Magnetosfera lui Saturn - Magnetosphere of Saturn

Magnetosfera lui Saturn

Aurore de pe polul sudic al lui Saturn așa cum este văzut de Hubble
Descoperire
Câmp intern
Raza lui Saturn	60,330 km
Intensitatea câmpului ecuatorial	21  μT (0,21  G )
Inclinarea dipolului	<0,5 °
Perioada de rotație	?
Parametrii vântului solar
Viteză	400 km / s
Puterea FMI	0,5 nT
Densitate	0,1 cm −3
Parametrii magnetosferici
Tip	Intrinsec
Distanța șocului arcului	~ 27 R s
Distanța magnetopauza	~ 22 R s
Ionii principali	O + , H 2 O + , OH + , H 3 O + , HO 2 + și O 2 + și H +
Surse de plasmă	Enceladus
Rata de încărcare în masă	~ 100 kg / s
Densitatea plasmatică maximă	50–100 cm −3
Aurora
Spectru	radio, aproape IR și UV
Putere totala	0,5 TW
Frecvențe de emisie radio	10–1300 kHz

Magnetosfera Saturn este cavitatea creată în fluxul de vântul solar de generat intern al planetei câmp magnetic . Descoperită în 1979 de nava spațială Pioneer 11 , magnetosfera lui Saturn este a doua ca mărime din orice planetă din Sistemul Solar după Jupiter . Magnetopause , granița dintre magnetosferei lui Saturn și vântul solar, este situat la o distanță de aproximativ 20 de Saturn raze de centrul planetei, in timp ce ei magnetotail se intinde de sute de Saturn raze în spatele ei.

Magnetosfera lui Saturn este plină de plasme provenite atât de pe planetă, cât și de pe lunile sale. Sursa principală este luna mică Enceladus , care scoate până la 1.000 kg / s de vapori de apă din gheizerele de pe polul său sudic, o porțiune din care este ionizată și forțată să co-rotească cu câmpul magnetic al lui Saturn. Acest lucru încarcă câmpul cu până la 100 kg de ioni de grupe de apă pe secundă. Această plasmă se deplasează treptat din magnetosfera interioară prin mecanismul de instabilitate a schimbului și apoi scapă prin coada magnetică.

Interacțiunea dintre magnetosfera lui Saturn și vântul solar generează aurore ovale strălucitoare în jurul polilor planetei observate în lumina vizibilă, infraroșie și ultravioletă . Aurorele sunt legate de puternica radiație kilometrică saturniană (SKR), care se întinde pe intervalul de frecvență între 100 kHz și 1300  kHz și a fost crezută cândva că modulează cu o perioadă egală cu rotația planetei. Cu toate acestea, măsurătorile ulterioare au arătat că periodicitatea modulației SKR variază cu până la 1% și, prin urmare, probabil nu coincide exact cu adevărata perioadă de rotație a lui Saturn, care încă din 2010 rămâne necunoscută. În interiorul magnetosferei există centuri de radiații, care adăpostesc particule cu energie la fel de mare ca zeci de megaelectronvolți . Particulele energetice au o influență semnificativă asupra suprafețelor lunilor de gheață interioare din Saturn .

În 1980–1981 magnetosfera lui Saturn a fost studiată de nava spațială Voyager . Până în septembrie 2017, a făcut obiectul unei investigații în curs de desfășurare a misiunii Cassini , care a sosit în 2004 și a petrecut peste 13 ani observând planeta.

Descoperire

Imediat după descoperirea emisiilor radio decametrice ale lui Jupiter în 1955, s-au încercat detectarea unei emisii similare de la Saturn, dar cu rezultate neconcludente. Primele dovezi că Saturn ar putea avea un câmp magnetic generat intern au venit în 1974, cu detectarea emisiilor radio slabe de pe planetă la frecvența de aproximativ 1 MHz.

