Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Магнитосфера Сатурна
Сатурн с полярным сиянием.jpg
Полярное сияние на южном полюсе Сатурна с точки зрения Хаббла
Открытие
Внутреннее поле [1] [2]
Радиус Сатурна60,330 км
Экваториальная напряженность поля21  мкТл (0,21  Гс )
Наклон диполя<0,5 °
Период ротации?
Параметры солнечного ветра [3]
Скорость400 км / с
Сила МВФ0,5 нТл
Плотность0,1 см −3
Параметры магнитосферы [4] [5] [6]
ТипВнутренний
Дальность удара лука~ 27 Р с
Расстояние магнитопаузы~ 22 R s
Основные ионыO + , H 2 O + , OH + , H 3 O + , HO 2 + и O 2 + и H +
Источники плазмыЭнцелад
Скорость массовой загрузки~ 100 кг / с
Максимальная плотность плазмы50–100 см –3
Аврора [7] [8]
Спектррадио, ближний ИК и УФ
Суммарная мощность0,5 ТВт
Частоты радиоизлучения10–1300 кГц

Магнитосфера Сатурна является полость создается в потоке солнечного ветра внутренне генерируемой планеты магнитного поля . Магнитосфера Сатурна, обнаруженная в 1979 году космическим кораблем Pioneer 11 , является второй по величине планетой Солнечной системы после Юпитера . Магнитопауза , граница между магнитосферой Сатурна и солнечным ветром, находится на расстоянии около 20 Сатурнов радиусов от центра планеты, в то время как ее магнитосфера тянется сотня Сатурн радиусов позади него.

Магнитосфера Сатурна заполнена плазмой, исходящей как от планеты, так и от ее спутников. Основным источником является небольшой спутник Энцелад , который выбрасывает до 1000 кг / с водяного пара из гейзеров на своем южном полюсе, часть которого ионизирована и вынуждена вращаться вместе с магнитным полем Сатурна. Это нагружает поле до 100 кг ионов группы воды в секунду. Эта плазма постепенно выходит из внутренней магнитосферы посредством механизма взаимозаменяемой неустойчивости , а затем выходит через хвост магнитосферы.

Взаимодействие между магнитосферой Сатурна и солнечным ветром генерирует яркие овальные сияния вокруг полюсов планеты, наблюдаемые в видимом, инфракрасном и ультрафиолетовом свете. Полярные сияния связаны с мощным километровым излучением Сатурна (SKR), которое охватывает диапазон частот от 100 до 1300  кГц и когда-то считалось, что оно модулируется с периодом, равным вращению планеты. Однако более поздние измерения показали, что периодичность модуляции SKR варьируется на целых 1% и поэтому, вероятно, не совсем совпадает с истинным периодом вращения Сатурна, который по состоянию на 2010 год остается неизвестным. Внутри магнитосферы есть радиационные пояса, в которых находятся частицы с энергией до десятковмегаэлектронвольт . Энергичные частицы оказывают значительное влияние на поверхности внутренних ледяных спутников Сатурна .

В 1980–1981 годах магнитосфера Сатурна исследовалась космическим кораблем « Вояджер» . Вплоть до сентября 2017 года это было предметом постоянного расследования миссии Кассини , которая прибыла в 2004 году и провела более 15 лет, наблюдая за планетой.

Открытие [ править ]

Сразу после открытия декаметрового радиоизлучения Юпитера в 1955 году были предприняты попытки обнаружить подобное излучение Сатурна, но без окончательных результатов. [9] Первое свидетельство того, что Сатурн может иметь внутреннее магнитное поле, появилось в 1974 году, когда было обнаружено слабое радиоизлучение планеты на частоте около 1 МГц.

Эти средневолновые излучения модулировались с периодом около 10 часов 30 минут , который был интерпретирован как период вращения Сатурна . [10] Тем не менее, доказательства, доступные в 1970-х годах, были слишком неубедительными, и некоторые ученые думали, что у Сатурна вообще может отсутствовать магнитное поле, в то время как другие даже предполагали, что планета может находиться за пределами гелиопаузы . [11] Первое достоверное обнаружение магнитного поля Сатурна было сделано только 1 сентября 1979 года, когда через него пролетел космический корабль Pioneer 11 , который непосредственно измерил его напряженность магнитного поля. [2]

Структура [ править ]

Внутреннее поле [ править ]

Подобно магнитному полю Юпитера , Сатурн создается жидким динамо-машиной внутри слоя циркулирующего жидкого металлического водорода в его внешнем ядре. [1] Как и у Земли, магнитное поле Сатурна в основном дипольное , с северным и южным полюсами на концах одной магнитной оси. [12] На Сатурне, как и на Юпитере, северный магнитный полюс расположен в северном полушарии, а южный магнитный полюс находится в южном полушарии, так что линии магнитного поля направлены от северного полюса к южному полюсу. Это наоборот по сравнению с Землей, где северный магнитный полюс находится в южном полушарии. [13] Магнитное поле Сатурна также имеетквадрупольный , октупольный и более высокие компоненты, хотя они намного слабее диполя. [12]

Напряженность магнитного поля на экваторе Сатурна составляет около 21  мкТл (0,21  Гс ), что соответствует дипольному магнитному моменту около 4,6 × 10 18 Тл • м 3 . [2] Это делает магнитное поле Сатурна немного слабее, чем у Земли; однако его магнитный момент примерно в 580 раз больше. [1] Магнитный диполь Сатурна строго выровнен с его осью вращения, а это означает, что поле уникально сильно осесимметрично. [12] Диполь немного смещен (на 0,037 R s ) вдоль оси вращения Сатурна в сторону северного полюса. [2]

