Satürn'ün manyetosferi - Magnetosphere of Saturn

Satürn'ün manyetosferi

Hubble tarafından görüldüğü gibi Satürn'ün güney kutbundaki Aurorae
keşif
İç alan
Satürn'ün Yarıçapı	60.330 km
ekvator alan kuvveti	21  μT (0.21  G )
dipol eğimi	<0.5°
Rotasyon süresi	?
Güneş rüzgar parametreleri
Hız	400 km/s
IMF gücü	0,5 nT
Yoğunluk	0,1 cm -3
manyetosferik parametreler
Tip	içsel
Yay şok mesafesi	~ 27 R ler
manyetopoz mesafesi	~22 R s
ana iyonlar	O + , H 2 O + , OH + , H 3 O + , HO 2 + ve O 2 + ve H +
Plazma kaynakları	Enceladus
Kütle yükleme hızı	~100 kg/sn
Maksimum plazma yoğunluğu	50–100 cm -3
Aurora
spektrum	radyo, yakın IR ve UV
Toplam güç	0,5 TW
Radyo emisyon frekansları	10–1300 kHz

Ait manyetosfer Satürn akışında oluşturulan kavite olan güneş rüzgarı gezegenin dahili olarak üretilen tarafından manyetik alan . 1979'da Pioneer 11 uzay aracı tarafından keşfedilen Satürn'ün manyetosferi , Jüpiter'den sonra Güneş Sistemi'ndeki herhangi bir gezegenin en büyüğüdür . Satürn'ün manyetosferi ile güneş rüzgarı arasındaki sınır olan manyetopoz , gezegenin merkezinden yaklaşık 20 Satürn yarıçapı uzaklıkta bulunurken, manyeto kuyruğu arkasında yüzlerce Satürn yarıçapı uzanır.

Satürn'ün manyetosferi, hem gezegenden hem de uydularından kaynaklanan plazmalarla doludur . Ana kaynak , bir kısmı iyonize olan ve Satürn'ün manyetik alanıyla birlikte dönmeye zorlanan güney kutbundaki gayzerlerden 1.000 kg/s'ye kadar su buharı çıkaran küçük uydu Enceladus'tur . Bu, alana saniyede 100 kg'a kadar su grubu iyonu yükler . Bu plazma, değiş tokuş kararsızlığı mekanizması yoluyla yavaş yavaş iç manyetosferden dışarı çıkar ve ardından manyetokuyruktan kaçar.

Satürn'ün manyetosferi ve güneş rüzgarı arasındaki etkileşim , gezegenin kutupları etrafında görünür, kızılötesi ve morötesi ışıkta gözlemlenen parlak oval auroralar üretir . Auroralar, 100 kHz ila 1300 kHz arasındaki frekans aralığını kapsayan ve bir zamanlar gezegenin dönüşüne eşit bir periyotla modüle ettiği düşünülen güçlü Satürn kilometrik radyasyonu (SKR)  ile ilgilidir. Bununla birlikte, daha sonraki ölçümler, SKR'nin modülasyonunun periyodikliğinin %1 kadar değiştiğini ve bu nedenle muhtemelen Satürn'ün 2010 itibariyle bilinmeyen gerçek dönme dönemiyle tam olarak örtüşmediğini gösterdi. Manyetosferin içinde, onlarca megaelektronvolt kadar yüksek enerjiye sahip parçacıkları barındıran radyasyon kuşakları vardır . Enerjik parçacıklar , Satürn'ün iç buzlu uydularının yüzeyleri üzerinde önemli etkiye sahiptir .

1980-1981'de Satürn'ün manyetosferi Voyager uzay aracı tarafından incelendi . Eylül 2017'ye kadar, 2004'te gelen ve gezegeni gözlemlemek için 13 yıldan fazla zaman harcayan Cassini misyonu tarafından devam eden bir soruşturmanın konusuydu .

keşif

1955'te Jüpiter'in dekametrik radyo emisyonlarının keşfinden hemen sonra, Satürn'den gelen benzer bir emisyonu tespit etmek için girişimlerde bulunuldu, ancak sonuçsuz kaldı. Satürn'ün dahili olarak oluşturulmuş bir manyetik alana sahip olabileceğine dair ilk kanıt, gezegenden yaklaşık 1 MHz frekansında zayıf radyo emisyonlarının saptanmasıyla 1974'te geldi.