Aceste emisii de unde medii au fost modulate cu o perioadă de aproximativ 10 h 30 min , care a fost interpretată ca perioada de rotație a lui Saturn . Cu toate acestea, dovezile disponibile în anii 1970 au fost prea neconcludente și unii oameni de știință au crezut că lui Saturn i-ar putea lipsi cu totul un câmp magnetic, în timp ce alții chiar au speculat că planeta ar putea sta dincolo de heliopauză . Prima detectare definitivă a câmpului magnetic saturnian a fost făcută abia la 1 septembrie 1979, când a fost trecut de nava spațială Pioneer 11 , care a măsurat direct puterea câmpului său magnetic.

Structura

Câmp intern

La fel ca câmpul magnetic al lui Jupiter , cel al lui Saturn este creat de o dinamă fluidă într-un strat de hidrogen metalic lichid care circulă în miezul său exterior. La fel ca Pământul, câmpul magnetic al lui Saturn este în mare parte un dipol , cu poli nord și sud la capetele unei singure axe magnetice. Pe Saturn, la fel ca pe Jupiter, polul magnetic nord este situat în emisfera nordică, iar polul magnetic sud se află în emisfera sudică, astfel încât liniile câmpului magnetic se îndreaptă spre polul nord și către polul sud. Aceasta este inversată în comparație cu Pământul, unde polul magnetic nord se află în emisfera sudică. Câmpul magnetic al lui Saturn are, de asemenea , cvadrupol , octupol și componente superioare, deși sunt mult mai slabe decât dipolul.

Puterea câmpului magnetic la ecuatorul lui Saturn este de aproximativ 21  μT (0,21  G ), ceea ce corespunde unui moment magnetic dipol de aproximativ 4,6 × 10 ¹⁸ T • m ³ . Acest lucru face ca câmpul magnetic al lui Saturn să fie puțin mai slab decât cel al Pământului; cu toate acestea, momentul său magnetic este de aproximativ 580 de ori mai mare. Dipolul magnetic al lui Saturn este strict aliniat cu axa sa de rotație, ceea ce înseamnă că câmpul, în mod unic, este extrem de aximetric. Dipolul este ușor deplasat (cu 0,037 R _s ) de-a lungul axei de rotație a lui Saturn către polul nord.

Mărime și formă

Câmpul magnetic intern al lui Saturn deviază vântul solar , un flux de particule ionizate emise de Soare , departe de suprafața sa, împiedicându-l să interacționeze direct cu atmosfera sa și, în schimb, să creeze propria sa regiune, numită magnetosferă, compusă dintr-o plasmă foarte diferită de cea a vântului solar. Magnetosfera lui Saturn este a doua cea mai mare magnetosferă din sistemul solar după cea a lui Jupiter.

Ca și în cazul magnetosferei Pământului, granița care separă plasma vântului solar de cea din magnetosfera lui Saturn se numește magnetopauză . Distanța magnetopauzei de centrul planetei la punctul subsolar variază foarte mult de la 16 la 27 R _s (R _s = 60,330 km este raza ecuatorială a lui Saturn). Poziția magnetopauzei depinde de presiunea exercitată de vântul solar, care, la rândul său, depinde de activitatea solară . Distanța medie de separare a magnetopauzei este de aproximativ 22 R _s . În fața magnetopause (la distanța de aproximativ 27 R _s de pe planeta) se întinde șoc prova , o trezire -ca tulburare în vânt solar cauzate de coliziune cu magnetosfera. Regiunea dintre șocul arcului și magnetopauză se numește magnetosă .

În partea opusă a planetei, vântul solar întinde liniile de câmp magnetic ale lui Saturn într-o coadă magnetică lungă, care constă din doi lobi, cu câmpul magnetic din lobul nordic îndreptat departe de Saturn și sudul îndreptat spre el. Lobii sunt separate printr - un strat subțire de plasmă numită coadă foaia curentă . Ca și Pământul, coada lui Saturn este un canal prin care plasma solară pătrunde în regiunile interioare ale magnetosferei. Similar cu Jupiter, coada este conducta prin care plasma de origine magnetosferică internă părăsește magnetosfera. Plasma care se deplasează de la coadă la magnetosfera interioară este încălzită și formează o serie de centuri de radiații .

