Magnetosfera di Saturno - Magnetosphere of Saturn

Magnetosfera di Saturno

Le aurore al polo sud di Saturno viste da Hubble
Scoperta
Campo interno
Raggio di Saturno	60.330 km
Intensità del campo equatoriale	21  μT (0,21  G )
Inclinazione dipolo	<0,5°
Periodo di rotazione	?
Parametri del vento solare
Velocità	400 km/s
Forza del FMI	0,5 nT
Densità	0,1 cm -3
Parametri magnetosferici
Tipo	Intrinseco
Distanza d' urto dell'arco	~27 R s
Distanza magnetopausa	~22 R s
Ioni principali	O + , H 2 O + , OH + , H 3 O + , HO 2 + e O 2 + e H +
Sorgenti di plasma	Encelado
Tasso di carico di massa	~100 kg/s
Densità plasma massima	50–100 cm -3
Aurora
Spettro	radio, vicino IR e UV
Potere totale	0,5 TW
Frequenze di emissione radio	10–1300 kHz

La magnetosfera di Saturno è la cavità creata nel flusso del vento solare dal campo magnetico generato internamente dal pianeta . Scoperta nel 1979 dalla navicella spaziale Pioneer 11 , la magnetosfera di Saturno è il secondo pianeta più grande del Sistema Solare dopo Giove . La magnetopausa , il confine tra la magnetosfera di Saturno e il vento solare, si trova ad una distanza di circa 20 raggi di Saturno dal centro del pianeta, mentre la sua magnetocoda si estende dietro di essa per centinaia di raggi di Saturno.

La magnetosfera di Saturno è piena di plasmi provenienti sia dal pianeta che dalle sue lune. La fonte principale è la piccola luna Encelado , che emette fino a 1.000 kg/s di vapore acqueo dai geyser sul suo polo sud, una parte del quale è ionizzata e costretta a co-rotare con il campo magnetico di Saturno. Questo carica il campo con fino a 100 kg di ioni del gruppo dell'acqua al secondo. Questo plasma si allontana gradualmente dalla magnetosfera interna tramite il meccanismo di instabilità di interscambio e quindi fuoriesce attraverso la magnetocoda.

L'interazione tra la magnetosfera di Saturno e il vento solare genera luminose aurore ovali attorno ai poli del pianeta osservate alla luce visibile, infrarossa e ultravioletta . Le aurore sono legate alla potente radiazione chilometrica saturniana (SKR), che copre l'intervallo di frequenza tra 100 kHz e 1300  kHz e un tempo si pensava che modulasse con un periodo pari alla rotazione del pianeta. Tuttavia, misurazioni successive hanno mostrato che la periodicità della modulazione di SKR varia fino all'1%, e quindi probabilmente non coincide esattamente con il vero periodo di rotazione di Saturno, che al 2010 rimane sconosciuto. All'interno della magnetosfera ci sono fasce di radiazione, che ospitano particelle con energia fino a decine di megaelettronvolt . Le particelle energetiche hanno un'influenza significativa sulle superfici delle lune ghiacciate interne di Saturno .

Nel 1980-1981 la magnetosfera di Saturno è stata studiata dalla navicella spaziale Voyager . Fino a settembre 2017 è stato oggetto di indagine in corso da parte della missione Cassini , arrivata nel 2004 e che ha trascorso oltre 13 anni ad osservare il pianeta.

Scoperta

Subito dopo la scoperta delle emissioni radio decametriche di Giove nel 1955, furono fatti tentativi per rilevare un'emissione simile da Saturno, ma con risultati inconcludenti. La prima prova che Saturno potrebbe avere un campo magnetico generato internamente è arrivata nel 1974, con il rilevamento di deboli emissioni radio dal pianeta alla frequenza di circa 1 MHz.

Queste emissioni di onde medie sono state modulate con un periodo di circa 10 h 30 min , che è stato interpretato come il periodo di rotazione di Saturno . Tuttavia, le prove disponibili negli anni '70 erano troppo inconcludenti e alcuni scienziati pensavano che Saturno potesse mancare del tutto di un campo magnetico, mentre altri addirittura ipotizzavano che il pianeta potesse trovarsi oltre l' eliopausa . Il primo rilevamento definitivo del campo magnetico saturniano è stato effettuato solo il 1 settembre 1979, quando è stato attraversato dalla navicella spaziale Pioneer 11 , che ne ha misurato direttamente l'intensità del campo magnetico.

