Magnetosfera de Saturno - Magnetosphere of Saturn

Magnetosfera de Saturno

Aurora no pólo sul de Saturno visto pelo Hubble
Descoberta
Campo interno
Raio de Saturno	60.330 km
Força do campo equatorial	21  μT (0,21  G )
Inclinação do dipolo	<0,5 °
Período de rotação	?
Parâmetros do vento solar
Velocidade	400 km / s
Força do FMI	0,5 nT
Densidade	0,1 cm −3
Parâmetros magnetosféricos
Modelo	Intrínseco
Distância de choque do arco	~ 27 R s
Distância da magnetopausa	~ 22 R s
Íons principais	O + , H 2 O + , OH + , H 3 O + , HO 2 + e O 2 + e H +
Fontes de plasma	Encélado
Taxa de carregamento em massa	~ 100 kg / s
Densidade máxima de plasma	50–100 cm −3
aurora
Espectro	rádio, infravermelho próximo e UV
Poder total	0,5 TW
Frequências de emissão de rádio	10–1300 kHz

A magnetosfera de Saturno é a cavidade criada no fluxo do vento solar pelo campo magnético gerado internamente do planeta . Descoberta em 1979 pela espaçonave Pioneer 11 , a magnetosfera de Saturno é a segunda maior de qualquer planeta do Sistema Solar depois de Júpiter . A magnetopausa , o limite entre a magnetosfera de Saturno e o vento solar, está localizada a uma distância de cerca de 20 raios de Saturno do centro do planeta, enquanto sua cauda magnética se estende por centenas de raios de Saturno atrás dela.

A magnetosfera de Saturno está repleta de plasmas originários do planeta e de suas luas. A principal fonte é a pequena lua Enceladus , que ejeta até 1.000 kg / s de vapor d'água dos gêiseres em seu pólo sul, uma parte da qual é ionizada e forçada a co-girar com o campo magnético de Saturno. Isso carrega o campo com até 100 kg de íons do grupo de água por segundo. Esse plasma se move gradualmente para fora da magnetosfera interna por meio do mecanismo de instabilidade de intercâmbio e, em seguida, escapa pela cauda magnética.

A interação entre a magnetosfera de Saturno e o vento solar gera auroras ovais brilhantes ao redor dos pólos do planeta observadas em luz visível, infravermelha e ultravioleta . As auroras estão relacionadas à poderosa radiação quilométrica saturnina (SKR), que abrange o intervalo de frequência entre 100 kHz a 1300  kHz e já foi pensada para modular com um período igual à rotação do planeta. No entanto, medições posteriores mostraram que a periodicidade da modulação do SKR varia em até 1% e, portanto, provavelmente não coincide exatamente com o verdadeiro período de rotação de Saturno, que em 2010 permanece desconhecido. Dentro da magnetosfera existem cinturões de radiação, que abrigam partículas com energia de até dezenas de megaeletronvolts . As partículas energéticas têm influência significativa nas superfícies das luas geladas internas de Saturno .

Em 1980-1981, a magnetosfera de Saturno foi estudada pela espaçonave Voyager . Até setembro de 2017 foi objeto de investigação contínua da missão Cassini , que chegou em 2004 e passou mais de 13 anos observando o planeta.

Descoberta

Imediatamente após a descoberta das emissões decamétricas de rádio de Júpiter em 1955, foram feitas tentativas para detectar uma emissão semelhante de Saturno, mas com resultados inconclusivos. A primeira evidência de que Saturno pode ter um campo magnético gerado internamente veio em 1974, com a detecção de emissões fracas de rádio do planeta na frequência de cerca de 1 MHz.

Essas emissões de ondas médias foram moduladas com um período de cerca de 10 h 30 min , que foi interpretado como o período de rotação de Saturno . No entanto, as evidências disponíveis na década de 1970 eram muito inconclusivas e alguns cientistas pensaram que Saturno poderia carecer de um campo magnético completo, enquanto outros até especularam que o planeta poderia estar além da heliopausa . A primeira detecção definitiva do campo magnético saturnino foi feita apenas em 1o de setembro de 1979, quando foi passado pela espaçonave Pioneer 11 , que mediu a intensidade do campo magnético diretamente.