Regiuni magnetosferice

Structura magnetosferei lui Saturn

Magnetosfera lui Saturn este adesea împărțită în patru regiuni. Regiunea cea mai interioară situată împreună cu inelele planetare ale lui Saturn , în interiorul a aproximativ 3 R _s , are un câmp magnetic strict dipolar. Este în mare parte lipsită de plasmă, care este absorbită de particulele de inel, deși centurile de radiații ale lui Saturn sunt situate în această regiune interioară chiar în interiorul și în afara inelelor. A doua regiune între 3 și 6 R _s conține Torul de plasmă rece și se numește magnetosferă interior. Conține cea mai densă plasmă din sistemul saturnian. Plasma din tor provine din lunile de gheață interioare și în special din Enceladus . Câmpul magnetic din această regiune este, de asemenea, în mare parte dipolar. A treia regiune se află între 6 și 12-14 R _s și se numește foaie de plasmă dinamică și extinsă . Câmpul magnetic din această regiune este întins și non-dipolar, în timp ce plasma este limitată la o foaie de plasmă ecuatorială subțire . Cea de a patra regiune ultraperiferice este situată dincolo de 15 R _s la latitudini mari și continuă până la limita magnetopause. Se caracterizează printr-o densitate scăzută a plasmei și un câmp magnetic variabil, non-dipolar puternic influențat de vântul solar.

În părțile exterioare ale magnetosferei lui Saturn dincolo de aproximativ 15-20 R _s , câmpul magnetic din apropierea planului ecuatorial este foarte întins și formează o structură asemănătoare unui disc numită magnetodisk . Discul continuă până la magnetopauză pe partea de zi și trece în coada magnetică pe partea de noapte. Aproape de zi poate fi absent atunci când magnetosfera este comprimată de vântul solar, ceea ce se întâmplă de obicei atunci când distanța magnetopauzei este mai mică de 23 R _s . Pe partea de noapte și pe flancurile magnetosferei magnetodiskul este întotdeauna prezent. Magnetiscul lui Saturn este un analog mult mai mic al magnetodiscului Jovian.

Foaia de plasmă din magnetosfera lui Saturn are o formă asemănătoare unui bol care nu se găsește în nicio altă magnetosferă cunoscută. Când a sosit Cassini în 2004, a fost o iarnă în emisfera nordică. Măsurătorile câmpului magnetic și ale densității plasmei au arătat că foaia de plasmă a fost deformată și așezată la nord de planul ecuatorial, arătând ca un bol gigantic. O astfel de formă a fost neașteptată.

Dinamica

Imagine a norului de plasmă din jurul lui Saturn (Cassini)

Procesele care conduc magnetosfera lui Saturn sunt similare cu cele care conduc cele ale Pământului și ale lui Jupiter. La fel cum magnetosfera lui Jupiter este dominată de co-rotația plasmei și încărcarea de masă de la Io , tot așa magnetosfera lui Saturn este dominată de co-rotația plasmei și de încărcarea de masă de la Enceladus . Cu toate acestea, magnetosfera lui Saturn are o dimensiune mult mai mică, în timp ce regiunea sa interioară conține prea puțină plasmă pentru a o distinge serios și a crea un magnetodisc mare. Aceasta înseamnă că este mult mai puternic influențat de vântul solar și că, la fel ca câmpul magnetic al Pământului , dinamica acestuia este afectată de reconectarea cu vântul similar ciclului Dungey .

O altă caracteristică distinctivă a magnetosferei lui Saturn este abundența ridicată de gaz neutru în jurul planetei. Așa cum a arătat prin observarea ultraviolet a Cassini, planeta este învăluit într - un nor mare de hidrogen , vapori de apă și produșii lor disociative ca hidroxil , extinzându - se până 45 R _s din Saturn. În magnetosfera interioară, raportul dintre neutri și ioni este de aproximativ 60 și crește în magnetosfera exterioară, ceea ce înseamnă că întregul volum magnetosferic este umplut cu gaz relativ dens slab ionizat. Acest lucru este diferit, de exemplu, de Jupiter sau Pământ, unde ionii domină asupra gazului neutru și are consecințe pentru dinamica magnetosferică.