Struttura

Campo interno

Come il campo magnetico di Giove , quello di Saturno è creato da una dinamo fluida all'interno di uno strato di idrogeno metallico liquido circolante nel suo nucleo esterno. Come la Terra, il campo magnetico di Saturno è principalmente un dipolo , con i poli nord e sud alle estremità di un singolo asse magnetico. Su Saturno, come su Giove, il polo magnetico nord si trova nell'emisfero nord e il polo magnetico sud si trova nell'emisfero sud, quindi le linee del campo magnetico puntano lontano dal polo nord e verso il polo sud. Questo è invertito rispetto alla Terra, dove il polo magnetico nord si trova nell'emisfero australe. Il campo magnetico di Saturno ha anche quadrupolo , octupole e componenti più elevate, anche se sono molto più deboli rispetto al dipolo.

L'intensità del campo magnetico all'equatore di Saturno è di circa 21  μT (0,21  G ), che corrisponde a un momento magnetico di dipolo di circa 4,6 × 10 ¹⁸ T • m ³ . Questo rende il campo magnetico di Saturno leggermente più debole di quello terrestre; tuttavia, il suo momento magnetico è circa 580 volte maggiore. Il dipolo magnetico di Saturno è strettamente allineato con il suo asse di rotazione, il che significa che il campo, in modo univoco, è altamente assisimmetrico. Il dipolo è leggermente spostato (di 0,037 R _s ) lungo l'asse di rotazione di Saturno verso il polo nord.

Dimensione e forma

Il campo magnetico interno di Saturno devia il vento solare , un flusso di particelle ionizzate emesso dal Sole , lontano dalla sua superficie, impedendogli di interagire direttamente con la sua atmosfera e creando invece una propria regione, chiamata magnetosfera, composta da un plasma molto diverso da quella del vento solare. La magnetosfera di Saturno è la seconda più grande magnetosfera del Sistema Solare dopo quella di Giove.

Come con la magnetosfera terrestre, il confine che separa il plasma del vento solare da quello all'interno della magnetosfera di Saturno è chiamato magnetopausa . La distanza della magnetopausa dal centro del pianeta nel punto subsolare varia ampiamente da 16 a 27 R _s (R _s = 60,330 km è il raggio equatoriale di Saturno). La posizione della magnetopausa dipende dalla pressione esercitata dal vento solare, che a sua volta dipende dall'attività solare . La distanza media di stallo della magnetopausa è di circa 22 R _s . Di fronte alla magnetopausa (alla distanza di circa 27 R _s dal pianeta) si trova il bow shock , un disturbo simile a una scia nel vento solare causato dalla sua collisione con la magnetosfera. La regione tra lo shock dell'arco e la magnetopausa è chiamata magnetoguaina .

Sul lato opposto del pianeta, il vento solare estende linee del campo magnetico di Saturno in un lungo trascinamento magnetica , che consiste di due lobi, con il campo magnetico nel lobo nord punta lontano dalla Saturn e la punta meridionale verso di esso. I lobi sono separati da un sottile strato di plasma chiamato foglio di corrente di coda . Come quella della Terra, la coda di Saturno è un canale attraverso il quale il plasma solare entra nelle regioni interne della magnetosfera. Simile a Giove, la coda è il condotto attraverso il quale il plasma di origine magnetosferica interna lascia la magnetosfera. Il plasma che si sposta dalla coda alla magnetosfera interna viene riscaldato e forma una serie di fasce di radiazione .