Размер и форма [ править ]

Внутреннее магнитное поле Сатурна отклоняет солнечный ветер , поток ионизированных частиц, испускаемых Солнцем , от его поверхности, не позволяя ему напрямую взаимодействовать со своей атмосферой и вместо этого создавая свою собственную область, называемую магнитосферой, состоящей из плазмы, очень отличной от солнечного ветра. [12] Магнитосфера Сатурна является второй по величине магнитосферой в Солнечной системе после Юпитера. [3]

Как и в случае с земной магнитосферой, граница, отделяющая плазму солнечного ветра от плазмы внутри магнитосферы Сатурна, называется магнитопаузой . [2] Расстояние магнитопаузы от центра планеты в подсолнечной точке [примечание 1] широко варьируется от 16 до 27 R s (R s = 60 330 км - экваториальный радиус Сатурна). [14] [15] Положение магнитопаузы зависит от давления, оказываемого солнечным ветром, который, в свою очередь, зависит от солнечной активности . Среднее расстояние зазора магнитопаузы составляет около 22 R s . [6] Перед магнитопаузой (на расстоянии около 27 R сот планеты) [6] лежит лук шок , а след -like возмущения в солнечном ветре , вызванного его столкновения с магнитосферой. Область между головной ударной волной и магнитопаузой называется магнитослоем . [16]

На противоположной стороне планеты, солнечный ветер растягивает линии магнитного поля Сатурна в длинной завершающих магнитосферы , [12] , который состоит из два доли, с магнитным полем в северном доле указывающем от Сатурна и южными указывающим к ней . [16] Доли разделены тонким слоем плазмы, называемым токовым слоем хвоста . [13] Как и у Земли, хвост Сатурна представляет собой канал, через который солнечная плазма входит во внутренние области магнитосферы. [17] Подобно Юпитеру, хвост - это канал, по которому плазма внутреннего магнитосферного происхождения покидает магнитосферу. [17]Плазма, движущаяся из хвоста во внутреннюю магнитосферу, нагревается и образует ряд радиационных поясов . [12]

Магнитосферные регионы [ править ]

Строение магнитосферы Сатурна

Магнитосфера Сатурна часто делится на четыре области. [18] Самая внутренняя область, совмещенная с планетарными кольцами Сатурна , внутри примерно 3 R s , имеет строго диполярное магнитное поле. Он в значительной степени лишен плазмы, которая поглощается кольцевыми частицами, хотя радиационные пояса Сатурна расположены в этой внутренней области, внутри и снаружи колец. [18] Вторая область между 3 и 6 R s содержит тор холодной плазмы и называется внутренней магнитосферой. Он содержит самую плотную плазму в сатурнианской системе. Плазма в торе исходит от внутренних ледяных спутников и, в частности, от Энцелада . [18]Магнитное поле в этой области также в основном дипольное. [19] Третья область лежит между 6 и 12–14 R s и называется динамическим и протяженным плазменным слоем . Магнитное поле в этой области растянуто и недиполярно [18], в то время как плазма ограничена тонким экваториальным плазменным слоем . [19] Четвертая наиболее удаленная область расположена за пределами 15 R с в высоких широтах и ​​продолжается до границы магнитопаузы. Он характеризуется низкой плотностью плазмы и переменным недиполярным магнитным полем, на которое сильно влияет солнечный ветер. [18]

Во внешних частях магнитосферы Сатурна за пределами примерно 15–20 R s [20] магнитное поле вблизи экваториальной плоскости сильно растянуто и образует дискообразную структуру, называемую магнитодиском . [21] Диск продолжается до магнитопаузы на дневной стороне и переходит в хвост магнитосферы на ночной стороне. [22] Вблизи дневной стороны он может отсутствовать, когда магнитосфера сжимается солнечным ветром, что обычно происходит, когда расстояние магнитопаузы меньше 23 R s . На ночной стороне и флангах магнитосферы магнитодиск присутствует всегда. [21] Магнитодиск Сатурна - намного меньший аналог магнитодиска Юпитера. [17]

Плазменный слой в магнитосфере Сатурна имеет форму чаши, которой нет ни в какой другой известной магнитосфере. Когда в 2004 году прибыл «Кассини», в северном полушарии была зима. Измерения магнитного поля и плотности плазмы показали, что плазменный слой искривлен и лежал к северу от экваториальной плоскости и выглядел как гигантская чаша. Такая форма была неожиданной. [21]

Динамика [ править ]

Изображение плазменного облака вокруг Сатурна (Кассини)

Процессы, управляющие магнитосферой Сатурна, аналогичны процессам Земли и Юпитера. [23] Подобно тому, как в магнитосфере Юпитера преобладает совместное вращение плазмы и загрузка массы со стороны Ио , так и в магнитосфере Сатурна преобладают совместное вращение плазмы и загрузка массы с Энцелада . Однако магнитосфера Сатурна намного меньше по размеру, а его внутренняя область содержит слишком мало плазмы, чтобы серьезно растянуть ее и создать большой магнитодиск. [13] [примечание 2] Это означает, что на него гораздо сильнее влияет солнечный ветер, и что, как и на магнитное поле Земли , на его динамику влияет повторное соединение с ветром, как в цикле Данжи.. [13]