Surse și transport de plasmă

Compoziția plasmatică din magnetosfera interioară a lui Saturn este dominată de ionii grupului de apă: O ⁺ , H ₂ O ⁺ , OH ⁺ și alții, ion hidroniu (H ₃ O ⁺ ), HO ₂ ⁺ și O ₂ ⁺ , deși ioni de protoni și azot (N ⁺ ) sunt de asemenea prezente. Sursa principală de apă este Enceladus, care eliberează 300-600 kg / s de vapori de apă din gheizerele din apropierea polului său sudic. Radicalii de apă și hidroxil (OH) eliberați (un produs al disocierii apei) formează un tor destul de gros în jurul orbitei lunii la 4 R _s cu densități de până la 10.000 molecule pe centimetru cub. Cel puțin 100 kg / s din această apă este în cele din urmă ionizată și adăugată la plasma magnetosferică co-rotativă. Surse suplimentare de ioni din grupul de apă sunt inelele lui Saturn și alte luni înghețate. Sonda Cassini a observat, de asemenea, cantități mici de ioni N ⁺ în magnetosfera interioară, care provin probabil și din Enceladus.

Imagine Cassini a curentului inelar din jurul lui Saturn purtat de ioni energetici (20-50 keV)

În părțile exterioare ale magnetosferei ionii dominanți sunt protonii, care provin fie din vântul solar, fie din ionosfera lui Saturn. Titanul , care orbitează aproape de limita magnetopauzei la 20 R _s , nu este o sursă semnificativă de plasmă.

Plasma relativ rece în regiunea cea mai interioară a magnetosfera lui Saturn, interior 3 R _s ( în apropierea inelelor) se compune în principal din O ⁺ și O ₂ ⁺ ioni. Acolo ionii împreună cu electronii formează o ionosferă care înconjoară inelele saturniene.

Atât pentru Jupiter, cât și pentru Saturn, se consideră că transportul plasmei de la părțile interioare către cele exterioare ale magnetosferei este legat de instabilitatea schimbului. În cazul lui Saturn, schimbul de sarcini facilitează transferul de energie de la ionii fierbinți anterior la gazele neutre din magnetosfera interioară. Apoi, tuburi de flux magnetic încărcate cu acest nou plasma rece, bogată în apă, se schimbă cu tuburi de flux umplute cu plasmă fierbinte care sosesc din magnetosfera exterioară. Instabilitatea este determinată de forța centrifugă exercitată de plasmă asupra câmpului magnetic. Plasma rece este în cele din urmă îndepărtată din magnetosferă de plasmoidele formate atunci când câmpul magnetic se reconectează în coada magnetică . Plasmoidele se deplasează în jos pe coadă și scapă din magnetosferă. Procesul de reconectare sau de subtormă se crede că se află sub controlul vântului solar și al celei mai mari luni a lui Saturn, Titan, care orbitează în apropierea limitei exterioare a magnetosferei.

În regiunea magnetodiscului, dincolo de 6 R _s , plasma din coala rotativă exercită o forță centrifugă semnificativă asupra câmpului magnetic, determinându-l să se întindă. Această interacțiune creează un curent în planul ecuatorial care curge azimutal cu rotație și se extinde până la 20 R _s de planetă. Puterea totală a acestui curent variază de la 8 la 17  MA . Curentul inelar din magnetosfera saturniană este foarte variabil și depinde de presiunea vântului solar, fiind mai puternic atunci când presiunea este mai slabă. Momentul magnetic asociat cu acest curent ușor (cu aproximativ 10 nT) deprimă câmpul magnetic din magnetosfera interioară, deși crește momentul magnetic total al planetei și determină dimensiunea magnetosferei să devină mai mare.