Estrutura

Campo interno

Como o campo magnético de Júpiter , o de Saturno é criado por um dínamo fluido dentro de uma camada de hidrogênio metálico líquido circulante em seu núcleo externo. Como a Terra, o campo magnético de Saturno é principalmente um dipolo , com os pólos norte e sul nas extremidades de um único eixo magnético. Em Saturno, como em Júpiter, o pólo magnético norte está localizado no hemisfério norte, e o pólo magnético sul está no hemisfério sul, de modo que as linhas do campo magnético apontam para longe do pólo norte e em direção ao pólo sul. Isso é invertido em comparação com a Terra, onde o pólo magnético norte fica no hemisfério sul. O campo magnético de Saturno também tem quadrupolo , octupolo e componentes superiores, embora sejam muito mais fracos do que o dipolo.

A força do campo magnético no equador de Saturno é de cerca de 21  μT (0,21  G ), o que corresponde a um momento magnético de dipolo de cerca de 4,6 × 10 ¹⁸ T • m ³ . Isso torna o campo magnético de Saturno um pouco mais fraco do que o da Terra; no entanto, seu momento magnético é cerca de 580 vezes maior. O dipolo magnético de Saturno está estritamente alinhado com seu eixo de rotação, o que significa que o campo, exclusivamente, é altamente simétrico em relação ao eixo. O dipolo é ligeiramente deslocado (em 0,037 R _s ) ao longo do eixo de rotação de Saturno em direção ao pólo norte.

Tamanho e forma

O campo magnético interno de Saturno desvia o vento solar , uma corrente de partículas ionizadas emitidas pelo Sol , para longe de sua superfície, impedindo-o de interagir diretamente com sua atmosfera e criando sua própria região, chamada de magnetosfera, composta por um plasma muito diferente de a do vento solar. A magnetosfera de Saturno é a segunda maior magnetosfera do Sistema Solar depois da de Júpiter.

Tal como acontece com a magnetosfera da Terra, o limite que separa o plasma do vento solar daquele dentro da magnetosfera de Saturno é chamado de magnetopausa . A distância da magnetopausa do centro do planeta no ponto subsolar varia amplamente de 16 a 27 R _s (R _s = 60.330 km é o raio equatorial de Saturno). A posição da magnetopausa depende da pressão exercida pelo vento solar, que por sua vez depende da atividade solar . A distância média de afastamento da magnetopausa é de cerca de 22 R _s . Na frente da magnetopausa (a uma distância de cerca de 27 R _s do planeta) está o choque de proa , uma perturbação semelhante a uma esteira no vento solar causada por sua colisão com a magnetosfera. A região entre o choque do arco e a magnetopausa é chamada de bainha de magneto .

No lado oposto do planeta, o vento solar estica as linhas do campo magnético de Saturno em uma cauda magnética longa, que consiste em dois lóbulos, com o campo magnético no lóbulo norte apontando para longe de Saturno e o sul apontando para ele. Os lóbulos são separados por uma fina camada de plasma chamada folha de corrente de cauda . Como a da Terra, a cauda de Saturno é um canal através do qual o plasma solar entra nas regiões internas da magnetosfera. Semelhante a Júpiter, a cauda é o conduto através do qual o plasma da origem magnetosférica interna deixa a magnetosfera. O plasma que se move da cauda para o interior da magnetosfera é aquecido e forma vários cinturões de radiação .