Regioni magnetosferiche

La struttura della magnetosfera di Saturno

La magnetosfera di Saturno è spesso divisa in quattro regioni. La regione più interna co-localizzata con gli anelli planetari di Saturno , all'interno di circa 3 R _s , ha un campo magnetico strettamente dipolare. È in gran parte privo di plasma, che viene assorbito dalle particelle dell'anello, sebbene le cinture di radiazione di Saturno si trovino in questa regione più interna appena all'interno e all'esterno degli anelli. La seconda regione tra 3 e 6 R _s contiene il toro del plasma freddo ed è chiamata magnetosfera interna. Contiene il plasma più denso del sistema saturniano. Il plasma nel toro proviene dalle lune ghiacciate interne e in particolare da Encelado . Anche il campo magnetico in questa regione è prevalentemente dipolare. La terza regione si trova tra 6 e 12-14 R _s ed è chiamata foglio di plasma dinamico ed esteso . Il campo magnetico in questa regione è allungato e non dipolare, mentre il plasma è confinato in un sottile foglio di plasma equatoriale . La quarta regione più esterna si trova oltre 15 R _s alle alte latitudini e continua fino al confine della magnetopausa. È caratterizzato da una bassa densità di plasma e da un campo magnetico variabile non dipolare fortemente influenzato dal vento solare.

Nelle parti esterne della magnetosfera di Saturno oltre i 15-20 R _s circa il campo magnetico vicino al piano equatoriale è molto allungato e forma una struttura simile a un disco chiamata magnetodisco . Il disco continua fino alla magnetopausa sul lato diurno e passa alla magnetotail sul lato notturno. Vicino al lato diurno può essere assente quando la magnetosfera è compressa dal vento solare, cosa che di solito si verifica quando la distanza della magnetopausa è inferiore a 23 R _s . Sul lato notturno e sui fianchi della magnetosfera è sempre presente il magnetodisco. Il magnetodisco di Saturno è un analogo molto più piccolo del magnetodisco di Giove.

Il foglio di plasma nella magnetosfera di Saturno ha una forma simile a una ciotola che non si trova in nessun'altra magnetosfera conosciuta. Quando Cassini arrivò nel 2004, c'era un inverno nell'emisfero settentrionale. Le misurazioni del campo magnetico e della densità del plasma hanno rivelato che il foglio di plasma era deformato e si trovava a nord del piano equatoriale come una ciotola gigante. Una tale forma era inaspettata.

Dinamica

Immagine della nuvola di plasma intorno a Saturno (Cassini)

I processi che guidano la magnetosfera di Saturno sono simili a quelli che guidano la Terra e quella di Giove. Proprio come la magnetosfera di Giove è dominata dalla co-rotazione del plasma e dal carico di massa di Io , così la magnetosfera di Saturno è dominata dalla co-rotazione del plasma e dal carico di massa di Encelado . Tuttavia, la magnetosfera di Saturno è di dimensioni molto più piccole, mentre la sua regione interna contiene troppo poco plasma per dilatarla seriamente e creare un grande magnetodisco. Ciò significa che è molto più fortemente influenzato dal vento solare e che, come il campo magnetico terrestre , la sua dinamica è influenzata dalla riconnessione con il vento simile al ciclo di Dungey .

Un'altra caratteristica distintiva della magnetosfera di Saturno è l'elevata abbondanza di gas neutro intorno al pianeta. Come rivelato dall'osservazione ultravioletta di Cassini, il pianeta è avvolto da una grande nube di idrogeno , vapore acqueo e dei loro prodotti dissociativi come l' idrossile , che si estende fino a 45 R _s da Saturno. Nella magnetosfera interna il rapporto tra neutri e ioni è di circa 60 e aumenta nella magnetosfera esterna, il che significa che l'intero volume magnetosferico è riempito con gas debolmente ionizzato relativamente denso. Questo è diverso, ad esempio, da Giove o dalla Terra, dove gli ioni dominano sul gas neutro, e ha conseguenze sulla dinamica magnetosferica.

Sorgenti e trasporto del plasma

La composizione del plasma nella magnetosfera interna di Saturno è dominata dagli ioni del gruppo dell'acqua: O ⁺ , H ₂ O ⁺ , OH ⁺ e altri, ioni idronio (H ₃ O ⁺ ), HO ₂ ⁺ e O ₂ ⁺ , sebbene protoni e ioni azoto (N ⁺ ) sono presenti anche. La principale fonte d'acqua è Encelado, che rilascia 300-600 kg/s di vapore acqueo dai geyser vicino al suo polo sud. L'acqua rilasciata e i radicali idrossilici (OH) (un prodotto della dissociazione dell'acqua) formano un toroide piuttosto spesso attorno all'orbita della luna a 4 R _s con densità fino a 10.000 molecole per centimetro cubo. Almeno 100 kg/s di quest'acqua vengono infine ionizzati e aggiunti al plasma magnetosferico corotante. Ulteriori fonti di ioni del gruppo dell'acqua sono gli anelli di Saturno e altre lune ghiacciate. La sonda Cassini ha anche osservato piccole quantità di ioni N ⁺ nella magnetosfera interna, che probabilmente provengono anch'esse da Encelado.