Aurore

Aurora nordică a lui Saturn în lumina infraroșie

Saturn are aurore polare strălucitoare, care au fost observate în lumina ultravioletă , vizibilă și în infraroșu apropiat . Aurorele arată de obicei ca niște cercuri luminoase continue (ovale) care înconjoară polii planetei. Latitudinea ovalelor aurorale variază în intervalul 70-80 °; poziția medie este de 75 ± 1 ° pentru aurora sudică, în timp ce aurora nordică este mai aproape de pol cu ​​aproximativ 1,5 °. Din când în când, fiecare auroră poate lua o formă spirală în loc de ovală. În acest caz, începe aproape de miezul nopții la o latitudine de aproximativ 80 °, apoi latitudinea sa scade până la 70 ° pe măsură ce continuă în sectoarele zorilor și ale zilei (în sens invers acelor de ceasornic). În sectorul amurgului, latitudinea aurorală crește din nou, deși atunci când revine la sectorul nocturn, are încă o latitudine relativ scăzută și nu se conectează la partea mai luminoasă a zorilor.

Saturn și aurorele sale nordice (imagine compusă).

Spre deosebire de Jupiter, principalele ovale aurorale ale lui Saturn nu sunt legate de defalcarea co-rotației plasmei în părțile exterioare ale magnetosferei planetei. Se crede că aurorele de pe Saturn sunt conectate la reconectarea câmpului magnetic sub influența vântului solar (ciclul Dungey), care conduce un curent ascendent (aproximativ 10 milioane de amperi ) din ionosferă și duce la accelerarea și precipitarea electroni energetici (1-10 keV) în termosfera polară a lui Saturn. Aurorele saturniene sunt mai asemănătoare cu cele ale Pământului, unde sunt, de asemenea, antrenate de vânt solar. Ovalele în sine corespund granițelor dintre liniile câmpului magnetic deschis și închis - așa-numitele capace polare , despre care se crede că locuiesc la distanța de 10-15 ° de poli.

Aurorele lui Saturn sunt foarte variabile. Localizarea și strălucirea lor depinde puternic de presiunea vântului solar : aurorele devin mai luminoase și se apropie de poliți când crește presiunea vântului solar. Se observă că trăsăturile aurorale luminoase se rotesc cu viteza unghiulară de 60-75% pe cea a lui Saturn. Din când în când, trăsături luminoase apar în sectorul zorilor ovalului principal sau în interiorul acestuia. Puterea totală medie emisă de aurore este de aproximativ 50 GW în ultravioletul îndepărtat (80-170 nm) și 150-300 GW în părțile din spectrul de infraroșu apropiat (3-4 μm— H ₃ ⁺ emisii).

Radiația kilometrică a lui Saturn

Spectrul emisiilor radio ale lui Saturn în comparație cu spectrele altor patru planete magnetizate

Saturn este sursa unor emisii radio destul de puternice de frecvență joasă, numite radiații kilometrice Saturn (SKR). Frecvența SKR se situează în intervalul 10–1300 kHz (lungimea de undă de câțiva kilometri) cu maximul în jur de 400 kHz. Puterea acestor emisii este puternic modulată de rotația planetei și este corelată cu modificările presiunii vântului solar. De exemplu, când Saturn a fost scufundat în coada magnetică gigantică a lui Jupiter în timpul zborului Voyager 2 în 1981, puterea SKR a scăzut foarte mult sau chiar a încetat complet. Se crede că radiația kilometrică este generată de instabilitatea Cyclotron Maser a electronilor care se deplasează de-a lungul liniilor câmpului magnetic legate de regiunile aurorale ale lui Saturn. Astfel, SKR este legat de aurorele din jurul polilor planetei . Radiația în sine cuprinde emisii difuze spectral, precum și tonuri de bandă îngustă cu lățimi de bandă de până la 200 Hz. În planul frecvență-timp sunt adesea observate caracteristici ale arcului, la fel ca în cazul radiației kilometrice joviene. Puterea totală a SKR este de aproximativ 1 GW.