Regiões magnetosféricas

A estrutura da magnetosfera de Saturno

A magnetosfera de Saturno costuma ser dividida em quatro regiões. A região mais interna co-localizada com os anéis planetários de Saturno , dentro de aproximadamente 3 R _s , possui um campo magnético estritamente dipolar. É amplamente desprovido de plasma, que é absorvido pelas partículas do anel, embora os cinturões de radiação de Saturno estejam localizados nesta região mais interna, dentro e fora dos anéis. A segunda região entre 3 e 6 R _s contém o toro de plasma frio e é chamado o magnetosfera interior. Ele contém o plasma mais denso do sistema saturnino. O plasma no toro origina-se das luas geladas internas e particularmente de Enceladus . O campo magnético nesta região também é principalmente dipolar. A terceira região fica entre 6 e 12–14 R _s e é chamada de folha de plasma dinâmica e estendida . O campo magnético nesta região é esticado e não dipolar, enquanto o plasma está confinado a uma fina lâmina de plasma equatorial . A quarta região ultraperiférica está localizada além de 15 R _s em altas latitudes e continua até o limite da magnetopausa. É caracterizado por uma baixa densidade de plasma e um campo magnético variável não dipolar fortemente influenciado pelo vento solar.

Nas partes externas da magnetosfera de Saturno, além de aproximadamente 15-20 R _s, o campo magnético próximo ao plano equatorial é altamente esticado e forma uma estrutura semelhante a um disco chamada disco magnético . O disco continua até a magnetopausa no lado diurno e faz a transição para a cauda magnética no lado noturno. Perto do lado diurno, ele pode estar ausente quando a magnetosfera é comprimida pelo vento solar, o que geralmente acontece quando a distância da magnetopausa é menor que 23 R _s . No lado noturno e nos flancos da magnetosfera, o disco magnético está sempre presente. O disco magnético de Saturno é um análogo muito menor do disco magnético de Júpiter.

A lâmina de plasma na magnetosfera de Saturno tem uma forma semelhante a uma tigela, não encontrada em nenhuma outra magnetosfera conhecida. Quando a Cassini chegou em 2004, houve um inverno no hemisfério norte. As medições do campo magnético e da densidade do plasma revelaram que a folha de plasma estava deformada e ficava ao norte do plano equatorial parecendo uma tigela gigante. Essa forma era inesperada.

Dinâmica

Imagem de nuvem de plasma ao redor de Saturno (Cassini)

Os processos que conduzem a magnetosfera de Saturno são semelhantes aos da Terra e de Júpiter. Assim como a magnetosfera de Júpiter é dominada pela co-rotação de plasma e carregamento de massa de Io , a magnetosfera de Saturno é dominada pela co-rotação de plasma e carregamento de massa de Enceladus . No entanto, a magnetosfera de Saturno é muito menor em tamanho, enquanto sua região interna contém muito pouco plasma para distendê-la seriamente e criar um grande disco magnético. Isso significa que ele é muito mais fortemente influenciado pelo vento solar e que, como o campo magnético da Terra , sua dinâmica é afetada pela reconexão com o vento semelhante ao ciclo Dungey .

Outra característica distintiva da magnetosfera de Saturno é a alta abundância de gás neutro ao redor do planeta. Conforme revelado por observação ultravioleta de Cassini, o planeta é envolto numa grande nuvem de hidrogénio , vapor de água e os seus produtos de dissociação como hidroxilo , que se estende, tanto quanto 45 R _s a partir Saturn. Na magnetosfera interna, a proporção de neutros para íons é de cerca de 60 e aumenta na magnetosfera externa, o que significa que todo o volume magnetosférico é preenchido com gás fracamente ionizado relativamente denso. Isso é diferente, por exemplo, de Júpiter ou da Terra, onde os íons dominam o gás neutro e tem consequências para a dinâmica magnetosférica.

