Магнитное поле Сатурна и его взаимодействие с солнечным ветром

Введение

Волновое возмущение в солнечном ветре, созданное шестой планетой, формирует магнитосферу.
|background=paleturquoise
|image=
|caption=Полярные сияния на южном полюсе Сатурна, снятые телескопом Хаббл
|name=Сатурн
|Field strength=21 мкТ (0.21 Г)
|tilt=<0.5°
|Period=? |Radius=60 330 км
|field ref= Первые свидетельства о возможности существования внутреннего магнитного поля Сатурна появились в 1974 году с обнаружением слабых радиоизлучений от планеты на частоте около 1 МГц. Эти средневолновые излучения были модулированы с периодом примерно 10 часов 30 минут, что было интерпретировано как период вращения Сатурна. Однако, имевшихся в 1970-х годах данных было недостаточно, и некоторые ученые полагали, что у Сатурна может отсутствовать магнитное поле, в то время как другие даже предполагали, что планета может находиться за пределами гелиопаузы. Первое достоверное обнаружение магнитного поля Сатурна произошло 1 сентября 1979 года, когда через него пролетел космический аппарат «Пионер-11», непосредственно измеривший напряженность магнитного поля. Это делает магнитное поле Сатурна немного слабее земного, однако его магнитный момент примерно в 580 раз больше. Магнитный диполь Сатурна строго выровнен с его осью вращения, что означает уникальную высокую осевую симметрию поля. Диполь незначительно смещен (на 0,037 Rs) вдоль оси вращения Сатурна в сторону северного полюса. Как и в магнитосфере Земли, граница, разделяющая плазму солнечного ветра и плазму внутри магнитосферы Сатурна, называется магнитопаузой. Положение магнитопаузы зависит от давления солнечного ветра, которое, в свою очередь, зависит от солнечной активности. Среднее расстояние до магнитопаузы составляет около 22 Rs. Перед магнитопаузой находится ударный фронт – волновое возмущение в солнечном ветре, вызванное его столкновением с магнитосферой. Область между ударным фронтом и магнитопаузой называется магнитооболочкой. На противоположной стороне планеты солнечный ветер растягивает магнитные линии Сатурна в длинный, тянущийся магнитохвост, подобно Юпитеру. Хвост служит каналом, через который плазма внутреннего, магнитосферного происхождения покидает магнитосферу. Самая внутренняя область, расположенная вблизи планетарных колец Сатурна, внутри примерно 3 Rs, характеризуется строго дипольным магнитным полем. Она практически лишена плазмы, которая поглощается частицами колец, хотя радиационные пояса Сатурна находятся в этой внутренней области непосредственно внутри и снаружи колец. Четвертая, наиболее удаленная область расположена за 15 Rs на высоких широтах и простирается до границы магнитопаузы. Она характеризуется низкой плотностью плазмы и переменным, недипольным магнитным полем, сильно подверженным влиянию солнечного ветра. Магнитное поле вблизи экваториальной плоскости сильно растянуто и образует дискообразную структуру, называемую магнитодиском. Вблизи дневной стороны оно может отсутствовать, когда магнитосфера сжимается солнечным ветром, что обычно происходит при расстоянии до магнитопаузы менее 23 Rs. На ночной стороне и боковых сторонах магнитосферы магнитодиск всегда присутствует.

