Dynamics and Magnetic Field Generation in Jupiter and Saturn
The atmospheres of the gas giants Jupiter and Saturn are mostly composed of hydrogen and helium and possibly surround a rocky central core. Hydrogen assumes a metallic state at the larger pressures reached in these planets. The transition for example happens between 80 and 90% of Jupiter’s radius. The dynamo is classically thought to operate in the lower metallic region while the outer molecular envelope is thought to harbor the observed fierce zonal winds. Though the density increases by orders of magnitude within the gas giants most dynamical simulations have neglected this stratification for simplicity. This thesis and related publications are the first to systematically study the effects of the stratification on the interior dynamics. The numerical simulations employ the anelastic version of the MHD code MagIC which allows implementing the background density stratification while filtering out the fast sound waves. The results show that even a mild density contrast already affects the dynamics. The scale of the convective motions decreases with increasing density stratification. Furthermore, these motions are more and more concentrated closer to the outer boundary where the entropy gradient becomes steeper. This localization promotes the production of non-dipolar and thus unrealistic magnetic fields. Another effect that leads to complex multipolar fields is the competition between the strong zonal jets that tend to develop in the simulations and large scale Lorentz forces. More realistic solutions with very dipole-dominated magnetic fields are found when not only the density stratification but also the increase of the electrical conductivity with depth is taken into account. The dominant equatorial zonal jet now remains confined to a weaker conducting outer envelope that models the molecular layer. The dynamo action, on the other hand, is mainly confined to the deeper metallic region where the electrical conductivity is high.
Die Atmosphären der Gasriesen Jupiter und Saturn bestehen im Wesentlichen aus Wasserstoff und Helium. Im Zentrum könnte sich ein Gesteinskern befinden. Wasserstoff geht bei dem hohen Druck im Inneren diesen großen Planeten in einen metallischen Zustand über. Bei Jupiter passiert dieser Übergang bei etwa 80 bis 90% des Planetenradius. Klassisch wird angenommen, dass der Dynamo in der metallischen Schicht arbeitet, während die beobachteten schnellen zonalen Winde auf die äußere molekulare Schicht beschränkt bleiben. Obwohl die Dichte in den Gasplaneten um Größenordnungen zunimmt, wird in vielen Simulationen der Einfachheit halber eine konstante Dichte angenommen. Diese Doktorarbeit zeigt die erste systematische Studie des Einflusses dieser Dichteschichtung auf die innere Dynamik. Die numerischen Simulationen verwenden den MHD-Code MagIC. Dabei wird die Dichteschichtung in einer anelastischen Näherung berücksichtigt, die die schnellen Soundwellen herausfiltert. Die Ergebnisse zeigen, dass bereits ein geringer Dichtekontrast die Dynamic beeinflusst. Die Längenskala der Konvektionsbewegungen nimmt mit zunehmendem Dichtekontrast ab. Da der Entropiegradient im äußeren Bereich der Kugelschale steiler wird, verlagert sich zudem das Zentrum der Konvektion nach außen. Diese lokalisierte Bewegung erzeugt typischerweise nicht-dipolare und damit unrealistische Magnetfeldern. Ein anderer Effekt, der zu multipolaren sehr komplexen Magnetfeldern führt, ist die Konkurrenz zwischen den schnellen zonalen Winden, die sich in vielen Simulationen einstellen, und den groß-skaligen Lorentz-Kräften. Realistischere Lösungen mit sehr dipolaren Magnetfeldern ergeben sich, wenn nicht nur die Dichteschichtung, sondern auch die Zunahme der elektrischen Leitfähigkeit mit der Tiefe berücksichtigt wird. Der dominante äquatoriale zonale Wind bleibt dann auf die schwach leitfähige äußere Hülle beschränkt, während die Magnetfelderzeugung hauptsächlich in der tieferen metallischen Schicht stattfindet.
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