Magnetosfæren til Saturn - Magnetosphere of Saturn

Magnetosfæren til Saturn
Saturn med auroras.jpg
Aurorae på sørpolen til Saturn sett av Hubble
Oppdagelse
Internt felt
Radius av Saturn 60.330 km
Ekvatorial feltstyrke 21  μT (0,21  G )
Dipol tilt <0,5 °
Rotasjonsperiode ?
Solar vind parametere
Hastighet 400 km/s
IMF styrke 0,5 nT
Tetthet 0,1 cm −3
Magnetosfæriske parametere
Type Iboende
Bue sjokk avstand ~ 27 R s
Magnetopause avstand ~ 22 R s
viktigste ioner O + , H 2 O + , OH + , H 3 O + HO 2 + og O 2 + og H +
Plasmakilder Enceladus
Massebelastningshastighet ~ 100 kg/s
Maksimal plasmatetthet 50–100 cm −3
Aurora
Spektrum radio, nær-IR og UV
Total kraft 0,5 TW
Radioutslippsfrekvenser 10–1300 kHz

Den magneto av Saturn er hulrommet opprettet i strømmen av solenergi vinden ved jordens internt generert magnetfelt . Saturns magnetosfære ble oppdaget i 1979 av Pioneer 11 -romfartøyet, og er den nest største av alle planeter i solsystemet etter Jupiter . Den Magneto , grensen mellom Saturn magneto og solar vind, er plassert i en avstand på omtrent 20 Saturn radier fra jordens sentrum, mens dets magneto strekker seg flere hundre Saturn radier bak den.

Saturns magnetosfære er fylt med plasma som stammer fra både planeten og dens måner. Hovedkilden er den lille månen Enceladus , som kaster ut så mye som 1000 kg/s vanndamp fra geysirene på sørpolen, hvorav en del er ionisert og tvunget til å rotere med Saturns magnetfelt. Dette belaster feltet med så mye som 100 kg vanngruppeioner per sekund. Dette plasmaet beveger seg gradvis ut fra den indre magnetosfæren via mekanismen for utveksling av ustabilitet og rømmer deretter gjennom magnetotailen.

Samspillet mellom Saturns magnetosfære og solvinden genererer lyse ovale auroraer rundt planetens poler observert i synlig, infrarødt og ultrafiolett lys. Auroraene er relatert til den kraftige saturniske kilometriske strålingen (SKR), som strekker seg over frekvensintervallet mellom 100 kHz til 1300  kHz og en gang ble antatt å modulere med en periode lik planetens rotasjon. Senere målinger viste imidlertid at periodisiteten til SKRs modulering varierer med så mye som 1%, og derfor sannsynligvis ikke akkurat faller sammen med Saturns sanne rotasjonsperiode, som fra og med 2010 er ukjent. Inne i magnetosfæren er det strålingsbelter, som huser partikler med energi så høyt som titalls megaelektronvolt . De energiske partiklene har betydelig innflytelse på overflatene til indre isete måner på Saturn .

I 1980–1981 ble magnetosfæren til Saturn studert av romfartøyet Voyager . Fram til september 2017 var det gjenstand for pågående etterforskning av Cassini -oppdraget , som ankom i 2004 og brukte over 13 år på å observere planeten.

Oppdagelse

Umiddelbart etter oppdagelsen av Jupiters dekametriske radioutslipp i 1955, ble det forsøkt å oppdage et lignende utslipp fra Saturn, men med avgjørende resultater. Det første beviset på at Saturn kan ha et internt generert magnetfelt kom i 1974, med påvisning av svake radioutslipp fra planeten med en frekvens på omtrent 1 MHz.

Disse mellombølgeutslippene ble modulert med en periode på omtrent 10 t 30 min , som ble tolket som Saturns rotasjonsperiode . Likevel var bevisene som var tilgjengelige på 1970 -tallet for uklare, og noen forskere mente at Saturn helt kan mangle et magnetfelt, mens andre til og med spekulerte i at planeten kunne ligge utenfor heliopausen . Den første bestemte oppdagelsen av det saturniske magnetfeltet ble gjort først 1. september 1979, da det ble passert gjennom av Pioneer 11 -romfartøyet, som målte dets magnetfeltstyrke direkte.

