Βικιπαίδεια

Μαγνητόσφαιρα του Κρόνου

Η μαγνητόσφαιρα του Κρόνου είναι η κοιλότητα που δημιουργείται από τη ροή του ηλιακού ανέμου και από το εσωτερικά παραγόμενο μαγνητικό πεδίο του Κρόνου. Ανακαλύφθηκε το 1979 από το διαστημόπλοιο Πάιονηρ 11, η μαγνητόσφαιρα του Κρόνου είναι η δεύτερη μεγαλύτερη μαγνητόσφαιρα στο Ηλιακό σύστημα μετά τη μαγνητόσφαιρα του Δία. Η μαγνητόπαυση, το όριο μεταξύ της μαγνητόσφαιρας του Κρόνου και του ηλιακού ανέμου, βρίσκεται σε απόσταση περίπου 20 ακτίνων του Κρόνου από το κέντρο του πλανήτη, ενώ η μαγνητοουρά του εκτείνεται εκατοντάδες ακτίνες πίσω από τον Κρόνο.

Σέλαα στον νότιο πόλο του Κρόνου όπως φαίνονται από το Χαμπλ.

Η μαγνητόσφαιρα του Κρόνου είναι γεμάτη με πλάσμα που προέρχονται τόσο από τον πλανήτη όσο και από τους δορυφόρους του. Η κύρια πηγή είναι ο μικρός δορυφόρος Εγκέλαδος, το οποίο εκτοξεύει έως και 1.000 kg/s υδρατμούς από τους θερμοπίδακες στο νότιο πόλο του, ένα τμήμα του οποίου ιονίζεται και αναγκάζεται να συν-περιστρέφεται με το μαγνητικό πεδίο του Κρόνου. Αυτό φορτώνει το πεδίο με έως και 100 κιλά ιόντων νερού ανά δευτερόλεπτο. Αυτό το πλάσμα σταδιακά απομακρύνεται από την εσωτερική μαγνητόσφαιρα μέσω του μηχανισμού αστάθειας εναλλαγής και στη συνέχεια διαφεύγει μέσω της μαγνητοουράς.

Η αλληλεπίδραση μεταξύ της μαγνητόσφαιρας του Κρόνου και του ηλιακού ανέμου δημιουργεί φωτεινά οβάλ σέλαα γύρω από τους πόλους του πλανήτη που παρατηρούνται σε ορατό, υπέρυθρο και υπεριώδες φως. Τα σέλαα σχετίζονται με την ισχυρή χιλιομετρική ακτινοβολία του Κρόνου (SKR), η οποία εκτείνεται στο διάστημα συχνοτήτων μεταξύ 100 kHz και 1300 kHz και κάποτε θεωρήθηκε ότι διαμορφώνεται με περίοδο ίση με την περιστροφή του πλανήτη. Ωστόσο, μεταγενέστερες μετρήσεις έδειξαν ότι η περιοδικότητα της διαμόρφωσης του SKR ποικίλλει έως και 1%, και έτσι πιθανώς δεν συμπίπτει ακριβώς με την πραγματική περιστροφική περίοδο του Κρόνου, η οποία από το 2010 παραμένει άγνωστη. Μέσα στη μαγνητόσφαιρα υπάρχουν ζώνες ακτινοβολίας, οι οποίες φιλοξενούν σωματίδια με ενέργεια τόσο υψηλή όσο δεκάδες μεγαηλεκτρονιοβόλτ. Τα ενεργητικά σωματίδια έχουν σημαντική επίδραση στις επιφάνειες των εσωτερικών παγωμένων δορυφόρων του Κρόνου.

Το 1980-1981 η μαγνητόσφαιρα του Κρόνου μελετήθηκε από το διαστημόπλοιο Βόγιατζερ. Μέχρι τον Σεπτέμβριο του 2017 ήταν αντικείμενο συνεχούς έρευνας από την αποστολή Κασσίνι-Χόυχενς, η οποία έφτασε το 2004 και πέρασε πάνω από 13 χρόνια παρατηρώντας τον πλανήτη.

