa magnètica), que circula en la rotació jupiteriana a través de la coa de plasma; corrents de plasma, que circulen contra la rotació jupiteriana en la part exterior del coa magnètica; i les corrents de la magnetopausa (o corrents de Chapman-Ferraro), que circulen contra la rotació en la part diürna de la magnetosfera. Estes corrents creen el camp magnètic que cancela el camp magnètic interior fòra de la magnetosfera, i interactua molt en el vent solar.

La magnetosfera de Júpiter és tradicionalment dividida en tres parts: interior, mijana i exterior. La part interior de la magnetosfera es localisa a distàncies menors de 10 Rj respecte al planeta. El camp magnètic en esta regió permaneix aproximadament dipolar, a causa de que les contribucions de les corrents en circulació del plasma magnetosférico equatorial són chicotetes. En la regió mija de la magnetosfera, entre dèu i quaranta Rj, i en la regió exterior d'esta, més allà dels 40 Rj el camp magnètic no és un dipol, i es veu sériament afectat per la seua interacció en les corrents de plasma.

El paper de Ío

L'interacció de Ío en la magnetosfera de Júpiter. El toroide de plasma és groc.

Encara que, generalment, la forma de la magnetosfera de Júpiter s'assembla a la de la Terra, prop del planeta la seua estructura és molt diferent. La volcanicament activa lluna de Júpiter, Ío, és una gran font de plasma en sí mateixa, i carrega la magnetosfera de Júpiter en fins a 1000 kg de material per segon. Les fortes erupció volcàniques en Ío emeten altes cantitats de diòxit sulfúric, gran part de les quals, es disocian en àtoms i ionizan per la radiació solar (UV), produint ionés de sofre i oxigen: S⁺, O⁺, S₂⁺ i O₂⁺. Estos ions escapen de l'atmòsfera del satèlit i formen el seu toroide de plasma: un anell gros i relativament fret del plasma que rodeja Júpiter, situat prop de l'òrbita de Ío. La temperatura del plasma en el toroide és d'entre 10 - 100 eV , que és molt menor que la de les partícules dels anells de radiació: 10 keV. El plasma en el toroide és forçat a la corrotaació en Júpiter, per lo que abdós compartixen el mateix periodo rotatori. El toroide de Ío altera radicalment la dinàmica de Júpiter.

Com a resultat de varis processos — difusió i intercanvi d'inestabilitat com a principals mecanismes d'escape — el plasma escapa llentament cap a Júpiter. A mida que el plasma s'allunta del planeta, les corrents radials que fluïxen dins d'ell incrementen gradualment la seua velocitat mantenint la corrotaació. Estes corrents radials són també la font del component azimutal dels camps magnètics, que es doblen cap a arrere en direcció oposta a la de la pròpia rotació. La densitat particular del plasma disminuïx en el toroide d'aproximadament 2000 cm^-3 a 0,2 cm^-3 a una distància de 35 Rj . A la mitat de la magnetosfera, a distàncies superiors a 10 Rj de Júpiter, la corrotaació es descompon i el plasma comença a rotar més llentament que el planeta. Eventualment, a distàncies majors de 40 Rj (en la magnetosfera externa), el plasma escapa completament del camp magnètic i deixa la magnetosfera per la coa magnètica. A mida que el plasma fret i dens ix a l'exterior, és reemplaçat pel plasma calent de baixa densitat procedent de la magnetosfera externa. Est plasma, es calfa adiabáticament a mida que s'acosta a Júpiter, formant els anells radiactius en la magnetosfera interna de Júpiter.

El magnetodisco

Mentres que la magnetosfera de la Terra té forma de llàgrima, la de Júpiter és més aplanada, similar a un disc, i es «tambaleja» periòdicament a través del seu eix. Les raons principals per a la configuració en forma de disc són la força centrífuga procedent de la corrotaació del plasma i la pressió tèrmica del plasma calent, els quals ajuden a estirar les llínees del camp magnètic formant una estructura similar a una coca aplanada, coneguda com magnetodisco, a distàncies majors a 20_j del planeta. El magnetodisco té una làmina prima de corrents en el pla mig, aproximadament prop del seu equador magnètic. Les llínees del camp magnètic apunten en contra direcció de Júpiter sobre esta làmina i a Júpiter baix ella. La càrrega plasmática de Ío àmplia enormement el tamany de la magnetosfera de Júpiter perque el magnetodisco crea una pressió interna que equilibra la pressió eixercida pel vent solar. En absència de Ío, la distància del planeta a la magnetopausa en el punt subsolar, seria de no més de 42 Rj de mija, mentres que en realitat és de 75 Rj.