Fontes e transporte de plasma

A composição do plasma na magnetosfera interna de Saturno é dominada pelos íons do grupo água: O ⁺ , H ₂ O ⁺ , OH ⁺ e outros, íon hidrônio (H ₃ O ⁺ ), HO ₂ ⁺ e O ₂ ⁺ , embora prótons e íons de nitrogênio (N ⁺ ) também estão presentes. A principal fonte de água é Enceladus, que libera 300–600 kg / s de vapor d'água dos gêiseres próximos ao pólo sul. A água libertada e radicais hidroxilo (OH) (um produto de dissociação da água) formar um toro, em vez de espessura em torno da órbita da lua em 4 R _s com densidades até 10.000 moléculas por centímetro cúbico. Pelo menos 100 kg / s desta água é eventualmente ionizada e adicionada ao plasma magnetosférico co-rotativo. Fontes adicionais de íons do grupo de água são os anéis de Saturno e outras luas geladas. A espaçonave Cassini também observou pequenas quantidades de íons N ⁺ no interior da magnetosfera, que provavelmente também se originaram de Enceladus.

Imagem da Cassini da corrente do anel em torno de Saturno transportada por íons energéticos (20-50 keV)

Nas partes externas da magnetosfera, os íons dominantes são prótons, que se originam do vento solar ou da ionosfera de Saturno. Titan , que órbitas perto da fronteira magnetopausa a 20 R _s , não é uma fonte significativa de plasma.

O plasma relativamente frio na região mais interna da magnetosfera de Saturno, dentro de 3 R _s (perto dos anéis) consiste principalmente de íons O ⁺ e O ₂ ⁺ . Os íons, juntamente com os elétrons, formam uma ionosfera ao redor dos anéis saturnianos.

Para Júpiter e Saturno, o transporte de plasma das partes internas para as externas da magnetosfera está relacionado à instabilidade de intercâmbio. No caso de Saturno, a troca de carga facilita a transferência de energia dos íons anteriormente quentes para os gases neutros no interior da magnetosfera. Em seguida, tubos de fluxo magnético carregados com esse plasma recém-frio e rico em água trocam com tubos de fluxo cheios de plasma quente que chega da magnetosfera externa. A instabilidade é impulsionada pela força centrífuga exercida pelo plasma no campo magnético. O plasma frio é eventualmente removido da magnetosfera por plasmóides formados quando o campo magnético se reconecta na cauda magnética . Os plasmóides descem pela cauda e escapam da magnetosfera. Acredita-se que o processo de reconexão ou subtempestade esteja sob o controle do vento solar e da maior lua de Saturno, Titã, que orbita próximo ao limite externo da magnetosfera.

Na região do disco magnético, além de 6 R _s , o plasma dentro da folha corrotativa exerce uma força centrífuga significativa no campo magnético, fazendo com que ele se estique. Essa interação cria uma corrente no plano equatorial fluindo azimutalmente com rotação e se estendendo até 20 R _s do planeta. A força total dessa corrente varia de 8 a 17  MA . A corrente do anel na magnetosfera saturnina é altamente variável e depende da pressão do vento solar, sendo mais forte quando a pressão é mais fraca. O momento magnético associado a esta corrente ligeiramente (cerca de 10 nT) deprime o campo magnético na magnetosfera interna, embora aumente o momento magnético total do planeta e faça com que o tamanho da magnetosfera se torne maior.

Aurorae

A aurora norte de Saturno na luz infravermelha

Saturno tem auroras polares brilhantes, que foram observadas na luz ultravioleta , visível e infravermelha próxima . As auroras geralmente se parecem com círculos brilhantes e contínuos (ovais) ao redor dos pólos do planeta. A latitude das ovais aurorais varia na faixa de 70–80 °; a posição média é de 75 ± 1 ° para a aurora do sul, enquanto a aurora do norte está mais próxima do pólo em cerca de 1,5 °. De vez em quando, qualquer aurora pode assumir uma forma espiral em vez de oval. Neste caso, começa perto da meia-noite em uma latitude de cerca de 80 °, então sua latitude diminui para tão baixo quanto 70 ° à medida que continua nos setores do amanhecer e do dia (sentido anti-horário). No setor do crepúsculo, a latitude auroral aumenta novamente, embora quando retorna ao setor noturno ainda tem uma latitude relativamente baixa e não se conecta à parte mais clara do amanhecer.