Еще одна отличительная черта магнитосферы Сатурна - большое количество нейтрального газа вокруг планеты. Как показали наблюдения ультрафиолетового Кассини, планета окутана в большом облаке водорода , паров воды и их диссоциативные продуктов , таких как гидроксил , расширяя, насколько 45 R s от Сатурна. Во внутренней магнитосфере отношение нейтралов к ионам составляет около 60, а во внешней магнитосфере оно увеличивается, что означает, что весь объем магнитосферы заполнен относительно плотным слабоионизованным газом. Это отличается, например, от Юпитера или Земли, где ионы преобладают над нейтральным газом, и имеет последствия для динамики магнитосферы. [24]

Источники и транспорт плазмы [ править ]

В составе плазмы во внутренней магнитосфере Сатурна преобладают ионы группы воды: O + , H 2 O + , OH + и другие, ион гидроксония (H 3 O + ), HO 2 + и O 2 + , [4] хотя протоны и ионы азота (N + ) также присутствуют. [25] [26] Основным источником воды является Энцелад, который выпускает 300–600 кг / с водяного пара из гейзеров около своего южного полюса. [4] [27]Высвободившаяся вода и гидроксильные (ОН) радикалы (продукт диссоциации воды) образуют довольно толстый тор вокруг лунной орбиты при 4 R s с плотностями до 10 000 молекул на кубический сантиметр. [5] По крайней мере, 100 кг / с этой воды в конечном итоге ионизируется и добавляется к одновременно вращающейся магнитосферной плазме. [5] Дополнительными источниками ионов группы воды являются кольца Сатурна и другие ледяные спутники. [27] Космический аппарат Кассини также наблюдал небольшое количество ионов N + во внутренней магнитосфере, которые, вероятно, также происходят с Энцелада. [28]

Изображение Кассини кольцевого тока вокруг Сатурна, переносимого энергичными (20–50 кэВ) ионами

Во внешних частях магнитосферы преобладающими ионами являются протоны, которые происходят либо из солнечного ветра, либо из ионосферы Сатурна. [29] Титан , который вращается вблизи границы магнитопаузы со скоростью 20 R с , не является значительным источником плазмы. [29] [30]

Относительно холодная плазма в самой внутренней области магнитосферы Сатурна, внутри 3 R s (около колец), состоит в основном из ионов O + и O 2 + . [25] Там ионы вместе с электронами образуют ионосферу, окружающую кольца Сатурна. [31]

Считается, что и для Юпитера, и для Сатурна перенос плазмы из внутренней части магнитосферы во внешнюю связан с взаимообменной нестабильностью. [25] [32] В случае Сатурна магнитные трубки, нагруженные холодной, богатой водой плазмой, обмениваются потоками, заполненными горячей плазмой, поступающей из внешней магнитосферы. [25] Нестабильность вызвана центробежной силой, действующей на магнитное поле плазмой. [18] Холодная плазма в конечном итоге удаляется из магнитосферы с помощью плазмоидов, образующихся при пересоединении магнитного поля в хвосте магнитосферы. [32]Плазмоиды движутся вниз по хвосту и покидают магнитосферу. [32] Считается, что процесс пересоединения или суббури находится под контролем солнечного ветра и самого большого спутника Сатурна Титана, который вращается около внешней границы магнитосферы. [30]

В области магнитодиска, за пределами 6 R s , плазма внутри вращающегося в одном направлении листа оказывает значительную центробежную силу на магнитное поле, заставляя его растягиваться. [33] [примечание 3] Это взаимодействие создает ток в экваториальной плоскости, текущий азимутально с вращением и простирающийся на расстояние 20 R s от планеты. [34] Общая сила этого тока колеблется от 8 до 17  МА . [33] [34] Кольцевой ток в магнитосфере Сатурна сильно варьируется и зависит от давления солнечного ветра, тем сильнее, чем меньше давление. [34]Магнитный момент, связанный с этим током, немного (примерно на 10 нТл) понижает магнитное поле во внутренней магнитосфере [35], хотя он увеличивает общий магнитный момент планеты и приводит к увеличению размера магнитосферы. [34]

Аврора [ править ]

Северное сияние Сатурна в инфракрасном свете

Сатурн имеет яркие полярные сияния, которые наблюдались в ультрафиолетовом , видимом и ближнем инфракрасном диапазонах . [36] Полярные сияния обычно выглядят как яркие непрерывные круги (овалы), окружающие полюса планеты. [37] Широта авроральных овалов колеблется в пределах 70–80 °; [8] среднее положение составляет 75 ± 1 ° для южного сияния, в то время как северное сияние ближе к полюсу примерно на 1,5 °. [38] [примечание 4]Время от времени любое из полярных сияний может принимать форму спирали вместо овала. В этом случае он начинается около полуночи на широте около 80 °, затем его широта уменьшается до 70 °, когда он продолжается в секторах рассвета и дня (против часовой стрелки). [40] В сумерках широта полярных сияний снова увеличивается, хотя, когда они возвращаются в ночной сектор, они все еще имеют относительно низкую широту и не соединяются с более яркой частью рассвета. [37]

Сатурн и его северные сияния (составное изображение). [41]

В отличие от Юпитера, основные авроральные овалы Сатурна не связаны с нарушением совместного вращения плазмы во внешних частях магнитосферы планеты. [8] Считается, что полярные сияния на Сатурне связаны с пересоединением магнитного поля под влиянием солнечного ветра (цикл Данжи), [13] который запускает восходящий ток (около 10 миллионов ампер ) из ионосферы и приводит к к ускорению и высыпанию энергичных (1–10 кэВ) электронов в полярную термосферу Сатурна. [42] Сатурнианские сияния больше похожи на полярные сияния на Земле, где они также создаются солнечным ветром. [37]Сами овалы соответствуют границам между разомкнутыми и замкнутыми силовыми линиями магнитного поля - так называемыми полярными шапками , которые, как считается, находятся на расстоянии 10–15 ° от полюсов. [42]

