Magnetosfera Saturna - Magnetosphere of Saturn

Magnetosfera Saturna
Saturn z zorzami.jpg
Zorze polarne na południowym biegunie Saturna widziane przez Hubblea
Odkrycie
Pole wewnętrzne
Promień Saturna 60,330 km
Siła pola równikowego 21  μT (0,21  G )
Nachylenie dipola <0,5°
Okres rotacji ?
Parametry wiatru słonecznego
Prędkość 400 km/s
Siła MFW 0,5 nT
Gęstość 0,1 cm -3
Parametry magnetosferyczne
Rodzaj Wewnętrzny
Odległość uderzenia łuku ~27 R s
Odległość magnetopauzy ~22 R s
Główne jony O + , H 2 O + , OH + , H 3 O + , HO 2 + oraz O 2 + i H +
Źródła plazmy Enceladus
Wskaźnik obciążenia masowego ~100 kg/s
Maksymalna gęstość plazmy 50–100 cm -3
Zorza polarna
Widmo radiowe, bliskie podczerwieni i UV
Całkowita moc 0,5 TW
Częstotliwości emisji radiowej 10–1300 kHz

Magnetosfery Saturna jest wnęka utworzona w przepływie wiatru słonecznego przez wewnętrznie generowanego planety pola magnetycznego . Odkryta w 1979 roku przez sondę kosmiczną Pioneer 11 , magnetosfera Saturna jest drugą co do wielkości planetą Układu Słonecznego po Jowiszu . Magnetopauzy , granica między magnetosfery Saturna i wiatrem słonecznym, znajduje się w odległości około 20 Saturn promieniach od centrum planety, a jego magnetotail ciągnie setki Saturn promieniami za nim.

Magnetosfera Saturna jest wypełniona plazmą pochodzącą zarówno z planety, jak i jej księżyców. Głównym źródłem jest mały księżyc Enceladus , który wyrzuca aż 1000 kg/s pary wodnej z gejzerów na swoim biegunie południowym, którego część jest zjonizowana i zmuszona do współobrotu z polem magnetycznym Saturna. To ładuje pole nawet 100 kg jonów grup wodnych na sekundę. Ta plazma stopniowo wysuwa się z wewnętrznej magnetosfery poprzez mechanizm niestabilności wymiany , a następnie ucieka przez magnetogon.

Interakcja między magnetosferą Saturna a wiatrem słonecznym generuje jasne owalne zorze polarne wokół biegunów planety obserwowane w świetle widzialnym, podczerwonym i ultrafioletowym . Zorza polarna jest związana z silnym promieniowaniem kilometrowym saturna (SKR), które obejmuje przedział częstotliwości od 100 kHz do 1300  kHz i kiedyś uważano, że moduluje z okresem równym rotacji planety. Jednak późniejsze pomiary wykazały, że okresowość modulacji SKR zmienia się nawet o 1%, a więc prawdopodobnie nie pokrywa się dokładnie z prawdziwym okresem rotacji Saturna, który od 2010 r. pozostaje nieznany. Wewnątrz magnetosfery znajdują się pasy promieniowania, w których mieszczą się cząstki o energii sięgającej nawet dziesiątek megaelektronowoltów . Cząstki energetyczne mają znaczący wpływ na powierzchnie wewnętrznych lodowych księżyców Saturna .

W latach 1980-1981 magnetosfery Saturna badano przez Voyager kosmicznego . Aż do września 2017 roku był przedmiotem trwających badań misji Cassini , która przybyła w 2004 roku i spędziła ponad 13 lat na obserwacji planety.

Odkrycie

Natychmiast po odkryciu dekametrycznych emisji radiowych Jowisza w 1955 r. podjęto próby wykrycia podobnej emisji z Saturna, ale z niejednoznacznymi wynikami. Pierwszy dowód na to, że Saturn może mieć wewnętrznie generowane pole magnetyczne, pojawił się w 1974 roku, kiedy wykryto słabe emisje radiowe z planety o częstotliwości około 1 MHz.