Cavity in the solar wind the sixth planet creates
infobox magnetosphere
|background=paleturquoise
|image=
|caption=Aurorae on the south pole of Saturn as viewed by Hubble
|name=Saturn
|Field strength=21 μT (0.21 G)
|tilt=<0.5°
|Period=? |Radius=60,330 km
|field ref= The first evidence that Saturn might have an internally generated magnetic field came in 1974, with the detection of weak radio emissions from the planet at the frequency of about 1 MHz. These medium wave emissions were modulated with a period of about 10 h 30 min, which was interpreted as Saturn's rotation period. Nevertheless, the evidence available in the 1970s was too inconclusive and some scientists thought that Saturn might lack a magnetic field altogether, while others even speculated that the planet could lie beyond the heliopause. The first definite detection of the saturnian magnetic field was made only on September 1, 1979, when it was passed through by the Pioneer 11 spacecraft, which measured its magnetic field strength directly. This makes Saturn's magnetic field slightly weaker than Earth's; however, its magnetic moment is about 580 times larger. Saturn's magnetic dipole is strictly aligned with its rotational axis, meaning that the field, uniquely, is highly axisymmetric. The dipole is slightly shifted (by 0.037 Rs) along Saturn's rotational axis towards the north pole. As with Earth's magnetosphere, the boundary separating the solar wind's plasma from that within Saturn's magnetosphere is called the magnetopause. The magnetopause's position depends on the pressure exerted by the solar wind, which in turn depends on solar activity. The average magnetopause standoff distance is about 22 Rs. lies the bow shock, a wake like disturbance in the solar wind caused by its collision with the magnetosphere. The region between the bow shock and magnetopause is called the magnetosheath. At the opposite side of the planet, the solar wind stretches Saturn's magnetic field lines into a long, trailing magnetotail, Similar to Jupiter, the tail is the conduit through which the plasma of the internal magnetospheric origin leaves the magnetosphere. The innermost region co located with Saturn's planetary rings, inside approximately 3 Rs, has a strictly dipolar magnetic field. It is largely devoid of plasma, which is absorbed by ring particles, although the radiation belts of Saturn are located in this innermost region just inside and outside the rings. The fourth outermost region is located beyond 15 Rs at high latitudes and continues up to magnetopause boundary. It is characterized by a low plasma density and a variable, non dipolar magnetic field strongly influenced by the Solar wind. the magnetic field near the equatorial plane is highly stretched and forms a disk like structure called magnetodisk. Near the dayside it can be absent when the magnetosphere is compressed by the Solar wind, which usually happens when the magnetopause distance is smaller than 23 Rs. On the nightside and flanks of the magnetosphere the magnetodisk is always present.

Динамика

Процессы, управляющие магнитосферой Сатурна, схожи с процессами, управляющими магнитосферами Земли и Юпитера. Подобно тому, как магнитосфера Юпитера доминируется плазменной ко-ротацией и массовой загрузкой от Ио, так и магнитосфера Сатурна доминируется плазменной ко-ротацией и массовой загрузкой от Энцелада. Однако магнитосфера Сатурна значительно меньше по размеру, а ее внутренняя область содержит недостаточно плазмы для существенного расширения и формирования крупного магнитодиска. На дневной стороне заметный магнитодиск формируется только при низком давлении солнечного ветра и при размере магнитосферы более 23 радиусов Сатурна. Однако при сжатии магнитосферы солнечным ветром магнитодиск на дневной стороне оказывается весьма небольшим. С другой стороны, в утреннем секторе магнитосферы дискообразная конфигурация присутствует постоянно.