Bu orta dalga emisyonları, Satürn'ün dönüş periyodu olarak yorumlanan yaklaşık 10 saat 30 dakikalık bir periyotla modüle edildi . Bununla birlikte, 1970'lerde elde edilen kanıtlar çok yetersizdi ve bazı bilim adamları Satürn'ün tamamen bir manyetik alandan yoksun olabileceğini düşünürken, diğerleri gezegenin heliopause'un ötesinde uzanabileceğini bile düşündüler . Satürn manyetik alanının ilk kesin tespiti, yalnızca manyetik alan gücünü doğrudan ölçen Pioneer 11 uzay aracı tarafından içinden geçirildiği 1 Eylül 1979'da yapıldı .

Yapı

İç alan

Gibi Jüpiter manyetik alan , Satürn en bir sıvı tarafından oluşturulan dinamo sıvı dolaşan bir tabaka içinde metalik hidrojen dış çekirdek. Dünya'da olduğu gibi, Satürn'ün manyetik alanının çoğunlukla olduğu dipol tek manyetik eksenin sonuna kuzey ve güney kutupları ile. Satürn'de, Jüpiter'de olduğu gibi, kuzey manyetik kutbu kuzey yarımkürede bulunur ve güney manyetik kutbu güney yarımkürede bulunur, böylece manyetik alan çizgileri kuzey kutbundan güney kutbuna doğru bakar. Bu, kuzey manyetik kutbun güney yarım kürede yer aldığı Dünya'ya kıyasla tersinedir. Satürn'ün manyetik alanı , dipolden çok daha zayıf olmalarına rağmen , dört kutuplu , sekiz kutuplu ve daha yüksek bileşenlere sahiptir.

Satürn'ün ekvatorundaki manyetik alan kuvveti yaklaşık 21  μT'dir (0.21  G ), bu da yaklaşık 4,6 × 10 ¹⁸ T • m ³ dipol manyetik momentine karşılık gelir . Bu, Satürn'ün manyetik alanını Dünya'nınkinden biraz daha zayıf yapar; ancak manyetik momenti yaklaşık 580 kat daha büyüktür. Satürn'ün manyetik dipolü, dönme ekseni ile kesinlikle hizalıdır, bu, alanın benzersiz bir şekilde, oldukça simetrik olduğu anlamına gelir. Dipol hafif (0.037 R 'ile kaydırılır _s kuzey kutbuna doğru Satürn dönme ekseni boyunca).

Büyüklük ve şekil

Satürn iç manyetik alan yönünü değiştiren güneş rüzgar tarafından yayılan iyonize parçacıkların akışı güneş atmosferi doğrudan etkileşim ve bunun yerine bir oluşan bir manyetosfer denilen kendi bölge oluşturma, engelleyen, yüzeyinden uzakta plazma çok farklı güneş rüzgarı. Satürn'ün manyetosferi, Jüpiter'den sonra Güneş Sistemi'ndeki en büyük ikinci manyetosferdir.

Dünya'nın manyetosferinde olduğu gibi, güneş rüzgarının plazmasını Satürn'ün manyetosferindekinden ayıran sınıra manyetopoz denir . Planet merkezinden manyetopoz mesafesi subsolar noktası 16 ile 27 R farklılık göstermekle _s (R _s = 60.330 km Satürn ekvatoral yarıçapıdır). Manyetopozun konumu, güneş rüzgarının uyguladığı basınca bağlıdır ve bu da güneş aktivitesine bağlıdır . Ortalama manyetopoz uzaklık mesafesi yaklaşık 22 R _s'dir . Manyetopozun önünde ( gezegenden yaklaşık 27 R _s uzaklıkta) yay şoku , manyetosfer ile çarpışmasının neden olduğu güneş rüzgarında uyanma benzeri bir rahatsızlık vardır. Yay şok ve Magnetopause arasındaki bölge olarak adlandırılan MANYETİK .

Gezegenin karşı tarafında, güneş rüzgarı, Satürn'ün manyetik alan çizgilerini , kuzey lobdaki manyetik alan Satürn'den uzağa ve güney ona doğru bakan iki lobdan oluşan uzun, takip eden bir manyetokuyruğa uzatır . Loblar, kuyruk akımı tabakası adı verilen ince bir plazma tabakası ile ayrılır . Dünya'nınki gibi, Satürn'ün kuyruğu da güneş plazmasının manyetosferin iç bölgelerine girdiği bir kanaldır. Jüpiter'e benzer şekilde kuyruk, iç manyetosfer kökenli plazmanın manyetosferden ayrıldığı kanaldır. Kuyruktan iç manyetosfere hareket eden plazma ısıtılır ve bir dizi radyasyon kuşağı oluşturur .