Immagine di Cassini della corrente ad anello attorno a Saturno trasportata da ioni energetici (20-50 keV)

Nelle parti esterne della magnetosfera gli ioni dominanti sono i protoni, che provengono dal vento solare o dalla ionosfera di Saturno. Titano , che orbita vicino al confine della magnetopausa a 20 R _s , non è una fonte significativa di plasma.

Il plasma relativamente freddo nella regione più interna della magnetosfera di Saturno, all'interno di 3 R _s (vicino agli anelli) è costituito principalmente da ioni O ⁺ e O ₂ ⁺ . Gli ioni insieme agli elettroni formano una ionosfera che circonda gli anelli saturniani.

Sia per Giove che per Saturno, si pensa che il trasporto di plasma dalle parti interne a quelle esterne della magnetosfera sia correlato all'instabilità di interscambio. Nel caso di Saturno, lo scambio di carica facilita il trasferimento di energia dagli ioni precedentemente caldi ai gas neutri nella magnetosfera interna. Quindi, i tubi di flusso magnetici caricati con questo plasma fresco e ricco di acqua si scambiano con i tubi di flusso riempiti di plasma caldo proveniente dalla magnetosfera esterna. L'instabilità è determinata dalla forza centrifuga esercitata dal plasma sul campo magnetico. Il plasma freddo viene infine rimosso dalla magnetosfera dai plasmoidi formati quando il campo magnetico si riconnette nella magnetocoda. I plasmoidi si spostano lungo la coda e fuggono dalla magnetosfera. Si pensa che il processo di riconnessione o subtempesta sia sotto il controllo del vento solare e della più grande luna di Saturno, Titano, che orbita vicino al confine esterno della magnetosfera.

Nella regione del magnetodisco, oltre i 6 R _s , il plasma all'interno del foglio corotante esercita una notevole forza centrifuga sul campo magnetico, provocandone l'allungamento. Questa interazione crea una corrente nel piano equatoriale che scorre azimutalmente con rotazione e si estende fino a 20 R _s dal pianeta. La forza totale di questa corrente varia da 8 a 17  MA . La corrente dell'anello nella magnetosfera saturniana è molto variabile e dipende dalla pressione del vento solare, essendo più forte quando la pressione è più debole. Il momento magnetico associato a questa corrente leggermente (di circa 10 nT) deprime il campo magnetico nella magnetosfera interna, sebbene aumenti il ​​momento magnetico totale del pianeta e faccia aumentare le dimensioni della magnetosfera.

aurore

L'aurora boreale di Saturno alla luce infrarossa

Saturno ha aurore polari luminose, che sono state osservate nella luce ultravioletta , visibile e nel vicino infrarosso . Le aurore di solito hanno l'aspetto di cerchi luminosi continui (ovali) che circondano i poli del pianeta. La latitudine degli ovali aurorali varia nell'intervallo 70-80°; la posizione media è di 75 ± 1° per l'aurora meridionale, mentre l'aurora settentrionale è più vicina al polo di circa 1,5°. Di tanto in tanto entrambe le aurore possono assumere una forma a spirale anziché ovale. In questo caso inizia verso mezzanotte ad una latitudine di circa 80°, quindi la sua latitudine diminuisce fino a 70° mentre prosegue nei settori dell'alba e del giorno (in senso antiorario). Nel settore crepuscolare la latitudine aurorale aumenta nuovamente, anche se quando ritorna nel settore notturno ha ancora una latitudine relativamente bassa e non si collega alla parte più luminosa dell'alba.

Saturno e le sue aurore settentrionali (immagine composita).