Сияния Сатурна очень изменчивы. [37] Их расположение и яркость сильно зависят от давления солнечного ветра : полярные сияния становятся ярче и смещаются ближе к полюсам, когда давление солнечного ветра увеличивается. [37] Яркие полярные сияния вращаются с угловой скоростью 60–75% от скорости Сатурна. Время от времени в рассветном секторе главного овала или внутри него появляются яркие черты. [40] В среднем общая мощность , излучаемая сияний составляет около 50 ГВт в далекой ультрафиолетовой (80-170 нм) и 150-300 ГВт в ближней инфракрасной области спектра (3-4 μm- Н 3 + выбросов) части спектра . [8]

Километровое излучение Сатурна [ править ]

Спектр радиоизлучения Сатурна по сравнению со спектрами четырех других намагниченных планет

Сатурн является источником довольно сильного низкочастотного радиоизлучения, называемого километровым излучением Сатурна (СКР). Частота SKR лежит в диапазоне 10–1300 кГц (длина волны несколько километров) с максимумом около 400 кГц. [7] Мощность этих выбросов сильно модулируется вращением планеты и коррелирует с изменениями давления солнечного ветра. Например, когда Сатурн был погружен в гигантский хвост магнитосферы Юпитера во время пролета " Вояджера-2" в 1981 году, мощность SKR сильно уменьшилась или даже полностью прекратилась. [7] [43] Километровое излучение, как полагают, генерируется циклотронной мазерной нестабильностью электронов, движущихся вдоль силовых линий магнитного поля, относящихся к авроральным областям Сатурна.[43] Таким образом, ЮКО связана с полярными сияниями вокруг полюсов планеты . Само излучение состоит из спектрально диффузных излучений, а также узкополосных тонов с шириной полосы до 200 Гц. В частотно-временной плоскости часто наблюдаются дугообразные особенности, как и в случае километрового излучения Юпитера. [43] Общая мощность СКР составляет около 1 ГВт. [7]

Модуляция радиоизлучения вращением планет традиционно используется для определения периода вращения недр жидких планет-гигантов. [44] В случае Сатурна, однако, это кажется невозможным, поскольку период варьируется в масштабе десятков лет. В 1980–1981 годах периодичность радиоизлучения, измеренная космическими аппаратами «Вояджер-1» и « Вояджер-1», составляла 10 ч 39 мин 24 ± 7 с , что затем было принято за период вращения Сатурна. Ученые были удивлены, когда Галилей, а затем Кассини вернули другое значение - 10 ч 45 мин 45 ± 36 с . [44]Дальнейшие наблюдения показали, что период модуляции изменяется на целых 1% в характерном временном масштабе 20-30 дней с дополнительным долгосрочным трендом. Между периодом и скоростью солнечного ветра существует корреляция, однако причины этого изменения остаются загадкой. [44] Одной из причин может быть то, что сатурнианское идеально осесимметричное магнитное поле не может наложить строгую коротацию на магнитосферную плазму, заставляя ее скользить относительно планеты. Отсутствие точной корреляции между периодом вариации SKR и вращением планеты делает практически невозможным определение истинного периода вращения Сатурна. [45]

Пояса радиационные [ править ]

Радиационные пояса Сатурна

Сатурн имеет относительно слабые радиационные пояса, потому что энергичные частицы поглощаются лунами и твердыми частицами, вращающимися вокруг планеты. [46] Самый плотный (главный) радиационный пояс находится между внутренним краем газового тора Энцелада на расстоянии 3,5 R s и внешним краем кольца A на уровне 2,3 R s . Он содержит протоны и релятивистские электроны с энергией от сотен килоэлектронвольт (кэВ) до десятков мегаэлектронвольт (МэВ) и, возможно, другие ионы. [47] Вне 3.5 R sэнергичные частицы поглощаются нейтральным газом, и их количество падает, хотя менее энергичные частицы с энергиями в диапазоне сотен кэВ снова появляются за пределами 6 R s - это те же самые частицы, которые вносят вклад в кольцевой ток. [примечание 3] [47] Электроны в основном поясе, вероятно, происходят из внешней магнитосферы или солнечного ветра, откуда они переносятся диффузией и затем адиабатически нагреваются. [48] Однако энергичные протоны состоят из двух популяций частиц. Первая популяция с энергией менее 10 МэВ имеет то же происхождение, что и электроны [47]в то время как второй с максимальным потоком около 20 МэВ является результатом взаимодействия космических лучей с твердым веществом, присутствующим в системе Сатурна (так называемый процесс распада нейтрона альбедо космических лучей - CRAND). [48] Главный радиационный пояс Сатурна находится под сильным влиянием межпланетных возмущений солнечного ветра. [47]

Самая внутренняя область магнитосферы около колец обычно лишена энергичных ионов и электронов, потому что они поглощаются кольцевыми частицами. [47] Сатурн, однако, имеет второй радиационный пояс обнаруженный Кассини в 2004 году и расположенный только внутри самой внутренней D кольца . [46] Этот пояс, вероятно, состоит из энергичных заряженных частиц, образованных в процессе CRAND, или из ионизированных энергичных нейтральных атомов, исходящих из основного радиационного пояса. [47]

Сатурнианские радиационные пояса обычно намного слабее, чем у Юпитера, и не излучают много микроволнового излучения (с частотой в несколько гигагерц). Оценки показывают, что их дециметровое радиоизлучение (DIM) невозможно обнаружить с Земли. [49] Тем не менее, частицы высокой энергии вызывают выветривание поверхности ледяных лун и разбрызгивают из них воду, водные продукты и кислород. [48]

Взаимодействие с кольцами и лунами [ править ]

См. Также: Спутники Сатурна
Составное изображение в ложных цветах, показывающее свечение полярных сияний, простирающихся примерно в 1000 км от верхних слоев облаков в южной полярной области Сатурна.