manyetosferik bölgeler

Satürn'ün manyetosferinin yapısı

Satürn'ün manyetosferi genellikle dört bölgeye ayrılır. Satürn'ün gezegen halkalarıyla birlikte konumlanan en içteki bölge , yaklaşık 3 R _{s içinde} , kesinlikle çift kutuplu bir manyetik alana sahiptir. Satürn'ün radyasyon kuşakları, halkaların hemen içinde ve dışında bu en iç bölgede yer almasına rağmen, büyük ölçüde halka parçacıkları tarafından emilen plazmadan yoksundur. R, 3 ila 6 arasında ikinci bölge _s soğuk plazma halkası içerir ve iç manyetosfer olarak adlandırılır. Satürn sistemindeki en yoğun plazmayı içerir. Torustaki plazma, içteki buzlu aylardan ve özellikle Enceladus'tan kaynaklanır . Bu bölgedeki manyetik alan da çoğunlukla çift kutupludur. 6 ve 12-14 arasındaki bağlantı R üçüncü bölge yalan _s , dinamik ve uzatılmış olarak adlandırılır plazma sac . Bu bölgedeki manyetik alan gerilir ve dipolar değildir, oysa plazma ince bir ekvator plazma tabakasıyla sınırlıdır . Dördüncü en dış bölge, yüksek enlemlerde 15 R _s'nin ötesinde bulunur ve manyetopoz sınırına kadar devam eder. Düşük bir plazma yoğunluğu ve Güneş rüzgarından güçlü bir şekilde etkilenen değişken, çift kutuplu olmayan bir manyetik alan ile karakterize edilir.

Satürn'ün manyetosferinin dış kısımlarında, yaklaşık 15-20 R _s'nin ötesinde , ekvator düzlemine yakın manyetik alan oldukça gerilir ve manyetodisk adı verilen disk benzeri bir yapı oluşturur . Disk, gündüz tarafında manyetopoza kadar devam eder ve gece tarafında manyetokuyruğa geçiş yapar. Manyetosfer manyetopoz mesafeden daha küçük 23 R, genellikle olur güneş rüzgar tarafından sıkıştırıldığında dayside civarında bu yoktur olabilir _s . Manyetosferin gece tarafında ve yanlarında manyetodisk her zaman mevcuttur. Satürn'ün manyetodiski, Jovian manyetodiskinin çok daha küçük bir analogudur.

Satürn'ün manyetosferindeki plazma tabakası, bilinen başka hiçbir manyetosferde bulunmayan kase benzeri bir şekle sahiptir. Cassini 2004 yılında geldiğinde, kuzey yarım kürede bir kış vardı. Manyetik alan ve plazma yoğunluğunun ölçümleri, plazma tabakasının eğrildiğini ve dev bir kase gibi görünen ekvator düzleminin kuzeyinde uzandığını ortaya çıkardı. Böyle bir şekil beklenmedikti.

dinamikler

Satürn (Cassini) çevresindeki plazma bulutunun görüntüsü

Satürn'ün manyetosferini yönlendiren süreçler, Dünya'nın ve Jüpiter'inkilere benzer. Nasıl Jüpiter'in manyetosferinde plazma eş-dönüşü ve Io'dan gelen kütle yüklemesi hakimse , Satürn'ün manyetosferinde de Enceladus'tan gelen plazma eş-dönüşü ve kütle yüklemesi hakimdir . Bununla birlikte, Satürn'ün manyetosferi boyut olarak çok daha küçüktür, iç bölgesi ise onu ciddi şekilde şişirmek ve büyük bir manyetodisk oluşturmak için çok az plazma içerir. Bu, güneş rüzgarından çok daha güçlü bir şekilde etkilendiği ve Dünya'nın manyetik alanı gibi dinamiklerinin Dungey döngüsüne benzer şekilde rüzgarla yeniden bağlantıdan etkilendiği anlamına gelir .

Satürn'ün manyetosferinin bir başka ayırt edici özelliği, gezegenin etrafındaki yüksek miktarda nötr gazdır. Cassini'nin morötesi gözlemiyle ortaya konduğu gibi, gezegen Satürn'den 45 R _s'ye kadar uzanan büyük bir hidrojen , su buharı ve bunların hidroksil gibi ayrışma ürünlerinden oluşan bir bulutla kaplanmıştır . İç manyetosferde nötrlerin iyonlara oranı 60 civarındadır ve dış manyetosferde artar, bu da manyetosferik hacmin tamamının nispeten yoğun, zayıf iyonize gazla dolu olduğu anlamına gelir. Bu, örneğin iyonların nötr gaz üzerinde baskın olduğu ve manyetosferik dinamikler için sonuçları olan Jüpiter veya Dünya'dan farklıdır.