Te emisje fal średnich były modulowane w okresie około 10 h 30 min , co zinterpretowano jako okres rotacji Saturna . Niemniej jednak dowody dostępne w latach 70. były zbyt niejednoznaczne i niektórzy naukowcy sądzili, że Saturnowi może całkowicie brakować pola magnetycznego, podczas gdy inni nawet spekulowali, że planeta może leżeć poza heliopauzą . Pierwsze definitywne wykrycie pola magnetycznego saturna miało miejsce dopiero 1 września 1979 roku, kiedy przeleciał przez niego statek kosmiczny Pioneer 11 , który zmierzył bezpośrednio jego siłę pola magnetycznego.

Struktura

Pole wewnętrzne

Podobnie jak pole magnetyczne Jowisza , Saturna jest tworzone przez płynne dynamo w warstwie krążącego ciekłego metalicznego wodoru w jego zewnętrznym jądrze. Podobnie jak Ziemia, pole magnetyczne Saturna jest w większości dipolem z biegunami północnym i południowym na końcach jednej osi magnetycznej. Na Saturnie, podobnie jak na Jowiszu, północny biegun magnetyczny znajduje się na półkuli północnej, a południowy na półkuli południowej, tak że linie pola magnetycznego skierowane są od bieguna północnego w kierunku bieguna południowego. Jest to odwrócone w porównaniu z Ziemią, gdzie północny biegun magnetyczny znajduje się na półkuli południowej. Pole magnetyczne Saturna ma również składowe kwadrupolowe , oktupolowe i wyższe, chociaż są one znacznie słabsze niż dipol.

Natężenie pola magnetycznego na równiku Saturna wynosi około 21  μT (0,21  G ), co odpowiada dipolowemu momentowi magnetycznemu około 4,6 × 10 18 T • m 3 . To sprawia, że ​​pole magnetyczne Saturna jest nieco słabsze niż ziemskie; jednak jego moment magnetyczny jest około 580 razy większy. Dipol magnetyczny Saturna jest ściśle wyrównany z jego osią obrotu, co oznacza, że ​​pole jest wyjątkowo symetryczne osiowo. Dipol jest nieznacznie przesunięty (o 0,037 R s ) wzdłuż osi obrotu Saturna w kierunku bieguna północnego.

Rozmiar i kształt

Wewnętrzne pole magnetyczne Saturna odchyla wiatr słoneczny , strumień zjonizowanych cząstek emitowanych przez Słońce , z dala od jego powierzchni, uniemożliwiając mu bezpośrednią interakcję z jego atmosferą i tworząc zamiast tego swój własny region, zwany magnetosferą, złożoną z plazmy bardzo różniącej się od wiatru słonecznego. Magnetosfera Saturna jest drugą co do wielkości magnetosferą w Układzie Słonecznym po Jowiszu.

Podobnie jak w przypadku magnetosfery Ziemi, granica oddzielająca plazmę wiatru słonecznego od plazmy w magnetosferze Saturna nazywana jest magnetopauzą . Odległość magnetopauzy od centrum planety w punkcie podsłonecznym waha się znacznie od 16 do 27 R s (R s = 60 330 km to promień równikowy Saturna). Pozycja magnetopauzy zależy od ciśnienia wywieranego przez wiatr słoneczny, który z kolei zależy od aktywności słonecznej . Średnia odległość magnetopauzy standoff około 22 R s . Przed magnetopauzą (w odległości około 27 R s od planety) znajduje się fala uderzeniowa , podobne do śladu zakłócenie w wietrze słonecznym spowodowane jego zderzeniem z magnetosferą. W regionie pomiędzy prądem dziobowej i magnetopauzy nazywa się magnetosheath .