La configuració del camp del magnetodisco es manté per l'anell de corrent azimutal (no és un anell de corrent anàlec al de la terra), que fluïx en la rotació a través de la làmina de plasma equatorial. La força de Lorentz resultant de l'interacció d'esta corrent en el camp magnètic planetari crea una força centrípeta, que evita que el plasma en corrotaació escape del planeta. La corrent total de l'anell en la làmina de corrent equatorial s'estima en 90–160 millons d'amperis.

Dinàmica

Corrotación i corrents radials

El camp magnètic de Júpiter i les corrents que mantenen la corrotación del plasma.

El principal motor de la magnetosfera de Júpiter és la seua pròpia rotació. Júpiter pot ser comparat en un motor homopolar. Quan Júpiter gira al voltant de sí mateixa, la seua ionosfera es mou en relació en el camp magnètic dipolar del planeta. ya que el moment magnètic dipolar apunta en direcció de la rotació, la força de Lorentz, que és generada com a resultat d'este moviment, fa que els electrons es moguen en direcció als pols, mentres que els cationes són expulsats en direcció al equador. Com a resultat, els pols adquirixen una càrrega negativa, en tant les regions pròximes a l'equador, adquirixen una càrrega positiva. Ya que la magnetosfera de Júpiter es troba carregada en plasma altament conductivo, el circuit elèctric es tanca. Una corrent elèctrica, denominada de corrent contínua circula a lo llarc de les vores del camp magnètic, de l'ionosfera a la làmina de plasma equatorial. Esta corrent llavors circula radialment, en direcció oposta al planeta, dins dels propis llímits del plasma equatorial i finalment retorna a l'ionosfera planetària des de les regions externes de la magnetosfera, seguint les llínees de camp que conecten en els pols. Les corrents que ocorren a lo llarc de les llínees del camp són generalment cridades corrents de Birkeland, o alineades en el camp. Les corrents radials interactuen en el camp magnètic planetari, i les forces de Lorentz que apareix com a resultat acceleren el plasma magnetosférico en direcció de la rotació planetària. Est és el principal mecanisme que manté la corrotaació del plasma en la magnetosfera jupiteriana.

La corrent circulant des de l'ionosfera fins als làmina de plasma és especialment forta quan la part corresponent d'esta última trencada més llentament que el planeta. Tal i com es va mencionar anteriorment, la corrotaació comença a desaparéixer en la regió localisada entre els 20 i 40 Rj de Júpiter. Esta regió correspon al disc magnètic, en la que el camp magnètic és molt «estirat». La forta corrent directa circulant en el disc magnètic s'origina entre els 16 ± 1° de latitut dels pols magnètics de Júpiter. Estes regions circulares corresponen a les principals auroras ovalades de Júpiter. La corrent que envol la regió exterior de la magnetosfera, més allà dels 50 Rj, entra en l'ionosfera jupiteriana prop dels pols, tancant el circuit elèctric. S'estima que el total de la corrent radial en la magnetosfera jupiteriana es troba al voltant dels 60–140 millons d'amperis.

L'acceleració del plasma —de modo que este siga obligat a entrar en corrotaació en el planeta— conduïx a la transferència d'energia des de la rotació jupiteriana cap a l'energia cinètica del plasma. En este sentit, representa el mecanisme que manté la magnetosfera de Júpiter i la rotació de l'última, mentres que la magnestofera terrestre és alimentada principalment pel vent solar.