Plazma kaynakları ve taşınması

Satürn'ün iç manyetosferindeki plazma bileşimine su grubu iyonları hakimdir: O ⁺ , H ₂ O ⁺ , OH ⁺ ve diğerleri, hidronyum iyonu (H ₃ O ⁺ ), HO ₂ ⁺ ve O ₂ ⁺ , protonlar ve nitrojen iyonları olmasına rağmen (N ⁺ ) da mevcuttur. Ana su kaynağı, güney kutbuna yakın gayzerlerden 300-600 kg/s su buharı salan Enceladus'tur. Salınan su ve hidroksil (OH) radikalleri (suyun ayrışmasının bir ürünü), 4 R _s'de ayın yörüngesinde santimetreküp başına 10.000 moleküle kadar yoğunlukta oldukça kalın bir simit oluşturur . Bu suyun en az 100 kg/s'si sonunda iyonize edilir ve birlikte dönen manyetosferik plazmaya eklenir. Su grubu iyonlarının ek kaynakları, Satürn'ün halkaları ve diğer buzlu uydulardır. Cassini uzay aracı ayrıca iç manyetosferde muhtemelen Enceladus'tan kaynaklanan küçük miktarlarda N ⁺ iyonları da gözlemledi .

Enerjik (20-50 keV) iyonlar tarafından taşınan Satürn çevresindeki halka akımının Cassini görüntüsü

Manyetosferin dış kısımlarında baskın iyonlar, ya Güneş rüzgarından ya da Satürn'ün iyonosferinden kaynaklanan protonlardır. 20 R _s'de manyetopoz sınırına yakın yörüngede dönen Titan önemli bir plazma kaynağı değildir.

Satürn'ün manyetosferinin en iç bölgesinde, 3 R _{s içinde} (halkalara yakın) nispeten soğuk plazma , esas olarak O ⁺ ve O ₂ ⁺ iyonlarından oluşur. Elektronlarla birlikte iyonlar, satürn halkalarını çevreleyen bir iyonosfer oluşturur.

Hem Jüpiter hem de Satürn için, plazmanın manyetosferin iç kısmından dış kısımlarına taşınmasının, değişim kararsızlığı ile ilgili olduğu düşünülmektedir. Satürn durumunda, yük değişimi , enerjinin daha önce sıcak olan iyonlardan iç manyetosferdeki nötr gazlara transferini kolaylaştırır. Daha sonra, bu yeni soğuk, su bakımından zengin plazma ile yüklenen manyetik akı tüpleri , dış manyetosferden gelen sıcak plazma ile dolu akı tüpleri ile yer değiştirir. Kararsızlık, plazma tarafından manyetik alan üzerine uygulanan merkezkaç kuvveti tarafından tahrik edilir . Soğuk plazma sonunda ile magnetosphere çıkarılır plazmoid manyetik alan durumunda oluşturulan bağlanır magnetotail içinde. Plazmoidler kuyruktan aşağı doğru hareket eder ve manyetosferden kaçar. Yeniden bağlanma veya alt fırtına sürecinin, güneş rüzgarının ve manyetosferin dış sınırına yakın yörüngede dönen Satürn'ün en büyük ayı Titan'ın kontrolü altında olduğu düşünülüyor.

Magnetodisk bölgesinde, 6R ötesinde _s , birlikte dönen tabaka içinde plazma streç için neden, manyetik alan üzerinde önemli bir merkezkaç kuvveti uygular. Bu etkileşim, ekvator düzleminde, dönüşle azimut olarak akan ve gezegenden 20 R _s'ye kadar uzanan bir akım yaratır . Bu akımın toplam gücü 8 ila 17 MA arasında değişir  . Satürn manyetosferindeki halka akımı oldukça değişkendir ve güneş rüzgarı basıncına bağlıdır, basınç zayıfladığında daha güçlü olur. Bu akımla ilişkili manyetik moment (yaklaşık 10 nT) iç manyetosferdeki manyetik alanı baskılar, ancak gezegenin toplam manyetik momentini arttırır ve manyetosferin boyutunun büyümesine neden olur.