Po przeciwnej stronie planety wiatr słoneczny rozciąga linie pola magnetycznego Saturna w długi, ciągnący się ogon magnetogonowy , który składa się z dwóch płatów, z polem magnetycznym w płacie północnym skierowanym od Saturna, a południowym w jego kierunku. Płaty są oddzielone cienką warstwą plazmy, zwaną arkuszem prądu ogonowego . Podobnie jak na Ziemi, ogon Saturna jest kanałem, przez który plazma słoneczna wchodzi do wewnętrznych obszarów magnetosfery. Podobnie jak Jowisz, ogon jest przewodem, przez który plazma pochodzenia magnetosferycznego opuszcza magnetosferę. Plazma przemieszczająca się z ogona do wewnętrznej magnetosfery jest podgrzewana i tworzy szereg pasów promieniowania .

Regiony magnetosferyczne

Struktura magnetosfery Saturna

Magnetosfera Saturna jest często podzielona na cztery regiony. Najbardziej wewnętrzny obszar znajdujący się w pobliżu pierścieni planetarnych Saturna , wewnątrz około 3 R s , ma ściśle dipolarne pole magnetyczne. Jest w dużej mierze pozbawiona plazmy, która jest absorbowana przez cząstki pierścieni, chociaż pasy promieniowania Saturna znajdują się w tym najbardziej wewnętrznym obszarze, tuż wewnątrz i na zewnątrz pierścieni. Drugi obszar między 3 a 6 R s zawiera torus zimnej plazmy i jest nazywany wewnętrzną magnetosferą. Zawiera najgęstszą plazmę w systemie saturnowym. Plazma w torusie pochodzi z wewnętrznych lodowych księżyców, aw szczególności z Enceladusa . Pole magnetyczne w tym regionie jest również w większości dipolarne. Trzeci obszar leży między 6 a 12-14 R s i jest nazywany dynamicznym i rozciągniętym arkuszem plazmy . Pole magnetyczne w tym regionie jest rozciągnięte i niedipolarne, podczas gdy plazma jest ograniczona do cienkiego arkusza plazmy równikowej . Czwarty najbardziej oddalony region znajduje się poza 15 R s na dużych szerokościach geograficznych i ciągnie się do granicy magnetopauzy. Charakteryzuje się niską gęstością plazmy i zmiennym, niedipolarnym polem magnetycznym pod silnym wpływem wiatru słonecznego.

W zewnętrznych częściach magnetosfery Saturna powyżej około 15-20 R s pole magnetyczne w pobliżu płaszczyzny równikowej jest silnie rozciągnięte i tworzy strukturę podobną do dysku zwaną magnetodysk . Dysk kontynuuje do magnetopauzy po stronie dziennej i przechodzi w ogon magnetogonowy po stronie nocnej. W pobliżu dnia może być nieobecny, gdy magnetosfera jest ściskana przez wiatr słoneczny, co zwykle ma miejsce, gdy odległość magnetopauzy jest mniejsza niż 23 R s . Po stronie nocnej i bokach magnetosfery dysk magnetyczny jest zawsze obecny. Magnetodysk Saturna jest znacznie mniejszym odpowiednikiem magnetodysku Jowisza.

Arkusz plazmy w magnetosferze Saturna ma kształt podobny do misy, którego nie można znaleźć w żadnej innej znanej magnetosferze. Kiedy Cassini przybył w 2004 roku, na półkuli północnej była zima. Pomiary pola magnetycznego i gęstości plazmy wykazały, że arkusz plazmy był wypaczony i leżał na północ od płaszczyzny równikowej i wyglądał jak gigantyczna misa. Taki kształt był nieoczekiwany.