Обильная популяция твердых тел, вращающихся вокруг Сатурна, включая луны и кольцевые частицы, оказывает сильное влияние на магнитосферу Сатурна. Плазма в магнитосфере вращается вместе с планетой, постоянно сталкиваясь с задними полушариями медленно движущихся лун. [50] В то время как кольцевые частицы и большинство лун только пассивно поглощают плазму и энергичные заряженные частицы, три луны - Энцелад, Диона и Титан - являются важными источниками новой плазмы. [51] [52] Поглощение энергичных электронов и ионов проявляется в заметных промежутках в радиационных поясах Сатурна вблизи орбит Луны, в то время как плотные кольца Сатурна полностью устраняют все энергичные электроны и ионы ближе, чем 2,2 R S, создавая зону с низким уровнем радиации вблизи планеты. [47] Поглощение совместно вращающейся плазмы луной нарушает магнитное поле в ее пустом следе - поле притягивается к Луне, создавая область более сильного магнитного поля в ближнем следе. [50]

Упомянутые выше три луны добавляют новую плазму в магнитосферу. Безусловно, самым сильным источником является Энцелад, который выбрасывает фонтан водяного пара, углекислого газа и азота через трещины в районе южного полюса. [27] Часть этого газа ионизируется горячими электронами и солнечным ультрафиолетовым излучением и добавляется в поток совместно вращающейся плазмы. [51] Когда-то считалось, что Титан является основным источником плазмы в магнитосфере Сатурна, особенно азота. Новые данные , полученные Кассини в 2004-2008 годах было установлено , что он не является существенным источником азота в конце концов, [29] , хотя он все еще может обеспечить значительные количества водорода (из - за диссоциации из метана ). [53]Диона - третья луна, производящая больше новой плазмы, чем поглощает. Масса плазмы, создаваемой в непосредственной близости от него (около 6 г / с), составляет примерно 1/300 от массы плазмы у Энцелада. [52] Однако даже такое низкое значение нельзя объяснить только распылением его ледяной поверхности энергичными частицами, что может указывать на то, что Дион эндогенно активен, как Энцелад. Луны, которые создают новую плазму, замедляют движение совместно вращающейся плазмы в их окрестностях, что приводит к скоплению силовых линий магнитного поля перед ними и ослаблению поля в их следах - поле драпируется вокруг них. [54] Это противоположно тому, что наблюдается для лун, поглощающих плазму.

Плазма и энергичные частицы, присутствующие в магнитосфере Сатурна, при поглощении кольцевыми частицами и лунами вызывают радиолиз водяного льда. Его продукты включают озон , перекись водорода и молекулярный кислород . [55] Первый был обнаружен на поверхности Реи и Дионы, в то время как второй считается ответственным за крутые спектральные наклоны отражательной способности лун в ультрафиолетовой области. [55] Кислород, образующийся при радиолизе, образует разреженную атмосферу вокруг колец и ледяных лун. Кольцевая атмосфера была впервые обнаружена Кассини в 2004 году. [56] Часть кислорода ионизируется, образуя небольшую популяцию O2 + ионов в магнитосфере. [55] Влияние магнитосферы Сатурна на его спутники более тонкое, чем влияние Юпитера на его спутники. В последнем случае магнитосфера содержит значительное количество ионов серы, которые при имплантации в поверхность создают характерные спектральные сигнатуры. В случае Сатурна уровни излучения намного ниже, а плазма состоит в основном из водных продуктов, которые при имплантации неотличимы от уже присутствующего льда. [55]

Исследование [ править ]

Основная статья: Исследование Сатурна

По состоянию на 2014 год магнитосфера Сатурна непосредственно исследовалась четырьмя космическими аппаратами. Первой миссией по изучению магнитосферы была Pioneer 11 в сентябре 1979 года. Pioneer 11 обнаружила магнитное поле и произвела некоторые измерения параметров плазмы. [2] В ноябре 1980 г. и августе 1981 г. зонды " Вояджер 1–2" исследовали магнитосферу с помощью улучшенного набора инструментов. [2] По пролетным траекториям они измерили планетное магнитное поле, состав и плотность плазмы, энергию и пространственное распределение частиц высокой энергии, плазменные волны и радиоизлучение. Космический корабль Кассинибыл запущен в 1997 г. и прибыл в 2004 г., выполнив первые измерения за более чем два десятилетия. Космический аппарат продолжал предоставлять информацию о магнитном поле и параметрах плазмы магнитосферы Сатурна до ее преднамеренного разрушения 15 сентября 2017 года.