Struktur

Internt felt

Som Jupiter magnetfelt , er Saturn laget av et fluid dynamo i et lag av sirkulerende væske metallisk hydrogen i sin ytre kjerne. I likhet med jorden er Saturns magnetfelt stort sett en dipol , med nord- og sørpoler i enden av en enkelt magnetisk akse. På Saturn, som på Jupiter, befinner den nordlige magnetpolen seg på den nordlige halvkule, og den sørlige magnetiske polen ligger på den sørlige halvkule, slik at magnetfeltlinjer peker vekk fra nordpolen og mot sørpolen. Dette er omvendt sammenlignet med jorden, der den nordlige magnetiske polen ligger på den sørlige halvkule. Saturns magnetfelt har også quadrupol , octupole og høyere komponenter, selv om de er mye svakere enn dipolen.

Magnetfeltstyrken ved Saturns ekvator er omtrent 21  μT (0,21  G ), som tilsvarer et dipolmagnetisk moment på omtrent 4,6 × 10 18 T • m 3 . Dette gjør Saturns magnetfelt litt svakere enn Jordens; Det magnetiske øyeblikket er imidlertid omtrent 580 ganger større. Saturns magnetiske dipol er strengt på linje med rotasjonsaksen, noe som betyr at feltet unikt er sterkt aksymmetrisk. Dipolen forskyves litt (med 0,037 R s ) langs Saturns rotasjonsakse mot nordpolen.

Størrelse og form

Saturns indre magnetfelt avleder solvinden , en strøm av ioniserte partikler som sendes ut av solen , vekk fra overflaten, og forhindrer den i å samhandle direkte med atmosfæren og i stedet skape sin egen region, kalt en magnetosfære, sammensatt av et plasma som er veldig forskjellig fra solvindens. Magnetosfæren til Saturn er den nest største magnetosfæren i solsystemet etter Jupiters.

Som med jordens magnetosfære kalles grensen som skiller solvindens plasma fra det innenfor Saturns magnetosfære magnetopause . Magnetopauseavstanden fra planetens sentrum ved det undersolare punktet varierer mye fra 16 til 27 R s (R s = 60.330 km er ekvatorialradius til Saturn). Magnetopausens posisjon avhenger av trykket fra solvinden, som igjen avhenger av solaktivitet . Den gjennomsnittlige avstanden til magnetopause er omtrent 22 R s . Foran Magneto (i en avstand på omtrent 27 R s fra planet) ligger den bue sjokk , en kjøl lignende forstyrrelse i solens vinden forårsaket av dens kollisjon med den magneto. Området mellom baugsjokk og magnetopause kalles magnetosheath .

På motsatt side av planeten strekker solvinden Saturns magnetfeltlinjer inn i en lang, etterfølgende magnetotail , som består av to lober, med magnetfeltet i den nordlige flippen som vender vekk fra Saturn og den sørlige peker mot den. De fliker er adskilt med et tynt lag av plasma kalt hale gjeldende arket . Som Jordens er Saturns hale en kanal gjennom hvilken solplasma kommer inn i magnetosfærens indre områder. I likhet med Jupiter er halen den kanalen gjennom hvilken plasmaet av den interne magnetosfæriske opprinnelsen forlater magnetosfæren. Plasmaet som beveger seg fra halen til den indre magnetosfæren blir oppvarmet og danner en rekke strålingsbelter .