Ανακάλυψη Επεξεργασία

Αμέσως μετά την ανακάλυψη των δεκαμετρικών ραδιοεκπομπών του Δία το 1955, έγιναν προσπάθειες ανίχνευσης παρόμοιας εκπομπής από τον Κρόνο, αλλά με ασαφή αποτελέσματα.[1] Η πρώτη απόδειξη ότι ο Κρόνος μπορεί να έχει εσωτερικά παραγόμενο μαγνητικό πεδίο ήρθε το 1974, με την ανίχνευση ασθενών ραδιοεκπομπών από τον πλανήτη στη συχνότητα περίπου 1 MHz.

Αυτές οι εκπομπές μεσαίων κυμάτων διαμορφώθηκαν με μια περίοδο περίπου 10 ωρών και 30 λεπτών, η οποία ερμηνεύτηκε ως περίοδος περιστροφής του Κρόνου.[2] Ωστόσο, τα στοιχεία που ήταν διαθέσιμα στη δεκαετία του 1970 ήταν πολύ ασαφή και ορισμένοι επιστήμονες πίστευαν ότι ο Κρόνος μπορεί να στερείται μαγνητικού πεδίου εντελώς, ενώ άλλοι υπέθεσαν ακόμη και ότι ο πλανήτης θα μπορούσε να βρίσκεται πέρα από την ηλιόπαυση.[3] Η πρώτη οριστική ανίχνευση του μαγνητικού πεδίου του Κρόνου έγινε μόλις την 1η Σεπτεμβρίου του 1979, όταν πέρασε το διαστημόπλοιο Πάιονηρ 11, το οποίο μέτρησε απευθείας την ισχύ του μαγνητικού του πεδίου.[4]

Δομή Επεξεργασία

Εσωτερικό πεδίο Επεξεργασία

Όπως το μαγνητικό πεδίο του Δία, έτσι και αυτό του Κρόνου δημιουργείται από ένα ρευστό δυναμό μέσα σε ένα στρώμα κυκλοφορούντος υγρού μεταλλικού υδρογόνου στον εξωτερικό πυρήνα.[5] Όπως και στη Γη, το μαγνητικό πεδίο του Κρόνου είναι ως επί το πλείστον δίπολο, με βόρειο και νότιο πόλο στα άκρα ενός μόνο μαγνητικού άξονα.[6] Στον Κρόνο, όπως και στον Δία, ο βόρειος μαγνητικός πόλος βρίσκεται στο βόρειο ημισφαίριο και ο νότιος μαγνητικός πόλος βρίσκεται στο νότιο ημισφαίριο, έτσι ώστε οι γραμμές του μαγνητικού πεδίου να δείχνουν μακριά από τον βόρειο πόλο και προς το νότιο πόλο. Αυτό είναι αντίστροφο σε σύγκριση με τη Γη, όπου ο βόρειος μαγνητικός πόλος βρίσκεται στο νότιο ημισφαίριο.[7] Το μαγνητικό πεδίο του Κρόνου έχει επίσης τετράπολα, οκτάπολα και υψηλότερα συστατικά, αν και είναι πολύ πιο αδύναμα από το δίπολο.[6]

Η ένταση του μαγνητικού πεδίου στον ισημερινό του Κρόνου είναι περίπου 21 μT (0,21 G), που αντιστοιχεί σε διπολική μαγνητική ροπή περίπου 4,6 × 1018 T•m3.[4] Αυτό καθιστά το μαγνητικό πεδίο του Κρόνου ελαφρώς ασθενέστερο από αυτό της Γης. Ωστόσο, η μαγνητική του ροπή είναι περίπου 580 φορές μεγαλύτερη.[5] Το μαγνητικό δίπολο του Κρόνου είναι αυστηρά ευθυγραμμισμένο με τον περιστροφικό του άξονα, που σημαίνει ότι το πεδίο, μοναδικά, είναι εξαιρετικά αξονικό συμμετρικό.[6] Το δίπολο είναι ελαφρώς μετατοπισμένο (κατά 0,037 Rs) κατά μήκος του άξονα περιστροφής του Κρόνου προς τον βόρειο πόλο.[4]