Источники и транспортировка плазмы

В составе плазмы внутренней магнитосферы Сатурна преобладают ионы группы воды: O+, H2O+, OH+ и другие, ион гидрония (H3O+), HO2+ и O2+, хотя также присутствуют протоны и ионы азота (N+). Основным источником воды является Энцелад, который выделяет 300–600 кг/с водяного пара из гейзеров вблизи своего южного полюса. По крайней мере 100 кг/с этой воды в конечном итоге ионизируется и добавляется к ко-вращающейся магнитосферной плазме. Космический аппарат Кассини также обнаружил небольшое количество ионов N+ во внутренней магнитосфере, которые, вероятно, также происходят от Энцелада. Во внешних частях магнитосферы доминирующими ионами являются протоны, происходящие либо от солнечного ветра, либо от ионосферы Сатурна. Титан, вращающийся вблизи границы магнитопаузы на расстоянии 20 Rs, не является значительным источником плазмы. Как для Юпитера, так и для Сатурна, перенос плазмы из внутренней в наружную части магнитосферы, предположительно, связан с обменом-нестабильностью. Затем магнитные трубки, нагруженные этой новой, холодной, богатой водой плазмой, обмениваются с трубками, заполненными горячей плазмой, поступающей из внешней магнитосферы. Плазмоиды движутся вниз по хвосту и покидают магнитосферу. В области магнитодиска, за 6 Rs, плазма внутри ко-вращающегося слоя оказывает значительную центробежную силу на магнитное поле, вызывая его растяжение. Кроме того, важный вклад в кольцевой ток вносят энергичные ионы с энергией более 10 кэВ, хотя это и увеличивает общий магнитный момент планеты, приводя к увеличению размера магнитосферы. Полярные сияния обычно выглядят как яркие непрерывные круги (овалы), окружающие полюса планеты. Среднее положение южного сияния составляет 75 ± 1°, в то время как северное сияние расположено ближе к полюсу примерно на 1,5°. Время от времени оба сияния могут приобретать спиральную форму вместо овальной. В этом случае они начинаются около полуночи на широте около 80°, затем их широта уменьшается до 70° по мере продвижения в секторах рассвета и дня (против часовой стрелки). В сумеречном секторе широта сияния снова увеличивается, хотя при возвращении в ночной сектор она все еще остается относительно низкой и не соединяется с более яркой частью в секторе рассвета. В отличие от юпитерианских, основные полярные овалы Сатурна не связаны с нарушением ко-вращения плазмы во внешних частях магнитосферы планеты. Сатурнианские полярные сияния больше похожи на земные, поскольку они также обусловлены солнечным ветром. Их положение и яркость сильно зависят от давления солнечного ветра: сияния становятся ярче и перемещаются ближе к полюсам при увеличении давления солнечного ветра. Таким образом, СКР (спектрально-километрическое радиоизлучение) связано с полярными сияниями вокруг полюсов планеты. Само излучение состоит из спектрально-диффузных эмиссий, а также узкополосных тонов с полосой пропускания до 200 Гц. В плоскости частота-время часто наблюдаются дугообразные структуры, как и в случае с юпитерианским километровым излучением. Модуляция радиоизлучения планетарным вращением традиционно используется для определения периода вращения внутренних частей планет-гигантов. Однако в случае Сатурна это представляется невозможным, поскольку период меняется в течение десяти лет. В 1980–1981 годах периодичность в радиоизлучениях, измеренная аппаратами Voyager 1 и Voyager 2, составляла 10 ч 39 мин 24 ± 7 с, что было принято в качестве периода вращения Сатурна. Ученые были удивлены, когда Galileo и затем Cassini вернули другое значение — 10 ч 45 мин 45 ± 36 с.

The plasma composition in Saturn's inner magnetosphere is dominated by the water group ions: O+, H2O+, OH+ and others, hydronium ion (H3O+), HO2+ and O2+, although protons and nitrogen ions (N+) are also present. The main source of water is Enceladus, which releases 300–600 kg/s of water vapor from the geysers near its south pole. At least 100 kg/s of this water is eventually ionized and added to the co–rotating magnetospheric plasma. The Cassini spacecraft also observed small amounts of N+ ions in the inner magnetosphere, which probably originate from Enceladus as well. In the outer parts of the magnetosphere the dominant ions are protons, which originate either from the Solar wind or Saturn's ionosphere. Titan, which orbits close to the magnetopause boundary at 20 Rs, is not a significant source of plasma. For both Jupiter and Saturn, transport of plasma from the inner to the outer parts of the magnetosphere is thought to be related to interchange instability. Then, magnetic flux tubes loaded with this newly cold, water–rich plasma interchange with flux tubes filled with hot plasma arriving from the outer magnetosphere. The plasmoids move down the tail and escape from the magnetosphere. In the magnetodisk region, beyond 6 Rs, the plasma within the co–rotating sheet exerts a significant centrifugal force on the magnetic field, causing it to stretch.#tag:ref|The contribution of the plasma thermal pressure gradient force may also be significant. In addition, an important contribution to the ring current is provided by energetic ions with energy of more than about 10 keV. although it increases the total magnetic moment of the planet and causing the size of the magnetosphere to become larger. The aurorae usually look like bright continuous circles (ovals) surrounding the poles of the planet. the average position is 75 ± 1° for the southern aurora, while the northern aurora is closer to the pole by about 1.5°. From time to time either aurorae can assume a spiral shape instead of oval. In this case it begins near midnight at a latitude of around 80°, then its latitude decreases to as low as 70° as it continues into the dawn and day sectors (counterclockwise). In the dusk sector the auroral latitude increases again, although when it returns to the night sector it still has a relatively low latitude and does not connect to the brighter dawn part.]] Unlike Jupiter's, Saturn's main auroral ovals are not related to the breakdown of the co–rotation of the plasma in the outer parts of the planet's magnetosphere. The Saturnian aurorae are more similar to those of the Earth, where they are also Solar wind driven. Their location and brightness strongly depends on the Solar wind pressure: the aurorae become brighter and move closer to the poles when the Solar wind pressure increases. Thus the SKR is related to the auroras around the poles of the planet. The radiation itself comprises spectrally diffuse emissions as well as narrowband tones with bandwidths as narrow as 200 Hz. In the frequency–time plane, arc like features are often observed, much like in the case of the Jovian kilometric radiation. The modulation of the radio emissions by planetary rotation is traditionally used to determine the rotation period of the interiors of fluid giant planets. In the case of Saturn, however, this appears to be impossible, as the period varies at the timescale of ten years. In 1980–1981 the periodicity in the radio emissions as measured by Voyager 1 and 2 was 10 h 39 min 24 ± 7 s, which was then adopted as the rotational period of Saturn. Scientists were surprised when Galileo and then Cassini returned a different value—10 h 45 min 45 ± 36 s.

