Известно, что декаметровое радиоизлучение Юпитера является практически полностью эллиптически поляризованным излучением. В предположении, что эллиптическая поляризация наблюдается благодаря линейному взаимодействию электромагнитных волн в магнитосфере Юпитера вне области генерации, выяснены условия вдоль пути распространения излучения, необходимые для самосогласованного объяснения поляризационных наблюдений, и показано, что эллиптичность поляризации (отношения осей эллипса поляризации) определяется плотностью магнитосферной плазмы ne в небольшой области, находящейся примерно на расстоянии в половину юпитерианского радиуса от источника излучения. В этой области, где плотность плазмы достаточно низкая ne < 0,4 см-3, происходит переход от геометрооптического описания распространения излучения к вакуумному. Последнее означает, что линейное взаимодействие электромагнитных волн проявляется как эффект предельной поляризации во внутренней магнитосфере Юпитера. Источники декаметрового радиоизлучения Юпитера, излучающие на различных частотах f, располагаются на высотах, соответствующих гирорезонансным уровням fBe = f, на L-оболочках, связанных со спутником Ио. Поэтому положение переходной области в магнитосфере Юпитера зависит от частоты излучения и может меняться со временем. Для каждого декаметрового всплеска, занимающего в частотно-временном пространстве некоторую область, имеем множество переходных областей, рассполагающихся в определённой области магнитосферы Юпитера, которую можно назвать областью взаимодействия магнитосферы (ОВМ) для данного всплеска. Распределение магнитосферной плазмы в ОВМ может быть найдено благодаря измерениям эллиптичности поляризации излучения. Из согласования рассчитанной эллиптичности излучения с измеренной находится соотношение между локальными значениями плотности магнитосферной плазмы Nc и магнитного поля планеты B. Полученное соотношение позволяет построить распределение магнитосферной плазмы в ОВМ для заданной модели магнитного поля планеты.
Jovian decametric emission is known to exhibit almost total polarization and a great portion of linear polarization, which is unusual for emission of other radio planets (Earth, Saturn, Uranus, and Neptune). We consider the origin of the elliptical polarization as a consequence of the linear mode coupling in the Jovian magnetosphere outside the source region. We clarify the conditions of emission propagation along the ray path which are necessary for self-consistent explanation of the polarization observations and show that the value of ellipticity is defined by the level of the magnetospheric plasma density ne in a little region in distance of half of the jovian radius. The plasma density in the transitional region (TR) is quite low ne < 0.4 cm-3, and the geometrical optics approximation of emission propagation before TR transfers to the vacuum approximation behind it. The latter means that the linear mode coupling in the inner Jovian magnetosphere appears as the effect of limiting polarization. The sources of the decametric emission emitting at different frequencies f are located at heights corresponding to gyrofrequency levels fBe = f . The location of the transitional region in the Jovian magnetosphere varies depending on the emission frequency and time. For every given decametric radio emission storm occupying some region in the frequency-time domain, we have a number of TR located in a certain domain of the Jovian magnetosphere - the interaction region of the magnetosphere (IRM) for the given emission storm. The distribution of magnetospheric plasma in IRM is recreated from observational data of polarization ellipticity of the given decametric radio emission storm. To match the calculated ellipticity of emission with the observed one at every point of frequency-time domain of emission dynamic spectrum one finds a recurrent relation between a local value of magnetospheric plasma density Nc and the planetary magnetic field B in IRM that allows evaluating a distribution of plasma density if a definite model of the Jovian magnetic field has been adopted.