Inestabilitat d'intercanvi i reconexió

El principal problema trobat en l'estudi de la dinàmica de la magnetosfera jupiteriana és el transport de plasma dens i fret del toroide d'Ío al voltant de 6 Rj cap a la regió externa de la magnetosfera jupiteriana, a distàncies superiors de 50 Rj. El mecanisme precís que alimenta este procés no és conegut, no obstant, s'especula que ocorre a través del resultat de la difusió del plasma per l'inestabilitat d'intercanvi. Este procés és similar a l'inestabilitat de Rayleigh-Taylor en la hidrodinàmica. En el cas de la magnetosfera jupiteriana, la força centrífuga posseïx el paper de la gravetat; el líquit pesat és el plasma fret i dens de Ío; i el líquit llauger és el plasma de menor densitat i major temperatura que aplega des de la magnetosfera exterior. L'inestabilitat origina l'intercanvi entre les parts exteriors i interiors de la magnetosfera, a través dels tubos de fluix, carregats en plasma. Els tubos buits es mouen en direcció al planeta, i espenten als tubos pesats, carregats en plasma de Ío, en direcció oposta a Júpiter. L'intercanvi de tubos de fluix és una forma de turbulència magnetosférica.

Erro al crear miniatura:

La magnetosfera de Júpiter vista damunt del pol nort.

Esta hipòtesis va ser parcialment confirmada per la sonda espacial Galileo, que va detectar regions en les quals la densitat de plasma és dràsticament menor, i en la qual la força del camp magnètic és major, en la regió interna de la magnetosfera. Estes regions poden correspondre als tubos pràcticament buits que provenen de la regió externa de la magnetosfera. En la regió mija de la magnetosfera, Galileo va detectar els cridats «events d'injecció», que ocorren quan el plasma calenta de la regió externa de la magnetosfera penetra de sobte en el disc magnètic, produint un aument del fluix de partícules energizadas i del camp magnètic. És encara desconegut el mecanisme que pot explicar el transport de plasma fret en direcció oposta al planeta.

Quan els tubos de fluix carregats en plasma fret de Ío alcancen la regió externa de la magnetosfera, estos passen per un procés de reconexió, que separa el camp magnètic del plasma. El primer retorna a la regió interna de la magnetosfera, com a tubos de fluix carregats en plasma calent i menys dens, mentres que l'últim és provablement expulsat en el coa magnètica, com «plasmoide». Els processos de reconexió poden correspondre a la reconfiguración global d'events que varen ser observats per Galileo, els quals tenen un periodo d'ocurrència de dos o tres dies. Dits events de reconfiguración generalment inclouen variacions ràpides i caòtiques de la força i la direcció del camp magnètic, aixina com canvis bruscs en el moviment del plasma, que la seua corrotaació moltes voltes parava mentres que el plasma començava a córrer en la direcció oposta al planeta. Estos vents varen ser observats primàriament en les regions d'amanecer de la magnetosfera. Dit plasma circulant fins al final de la coa en les llínees de camp que encara no han segut tancades forma el cridat vent planetari.

Els events de reconexió són anàlecs a les sub-tempestats magnètiques que ocorren en la magnetosfera terrestre. La diferència entre abdós és la font d'energia: les sub-tempestats terrestres involucren l'almagasenage de l'energia del vent solar en el coa magnètica terrestre, seguit de la seua escape via un event de reconexió en la làmina de corrent neutra de la coa —seguida per la seua escape via plasmoides, com en el cas de la magnetosfera jupiteriana—. No obstant, en Júpiter l'energia rotacional és almagasenada en el disc magnètic, i lliberada d'este mateix quan un plasmoide se separa.

Influència del vent solar

Mentres que la dinàmica de la magnetosfera jupiteriana depén principalment de les fonts internes d'energia, el vent solar provablement posseïx un paper distint, actuant com una font de protones d'alta energia. L'estructura de la regió externa de la magnetosfera mostra algunes característiques típiques d'una magnetosfera alimentada pel vent solar, incloent l'asimetria entre els sectors de l'amanecer i vespradeta. Aünat a açò, la magnetosfera, en el sector d'eixida del sol, conté llínees de camp obertes, les quals es conecten en el coa magnètica, mentres que en el sector de la posada del sol, les llínees de camp estan tancades. Dites observacions indiquen la possible presència d'un procés de reconexió alimentat pel vent solar en la magnetosfera jupiteriana, denominat cicle de Dungey.

L'extensió de l'influència del vent solar en la dinàmica de la magnetosfera jupiteriana és, fins al moment, desconeguda. No obstant, l'influència pot ser especialment alta quan haja elevada activitat solar. Emissions de radi,llum visible i rajos X provinents de les auroras jupiterianas, i les emissions sincrotrón dels cinturons de radiació, demostren que el vent solar pot jugar un paper important en la circulació de plasma o en la modulació dels processos interns de la magnetosfera de Júpiter.