Magnetosfæriske områder

Strukturen til Saturns magnetosfære

Saturns magnetosfære er ofte delt inn i fire regioner. Den innerste regionen samlokalisert med Saturns planetariske ringer , inne i omtrent 3 R s , har et strengt dipolært magnetfelt. Det er stort sett blottet for plasma, som absorberes av ringpartikler, selv om strålingsbeltene til Saturn befinner seg i denne innerste regionen like innenfor og utenfor ringene. Den andre regionen mellom 3 og 6 R s inneholder den kalde plasmatorus og kalles den indre magnetosfæren. Den inneholder det tetteste plasmaet i det saturniske systemet. Plasmaet i torus stammer fra de indre iskalde månene og spesielt fra Enceladus . Magnetfeltet i denne regionen er også stort sett dipolært. Den tredje regionen ligger mellom 6 og 12–14 R s og kalles det dynamiske og forlengede plasmaarket . Magnetfeltet i denne regionen er strukket og ikke-dipolært, mens plasmaet er begrenset til et tynt ekvatorialt plasmaark . Den fjerde ytterste regionen ligger utenfor 15 R s på høye breddegrader og fortsetter opp til magnetopausegrensen. Det er preget av en lav plasmatetthet og et variabelt, ikke-dipolært magnetfelt som er sterkt påvirket av solvinden.

I de ytre delene av Saturns magnetosfære utover omtrent 15–20 R s er magnetfeltet nær ekvatorialplanet sterkt strukket og danner en skivelignende struktur kalt magnetodisk . Disken fortsetter opp til magnetopausen på dagtid og går over i magnetstjernen på nattkanten. I nærheten av dagtid kan det være fraværende når magnetosfæren komprimeres av solvinden, noe som vanligvis skjer når magnetopauseavstanden er mindre enn 23 R s . På nattkanten og flankene i magnetosfæren er magnetodisken alltid tilstede. Saturns magnetodisk er en mye mindre analog av den joviske magnetodisken.

Plasmaplaten i Saturns magnetosfære har en skållignende form som ikke finnes i noen annen kjent magnetosfære. Da Cassini ankom i 2004, var det en vinter på den nordlige halvkule. Målingene av magnetfeltet og plasmatettheten avslørte at plasmaskiktet var vridd og lå nord for ekvatorialplanet og så ut som en gigantisk bolle. En slik form var uventet.

Dynamikk

Bilde av plasmasky rundt Saturn (Cassini)

Prosessene som driver Saturns magnetosfære ligner de som driver Jordens og Jupiters. På samme måte som Jupiters magnetosfære domineres av plasmasamrotasjon og masselastning fra Io , så er Saturns magnetosfære dominert av plasmaserotasjon og masselastning fra Enceladus . Imidlertid er Saturns magnetosfære mye mindre i størrelse, mens dens indre region inneholder for lite plasma til å utvide den alvorlig og skape en stor magnetodisk. Dette betyr at den er mye sterkere påvirket av solvinden, og at dynamikken , i likhet med Jordens magnetfelt , påvirkes av gjenforbindelse med vinden som ligner på Dungey -syklusen .

Et annet kjennetegn ved Saturns magnetosfære er høy overflod av nøytral gass rundt planeten. Som avslørt ved ultrafiolett observasjon av Cassini, er planeten innhyllet i en stor sky av hydrogen , vanndamp og deres dissosiative produkter som hydroksyl , som strekker seg så langt som 45 R s fra Saturn. I den indre magnetosfæren er forholdet mellom nøytrale og ioner rundt 60 og det øker i den ytre magnetosfæren, noe som betyr at hele magnetosfærens volum er fylt med relativt tett svakt ionisert gass. Dette er for eksempel annerledes enn Jupiter eller Jorden, hvor ioner dominerer over nøytral gass, og har konsekvenser for den magnetosfæriske dynamikken.

Kilder og transport av plasma

Plasma preparat i Saturn indre magneto domineres av de vann gruppen ioner: O + , H 2 O + , OH + og andre, hydronium-ion (H 3 O + ), HO 2 + og O to + , selv om protoner og nitrogenioner (N + ) er også tilstede. Den viktigste vannkilden er Enceladus, som frigjør 300–600 kg/s vanndamp fra geysirene nær sørpolen. Det frigjorte vannet og hydroksyl (OH) radikaler (et produkt av vanns dissosiasjon) danner en ganske tykk torus rundt månens bane ved 4 R s med tettheter opptil 10 000 molekyler per kubikkcentimeter. Minst 100 kg/s av dette vannet blir til slutt ionisert og tilsatt det ko -roterende magnetosfæriske plasmaet. Ytterligere kilder til vanngruppe -ioner er Saturns ringer og andre isete måner. Cassini -romfartøyet observerte også små mengder N + -ioner i den indre magnetosfæren, som sannsynligvis også stammer fra Enceladus.