A differenza di Giove, i principali ovali aurorali di Saturno non sono legati alla rottura della co-rotazione del plasma nelle parti esterne della magnetosfera del pianeta. Si pensa che le aurore su Saturno siano collegate alla riconnessione del campo magnetico sotto l'influenza del vento solare (ciclo di Dungey), che spinge una corrente verso l'alto (circa 10 milioni di ampere ) dalla ionosfera e porta all'accelerazione e alla precipitazione di elettroni energetici (1-10 keV) nella termosfera polare di Saturno. Le aurore saturniane sono più simili a quelle della Terra, dove sono anche spinte dal vento solare. Gli ovali stessi corrispondono ai confini tra le linee del campo magnetico aperto e chiuso, le cosiddette calotte polari , che si pensa risiedano a una distanza di 10-15° dai poli.

Le aurore di Saturno sono molto variabili. La loro posizione e luminosità dipendono fortemente dalla pressione del vento solare : le aurore diventano più luminose e si avvicinano ai poli quando la pressione del vento solare aumenta. Si osserva che le caratteristiche aurorali luminose ruotano con una velocità angolare del 60-75% rispetto a quella di Saturno. Di tanto in tanto compaiono elementi luminosi nel settore dell'alba dell'ovale principale o al suo interno. La potenza totale media emessa dalle aurore è di circa 50 GW nel lontano ultravioletto (80-170 nm) e 150-300 GW nel vicino infrarosso (3-4 μm ^- emissioni H ₃ ⁺ ) dello spettro.

Radiazione chilometrica di Saturno

Lo spettro delle emissioni radio di Saturno confrontato con gli spettri di altri quattro pianeti magnetizzati

Saturno è la fonte di emissioni radio a bassa frequenza piuttosto forti chiamate radiazione chilometrica di Saturno (SKR). La frequenza di SKR si trova nell'intervallo 10–1300 kHz (lunghezza d'onda di pochi chilometri) con il massimo intorno a 400 kHz. La potenza di queste emissioni è fortemente modulata dalla rotazione del pianeta ed è correlata alle variazioni della pressione del vento solare. Ad esempio, quando Saturno è stato immerso nella gigantesca coda magnetica di Giove durante il sorvolo di Voyager 2 nel 1981, la potenza dell'SKR è diminuita notevolmente o addirittura è cessata completamente. Si pensa che la radiazione chilometrica sia generata dall'instabilità del ciclotrone Maser degli elettroni che si muovono lungo le linee del campo magnetico relative alle regioni aurorali di Saturno. Quindi l'SKR è legato alle aurore intorno ai poli del pianeta . La radiazione stessa comprende emissioni spettrali diffuse e toni a banda stretta con larghezze di banda fino a 200 Hz. Nel piano frequenza-tempo si osservano spesso caratteristiche simili ad arco, proprio come nel caso della radiazione chilometrica gioviana. La potenza totale dell'SKR è di circa 1 GW.

La modulazione delle emissioni radio per rotazione planetaria è tradizionalmente utilizzata per determinare il periodo di rotazione degli interni dei pianeti giganti fluidi. Nel caso di Saturno, tuttavia, ciò sembra impossibile, poiché il periodo varia nell'arco di decine di anni. Nel 1980-1981 la periodicità delle emissioni radio misurata da Voyager 1 e 2 era di 10 h 39 min 24 ± 7 s , che fu poi adottata come periodo di rotazione di Saturno. Gli scienziati sono rimasti sorpresi quando Galileo e poi Cassini hanno restituito un valore diverso: 10 h 45 min 45 ± 36 s . Un'ulteriore osservazione ha indicato che il periodo di modulazione cambia fino all'1% sulla scala temporale caratteristica di 20-30 giorni con un'ulteriore tendenza a lungo termine. Esiste una correlazione tra il periodo e la velocità del vento solare, tuttavia le cause di questo cambiamento rimangono un mistero. Una delle ragioni potrebbe essere che il campo magnetico saturniano perfettamente a simmetria assiale non riesce ad imporre una stretta corotazione al plasma magnetosferico facendolo scivolare rispetto al pianeta. La mancanza di una precisa correlazione tra il periodo di variazione di SKR e la rotazione planetaria rende quasi impossibile determinare il vero periodo di rotazione di Saturno.