Aurora

Kızılötesi ışıkta Satürn'ün kuzey aurora'sı

Satürn, ultraviyole , görünür ve yakın kızılötesi ışıkta gözlemlenen parlak kutup auroralarına sahiptir . Auroralar genellikle gezegenin kutuplarını çevreleyen parlak sürekli dairelere (ovaller) benziyor. Auroral ovallerin enlemi 70-80° arasında değişir; güney aurora için ortalama konum 75 ± 1° , kuzey aurora ise direğe yaklaşık 1.5° daha yakındır. Zaman zaman her iki aurora da oval yerine spiral bir şekil alabilir. Bu durumda gece yarısına yakın bir yerde yaklaşık 80° enlemde başlar, daha sonra şafak ve gündüz sektörlerine (saat yönünün tersine) devam ettikçe enlemi 70°'ye kadar düşer. Alacakaranlık sektöründe auroral enlem tekrar artar, ancak gece sektörüne döndüğünde hala nispeten düşük bir enlemine sahiptir ve daha parlak şafak kısmına bağlanmaz.

Satürn ve kuzey auroraları (bileşik görüntü).

Jüpiter'in aksine, Satürn'ün ana auroral ovalleri, gezegenin manyetosferinin dış kısımlarındaki plazmanın birlikte dönmesinin bozulmasıyla ilgili değildir. Satürn'deki auroraların , iyonosferden yukarı doğru bir akım (yaklaşık 10 milyon amper ) harekete geçiren ve Güneş rüzgarının (Dungey döngüsü) etkisi altında manyetik alanın yeniden bağlanmasına bağlı olduğu düşünülmektedir . enerjik (1-10 keV) elektronları Satürn'ün kutup termosferine gönderir . Satürn auroraları, aynı zamanda Güneş rüzgarıyla hareket ettikleri Dünya'nınkilere daha çok benzer. Ovallerin kendileri, açık ve kapalı manyetik alan çizgileri arasındaki sınırlara tekabül eder - kutuplardan 10-15° uzaklıkta bulunduğu düşünülen kutup başlıkları olarak adlandırılır .

Satürn'ün auroraları oldukça değişkendir. Konumları ve parlaklıkları büyük ölçüde Güneş rüzgar basıncına bağlıdır : Güneş rüzgar basıncı arttığında auroralar daha parlak hale gelir ve kutuplara yaklaşır. Parlak auroral özelliklerin, Satürn'ünkinin %60-75'lik açısal hızıyla döndüğü gözlemlenmiştir. Zaman zaman ana ovalin şafak sektöründe veya içinde parlak özellikler belirir. Aura tarafından yayılan ortalama toplam güç 50 GW ilgili çok ultraviyole bölgesindeki (80-170 nm) ve 150-300 GW yakın kızılötesi (3-4 μm- H ₃ ⁺ emisyon) spektrumu parça.

Satürn kilometrik radyasyon

Diğer dört manyetize gezegenin spektrumları ile karşılaştırıldığında Satürn'ün radyo emisyonlarının spektrumu

Satürn, Satürn kilometrik radyasyonu (SKR) olarak adlandırılan oldukça güçlü düşük frekanslı radyo emisyonlarının kaynağıdır. SKR frekansı 10–1300 kHz (birkaç kilometrelik dalga boyu) aralığındadır ve maksimum 400 kHz civarındadır. Bu emisyonların gücü, gezegenin dönüşü tarafından güçlü bir şekilde modüle edilir ve güneş rüzgar basıncındaki değişikliklerle ilişkilidir. Örneğin, 1981'de Voyager 2 uçuşu sırasında Satürn Jüpiter'in dev manyeto kuyruğuna daldırıldığında , SKR gücü büyük ölçüde azaldı, hatta tamamen durdu. Kilometrik radyasyonun, Satürn'ün auroral bölgeleriyle ilgili manyetik alan çizgileri boyunca hareket eden elektronların Cyclotron Maser Kararsızlığı tarafından üretildiği düşünülmektedir . Böylece SKR, gezegenin kutupları etrafındaki auroralarla ilişkilidir . Radyasyonun kendisi, 200 Hz kadar dar bant genişliğine sahip dar bant tonlarının yanı sıra spektral olarak yayılan emisyonlardan oluşur. Frekans-zaman düzleminde, Jovian kilometrik radyasyon durumunda olduğu gibi, genellikle ark benzeri özellikler gözlenir. SKR'nin toplam gücü 1 GW civarındadır.