Радиационные пояса

Сатурн имеет относительно слабые радиационные пояса, поскольку энергичные частицы поглощаются его лунами и частицами вещества, обращающимися вокруг планеты. Однако у Сатурна был обнаружен второй радиационный пояс космическим аппаратом "Кассини" в 2004 году, расположенный непосредственно внутри самого внутреннего кольца D. Этот пояс, вероятно, состоит из энергичных заряженных частиц, образованных в результате процесса CRAND, или из ионизированных энергичных нейтральных атомов, поступающих из основного радиационного пояса. Тем не менее, высокоэнергетические частицы вызывают разрушение поверхности ледяных лун и выбивают из них воду, продукты ее распада и кислород.

Взаимодействие с кольцами и лунами

Огромное количество твердых тел, обращающихся вокруг Сатурна, включая луны и частицы колец, оказывает сильное влияние на магнитосферу Сатурна. Плазма в магнитосфере коорбитально вращается с планетой, непрерывно сталкиваясь с отстающими полушариями медленно движущихся спутников. Поглощение энергичных электронов и ионов проявляется в заметных разрывах в радиационных поясах Сатурна вблизи орбит лун, в то время как плотные кольца Сатурна устраняют все энергичные электроны и ионы на расстоянии ближе 2,2 RS, создавая зону пониженного излучения в окрестностях планеты. Три вышеупомянутых спутника добавляют новую плазму в магнитосферу. Наиболее мощным источником является Энцелад, извергающий фонтан водяного пара, углекислого газа и азота через трещины в области южного полюса. Диона – третий спутник, производящий больше новой плазмы, чем поглощает. Масса плазмы, создаваемой вблизи него (около 6 г/с), составляет примерно 1/300 от массы плазмы, создаваемой вблизи Энцелада. Это противоположно тому, что наблюдается для спутников, поглощающих плазму. Плазма и энергичные частицы, присутствующие в магнитосфере Сатурна, при поглощении частицами колец и лунами, вызывают радиолиз водяного льда. Продукты этого процесса включают озон, перекись водорода и молекулярный кислород. Первый из них был обнаружен на поверхностях Реи и Дионы, а второй, как считается, отвечает за крутые спектральные наклоны отражательной способности лун в ультрафиолетовой области. Часть кислорода ионизируется, создавая небольшую популяцию ионов O2+ в магнитосфере. СКР достаточно мощный, чтобы быть зарегистрированным с космического аппарата на расстоянии нескольких астрономических единиц от планеты. Аппарат "Улисс" обнаружил, что период СКР варьируется до 1%, и, следовательно, не связан напрямую с периодом вращения внутренних областей Сатурна.