Modulația emisiilor radio prin rotație planetară este utilizată în mod tradițional pentru a determina perioada de rotație a interiorului planetelor gigantice fluide. Cu toate acestea, în cazul lui Saturn, acest lucru pare a fi imposibil, deoarece perioada variază la scara de timp de zeci de ani. În 1980–1981 periodicitatea emisiilor radio măsurată de Voyager 1 și 2 a fost de 10 h 39 min 24 ± 7 s , care a fost apoi adoptată ca perioada de rotație a lui Saturn. Oamenii de știință au fost surprinși când Galileo și apoi Cassini au returnat o valoare diferită - 10 h 45 min 45 ± 36 s . O observație suplimentară a indicat faptul că perioada de modulare se modifică cu până la 1% pe durata caracteristică de 20-30 de zile, cu o tendință suplimentară pe termen lung. Există o corelație între perioadă și viteza vântului solar, cu toate acestea, cauzele acestei schimbări rămân un mister. Un motiv poate fi acela că câmpul magnetic saturnian perfect simetric axial nu reușește să impună o corotație strictă asupra plasmei magnetosferice, făcându-l să alunece în raport cu planeta. Lipsa unei corelații precise între perioada de variație a SKR și rotația planetară face imposibilă determinarea adevăratei perioade de rotație a lui Saturn.

Curele de radiații

Centurile de radiații ale lui Saturn

Saturn are curele de radiații relativ slabe, deoarece particulele energetice sunt absorbite de luni și de materialul în particule care orbitează planeta. Cea mai densă (principală) bandă de radiație se află între marginea interioară a torului gazului Enceladus la 3,5 R _s și marginea exterioară a inelului A la 2,3 R _s . Conține protoni și electroni relativisti cu energii de la sute de kiloelectronvolți (keV) până la zeci de megaelectronvolți (MeV) și, eventual, alți ioni. Dincolo de 3.5 R _s particulele energetice sunt absorbite de gaz neutru și numerele lor de picătură, deși mai puține particule energetice cu energii în intervalul de sute Kev apar din nou după 6 R _s -aceste sunt aceleași particule care contribuie la curentul de inel. Electronii din centura principală provin probabil din magnetosfera exterioară sau din vântul solar, din care sunt transportați prin difuzie și apoi încălziți adiabatic. Cu toate acestea, protonii energetici constau din două populații de particule. Prima populație cu energii mai mici de aproximativ 10 MeV are aceeași origine ca electronii, în timp ce a doua cu flux maxim de aproape 20 MeV rezultă din interacțiunea razelor cosmice cu materialul solid prezent în sistemul saturnian (așa-numitul albedo cu raze cosmice) proces de dezintegrare a neutronilor —CRAND). Centura principală de radiații a Saturnului este puternic influențată de perturbările interplanetare ale vântului solar.

Regiunea cea mai interioară a magnetosferei din apropierea inelelor este, în general, lipsită de ioni energetici și electroni, deoarece sunt absorbiți de particulele inelare. Totuși, Saturn are a doua centură de radiații descoperită de Cassini în 2004 și situată chiar în interiorul inelului D interior . Această centură constă probabil din particule încărcate energetic formate prin procesul CRAND sau din atomi neutri energetici ionizați care provin din centura principală de radiații.

Centurile de radiații saturniene sunt în general mult mai slabe decât cele ale lui Jupiter și nu emit multă radiație cu microunde (cu frecvența de câțiva Gigahertz). Estimările arată că emisiile lor radio decimetrice (DIM) ar fi imposibil de detectat de pe Pământ. Cu toate acestea, particulele cu energie ridicată provoacă degradarea suprafețelor lunilor înghețate și stropesc apă, produse din apă și oxigen din acestea.

Interacțiunea cu inelele și lunile

Imagine compusă în culori false, care arată strălucirea aurorelor care străbate aproximativ 1.000 de kilometri de vârfurile norilor din regiunea polară sudică a Saturnului