В 1990-х годах космический корабль Ulysses провел обширные измерения сатурнианского километрового излучения (SKR) [7], которое невозможно наблюдать с Земли из-за поглощения в ионосфере . [57] SKR достаточно мощный, чтобы его можно было обнаружить с космического корабля на расстоянии нескольких астрономических единиц от планеты. Улисс обнаружил, что период SKR варьируется на целых 1% и поэтому не связан напрямую с периодом вращения внутренней части Сатурна. [7]

Примечания [ править ]

  1. ^ Подсолнечная точка - это никогда не фиксированная точка на планете, в которой Солнце появляется прямо над головой.
  2. ^ На дневной стороне заметный магнитодиск формируется только тогда, когда давление солнечного ветра низкое, а магнитосфера имеет размер больше, чем примерно 23 R s . Однако когда магнитосфера сжимается солнечным ветром, дневной магнитодиск довольно мал. С другой стороны, в утреннем секторе магнитосферы дискообразная конфигурация присутствует постоянно. [21]
  3. ^ a b Вклад силы градиента теплового давления плазмы также может быть значительным. [34] Кроме того, важный вклад в кольцевой ток вносят энергичные ионы с энергией более примерно 10 кэВ. [34]
  4. ^ Разница между южным и северным сиянием связана со смещением внутреннего магнитного диполя в северное полушарие - магнитное поле в северном полушарии немного сильнее, чем в южном. [38] [39]

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c Рассел , 1993, стр. 694
  2. ^ Б с д е е г Беленькой , 2006, стр. 1145-46
  3. ^ a b Blanc , 2005, стр. 238
  4. ^ a b c Sittler , 2008, стр. 4, 16–17
  5. ^ а б в Токар , 2006
  6. ^ a b c Gombosi , 2009, стр. 206, таблица 9.1
  7. ^ Б с д е е Зарка , 2005, стр. 378-379
  8. ^ а б в г Бхардвадж , 2000, стр. 328–333
  9. ^ Смит , 1959
  10. ^ Браун , 1975
  11. ^ Кивельсон , 2005, стр. 2077
  12. ^ a b c d e f Рассел , 1993, стр. 717–718
  13. ↑ a b c d e Кивельсон , 2005, стр. 303–313
  14. ↑ Рассел , 1993, стр. 709, таблица 4
  15. ^ Gombosi , 2009, стр. 247
  16. ^ a b Рассел , 1993, стр. 690–692
  17. ^ Б с Gombosi , 2009, стр. 206-209
  18. ^ Б с д е е Andre , 2008, стр. 10-15
  19. ^ a b Андре , 2008, стр. 6–9
  20. ^ Мок , 2009, стр. 317-318
  21. ^ a b c d Gombosi , 2009, стр. 211–212
  22. ^ Gombosi , 2009, стр. 231-234
  23. ^ Blanc , 2005, стр. 264-273
  24. ^ Мок , 2009, стр. 282-283
  25. ^ a b c d Янг , 2005 г.
  26. ^ Смит , 2008
  27. ^ Б с Gombosi , 2009, стр. 216-219
  28. Перейти ↑ Smith , 2008, pp. 1-2
  29. ^ a b c Gombosi , 2009, стр. 219–220
  30. ^ a b Рассел , 2008, стр. 1
  31. ^ Gombosi , 2009, стр. 206, 215-216
  32. ^ a b c Gombosi , 2009, стр. 237–240
  33. ^ a b Bunce , 2008, стр. 1-2
  34. ^ a b c d e f Гомбози , 2009, стр. 225–231
  35. ^ Bunce , 2008, стр. 20
  36. ^ Курт , 2009, стр. 334-342
  37. ^ а б в г д Кларк , 2005
  38. ^ a b Николс , 2009
  39. ^ Gombosi , 2009, стр. 209-211
  40. ^ a b Kurth , 2009, стр. 335–336
  41. ^ "Хаббл наблюдает энергетическое световое шоу на северном полюсе Сатурна" . www.spacetelescope.org . Проверено 30 августа 2018 .
  42. ^ a b Cowley , 2008, стр. 2627–2628
  43. ^ a b c Kurth , 2009, стр. 341–348
  44. ^ а б в Зарка , 2007
  45. ^ Gurnett , 2005, стр. 1256
  46. ^ а б Андре , 2008, стр. 11–12
  47. ^ Б с д е е г Gombosi , 2009, стр. 221-225
  48. ^ a b c Параники , 2008
  49. ^ Зарка , 2005, стр. 384-385
  50. ^ а б Маук , 2009, стр. 290–293
  51. ^ а б Маук , 2009, стр. 286–289
  52. ^ а б Лейснер , 2007
  53. ^ Мок , 2009, стр. 283-284, 286-287
  54. ^ Мок , 2009, стр. 293-296
  55. ^ а б в г Маук , 2009, стр. 285–286
  56. ^ Johnson , 2008, стр. 393-394
  57. ^ Зарка , 2005, стр. 372

Библиография [ править ]