Cinture di radiazioni

Le fasce di radiazione di Saturno

Saturno ha cinture di radiazione relativamente deboli, perché le particelle energetiche vengono assorbite dalle lune e dal materiale particolato che orbita attorno al pianeta. La fascia di radiazione più densa (principale) si trova tra il bordo interno del toroide gassoso di Encelado a 3,5 R _s e il bordo esterno dell'A Ring a 2,3 R _s . Contiene protoni ed elettroni relativistici con energie da centinaia di kiloelettronvolt (keV) fino a decine di megaelettronvolt (MeV) e forse altri ioni. Oltre i 3,5 R _s le particelle energetiche vengono assorbite dal gas neutro e il loro numero diminuisce, sebbene le particelle meno energetiche con energie nell'ordine delle centinaia keV appaiano di nuovo oltre i 6 R _s: sono le stesse particelle che contribuiscono alla corrente dell'anello. Gli elettroni nella fascia principale hanno probabilmente origine nella magnetosfera esterna o vento solare, da cui vengono trasportati per diffusione e quindi riscaldati adiabaticamente. Tuttavia, i protoni energetici sono costituiti da due popolazioni di particelle. La prima popolazione con energie inferiori a circa 10 MeV ha la stessa origine degli elettroni, mentre la seconda con flusso massimo vicino a 20 MeV risulta dall'interazione dei raggi cosmici con il materiale solido presente nel sistema saturniano (cosiddetto albedo dei raggi cosmici processo di decadimento dei neutroni —CRAND). La fascia di radiazione principale di Saturno è fortemente influenzata dai disturbi del vento solare interplanetario.

La regione più interna della magnetosfera vicino agli anelli è generalmente priva di ioni energetici ed elettroni perché vengono assorbiti dalle particelle dell'anello. Saturno, invece, ha la seconda fascia di radiazioni scoperta da Cassini nel 2004 e situata proprio all'interno dell'anello a D più interno . Questa fascia è probabilmente costituita da particelle cariche di energia formate tramite il processo CRAND o da atomi neutri energetici ionizzati provenienti dalla fascia di radiazione principale.

Le fasce di radiazione saturniana sono generalmente molto più deboli di quelle di Giove e non emettono molta radiazione a microonde (con frequenza di pochi Gigahertz). Le stime mostrano che le loro emissioni radio decimetriche (DIM) sarebbero impossibili da rilevare dalla Terra. Tuttavia, le particelle ad alta energia causano l'erosione delle superfici delle lune ghiacciate e spruzzano acqua, prodotti dell'acqua e ossigeno da esse.

Interazione con anelli e lune

Immagine composita in falsi colori che mostra il bagliore delle aurore che si diramano a circa 1.000 chilometri dalle cime delle nuvole della regione polare sud di Saturno

L'abbondante popolazione di corpi solidi in orbita attorno a Saturno, comprese le lune e le particelle ad anello, esercita una forte influenza sulla magnetosfera di Saturno. Il plasma nella magnetosfera co-ruota con il pianeta, urtando continuamente sugli emisferi finali delle lune che si muovono lentamente. Mentre le particelle ad anello e la maggior parte delle lune assorbono solo passivamente plasma e particelle cariche di energia, tre lune - Encelado, Dione e Titano - sono fonti significative di nuovo plasma. L'assorbimento di elettroni e ioni energetici si rivela da evidenti lacune nelle cinture di radiazione di Saturno vicino alle orbite della luna, mentre i densi anelli di Saturno eliminano completamente tutti gli elettroni e gli ioni energetici più vicini a 2,2 R _S , creando una zona a bassa radiazione nelle vicinanze del pianeta. L'assorbimento del plasma corotante da parte di una luna disturba il campo magnetico nella sua scia vuota: il campo viene attirato verso una luna, creando una regione di un campo magnetico più forte nella scia vicina.