Saturno e suas auroras do norte (imagem composta).

Ao contrário de Júpiter, as principais auroras ovais de Saturno não estão relacionadas à quebra da co-rotação do plasma nas partes externas da magnetosfera do planeta. Acredita-se que as auroras de Saturno estejam conectadas à reconexão do campo magnético sob a influência do vento solar (ciclo Dungey), que impulsiona uma corrente ascendente (cerca de 10 milhões de amperes ) da ionosfera e leva à aceleração e precipitação de elétrons energéticos (1-10 keV) na termosfera polar de Saturno. As auroras saturninas são mais semelhantes às da Terra, onde também são impulsionadas pelo vento solar. Os próprios ovais correspondem aos limites entre as linhas de campo magnético abertas e fechadas - as chamadas calotas polares , que se pensa estarem a uma distância de 10-15 ° dos pólos.

As auroras de Saturno são altamente variáveis. Sua localização e brilho dependem fortemente da pressão do vento solar : as auroras se tornam mais brilhantes e se aproximam dos pólos quando a pressão do vento solar aumenta. Observa-se que as feições aurorais brilhantes giram com velocidade angular de 60 a 75% da velocidade de Saturno. De vez em quando, feições brilhantes aparecem no setor do amanhecer do oval principal ou dentro dele. A potência média total emitida pelas auroras é de cerca de 50 GW nas partes ultravioleta distante (80-170 nm) e 150-300 GW nas partes do infravermelho próximo (3-4 μm— emissões de H ₃ ⁺ ) do espectro.

Radiação quilométrica de Saturno

O espectro das emissões de rádio de Saturno em comparação com os espectros de quatro outros planetas magnetizados

Saturno é a fonte de emissões de rádio de baixa frequência bastante fortes, chamadas de radiação quilométrica de Saturno (SKR). A frequência de SKR está na faixa de 10–1300 kHz (comprimento de onda de alguns quilômetros) com o máximo em torno de 400 kHz. A potência dessas emissões é fortemente modulada pela rotação do planeta e está correlacionada com mudanças na pressão do vento solar. Por exemplo, quando Saturno foi imerso na cauda magnética gigante de Júpiter durante o sobrevôo da Voyager 2 em 1981, a potência do SKR diminuiu muito ou até cessou completamente. Acredita-se que a radiação quilométrica seja gerada pela Instabilidade Maser do Ciclotron dos elétrons que se movem ao longo das linhas do campo magnético relacionadas às regiões aurorais de Saturno. Assim, o SKR está relacionado com as auroras em torno dos pólos do planeta . A própria radiação compreende emissões espectralmente difusas, bem como tons de banda estreita com larguras de banda tão estreitas quanto 200 Hz. No plano de frequência-tempo, características semelhantes a arco são freqüentemente observadas, bem como no caso da radiação quilométrica de Júpiter. A potência total do SKR é de cerca de 1 GW.

A modulação das emissões de rádio por rotação planetária é tradicionalmente usada para determinar o período de rotação do interior de planetas gigantes fluidos. No caso de Saturno, entretanto, isso parece impossível, pois o período varia na escala de tempo de dezenas de anos. Em 1980-1981, a periodicidade nas emissões de rádio medida pelas Voyager 1 e 2 era de 10h 39 min 24 ± 7 s , que foi então adotada como o período de rotação de Saturno. Os cientistas ficaram surpresos quando Galileo e, em seguida, Cassini retornaram um valor diferente - 10 h 45 min 45 ± 36 s . Outras observações indicaram que o período de modulação muda em até 1% na escala de tempo característica de 20-30 dias com uma tendência adicional de longo prazo. Existe uma correlação entre o período e a velocidade do vento solar, no entanto, as causas desta mudança permanecem um mistério. Uma razão pode ser que o campo magnético saturnino perfeitamente simétrico axialmente não consegue impor uma correlação estrita no plasma magnetosférico, fazendo-o deslizar em relação ao planeta. A falta de uma correlação precisa entre o período de variação de SKR e a rotação planetária torna quase impossível determinar o verdadeiro período de rotação de Saturno.