Dynamika

Obraz chmury plazmy wokół Saturna (Cassini)

Procesy napędzające magnetosferę Saturna są podobne do tych, które napędzają magnetosferę Ziemi i Jowisza. Tak jak magnetosfera Jowisza jest zdominowana przez współrotację plazmy i ładowanie masowe z Io , tak magnetosfera Saturna jest zdominowana przez współrotację plazmy i ładowanie masowe z Enceladusa . Jednak magnetosfera Saturna jest znacznie mniejsza, podczas gdy jej wewnętrzny obszar zawiera zbyt mało plazmy, aby poważnie ją rozciągnąć i stworzyć duży dysk magnetyczny. Oznacza to, że jest znacznie bardziej pod wpływem wiatru słonecznego i, podobnie jak ziemskie pole magnetyczne , na jego dynamikę wpływa ponowne połączenie z wiatrem, podobnie jak w cyklu Dungeya .

Inną wyróżniającą cechą magnetosfery Saturna jest duża obfitość neutralnego gazu wokół planety. Jak wynika z obserwacji ultrafioletowego Cassini planeta enshrouded w dużej chmurze wodór , parę wodną i ich dysocjacyjnych produktów, takich jak grupy hydroksylowe , rozciągające się na 45 R a z Saturna. W magnetosferze wewnętrznej stosunek neutralnych do jonów wynosi około 60, aw magnetosferze zewnętrznej wzrasta, co oznacza, że ​​cała magnetosfera wypełniona jest stosunkowo gęstym, słabo zjonizowanym gazem. Różni się to na przykład od Jowisza czy Ziemi, gdzie jony dominują nad gazem neutralnym i ma wpływ na dynamikę magnetosfery.

Źródła i transport plazmy

Skład plazmy w wewnętrznej magnetosferze Saturna jest zdominowany przez jony z grupy wodnej: O + , H 2 O + , OH + i inne, jon hydroniowy (H 3 O + ), HO 2 + i O 2 + , chociaż protony i jony azotu (N + ) są również obecne. Głównym źródłem wody jest Enceladus, który uwalnia 300–600 kg/s pary wodnej z gejzerów w pobliżu bieguna południowego. Uwolniona woda i rodniki hydroksylowe (OH) (produkt dysocjacji wody) tworzą dość gruby torus wokół orbity księżyca przy 4 R s o gęstości do 10 000 cząsteczek na centymetr sześcienny. Co najmniej 100 kg/s tej wody jest ostatecznie jonizowane i dodawane do współrotującej plazmy magnetosferycznej. Dodatkowymi źródłami jonów grup wodnych są pierścienie Saturna i inne lodowe księżyce. Sonda Cassini zaobserwowała również niewielkie ilości jonów N + w wewnętrznej magnetosferze, które prawdopodobnie również pochodzą z Enceladusa.

Obraz Cassini prądu pierścieniowego wokół Saturna niesionego przez energetyczne jony (20–50 keV)

W zewnętrznych częściach magnetosfery dominującymi jonami są protony, które pochodzą albo z wiatru słonecznego, albo z jonosfery Saturna. Tytan , który krąży blisko granicy magnetopauzy przy 20 R s , nie jest znaczącym źródłem plazmy.

Stosunkowo zimna plazma w najbardziej wewnętrznym obszarze magnetosfery Saturna, wewnątrz 3 R s (w pobliżu pierścieni) składa się głównie z jonów O + i O 2 + . Tam jony wraz z elektronami tworzą jonosferę otaczającą pierścienie saturna.

Uważa się, że zarówno w przypadku Jowisza, jak i Saturna transport plazmy z wewnętrznej do zewnętrznej części magnetosfery jest powiązany z niestabilnością wymiany. W przypadku Saturna wymiana ładunków ułatwia przenoszenie energii z wcześniej gorących jonów do gazów obojętnych w wewnętrznej magnetosferze. Następnie rurki strumienia magnetycznego załadowane tą świeżo zimną, bogatą w wodę plazmą wymieniają się z rurkami strumienia wypełnionymi gorącą plazmą pochodzącą z zewnętrznej magnetosfery. Niestabilność jest napędzana siłą odśrodkową wywieraną przez plazmę na pole magnetyczne. Zimna plazma jest ostatecznie usuwana z magnetosfery przez plazmoidy utworzone, gdy pole magnetyczne ponownie łączy się w ogonie magnetycznym. Plazmidy przesuwają się w dół ogona i uciekają z magnetosfery. Uważa się, że proces ponownego połączenia lub podburzy odbywa się pod kontrolą wiatru słonecznego i największego księżyca Saturna, Tytana, który krąży w pobliżu zewnętrznej granicy magnetosfery.