Le tre lune sopra menzionate aggiungono nuovo plasma nella magnetosfera. La fonte di gran lunga più forte è Encelado, che espelle una fontana di vapore acqueo, anidride carbonica e azoto attraverso le fessure nella regione del polo sud. Una frazione di questo gas viene ionizzata dagli elettroni caldi e dalla radiazione ultravioletta solare e viene aggiunta al flusso di plasma co-rotazionale. Una volta si pensava che Titano fosse la principale fonte di plasma nella magnetosfera di Saturno, in particolare di azoto. I nuovi dati ottenuti da Cassini nel 2004-2008 hanno stabilito che dopotutto non è una fonte significativa di azoto, sebbene possa ancora fornire quantità significative di idrogeno (a causa della dissociazione del metano ). Dione è la terza luna che produce più nuovo plasma di quello che assorbe. La massa di plasma creata in prossimità di esso (circa 6 g/s) è circa 1/300 di quella vicino a Encelado. Tuttavia, anche questo basso valore non può essere spiegato solo con lo sputtering della sua superficie ghiacciata da parte di particelle energetiche, il che potrebbe indicare che Dione è endogenamente attivo come Encelado. Le lune che creano nuovo plasma rallentano il movimento del plasma corotante nelle loro vicinanze, il che porta all'accumulo delle linee del campo magnetico davanti a loro e all'indebolimento del campo nelle loro scie: il campo si avvolge intorno a loro. Questo è l'opposto di quanto osservato per le lune che assorbono il plasma.

Il plasma e le particelle energetiche presenti nella magnetosfera di Saturno, quando assorbite dalle particelle anulari e dalle lune, provocano la radiolisi del ghiaccio d'acqua. I suoi prodotti includono ozono , perossido di idrogeno e ossigeno molecolare . Il primo è stato rilevato nelle superfici di Rhea e Dione, mentre si pensa che il secondo sia responsabile delle ripide pendenze spettrali delle riflettività delle lune nella regione dell'ultravioletto. L'ossigeno prodotto dalla radiolisi forma tenui atmosfere attorno ad anelli e lune ghiacciate. L'atmosfera ad anello è stata rilevata da Cassini per la prima volta nel 2004. Una frazione dell'ossigeno viene ionizzata, creando una piccola popolazione di ioni O ₂ ⁺ nella magnetosfera. L'influenza della magnetosfera di Saturno sulle sue lune è più sottile dell'influenza di Giove sulle sue lune. In quest'ultimo caso, la magnetosfera contiene un numero significativo di ioni zolfo, che, quando impiantati nelle superfici, producono firme spettrali caratteristiche. Nel caso di Saturno, i livelli di radiazione sono molto più bassi e il plasma è composto principalmente da prodotti d'acqua, che, una volta impiantati, sono indistinguibili dal ghiaccio già presente.

Esplorazione

A partire dal 2014 la magnetosfera di Saturno è stata esplorata direttamente da quattro veicoli spaziali. La prima missione per studiare la magnetosfera fu Pioneer 11 nel settembre 1979. Pioneer 11 scoprì il campo magnetico e fece alcune misurazioni dei parametri del plasma. Nel novembre 1980 e nell'agosto 1981, le sonde Voyager 1-2 hanno studiato la magnetosfera utilizzando un set di strumenti migliorato. Dalle traiettorie fly-by hanno misurato il campo magnetico planetario, la composizione e la densità del plasma, l'energia delle particelle ad alta energia e la distribuzione spaziale, le onde del plasma e le emissioni radio. La sonda Cassini è stata lanciata nel 1997 ed è arrivata nel 2004, effettuando le prime misurazioni in oltre due decenni. Il veicolo spaziale ha continuato a fornire informazioni sul campo magnetico e sui parametri del plasma della magnetosfera saturniana fino alla sua distruzione intenzionale il 15 settembre 2017.

Negli anni '90, la sonda Ulysses ha condotto ampie misurazioni della radiazione chilometrica di Saturno (SKR), che non è osservabile dalla Terra a causa dell'assorbimento nella ionosfera . L'SKR è abbastanza potente da essere rilevato da un veicolo spaziale alla distanza di diverse unità astronomiche dal pianeta. Ulisse scoprì che il periodo dell'SKR varia anche dell'1%, e quindi non è direttamente correlato al periodo di rotazione dell'interno di Saturno.

Appunti

Riferimenti

Bibliografia

Ulteriori letture

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• Saturno invia segnali misti

link esterno

• Sito della NASA sulle emissioni