Cassini -bilde av ringstrømmen rundt Saturn båret av energiske (20–50 keV) ioner

I de ytre delene av magnetosfæren er de dominerende ionene protoner, som enten stammer fra solvinden eller Saturns ionosfære. Titan , som går i bane nær magnetopausegrensen ved 20 R s , er ikke en vesentlig kilde til plasma.

Det relativt kalde plasmaet i den innerste delen av Saturns magnetosfære, inne i 3 R s (nær ringene) består hovedsakelig av O + og O 2 + ioner. Der danner ioner sammen med elektroner en ionosfære som omgir de saturniske ringene.

For både Jupiter og Saturn antas transport av plasma fra de indre til de ytre delene av magnetosfæren å være relatert til utvekslingsstabilitet. I tilfelle av Saturn letter ladningsutveksling overføring av energi fra de tidligere varme ionene til de nøytrale gassene i den indre magnetosfæren. Deretter blir magnetiske flussrør lastet med denne nylig kalde, vannrike plasmaskiftet med flussrør fylt med varmt plasma som kommer fra den ytre magnetosfæren. Ustabiliteten er drevet av sentrifugalkraften som plasma utøver på magnetfeltet. Det kalde plasmaet blir til slutt fjernet fra magnetosfæren av plasmoider som dannes når magnetfeltet kobles til igjen i magnetotailen. Plasmoidene beveger seg nedover halen og rømmer fra magnetosfæren. Gjenoppkoblingen eller delstormprosessen antas å være under kontroll av solvinden og Saturns største måne Titan, som går i bane nær den ytre grensen til magnetosfæren.

I magnetodiskområdet, utover 6 R s , utøver plasmaet i det ko -roterende arket en betydelig sentrifugalkraft på magnetfeltet, noe som får det til å strekke seg. Denne interaksjonen skaper en strøm i ekvatorialplanet som flyter asimutalt med rotasjon og strekker seg så langt som 20 R s fra planeten. Den totale styrken til denne strømmen varierer fra 8 til 17  MA . Ringstrømmen i den saturniske magnetosfæren er svært variabel og avhenger av solvindtrykket, som er sterkere når trykket er svakere. Det magnetiske øyeblikket assosiert med denne strømmen litt (med omtrent 10 nT) trykker ned magnetfeltet i den indre magnetosfæren, selv om det øker planetens totale magnetiske øyeblikk og får størrelsen på magnetosfæren til å bli større.

Aurorae

Saturnus nordlige aurora i det infrarøde lyset

Saturn har lyse polare nordlys, som er observert i ultrafiolett , synlig og nær infrarødt lys. Auroraene ser vanligvis ut som lyse sammenhengende sirkler (ovaler) som omgir polene på planeten. Breddegraden til aurorale ovaler varierer i området 70–80 °; gjennomsnittsposisjonen er 75 ± 1 ° for den sørlige auroraen, mens den nordlige auroraen er nærmere polen med omtrent 1,5 °. Fra tid til annen kan enten nordlys anta en spiralform i stedet for oval. I dette tilfellet begynner det nær midnatt på en breddegrad på rundt 80 °, deretter reduseres breddegraden til så lavt som 70 ° når det fortsetter inn i daggry- og dagssektorene (mot klokken). I skumringssektoren øker breddegraden igjen, selv om den når tilbake til nattsektoren fortsatt har en relativt lav breddegrad og ikke kobler seg til den lysere daggrydelen.

Saturn og dens nordlige auroras (sammensatt bilde).