  • Andre, N .; Blanc, M .; Maurice, S .; и другие. (2008). "Идентификация областей магнитосферы Сатурна и связанных плазменных процессов: Сводка наблюдений Кассини во время вывода на орбиту". Обзоры геофизики . 46 (4): RG4008. Bibcode : 2008RvGeo..46.4008A . DOI : 10.1029 / 2007RG000238 . ЛВП : 2027,42 / 94634 .
  • Беленькая Е.С.; Алексеев, II; Калагаев, В.В.; Блохина, М.С. (2006). «Определение параметров модели магнитосферы Сатурна для пролета Pioneer 11» (PDF) . Annales Geophysicae . 24 (3): 1145–56. Bibcode : 2006AnGeo..24.1145B . DOI : 10,5194 / angeo-24-1145-2006 .
  • Бхардвадж, Анил; Гладстон, Дж. Рэндалл (2000). «Авроральные выбросы планет-гигантов» (PDF) . Обзоры геофизики . 38 (3): 295–353. Bibcode : 2000RvGeo..38..295B . DOI : 10.1029 / 1998RG000046 .
  • Blanc, M .; Kallenbach, R .; Еркаев, Н.В. (2005). "Магнитосферы Солнечной системы" . Обзоры космической науки . 116 (1–2): 227–298. Bibcode : 2005SSRv..116..227B . DOI : 10.1007 / s11214-005-1958-у .
  • Браун, Ларри В. (1975). «Радиоизлучение Сатурна около 1 МГц». Журнал геофизических исследований . 112 : L89 – L92. Bibcode : 1975ApJ ... 198L..89B . DOI : 10.1086 / 181819 . ЛВП : 2060/19750007447 .
  • Bunce, EJ ; Коули, SWH ; Алексеев, II; и другие. (2007). «Наблюдения Кассини за изменением параметров кольцевого тока Сатурна в зависимости от размера системы» (PDF) . Журнал геофизических исследований: космическая физика . 198 (A10): A10202. Bibcode : 2007JGRA..11210202B . DOI : 10.1029 / 2007JA012275 .
  • Кларк, JT; Gerard, J.-C .; Grodent D .; и другие. (2005). «Морфологические различия между ультрафиолетовым сиянием Сатурна и полярными сияниями Земли и Юпитера» (PDF) . Природа . 433 (7027): 717–719. Bibcode : 2005Natur.433..717C . DOI : 10,1038 / природа03331 . PMID  15716945 . Архивировано из оригинального (PDF) 16 июля 2011 года.
  • Коули, SWH; Арридж, CS; Bunce, EJ ; и другие. (2008). «Системы полярных токов в магнитосфере Сатурна: сравнение теоретических моделей с наблюдениями Кассини и HST» . Annales Geophysicae . 26 (9): 2613–2630. Bibcode : 2008AnGeo..26.2613C . DOI : 10,5194 / angeo-26-2613-2008 .
  • Gombosi, Tamas I .; Армстронг, Томас П .; Арридж, Кристофер С .; и другие. (2009). «Конфигурация магнитосферы Сатурна». Сатурн от Кассини – Гюйгенса . Springer Нидерланды. С. 203–255. DOI : 10.1007 / 978-1-4020-9217-6_9 . ISBN 978-1-4020-9217-6.
  • Gurnett, DA; Курт, WS; Господарский, ГБ; и другие. (2005). "Наблюдения за радио и плазменными волнами на Сатурне с подхода Кассини и с первой орбиты". Наука . 307 (5713): 1255–59. Bibcode : 2005Sci ... 307.1255G . DOI : 10.1126 / science.1105356 . PMID  15604362 .
  • Джонсон, RE; Luhmann, JG; Токар, Р.Л .; и другие. (2008). «Производство, ионизация и перераспределение O2 в атмосфере кольца Сатурна» (PDF) . Икар . 180 (2): 393–402. Bibcode : 2006Icar..180..393J . DOI : 10.1016 / j.icarus.2005.08.021 .
  • Кивельсон, Маргарет Галланд (2005). «Современные системы юпитерианской магнитосферы и ионосферы и прогнозы для Сатурна» (PDF) . Обзоры космической науки . 116 (1–2): 299–318. Bibcode : 2005SSRv..116..299K . DOI : 10.1007 / s11214-005-1959-х .
  • Кивельсон, MG (2005). «Перенос и ускорение плазмы в магнитосфере Земли и Юпитера и ожидания Сатурна» (PDF) . Успехи в космических исследованиях . 36 (11): 2077–89. Bibcode : 2005AdSpR..36.2077K . CiteSeerX  10.1.1.486.8721 . DOI : 10.1016 / j.asr.2005.05.104 .
  • Курт, WS; Bunce, EJ ; Кларк, JT; и другие. (2009). «Авроральные процессы». Сатурн от Кассини – Гюйгенса . Springer Нидерланды. С. 333–374. DOI : 10.1007 / 978-1-4020-9217-6_12 . ISBN 978-1-4020-9217-6.
  • Leisner, S .; Хурана, KK; Рассел, Коннектикут; и другие. (2007). «Наблюдения за Энцеладом и Дионой как источниками нейтрального облака Сатурна». Луна и планетология . XXXVIII (1338) : 1425. Bibcode : 2007LPI .... 38.1425L .
  • Mauk, BH; Гамильтон, округ Колумбия; Hill, TW; и другие. (2009). «Фундаментальные плазменные процессы в магнитосфере Сатурна». Сатурн от Кассини – Гюйгенса . Springer Нидерланды. С. 281–331. DOI : 10.1007 / 978-1-4020-9217-6_11 . ISBN 978-1-4020-9217-6.
  • Николс, JD; Бадман, SV; Bunce, EJ; и другие. (2009). "Равноденственные полярные сияния Сатурна" (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 36 (24): L24102: 1–5. Bibcode : 2009GeoRL..3624102N . DOI : 10.1029 / 2009GL041491 . ЛВП : 2027,42 / 95061 .
  • Paranicas, C .; Mitchell, DG; Кримигис, С.М. и другие. (2007). «Источники и потери энергичных протонов в магнитосфере Сатурна» (PDF) . Икар . 197 (2): 519–525. Bibcode : 2008Icar..197..519P . DOI : 10.1016 / j.icarus.2008.05.011 .
  • Рассел, CT (1993). «Планетарные магнитосферы». Отчеты о достижениях физики . 56 (6): 687–732. Bibcode : 1993RPPh ... 56..687R . DOI : 10.1088 / 0034-4885 / 56/6/001 .
  • Рассел, Коннектикут; Джекман, CM; Wei, HY; и другие. (2008). «Влияние Титана на возникновение сатурнианской суббури» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 35 (12): L12105. Bibcode : 2008GeoRL..3512105R . DOI : 10.1029 / 2008GL034080 . hdl : 11336/20684 .
  • Sittler, EC; Andre, N .; Blanc, M .; и другие. (2008). «Ионные и нейтральные источники и поглотители во внутренней магнитосфере Сатурна: результаты Кассини» (PDF) . Планетарная и космическая наука . 56 (1): 3–18. Bibcode : 2008P & SS ... 56 .... 3S . DOI : 10.1016 / j.pss.2007.06.006 . Архивировано из оригинального (PDF) на 2012-03-02 . Проверено 19 апреля 2009 .
  • Смит, HT; Шаппирио, М .; Джонсон, RE; и другие. (2008). «Энцелад: потенциальный источник продуктов аммиака и молекулярного азота для магнитосферы Сатурна» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 113 (A11): A11206. Bibcode : 2008JGRA..11311206S . DOI : 10.1029 / 2008JA013352 .
  • Смит, AL; Карр, Т. Д. (1959). «Радиочастотные наблюдения планет в 1957–1958 гг.». Астрофизический журнал . 130 : 641–647. Bibcode : 1959ApJ ... 130..641S . DOI : 10.1086 / 146753 .
  • Токар, Р.Л .; Джонсон, RE; Хилл, ТВ; и другие. (2006). «Взаимодействие атмосферы Энцелада с плазмой Сатурна». Наука . 311 (5766): 1409–12. Bibcode : 2006Sci ... 311.1409T . DOI : 10.1126 / science.1121061 . PMID  16527967 .
  • Янг, Д.Т.; Berthelier, J.-J .; Blanc, M .; и другие. (2005). «Состав и динамика плазмы в магнитосфере Сатурна». Наука . 307 (5713): 1262–66. Bibcode : 2005Sci ... 307.1262Y . DOI : 10.1126 / science.1106151 . PMID  15731443 .
  • Зарка, П .; Курт, WS (2005). «Излучение радиоволн от внешних планет до Кассини» . Обзоры космической науки . 116 (1–2): 371–397. Bibcode : 2005SSRv..116..371Z . DOI : 10.1007 / s11214-005-1962-2 .
  • Зарка, Филипп; Лами, Лоран; Чеккони, Батист; Пранже, Рене; Ракер, Хельмут О. (2007). "Модуляция радиочасов Сатурна скоростью солнечного ветра" (PDF) . Природа . 450 (7167): 265–267. Bibcode : 2007Natur.450..265Z . DOI : 10,1038 / природа06237 . PMID  17994092 . Архивировано из оригинального (PDF) 03.06.2011.