Fonts

Bibliografia

Fonts citades

• (2000).Reviews of Geophysics.38(3)

295–353.doi:10.1029/1998RG000046.Consultat el 16 d'abril de 2012.

• (2005).Space Science Reviews.116(1–2)

227–298.doi:10.1007/s11214-005-1958-i.

• (2002).Nature.415(6875)

987–991.doi:10.1038/415987a.

• (1955).Journal of Geophysical Research.60(2)

213–217.doi:10.1029/JZ060i002p00213.

• (2002).Nature.415(6875)

997–1000.doi:10.1038/415997a.

• (2001).Icarus.139(1)

133–159.doi:10.1006/icar.2000.6498.

• (2001).Planetary and Space Science.49(10–11)

1067–66.doi:10.1016/S0032-0633(00)00167-7.

• (2003).Planetary and Space Science.51(1)

31–56.doi:10.1016/S0032-0633(02)00130-7.

• (1959).Astronomical Journal.64doi:10.1086/108047.
• (2005).Icarus.178(2)

417–428.doi:10.1016/j.icarus.2005.06.006.Consultat el 16 d'abril de 2012.

• (2002).Nuclear Science.49(6)

2739–58.doi:10.1109/TNS.2002.805386.

• (1995).Earth in Space.8(32)doi:10.1029/95EO00190.
• (2000).Journal of Geophysical Research.105(E9)

22,541–557.doi:10.1029/1999JE001101.

• (2005).Space Science Reviews.Springer.116(1–2)

299–318.doi:10.1007/s11214-005-1959-x.

• (2007).Science.318(5848)

216–217.doi:10.1126/science.1150448.

• (2006).Annales Geophysicae.24(1)

393–406.doi:10.5194/angeo-24-393-2006.

• (2001).Planetary and Space Science.49(10–11)

1159–73.doi:10.1016/S0032-0633(01)00023-X.

• (1993).Reports on Progress in Physiscs.56(6)

687–732.doi:10.1088/0034-4885/56/6/001.

• (2001).Planetary and Space Science.49(10–11)

1005–1030.doi:10.1016/S0032-0633(01)00017-4.

• (2008).Advances in Space Research.41(8)

1310–18.doi:10.1016/j.asr.2007.07.037.Consultat el 16 d'abril de 2012.

• (2001).Planetary and Space Science.49(3–4)

303–312.doi:10.1016/S0032-0633(00)00151-3.

• (1974).Journal of Geophysical Research.79(25)

3501–13.doi:10.1029/JA079i025p03501.

• American Institute of Physics Conference Proceedings.654

821–828.doi:10.1063/1.1541373.

• (1998).Journal of Geophysical Research.103(A8)

17,523–534.doi:10.1029/98JA01370.

• Wolverton, M. (2004). The Depths of Space, Joseph Henry Press. ISBN 978-0-309-09050-6.
• (1998).Journal of Geophysical Research.103(E9)

20,159–194.doi:10.1029/98JE01323.

• (2005).Space Science Reviews.116(1–2)

371–397.doi:10.1007/s11214-005-1962-2.

Fonts complementàries

• (1969).Annual Review of Astronomy and Astrophysics.7(1)

577–618.doi:10.1146/annurev.aa.07.090169.003045.

• (2001).Planetary and Space Science.49(10–11)

1115–23.doi:10.1016/S0032-0633(00)00164-1.

• (2002).Nature.415(6875)

1000–03.doi:10.1038/4151000a.

• (2002).Journal of Geophysical Research.107(A7)doi:10.1029/2001JA000251.
• (2005).Advances in Space Research.36(11)

2077–89.doi:10.1016/j.asr.2005.05.104.

• (2003).Planetary and Space Science.51(A7)

891–98.doi:10.1016/S0032-0633(03)00075-8.

• (2007).Science.318(5848)

217–20.doi:10.1126/science.1147393.

• (2001).Planetary and Space Science.49(3–4)

275–82.doi:10.1016/S0032-0633(00)00148-3.

• (2001).Geophysics Research Letters.28(10)

1911–12.doi:10.1029/2001GL012917.

• (2001).Planetary and Space Science.49(10–11)

1137–49.doi:10.1016/S0032-0633(01)00021-6.