Correias de radiação

Cinturões de radiação de Saturno

Saturno tem cinturões de radiação relativamente fracos, porque partículas energéticas são absorvidas pelas luas e material particulado que orbita o planeta. O cinturão de radiação mais densa (principal) fica entre a borda interna do toro gasoso de Enceladus em 3,5 R _s e a borda externa do Anel A em 2,3 R _s . Ele contém prótons e elétrons relativísticos com energias de centenas de quiloeletronvolts (keV) até dezenas de megaeletronvolts (MeV) e possivelmente outros íons. Acima de 3,5 R _s, as partículas energéticas são absorvidas pelo gás neutro e seus números caem, embora partículas menos energéticas com energias na faixa de centenas de keV apareçam novamente além de 6 R _s - essas são as mesmas partículas que contribuem para a corrente do anel. Os elétrons no cinturão principal provavelmente se originam na magnetosfera externa ou vento solar, de onde são transportados pela difusão e então aquecidos adiabaticamente. No entanto, os prótons energéticos consistem em duas populações de partículas. A primeira população com energias inferiores a cerca de 10 MeV tem a mesma origem dos elétrons, enquanto a segunda com fluxo máximo próximo a 20 MeV resulta da interação dos raios cósmicos com o material sólido presente no sistema saturniano (o chamado albedo de raios cósmicos processo de decaimento de nêutrons - CRAND). O cinturão de radiação principal de Saturno é fortemente influenciado por distúrbios interplanetários do vento solar.

A região mais interna da magnetosfera perto dos anéis é geralmente desprovida de íons e elétrons energéticos porque eles são absorvidos pelas partículas do anel. Saturno, no entanto, tem o segundo cinturão de radiação descoberto pela Cassini em 2004 e localizado dentro do anel D mais interno . Este cinturão provavelmente consiste em partículas carregadas energeticamente formadas por meio do processo CRAND ou de átomos neutros energéticos ionizados provenientes do cinturão de radiação principal.

Os cinturões de radiação saturnianos são geralmente muito mais fracos do que os de Júpiter e não emitem muita radiação de microondas (com frequência de alguns Gigahertz). As estimativas mostram que suas emissões decimétricas de rádio (DIM) seriam impossíveis de detectar da Terra. No entanto, as partículas de alta energia causam intemperismo nas superfícies das luas geladas e espirram água, produtos de água e oxigênio delas.

Interação com anéis e luas

Imagem composta de cor falsa mostrando o brilho de auroras riscando cerca de 1.000 quilômetros do topo das nuvens da região polar sul de Saturno

A população abundante de corpos sólidos orbitando Saturno, incluindo luas, bem como partículas de anel, exerce uma forte influência na magnetosfera de Saturno. O plasma na magnetosfera co-gira com o planeta, continuamente colidindo com os hemisférios de luas que se movem lentamente. Enquanto as partículas em anel e a maioria das luas apenas absorvem passivamente plasma e partículas com carga energética, três luas - Enceladus, Dione e Titan - são fontes significativas de novo plasma. A absorção de elétrons e íons energéticos se revela por lacunas perceptíveis nos cinturões de radiação de Saturno perto das órbitas da lua, enquanto os anéis densos de Saturno eliminam completamente todos os elétrons e íons energéticos mais próximos do que 2,2 R _S , criando uma zona de baixa radiação nas proximidades do planeta. A absorção do plasma em co-rotação pela lua perturba o campo magnético em sua esteira vazia - o campo é puxado em direção à lua, criando uma região de um campo magnético mais forte na esteira próxima.