W obszarze magnetodysku, powyżej 6 R s , plazma we współobrotującym arkuszu wywiera znaczną siłę odśrodkową na pole magnetyczne, powodując jego rozciąganie. To oddziaływanie tworzy prąd w płaszczyźnie równikowej płynący azymutalnie z obrotem i rozciągający się na odległość 20 R s od planety. Całkowita siła tego prądu waha się od 8 do 17  MA . Prąd pierścieniowy w magnetosferze Saturna jest bardzo zmienny i zależy od ciśnienia wiatru słonecznego i jest silniejszy, gdy ciśnienie jest słabsze. Moment magnetyczny związany z tym prądem nieznacznie (o około 10 nT) obniża pole magnetyczne w wewnętrznej magnetosferze, chociaż zwiększa całkowity moment magnetyczny planety i powoduje zwiększenie rozmiaru magnetosfery.

Zorza polarna

Północna zorza polarna Saturna w świetle podczerwonym

Saturn ma jasne polarne zorze polarne, które zaobserwowano w świetle ultrafioletowym , widzialnym i bliskiej podczerwieni . Zorze zwykle wyglądają jak jasne, ciągłe kręgi (owale) otaczające bieguny planety. Szerokość owalu zorzy polarnej waha się w granicach 70-80°; średnia pozycja zorzy południowej wynosi 75 ± 1° , podczas gdy zorza północna jest bliżej bieguna o około 1,5°. Od czasu do czasu każda zorza może przybrać kształt spiralny zamiast owalu. W tym przypadku zaczyna się około północy na szerokości geograficznej około 80°, a następnie jej szerokość geograficzna zmniejsza się do nawet 70°, kontynuując w sektorach świtu i dnia (w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara). W sektorze zmierzchu szerokość geograficzna zorzy ponownie wzrasta, chociaż kiedy wraca do sektora nocnego, nadal ma stosunkowo niską szerokość geograficzną i nie łączy się z jaśniejszą częścią świtu.

Saturn i jego północne zorze polarne (zdjęcie złożone).

W przeciwieństwie do Jowisza, główne owale zorzowe Saturna nie są związane z rozpadem współrotacji plazmy w zewnętrznych częściach magnetosfery planety. Uważa się, że zorze polarne na Saturnie są połączone z ponownym połączeniem pola magnetycznego pod wpływem wiatru słonecznego (cykl Dungeya), który napędza prąd w górę (około 10 milionów amperów ) z jonosfery i prowadzi do przyspieszenia i opadów energetyczne (1–10 keV) elektrony do polarnej termosfery Saturna. Saturniczne zorze są bardziej podobne do zorzy ziemskiej, gdzie również są napędzane wiatrem słonecznym. Same owale odpowiadają granicom między otwartymi i zamkniętymi liniami pola magnetycznego – tzw. czapkami polarnymi , o których uważa się, że znajdują się w odległości 10–15° od biegunów.

Zorze polarne Saturna są bardzo zmienne. Ich lokalizacja i jasność silnie zależą od ciśnienia wiatru słonecznego : zorze stają się jaśniejsze i zbliżają się do biegunów, gdy wzrasta ciśnienie wiatru słonecznego. Zaobserwowano, że jasne cechy zorzy obracają się z prędkością kątową 60-75% prędkości Saturna. Od czasu do czasu w sektorze świtu głównego owalu lub w jego wnętrzu pojawiają się jasne rysy. Średnia całkowita moc emitowana przez zorze wynosi około 50 GW w dalekim ultrafiolecie (80–170 nm) i 150–300 GW w bliskiej podczerwieni (3–4 μm — emisja H 3 + ) widma.