Radyo emisyonlarının gezegen dönüşü ile modülasyonu, geleneksel olarak sıvı devi gezegenlerin iç kısımlarının dönüş periyodunu belirlemek için kullanılır. Bununla birlikte, Satürn durumunda, periyot on yıllık zaman ölçeğinde değiştiğinden, bu imkansız görünmektedir. 1980-1981'de Voyager 1 ve 2 tarafından ölçülen radyo emisyonlarındaki periyodiklik 10 sa 39 dak 24 ± 7 s idi ve bu daha sonra Satürn'ün dönme periyodu olarak kabul edildi. Galileo ve ardından Cassini farklı bir değer döndürdüğünde bilim adamları şaşırdılar - 10 sa 45 dak 45 ± 36 s . Daha fazla gözlem, modülasyon süresinin, ek bir uzun vadeli eğilim ile 20-30 günlük karakteristik zaman ölçeğinde %1 kadar değiştiğini göstermiştir. Dönem ile güneş rüzgar hızı arasında bir ilişki vardır, ancak bu değişimin nedenleri bir sır olarak kalmaktadır. Bunun bir nedeni, Satürn'ün mükemmel eksenel simetrik manyetik alanının, manyetosferik plazma üzerinde, gezegene göre kaymasını sağlayan katı bir korotasyon uygulayamaması olabilir. SKR'nin değişim periyodu ile gezegensel rotasyon arasında kesin bir korelasyonun olmaması, Satürn'ün gerçek dönme periyodunu belirlemeyi neredeyse imkansız hale getiriyor.

Radyasyon kemerleri

Satürn'ün radyasyon kuşakları

Satürn'ün nispeten zayıf radyasyon kuşakları vardır, çünkü enerjik parçacıklar gezegenin yörüngesindeki aylar ve parçacıklı malzemeler tarafından emilir. En yoğun (ana) radyasyon kuşağı, 3.5 R _s'de Enceladus gaz torusunun iç kenarı ile 2.3 R _s'de A Halkasının dış kenarı arasında uzanır . Yüzlerce kiloelektronvolttan (keV) onlarca megaelektronvolta (MeV) ve muhtemelen başka iyonlara kadar enerjiye sahip protonlar ve göreli elektronlar içerir . 3.5 R _s'nin ötesinde enerji yüklü parçacıklar nötr gaz tarafından emilir ve sayıları düşer, ancak enerjileri yüzlerce keV aralığında olan daha az enerjili parçacıklar 6 R _s'nin ötesinde tekrar görünür - bunlar halka akımına katkıda bulunan aynı parçacıklardır. Ana kuşaktaki elektronlar, muhtemelen, difüzyonla taşındıkları ve adyabatik olarak ısıtıldıkları dış manyetosferden veya Güneş rüzgarından kaynaklanır. Bununla birlikte, enerjik protonlar iki parçacık popülasyonundan oluşur. Yaklaşık 10 MeV'den daha az enerjiye sahip ilk popülasyon, elektronlarla aynı orijine sahipken, 20 MeV'ye yakın maksimum akıya sahip ikinci popülasyon, kozmik ışınların Satürn sisteminde bulunan katı madde ile etkileşiminden kaynaklanır ( kozmik ışın albedo olarak adlandırılır). nötron bozunma süreci —CRAND). Satürn'ün ana radyasyon kuşağı, gezegenler arası güneş rüzgarı rahatsızlıklarından güçlü bir şekilde etkilenir.

Halkaların yakınındaki manyetosferin en içteki bölgesi, halka parçacıkları tarafından emildikleri için genellikle enerjik iyonlardan ve elektronlardan yoksundur. Ancak Satürn, Cassini tarafından 2004 yılında keşfedilen ve en içteki D Halkasının hemen içinde yer alan ikinci radyasyon kuşağına sahiptir . Bu kuşak muhtemelen CRAND işlemi aracılığıyla oluşturulan enerji yüklü parçacıklardan veya ana radyasyon kuşağından gelen iyonize enerji yüklü nötr atomlardan oluşur.

Satürn radyasyon kuşakları genellikle Jüpiter'inkinden çok daha zayıftır ve çok fazla mikrodalga radyasyonu yaymazlar (birkaç Gigahertz frekansıyla). Tahminler, desimetrik radyo emisyonlarının (DIM) Dünya'dan tespit edilmesinin imkansız olacağını gösteriyor. Bununla birlikte, yüksek enerjili parçacıklar, buzlu uyduların yüzeylerinin aşınmasına ve bunlardan su, su ürünleri ve oksijen fışkırmasına neden olur.