I motsetning til Jupiters er Saturns viktigste aurorale ovaler ikke relatert til sammenbrudd av samrotasjon av plasmaet i de ytre delene av planetens magnetosfære. Auroraene på Saturn antas å være koblet til gjeninnkoblingen av magnetfeltet under påvirkning av solvinden (Dungey cycle), som driver en oppadgående strøm (ca. 10 millioner ampere ) fra ionosfæren og fører til akselerasjon og nedbør av energiske (1–10 keV) elektroner inn i den polare termosfæren til Saturn. De saturniske auroraene ligner mer på jordens, hvor de også er solvinddrevne. Ovalene selv tilsvarer grensene mellom åpne og lukkede magnetfeltlinjer - såkalte polarkapper , som antas å ligge i avstanden 10–15 ° fra polene.

Aurornene til Saturn er svært varierende. Deres plassering og lysstyrke avhenger sterkt av Solar vindtrykket: den polarlys bli lysere og flytte nærmere polene når solvinden trykket øker. De lyse aurorale trekkene observeres å rotere med vinkelhastigheten på 60–75% av Saturn. Fra tid til annen vises lyse funksjoner i daggryssektoren på hovedovalen eller inne i den. Den gjennomsnittlige totale effekten som sendes ut av nordlysene er omtrent 50 GW i de ultrafiolette (80–170 nm) og 150–300 GW deler i området nær infrarød (3–4 μm— H 3 + utslipp) av spekteret.

Saturn kilometrisk stråling

Spekteret av Saturns radioutslipp sammenlignet med spektre fra fire andre magnetiserte planeter

Saturn er kilden til ganske sterke lavfrekvente radioutslipp kalt Saturn kilometrisk stråling (SKR). Frekvensen til SKR ligger i området 10–1300 kHz (bølgelengde på noen få kilometer) med maksimum rundt 400 kHz. Kraften til disse utslippene er sterkt modulert av planetens rotasjon og er korrelert med endringer i solvindtrykket. For eksempel, da Saturn ble nedsenket i den gigantiske magnetotailen til Jupiter under Voyager 2 -flyby i 1981, reduserte SKR -kraften kraftig eller til og med opphørte helt. Den kilometriske strålingen antas å være generert av Cyclotron Maser Instability av elektronene som beveger seg langs magnetfeltlinjer relatert til aurorale områder av Saturn. Dermed er SKR relatert til auroraene rundt planetene på planeten . Selve strålingen omfatter spektralt diffuse emisjoner samt smalbåndstoner med båndbredder så smale som 200 Hz. I frekvens -tid flybue lignende funksjoner blir ofte observert, omtrent som i tilfelle av den jovianske kilometriske strålingen. Den totale effekten til SKR er rundt 1 GW.

Moduleringen av radioutslippene ved planetrotasjon brukes tradisjonelt for å bestemme rotasjonsperioden til interiøret på flytende gigantiske planeter. Når det gjelder Saturn, ser dette imidlertid ut til å være umulig, ettersom perioden varierer på tiår. I 1980–1981 var periodisiteten i radioutslippene målt av Voyager 1 og 2 10 t 39 min 24 ± 7 s , som deretter ble vedtatt som rotasjonsperioden for Saturn. Forskere ble overrasket da Galileo og deretter Cassini returnerte en annen verdi - 10 t 45 min 45 ± 36 s . Ytterligere observasjon indikerte at modulasjonsperioden endres med så mye som 1% på den karakteristiske tidsperioden på 20–30 dager med en ytterligere langsiktig trend. Det er en sammenheng mellom perioden og solvindhastigheten, men årsakene til denne endringen forblir et mysterium. En grunn kan være at det saturniske perfekt aksialt symmetriske magnetfeltet ikke pålegger en streng korotasjon på magnetosfærisk plasma slik at det glir i forhold til planeten. Mangelen på en presis korrelasjon mellom variasjonsperioden for SKR og planetarisk rotasjon gjør det nesten umulig å bestemme den sanne rotasjonsperioden til Saturn.