Promieniowanie kilometrowe Saturna

Widmo emisji radiowych Saturna w porównaniu z widmami czterech innych namagnesowanych planet

Saturn jest źródłem dość silnych emisji radiowych o niskiej częstotliwości, zwanych promieniowaniem kilometrowym Saturna (SKR). Częstotliwość SKR mieści się w zakresie 10–1300 kHz (długość fali kilku kilometrów) z maksimum około 400 kHz. Moc tych emisji jest silnie modulowana przez obrót planety i jest skorelowana ze zmianami ciśnienia wiatru słonecznego. Na przykład, gdy Saturn zanurzył się w gigantycznym ogonie magnetycznym Jowisza podczas przelotu sondy Voyager 2 w 1981 roku, moc SKR znacznie spadła lub nawet całkowicie ustała. Uważa się, że promieniowanie kilometrowe jest generowane przez niestabilność masera cyklotronowego elektronów poruszających się wzdłuż linii pola magnetycznego związanych z obszarami zorzowymi Saturna. Tak więc SKR jest powiązany z zorzami polarnymi wokół biegunów planety . Samo promieniowanie obejmuje spektralnie rozproszone emisje, a także tony wąskopasmowe o szerokości pasma tak wąskiego jak 200 Hz. W płaszczyźnie częstotliwość–czas często obserwuje się cechy łukowate, podobnie jak w przypadku promieniowania kilometrowego Jowisza. Całkowita moc SKR wynosi około 1 GW.

Modulacja emisji radiowych przez rotację planet jest tradycyjnie używana do określenia okresu rotacji wnętrz płynnych planet olbrzymów. W przypadku Saturna wydaje się to jednak niemożliwe, ponieważ okres ten zmienia się w skali dziesiątek lat. W latach 1980-1981 okresowość emisji radiowej mierzona przez sondy Voyager 1 i 2 wynosiła 10 h 39 min 24 ± 7 s , co przyjęto wówczas jako okres rotacyjny Saturna. Naukowcy byli zaskoczeni, gdy Galileusz, a potem Cassini, zwróciły inną wartość — 10 h 45 min 45 ± 36 s . Dalsze obserwacje wykazały, że okres modulacji zmienia się nawet o 1% w charakterystycznej skali czasu 20–30 dni z dodatkowym trendem długoterminowym. Istnieje korelacja między okresem a prędkością wiatru słonecznego, jednak przyczyny tej zmiany pozostają tajemnicą. Jednym z powodów może być to, że idealnie osiowo symetryczne pole magnetyczne saturna nie narzuca ścisłej koronacji na plazmę magnetosferyczną, powodując jej poślizg względem planety. Brak precyzyjnej korelacji między okresem zmienności SKR a rotacją planet sprawia, że ​​określenie prawdziwego okresu rotacji Saturna jest prawie niemożliwe.

Pasy radiacyjne

Pasy promieniowania Saturna

Saturn ma stosunkowo słabe pasy promieniowania, ponieważ energetyczne cząstki są pochłaniane przez księżyce i materię cząsteczkową krążącą wokół planety. Najgęstszy (główny) pas promieniowania leży pomiędzy wewnętrzną krawędzią torusa gazu Enceladusa przy 3,5 R s a zewnętrzną krawędzią pierścienia A przy 2,3 R s . Zawiera protony i relatywistyczne elektrony o energiach od setek kiloelektronowoltów (keV) do nawet dziesiątek megaelektronowoltów (MeV) i prawdopodobnie inne jony. Powyżej 3,5 R s cząstki energetyczne są pochłaniane przez gaz obojętny i ich liczba spada, chociaż mniej energetyczne cząstki o energiach w zakresie setek keV pojawiają się ponownie powyżej 6 R s — są to te same cząstki, które przyczyniają się do prądu pierścieniowego. Elektrony w pasie głównym prawdopodobnie pochodzą z zewnętrznej magnetosfery lub wiatru słonecznego, skąd są transportowane przez dyfuzję, a następnie ogrzewane adiabatycznie. Jednak protony energetyczne składają się z dwóch populacji cząstek. Pierwsza populacja o energiach poniżej około 10 MeV ma takie samo pochodzenie jak elektrony, natomiast druga o maksymalnym strumieniu około 20 MeV wynika z oddziaływania promieni kosmicznych z materią stałą występującą w układzie Saturna (tzw. albedo promieniowania kosmicznego). proces rozpadu neutronów — CRAND). Główny pas promieniowania Saturna jest pod silnym wpływem międzyplanetarnych zaburzeń wiatru słonecznego.