Halkalar ve aylarla etkileşim

Satürn'ün güney kutup bölgesinin bulut tepelerinden yaklaşık 1000 kilometre uzağa yayılan auroraların parıltısını gösteren sahte renkli bileşik görüntü

Satürn'ün yörüngesindeki uyduların yanı sıra halka parçacıkları da dahil olmak üzere bol miktarda katı cisim popülasyonu, Satürn'ün manyetosferi üzerinde güçlü bir etki yaratır. Manyetosferdeki plazma, gezegenle birlikte döner ve yavaş hareket eden ayların arka yarım kürelerini sürekli olarak etkiler. Halka parçacıkları ve uyduların çoğu yalnızca plazma ve enerji yüklü parçacıkları pasif olarak emerken, üç ay - Enceladus, Dione ve Titan - önemli yeni plazma kaynaklarıdır. Satürn yoğun halkaları, daha yakın 2.2 R, daha bütün enerjik elektronlar ve iyonlar ortadan kaldırmak da enerjik elektronlar ve iyonlar emilimi, ayın yörünge yakın Satürn radyasyon kayışlarında fark boşluklar ile kendini gösterir _S civarında düşük radyasyon bölgesi yaratarak, gezegenin. Bir ay tarafından birlikte dönen plazma emilmesi onun boş bir manyetik alan rahatsız ardından yakın ardından güçlü bir manyetik alan bir bölge yaratarak -the alan bir ay doğru çekilir.

Yukarıda bahsedilen üç ay, manyetosfere yeni plazma ekler. Açık farkla en güçlü kaynak, güney kutbu bölgesindeki çatlaklardan su buharı, karbondioksit ve nitrojen fışkıran Enceladus'tur. Bu gazın bir kısmı, sıcak elektronlar ve güneş ultraviyole radyasyonu tarafından iyonize edilir ve eş rotasyonel plazma akışına eklenir. Titan'ın bir zamanlar Satürn'ün manyetosferindeki başlıca plazma kaynağı, özellikle nitrojen olduğu düşünülüyordu. 2004-2008 yıllarında Cassini tarafından elde edilen yeni veriler, önemli miktarda hidrojen sağlayabilmesine rağmen ( metan ayrışması nedeniyle ) bunun önemli bir nitrojen kaynağı olmadığını ortaya koydu . Dione, emdiğinden daha fazla yeni plazma üreten üçüncü aydır. Çevresinde oluşan plazma kütlesi (yaklaşık 6 g/sn), Enceladus'un yaklaşık 1/300'ü kadardır. Bununla birlikte, bu düşük değer bile, sadece Dione'nin Enceladus gibi endojen olarak aktif olduğunu gösteren enerjik parçacıklar tarafından buzlu yüzeyinin püskürtülmesiyle açıklanamaz. Yeni plazma oluşturan aylar, çevrelerindeki birlikte dönen plazmanın hareketini yavaşlatır, bu da önlerinde manyetik alan çizgilerinin birikmesine ve uyandıklarında alanın zayıflamasına yol açar - alan etraflarını örter. Bu, plazma emici uydular için gözlemlenenin tam tersidir.

Satürn'ün manyetosferinde bulunan plazma ve enerjik parçacıklar, halka parçacıkları ve uyduları tarafından emildiğinde , su buzunun radyolizine neden olur . Ürünleri ozon , hidrojen peroksit ve moleküler oksijen içerir . Birincisi Rhea ve Dione yüzeylerinde tespit edilirken, ikincisinin ayların ultraviyole bölgesindeki yansımalarının dik spektral eğimlerinden sorumlu olduğu düşünülüyor. Radyoliz tarafından üretilen oksijen, halkalar ve buzlu aylar etrafında zayıf atmosferler oluşturur. Halka atmosferi ilk kez 2004 yılında Cassini tarafından tespit edildi. Oksijenin bir kısmı iyonize olur ve manyetosferde küçük bir O ₂ ⁺ iyon popülasyonu oluşturur . Satürn'ün manyetosferinin uyduları üzerindeki etkisi, Jüpiter'in uyduları üzerindeki etkisinden daha incedir. İkinci durumda, manyetosfer, yüzeylere implante edildiğinde karakteristik spektral imzalar üreten önemli sayıda kükürt iyonu içerir. Satürn'ün durumunda, radyasyon seviyeleri çok daha düşüktür ve plazma esas olarak, implante edildiğinde zaten mevcut olan buzdan ayırt edilemeyen su ürünlerinden oluşur.

keşif

2014 itibariyle Satürn'ün manyetosferi doğrudan dört uzay aracı tarafından araştırıldı. Manyetosfere incelemek için ilk göreviydi Pioneer 11 , Pioneer 11 bir manyetik alan keşfetti ve plazma parametrelerinin bazıları ölçümler yapılmış Eylül 1979. yılında. Kasım 1980 ve Ağustos 1981'de, Voyager 1-2 probları, geliştirilmiş bir dizi alet kullanarak manyetosferi araştırdı. Uçan yörüngelerden gezegenin manyetik alanını, plazma bileşimini ve yoğunluğunu, yüksek enerjili parçacık enerjisini ve uzaysal dağılımı, plazma dalgalarını ve radyo emisyonlarını ölçtüler. Cassini uzay aracı 1997'de fırlatıldı ve 2004'te geldi ve yirmi yıldan uzun bir süre sonra ilk ölçümlerini yaptı. Uzay aracı, 15 Eylül 2017'de kasıtlı olarak yok edilinceye kadar satürn manyetosferinin manyetik alanı ve plazma parametreleri hakkında bilgi vermeye devam etti.