Strålebelter

Saturns strålingsbelter

Saturn har relativt svake strålingsbelter, fordi energiske partikler absorberes av måner og partikkelmateriale som kretser rundt planeten. Det tetteste (hoved) strålingsbeltet ligger mellom den indre kanten av Enceladus gasstorus ved 3,5 R s og ytterkanten av A -ringen ved 2,3 R s . Den inneholder protoner og relativistiske elektroner med energier fra hundrevis av kiloelektronvolt (keV) til så mange som titalls megaelektronvolt (MeV) og muligens andre ioner. Utover 3,5 R s absorberes de energiske partiklene av den nøytrale gassen og antallet synker, selv om mindre energiske partikler med energier i området hundrevis keV vises igjen utover 6 R s - dette er de samme partiklene som bidrar til ringstrømmen. Elektronene i hovedbeltet stammer sannsynligvis fra den ytre magnetosfæren eller solvinden, hvorfra de transporteres ved diffusjon og deretter oppvarmes adiabatisk. Imidlertid består de energiske protonene av to populasjoner av partikler. Den første befolkningen med energier på mindre enn omtrent 10 MeV har samme opprinnelse som elektroner, mens den andre med maksimal fluks nær 20 MeV skyldes interaksjonen mellom kosmiske stråler og fast materiale som er tilstede i det saturniske systemet (såkalt kosmisk stråle albedo nøytronforfallsprosess — CRAND). Hovedstrålingsbeltet til Saturn er sterkt påvirket av interplanetariske solvindforstyrrelser.

Den innerste delen av magnetosfæren nær ringene er generelt blottet for energiske ioner og elektroner fordi de absorberes av ringpartikler. Saturn har imidlertid det andre strålingsbeltet som ble oppdaget av Cassini i 2004 og plassert like inne i den innerste D -ringen . Dette beltet består sannsynligvis av energisk ladede partikler dannet via CRAND -prosessen eller av ioniserte energiske nøytrale atomer som kommer fra hovedstrålingsbeltet.

De saturniske strålingsbeltene er generelt mye svakere enn Jupiters og avgir ikke mye mikrobølgestråling (med frekvensen på noen få Gigahertz). Estimater viser at deres desimetriske radioutslipp (DIM) ville være umulig å oppdage fra jorden. Ikke desto mindre forårsaker høyenergipartiklene forvitring av overflatene til de iskalde månene og sprutvann, vannprodukter og oksygen fra dem.

Interaksjon med ringer og måner

Se også: Saturnens måner
Falske, sammensatte bilder som viser glansen av auroraer som strekker seg ut omtrent 1000 kilometer fra skyene i Saturns sørpolarregion

Den store befolkningen av faste kropper som kretser rundt Saturn, inkludert måner og ringpartikler, har sterk innflytelse på magnetosfæren til Saturn. Plasmaet i magnetosfæren roterer samtidig med planeten og støter kontinuerlig på de etterfølgende halvkulene av måner som beveger seg sakte. Mens ringpartikler og de fleste måner bare passivt absorberer plasma og energisk ladede partikler, er tre måner - Enceladus, Dione og Titan - betydelige kilder til nytt plasma. Absorpsjonen av energiske elektroner og ioner avslører seg ved merkbare hull i strålingsbeltene til Saturn nær månens baner, mens de tette ringene til Saturn fullstendig eliminerer alle energiske elektroner og ioner nærmere enn 2,2 R S , og danner en lavstrålingssone i nærheten av planeten. Absorpsjonen av det co-roterende plasmaet av en måne forstyrrer magnetfeltet i det tomme kjølvannet- feltet trekkes mot en måne og skaper et område med et sterkere magnetfelt i det nærmeste kjølvannet.