Najbardziej wewnętrzny obszar magnetosfery w pobliżu pierścieni jest generalnie pozbawiony energetycznych jonów i elektronów, ponieważ są one absorbowane przez cząstki pierścienia. Saturn ma jednak drugi pas promieniowania odkryte przez sondę Cassini w 2004 roku i znajduje się tuż wewnątrz najbardziej wewnętrznej D Pierścienia . Ten pas prawdopodobnie składa się z energetycznie naładowanych cząstek powstałych w procesie CRAND lub zjonizowanych energetycznych neutralnych atomów pochodzących z głównego pasa promieniowania.

Pasy promieniowania saturna są generalnie znacznie słabsze niż pasy Jowisza i nie emitują dużo promieniowania mikrofalowego (o częstotliwości kilku gigaherców). Szacunki pokazują, że ich decymetryczne emisje radiowe (DIM) byłyby niemożliwe do wykrycia z Ziemi. Niemniej jednak cząstki o wysokiej energii powodują wietrzenie powierzchni lodowych księżyców i rozpylają z nich wodę, produkty wodne i tlen.

Interakcja z pierścieniami i księżycami

Zobacz także: Księżyce Saturna
Złożony obraz w fałszywych kolorach ukazujący poświatę zórz polarnych rozchodzących się około 1000 kilometrów od szczytów chmur południowego regionu polarnego Saturna

Obfita populacja ciał stałych krążących wokół Saturna, w tym księżyce i cząstki pierścieniowe, wywiera silny wpływ na magnetosferę Saturna. Plazma w magnetosferze obraca się razem z planetą, nieustannie uderzając w opadające półkule wolno poruszających się księżyców. Podczas gdy cząstki pierścieniowe i większość księżyców jedynie pasywnie absorbują plazmę i naładowane energetycznie cząstki, trzy księżyce – Enceladus, Dione i Tytan – są znaczącymi źródłami nowej plazmy. Absorpcja energetycznych elektronów i jonów objawia się zauważalnymi przerwami w pasach promieniowania Saturna w pobliżu orbit Księżyca, podczas gdy gęste pierścienie Saturna całkowicie eliminują wszystkie energetyczne elektrony i jony bliżej niż 2,2 R S , tworząc w pobliżu strefę niskiego promieniowania planety. Absorpcja współrotującej plazmy przez księżyc zaburza pole magnetyczne w jego pustym śladzie — pole jest przyciągane w kierunku księżyca, tworząc obszar silniejszego pola magnetycznego w bliskim śladzie.