Populația abundentă de corpuri solide care orbitează Saturn, inclusiv lunile, precum și particulele inelului exercită o influență puternică asupra magnetosferei Saturnului. Plasma din magnetosferă co-rotește cu planeta, afectând în mod continuu emisferele de la sfârșitul lunilor care se mișcă încet. În timp ce particulele inelare și majoritatea lunilor absorb doar pasiv plasma și particulele încărcate energetic, trei luni - Enceladus, Dione și Titan - sunt surse semnificative de plasmă nouă. Absorbția electronilor și ionilor energetici se dezvăluie prin goluri vizibile în centurile de radiații ale lui Saturn lângă orbitele lunii, în timp ce inelele dense ale lui Saturn elimină complet toți electronii energetici și ionii mai apropiați de 2,2 R _S , creând o zonă de radiație scăzută în apropiere a planetei. Absorbția plasmei co-rotativ cu o lună perturbă câmpul magnetic gol sau wake -ORAȘUL câmp este tras spre o lună, creând o regiune a unui câmp magnetic mai puternic în apropierea urma.

Cele trei luni menționate mai sus adaugă plasmă nouă în magnetosferă. De departe cea mai puternică sursă este Enceladus, care scoate o fântână de vapori de apă, dioxid de carbon și azot prin fisuri în regiunea sa a polului sudic. O fracțiune din acest gaz este ionizată de electronii fierbinți și de radiația ultravioletă solară și se adaugă fluxului de plasmă co-rotațional. S-a crezut că Titan a fost odată principala sursă de plasmă din magnetosfera lui Saturn, în special de azot. Noile date obținute de Cassini în perioada 2004-2008 a stabilit că nu este o sursă importantă de azot la urma urmei, deși poate furniza în continuare cantități semnificative de hidrogen (datorită disocierii de metan ). Dione este a treia lună care produce mai multă plasmă nouă decât absoarbe. Masa de plasmă creată în vecinătatea acesteia (aproximativ 6 g / s) este de aproximativ 1/300 cât aproape de Enceladus. Cu toate acestea, chiar și această valoare scăzută nu poate fi explicată doar prin pulverizarea suprafeței sale înghețate de particule energetice, ceea ce poate indica faptul că Dione este activ endogen ca Enceladus. Lunile care creează plasmă nouă încetinesc mișcarea plasmei co-rotative în vecinătatea lor, ceea ce duce la îngrămădirea liniilor câmpului magnetic din fața lor și la slăbirea câmpului în trezirile lor - câmpul se înfășoară în jurul lor. Acesta este opusul a ceea ce se observă pentru lunile absorbante de plasmă.

Plasma și particulele energetice prezente în magnetosfera lui Saturn, atunci când sunt absorbite de particulele inelare și de luni, provoacă radioliza gheții de apă. Produsele sale includ ozon , peroxid de hidrogen și oxigen molecular . Primul a fost detectat pe suprafețele Rhea și Dione, în timp ce al doilea este considerat responsabil pentru pantele spectrale abrupte ale reflectivităților lunilor în regiunea ultravioletă. Oxigenul produs prin radioliză formează atmosfere fragile în jurul inelelor și al lunilor de gheață. Atmosfera inelară a fost detectată de Cassini pentru prima dată în 2004. O fracțiune din oxigen se ionizează, creând o populație mică de ioni O ₂ ⁺ în magnetosferă. Influența magnetosferei lui Saturn asupra lunilor sale este mai subtilă decât influența lui Jupiter asupra lunilor sale. În acest din urmă caz, magnetosfera conține un număr semnificativ de ioni de sulf, care, atunci când sunt implantați pe suprafețe, produc semnături spectrale caracteristice. În cazul lui Saturn, nivelurile de radiații sunt mult mai mici, iar plasma este compusă în principal din produse de apă, care, atunci când sunt implantate, nu se pot distinge de gheața deja prezentă.

Explorare

Începând cu 2014, magnetosfera lui Saturn a fost explorată direct de patru nave spațiale. Prima misiune de a studia magnetosfera a fost Pioneer 11 în septembrie 1979. Pioneer 11 a descoperit câmpul magnetic și a făcut câteva măsurători ale parametrilor plasmei. În noiembrie 1980 și august 1981, sondele Voyager 1-2 au investigat magnetosfera folosind un set îmbunătățit de instrumente. Din traiectorii de zbor au măsurat câmpul magnetic planetar, compoziția și densitatea plasmei, energia particulelor cu energie ridicată și distribuția spațială, undele plasmatice și emisiile radio. Sonda spațială Cassini a fost lansată în 1997 și a ajuns în 2004, făcând primele măsurători în mai mult de două decenii. Nava spațială a continuat să furnizeze informații despre câmpul magnetic și parametrii de plasmă ai magnetosferei saturniene până la distrugerea intenționată a acesteia pe 15 septembrie 2017.