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Арридж, CS; Рассел, Коннектикут; Хурана, KK; и другие. (2007). «Масса магнитодиска Сатурна: наблюдения Кассини» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 34 (9): L09108. Bibcode : 2007GeoRL..3409108A . DOI : 10.1029 / 2006GL028921 .
  • Burger, MH; Sittler, EC; Джонсон, RE; и другие. (2007). «Понимание утечки воды с Энцелада» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 112 (A6): A06219. Bibcode : 2007JGRA..112.6219B . DOI : 10.1029 / 2006JA012086 .
  • Hill, TW; Томсен, MF; Хендерсон, MG; и другие. (2008). «Плазмоиды в хвосте магнитосферы Сатурна» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 113 (A1): A01214. Bibcode : 2008JGRA..11301214H . DOI : 10.1029 / 2007JA012626 .
  • Кримигис, С.М. Сергис, Н .; Mitchell, DG; и другие. (2007). «Динамический, вращающийся кольцевой ток вокруг Сатурна» (PDF) . Природа . 450 (7172): 1050–53. Bibcode : 2007Natur.450.1050K . DOI : 10,1038 / природа06425 . PMID  18075586 .
  • Martens, Hilary R .; Reisenfeld, Daniel B .; Уильямс, Джон Д .; и другие. (2008). «Наблюдения за ионами молекулярного кислорода во внутренней магнитосфере Сатурна» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 35 (20): L20103. Bibcode : 2008GeoRL..3520103M . DOI : 10.1029 / 2008GL035433 .
  • Рассел, Коннектикут; Хурана, KK; Арридж, CS; Догерти, МК (2008). «Магнитосферы Юпитера и Сатурна и их уроки для Земли» (PDF) . Успехи в космических исследованиях . 41 (8): 1310–18. Bibcode : 2008AdSpR..41.1310R . DOI : 10.1016 / j.asr.2007.07.037 . Архивировано из оригинального (PDF) 15 февраля 2012 года . Проверено 14 мая 2009 .
  • Смит, HT; Джонсон, RE; Ситтлер, ЕС (2007). «Энцелад: вероятно, доминирующий источник азота в магнитосфере Сатурна» (PDF) . Икар . 188 (2): 356–366. Bibcode : 2007Icar..188..356S . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.12.007 .
  • Саутвуд, диджей; Кивельсон, MG (2007). "Сатурнианская динамика магнитосферы: Выяснение модели распределительного вала" (PDF) . Журнал геофизических исследований . 112 (A12): A12222. Bibcode : 2007JGRA..11212222S . DOI : 10.1029 / 2007JA012254 .
  • Сталлард, Том; Миллер, Стив; Мелин, Хенрик; и другие. (2008). «Юпитерианские сияния на Сатурне» . Природа . 453 (7198): 1083–85. Bibcode : 2008Natur.453.1083S . DOI : 10,1038 / природа07077 . PMID  18563160 .
  • Сатурн посылает смешанные сигналы

Внешние ссылки [ править ]

  • Сайт НАСА о выбросах