Wspomniane wyżej trzy księżyce dodają nową plazmę do magnetosfery. Zdecydowanie najsilniejszym źródłem jest Enceladus, który wyrzuca fontannę pary wodnej, dwutlenku węgla i azotu przez pęknięcia w regionie bieguna południowego. Część tego gazu jest jonizowana przez gorące elektrony i słoneczne promieniowanie ultrafioletowe i jest dodawana do współobrotowego przepływu plazmy. Kiedyś uważano, że Tytan jest głównym źródłem plazmy w magnetosferze Saturna, zwłaszcza azotu. Nowe dane uzyskane Cassini w latach 2004-2008 ustalone, że nie jest to istotne źródło azotu po wszystkim, choć wciąż może zapewnić znaczne ilości wodoru (w wyniku dysocjacji w metan ). Dione jest trzecim księżycem produkującym więcej nowej plazmy niż pochłania. Masa plazmy wytworzonej w jego pobliżu (około 6 g/s) wynosi około 1/300 tyle, co w pobliżu Enceladusa. Jednak nawet tak niskiej wartości nie można wytłumaczyć jedynie rozpylaniem na jego lodowatej powierzchni cząstkami energetycznymi, co może wskazywać, że Dione jest endogennie aktywny, podobnie jak Enceladus. Księżyce, które tworzą nową plazmę, spowalniają ruch współrotującej plazmy w swoim sąsiedztwie, co prowadzi do spiętrzenia linii pola magnetycznego przed nimi i osłabienia pola w ich śladach — pole zasłania się wokół nich. Jest to odwrotność tego, co obserwuje się w przypadku księżyców pochłaniających plazmę.

Plazma i cząstki energetyczne obecne w magnetosferze Saturna, po wchłonięciu przez cząstki pierścieniowe i księżyce, powodują radiolizę lodu wodnego. Jej produkty zawierają ozon , nadtlenek wodoru i tlen cząsteczkowy . Pierwszy z nich został wykryty na powierzchniach Rhea i Dione, natomiast drugi uważany jest za odpowiedzialny za strome nachylenie widmowe współczynników odbicia księżyców w obszarze ultrafioletowym. Tlen wytwarzany przez radiolizę tworzy delikatną atmosferę wokół pierścieni i lodowych księżyców. Atmosfera pierścienia została wykryta przez Cassini po raz pierwszy w 2004 roku. Część tlenu ulega jonizacji, tworząc niewielką populację jonów O 2 + w magnetosferze. Wpływ magnetosfery Saturna na jego księżyce jest bardziej subtelny niż wpływ Jowisza na jego księżyce. W tym drugim przypadku magnetosfera zawiera znaczną liczbę jonów siarki, które po wszczepieniu w powierzchnie wytwarzają charakterystyczne sygnatury spektralne. W przypadku Saturna poziom promieniowania jest znacznie niższy, a plazma składa się głównie z produktów wodnych, które po wszczepieniu są nie do odróżnienia od już istniejącego lodu.

Badanie

Główny artykuł: Eksploracja Saturna

Od 2014 roku magnetosfera Saturna została bezpośrednio zbadana przez cztery statki kosmiczne. Pierwszą misją badającą magnetosferę był Pioneer 11 we wrześniu 1979 roku. Pioneer 11 odkrył pole magnetyczne i dokonał kilku pomiarów parametrów plazmy. W listopadzie 1980 i sierpniu 1981 sondy Voyager 1-2 zbadały magnetosferę przy użyciu ulepszonego zestawu instrumentów. Na podstawie trajektorii przelotu zmierzyli pole magnetyczne planety, skład i gęstość plazmy, energię cząstek o wysokiej energii i rozkład przestrzenny, fale plazmy i emisje radiowe. Sonda Cassini została wystrzelona w 1997 roku i przybyła w 2004 roku, dokonując pierwszych pomiarów od ponad dwóch dekad. Statek kosmiczny nadal dostarczał informacji o parametrach pola magnetycznego i plazmy saturnej magnetosfery aż do jej celowego zniszczenia 15 września 2017 r.

W latach 90. sonda Ulysses przeprowadziła szeroko zakrojone pomiary promieniowania kilometrowego Saturna (SKR), którego z Ziemi nie można zaobserwować z powodu absorpcji w jonosferze . SKR jest wystarczająco potężny, aby można go było wykryć ze statku kosmicznego w odległości kilku jednostek astronomicznych od planety. Ulisses odkrył, że okres SKR różni się nawet o 1%, a zatem nie jest bezpośrednio związany z okresem rotacji wnętrza Saturna.

Uwagi

Bibliografia

Bibliografia

Dalsza lektura

Zewnętrzne linki