În anii 1990, nava spațială Ulysses a efectuat măsurători ample ale radiației kilometrice saturniene (SKR), care este inobservabilă de pe Pământ datorită absorbției în ionosferă . SKR este suficient de puternic pentru a fi detectat de pe o navă spațială la distanța mai multor unități astronomice de planetă. Ulise a descoperit că perioada SKR variază cu până la 1% și, prin urmare, nu este direct legată de perioada de rotație a interiorului lui Saturn.

Note

Referințe

Bibliografie

Lecturi suplimentare

• Arridge, CS; Russell, CT; Khurana, KK; și colab. (2007). „Masa magnetodiscului lui Saturn: observații Cassini” (PDF) . Scrisori de cercetare geofizică . 34 (9): L09108. Cod Bib : 2007GeoRL..3409108A . doi : 10.1029 / 2006GL028921 .
• Burger, MH; Sittler, CE; Johnson, RE; și colab. (2007). „Înțelegerea evadării apei din Enceladus” (PDF) . Journal of Geophysical Research . 112 (A6): A06219. Cod Bib : 2007JGRA..112.6219B . doi : 10.1029 / 2006JA012086 .
• Hill, TW; Thomsen, MF ; Henderson, MG; și colab. (2008). „Plasmoizi în coada magnetică a lui Saturn” (PDF) . Journal of Geophysical Research . 113 (A1): A01214. Cod Bib : 2008JGRA..11301214H . doi : 10.1029 / 2007JA012626 .
• Krimigis, SM; Sergis, N .; Mitchell, DG; și colab. (2007). „Un curent inelar rotativ dinamic în jurul lui Saturn” (PDF) . Natura . 450 (7172): 1050-53. Cod Bib : 2007Natur.450.1050K . doi : 10.1038 / nature06425 . PMID  18075586 .
• Martens, Hilary R .; Reisenfeld, Daniel B .; Williams, John D .; și colab. (2008). „Observații ale ionilor moleculari de oxigen în magnetosfera interioară a lui Saturn” (PDF) . Scrisori de cercetare geofizică . 35 (20): L20103. Cod Bib : 2008GeoRL..3520103M . doi : 10.1029 / 2008GL035433 .
• Russell, CT; Khurana, KK; Arridge, CS; Dougherty, MK (2008). „Magnosferele lui Jupiter și Saturn și lecțiile lor pentru Pământ” (PDF) . Progrese în cercetarea spațială . 41 (8): 1310-18. Bibcode : 2008AdSpR..41.1310R . doi : 10.1016 / j.asr.2007.07.037 . Arhivat din original (PDF) la 15.02.2012 . Adus 14.05.2009 .
• Smith, HT; Johnson, RE; Sittler, CE (2007). „Enceladus: probabil sursa dominantă de azot în magnetosfera lui Saturn” (PDF) . Icar . 188 (2): 356–366. Bibcode : 2007Icar..188..356S . doi : 10.1016 / j.icarus.2006.12.007 .
• Southwood, DJ; Kivelson, MG (2007). „Dinamica magnetosferică saturniană: Elucidarea unui model de arbore cu came” (PDF) . Journal of Geophysical Research . 112 (A12): A12222. Cod Bib : 2007JGRA..11212222S . doi : 10.1029 / 2007JA012254 .
• Stallard, Tom; Miller, Steve; Melin, Henrik; și colab. (2008). „Aurore de tip jovian pe Saturn” . Natura . 453 (7198): 1083-85. Cod Bib : 2008Natur.453.1083S . doi : 10.1038 / nature07077 . PMID  18563160 .
• Saturn trimite semnale mixte

linkuri externe

• Site-ul NASA despre emisii