De tre måner nevnt ovenfor tilfører nytt plasma til magnetosfæren. Den klart sterkeste kilden er Enceladus, som kaster ut en fontene av vanndamp, karbondioksid og nitrogen gjennom sprekker i sørpolområdet. En brøkdel av denne gassen ioniseres av de varme elektronene og ultrafiolett stråling fra solen og tilsettes den roterende plasmastrømmen. Titan ble en gang antatt å være den viktigste kilden til plasma i Saturns magnetosfære, spesielt nitrogen. De nye dataene som ble oppnådd av Cassini i 2004–2008, viste at det tross alt ikke er en signifikant nitrogenkilde, selv om det fortsatt kan gi betydelige mengder hydrogen (på grunn av dissosiasjon av metan ). Dione er den tredje månen som produserer mer nytt plasma enn den absorberer. Plasmamassen som er opprettet i nærheten av den (ca. 6 g/s) er omtrent 1/300 så mye som i nærheten av Enceladus. Imidlertid kan ikke bare denne lave verdien forklares bare ved sputtering av dens isete overflate med energiske partikler, noe som kan indikere at Dione er endogent aktiv som Enceladus. Månene som skaper nytt plasma bremser bevegelsen til det ko-roterende plasmaet i nærheten, noe som fører til at magnetfeltlinjene hoper seg opp foran dem og svekker feltet i våknet-feltet henger rundt dem. Dette er motsatt av det som observeres for de plasmaabsorberende måner.

Plasmaet og energipartiklene som er tilstede i magnetosfæren til Saturn, forårsaker radiolys av vannisen når det absorberes av ringpartikler og måner . Produktene inkluderer ozon , hydrogenperoksid og molekylært oksygen . Den første er blitt oppdaget på overflatene til Rhea og Dione, mens den andre antas å være ansvarlig for de bratte spektralskråningene til månenes reflektivitet i det ultrafiolette området. Oksygenet som produseres av radiolysis danner svak atmosfære rundt ringer og isete måner. Ringatmosfæren ble oppdaget av Cassini for første gang i 2004. En brøkdel av oksygenet blir ionisert og skaper en liten populasjon av O 2 + ioner i magnetosfæren. Innflytelsen fra Saturns magnetosfære på månene er mer subtil enn Jupiters innflytelse på månene. I sistnevnte tilfelle inneholder magnetosfæren et betydelig antall svovelioner, som, når de implanteres i overflater, produserer karakteristiske spektralsignaturer. Når det gjelder Saturn, er strålingsnivåene mye lavere, og plasmaet består hovedsakelig av vannprodukter, som ved implantering ikke kan skilles fra isen som allerede er tilstede.

Utforskning

Hovedartikkel: Utforskning av Saturn

Fra 2014 har magnetosfæren til Saturn blitt direkte utforsket av fire romfartøyer. Det første oppdraget med å studere magnetosfæren var Pioneer 11 i september 1979. Pioneer 11 oppdaget magnetfeltet og foretok noen målinger av plasmaparametrene. I november 1980 og august 1981 undersøkte Voyager 1-2 prober magnetosfæren ved hjelp av et forbedret sett med instrumenter. Fra fly-by-banene målte de planetarisk magnetfelt, plasmasammensetning og tetthet, høyenergi partikkel energi og romlig fordeling, plasmabølger og radioutslipp. Cassini -romfartøyet ble skutt opp i 1997 og kom i 2004, og gjorde de første målingene på mer enn to tiår. Romfartøyet fortsatte å gi informasjon om magnetfeltet og plasmaparametrene til den saturniske magnetosfæren til den forsettlig ble ødelagt 15. september 2017.

På 1990 -tallet gjennomførte Ulysses -romfartøyet omfattende målinger av Saturnsk kilometrisk stråling (SKR), som ikke er observerbar fra jorden på grunn av absorpsjonen i ionosfæren . SKR er kraftig nok til å bli oppdaget fra et romfartøy på avstand fra flere astronomiske enheter fra planeten. Ulysses oppdaget at SKR -perioden varierer med så mye som 1%, og derfor ikke er direkte relatert til rotasjonsperioden i Saturn -indre.

Merknader

Referanser

Bibliografi

Videre lesning

Eksterne linker