1990'larda, Ulysses uzay aracı , iyonosferdeki absorpsiyon nedeniyle Dünya'dan gözlemlenemeyen Satürn kilometrik radyasyonunun (SKR) kapsamlı ölçümlerini gerçekleştirdi . SKR, gezegenden birkaç astronomik birim uzaklıkta bulunan bir uzay aracından tespit edilebilecek kadar güçlüdür . Ulysses, SKR periyodunun %1 kadar değiştiğini ve bu nedenle Satürn'ün iç kısmının dönme periyodu ile doğrudan ilişkili olmadığını keşfetti.

Notlar

Referanslar

bibliyografya

daha fazla okuma

• Arridge, CS; Russell, CT; Khurana, KK; ve diğerleri (2007). "Satürn'ün manyetodiskinin kütlesi: Cassini gözlemleri" (PDF) . Jeofizik Araştırma Mektupları . 34 (9): L09108. Bibcode : 2007GeoRL..3409108A . doi : 10.1029/2006GL028921 .
• Burger, MH; Sitler, EC; Johnson, RE; ve diğerleri (2007). "Enceladus'tan suyun kaçışını anlamak" (PDF) . Jeofizik Araştırma Dergisi . 112 (A6): A06219. Bibcode : 2007JGRA..112.6219B . doi : 10.1029/2006JA012086 .
• Tepe, TW; Thomsen, MF ; Henderson, MG; ve diğerleri (2008). "Satürn'ün manyetokuyruğundaki plazmoidler" (PDF) . Jeofizik Araştırma Dergisi . 113 (A1): A01214. Bibcode : 2008JGRA..11301214H . doi : 10.1029/2007JA012626 .
• Krimigis, SM; Sergis, N.; Mitchell, Genel Müdür; ve diğerleri (2007). "Satürn çevresinde dinamik, dönen bir halka akımı" (PDF) . Doğa . 450 (7172): 1050–53. Bibcode : 2007Natur.450.1050K . doi : 10.1038/nature06425 . PMID  18075586 .
• Martens, Hilary R.; Reisenfeld, Daniel B.; Williams, John D.; ve diğerleri (2008). "Satürn'ün iç manyetosferindeki moleküler oksijen iyonlarının gözlemleri" (PDF) . Jeofizik Araştırma Mektupları . 35 (20): L20103. Bibcode : 2008GeoRL..3520103M . doi : 10.1029/2008GL035433 .
• Russell, CT; Khurana, KK; Arridge, CS; Dougherty, MK (2008). "Jüpiter ve Satürn'ün manyetosferleri ve Dünya için dersleri" (PDF) . Uzay Araştırmalarındaki Gelişmeler . 41 (8): 1310–18. Bibcode : 2008AdSpR..41.1310R . doi : 10.1016/j.asr.2007.07.037 . Orijinalinden (PDF) 2012-02-15 tarihinde arşivlendi . 2009-05-14 alındı .
• Smith, HT; Johnson, RE; Sitler, EC (2007). "Enceladus: Satürn'ün manyetosferindeki muhtemel baskın azot kaynağı" (PDF) . Ikarus . 188 (2): 356–366. Bibcode : 2007Icar..188..356S . doi : 10.1016/j.icarus.2006.12.07 .
• Southwood, DJ; Kivelson, MG (2007). "Satürn manyetosferik dinamikleri: Bir eksantrik mili modelinin aydınlatılması" (PDF) . Jeofizik Araştırma Dergisi . 112 (A12): A12222. Bibcode : 2007JGRA..11212222S . doi : 10.1029/2007JA012254 .
• Stallard, Tom; Miller, Steve; Melin, Henrik; ve diğerleri (2008). "Satürn'de Jovian benzeri aurora" . Doğa . 453 (7198): 1083–85. Bibcode : 2008Natur.453.1083S . doi : 10.1038/nature07077 . PMID  18563160 .
• Satürn Karışık Sinyaller Gönderiyor

Dış bağlantılar

• emisyonlar hakkında NASA sitesi