As três luas mencionadas acima adicionam novo plasma à magnetosfera. De longe, a fonte mais forte é Enceladus, que ejeta uma fonte de vapor d'água, dióxido de carbono e nitrogênio por meio de rachaduras na região do pólo sul. Uma fração desse gás é ionizada pelos elétrons quentes e radiação ultravioleta solar e é adicionada ao fluxo de plasma corrotacional. Antigamente, pensava-se que Titã era a principal fonte de plasma na magnetosfera de Saturno, especialmente de nitrogênio. Os novos dados obtidos pela Cassini em 2004–2008 estabeleceram que ela não é uma fonte significativa de nitrogênio afinal, embora ainda possa fornecer quantidades significativas de hidrogênio (devido à dissociação do metano ). Dione é a terceira lua produzindo mais plasma novo do que absorve. A massa de plasma criada nas proximidades dele (cerca de 6 g / s) é cerca de 1/300 tanto quanto perto de Enceladus. No entanto, mesmo esse valor baixo não pode ser explicado apenas pela pulverização de sua superfície gelada por partículas energéticas, o que pode indicar que Dione é endogenamente ativo como Enceladus. As luas que criam um novo plasma diminuem o movimento do plasma co-rotativo em sua vizinhança, o que leva ao empilhamento das linhas do campo magnético na frente delas e ao enfraquecimento do campo em suas ondas - o campo envolve-as. Isso é o oposto do que é observado para as luas que absorvem plasma.

O plasma e as partículas energéticas presentes na magnetosfera de Saturno, quando absorvidos por anéis e luas, causam a radiólise do gelo de água. Seus produtos incluem ozônio , peróxido de hidrogênio e oxigênio molecular . O primeiro foi detectado nas superfícies de Rhea e Dione, enquanto o segundo é pensado para ser responsável pelas encostas espectrais íngremes das refletividades das luas na região ultravioleta. O oxigênio produzido pela radiólise forma atmosferas tênues ao redor de anéis e luas geladas. A atmosfera em anel foi detectada pela Cassini pela primeira vez em 2004. Uma fração do oxigênio fica ionizada, criando uma pequena população de íons O ₂ ⁺ na magnetosfera. A influência da magnetosfera de Saturno em suas luas é mais sutil do que a influência de Júpiter em suas luas. Neste último caso, a magnetosfera contém um número significativo de íons de enxofre, que, quando implantados em superfícies, produzem assinaturas espectrais características. No caso de Saturno, os níveis de radiação são bem menores e o plasma é composto principalmente de produtos aquáticos, que, quando implantados, são indistinguíveis do gelo já presente.

Exploração

Em 2014, a magnetosfera de Saturno foi explorada diretamente por quatro espaçonaves. A primeira missão a estudar a magnetosfera foi a Pioneer 11 em setembro de 1979. A Pioneer 11 descobriu o campo magnético e fez algumas medições dos parâmetros do plasma. Em novembro de 1980 e agosto de 1981, as sondas Voyager 1–2 investigaram a magnetosfera usando um conjunto aprimorado de instrumentos. A partir das trajetórias de voo, eles mediram o campo magnético planetário, a composição e a densidade do plasma, a energia das partículas de alta energia e a distribuição espacial, as ondas de plasma e as emissões de rádio. A espaçonave Cassini foi lançada em 1997 e chegou em 2004, fazendo as primeiras medições em mais de duas décadas. A espaçonave continuou a fornecer informações sobre o campo magnético e os parâmetros de plasma da magnetosfera saturnina até sua destruição intencional em 15 de setembro de 2017.

Na década de 1990, a espaçonave Ulysses realizou extensas medições da radiação quilométrica de Saturno (SKR), que não é observada da Terra devido à absorção na ionosfera . O SKR é poderoso o suficiente para ser detectado de uma espaçonave à distância de várias unidades astronômicas do planeta. Ulisses descobriu que o período do SKR varia em até 1% e, portanto, não está diretamente relacionado ao período de rotação do interior de Saturno.

Notas

Referências

Bibliografia

Leitura adicional

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• Saturno envia sinais mistos

links externos

• Site da NASA sobre as emissões