Μέγεθος και σχήμα Επεξεργασία

Το εσωτερικό μαγνητικό πεδίο του Κρόνου εκτρέπει τον ηλιακό άνεμο, ένα ρεύμα ιονισμένων σωματιδίων που εκπέμπει ο Ήλιος, μακριά από την επιφάνειά του, εμποδίζοντάς τον να αλληλεπιδρά απευθείας με την ατμόσφαιρά του και έτσι δημιουργεί τη δική του περιοχή, που ονομάζεται μαγνητόσφαιρα, που αποτελείται από ένα πλάσμα πολύ διαφορετικό από αυτό του ηλιακού ανέμου.[6] Η μαγνητόσφαιρα του Κρόνου είναι η δεύτερη μεγαλύτερη μαγνητόσφαιρα στο Ηλιακό σύστημα μετά από αυτή του Δία.[8]

Όπως και με τη μαγνητόσφαιρα της Γης, το όριο που χωρίζει το πλάσμα του ηλιακού ανέμου από αυτό εντός της μαγνητόσφαιρας του Κρόνου ονομάζεται μαγνητόπαυση.[4] Η απόσταση μαγνητόπαυσης από το κέντρο του πλανήτη στο υποηλιακό σημείο[9] ποικίλλει ευρέως από 16 έως 27 Rs (Rs=60.330 χλμ. είναι η ισημερινή ακτίνα του Κρόνου).[6][10] Η θέση της μαγνητόπαυσης εξαρτάται από την πίεση που ασκεί ο ηλιακός άνεμος, η οποία με τη σειρά της εξαρτάται από την ηλιακή δραστηριότητα. Η μέση απόσταση ακινητοποίησης της μαγνητόπαυσης είναι περίπου 22 Rs.[10] Μπροστά από τη μαγνητόπαυση (σε απόσταση περίπου 27 Rs από τον πλανήτη)[10] βρίσκεται το τοξοειδές κρουστικό κύμα (bow shock), μια διαταραχή που μοιάζει με κύμα, στον ηλιακό άνεμο που προκαλείται από τη σύγκρουσή του με τη μαγνητόσφαιρα. Η περιοχή μεταξύ του τοξοειδούς κρουστικού κύματους και της μαγνητόπαυσης ονομάζεται μαγνητοθήκη.[6]

Στην αντίθετη πλευρά του πλανήτη, ο ηλιακός άνεμος τεντώνει τις γραμμές του μαγνητικού πεδίου του Κρόνου σε μια μακριά, παρασυρόμενη μαγνητοουρά,[6] που αποτελείται από δύο λοβούς, με το μαγνητικό πεδίο στον βόρειο λοβό να δείχνει μακριά από τον Κρόνο και το νότιο στραμμένο προς αυτόν.[6] Οι λοβοί χωρίζονται από ένα λεπτό στρώμα πλάσματος που ονομάζεται φύλλο ρεύματος ουράς (tail current sheet).[7] Όπως και της Γης, η ουρά του Κρόνου είναι ένα κανάλι μέσω του οποίου το ηλιακό πλάσμα εισέρχεται στις εσωτερικές περιοχές της μαγνητόσφαιρας.[10] Παρόμοια με τον Δία, η ουρά είναι ο αγωγός μέσω του οποίου το πλάσμα της εσωτερικής μαγνητοσφαιρικής προέλευσης φεύγει από τη μαγνητόσφαιρα.[10] Το πλάσμα που κινείται από την ουρά προς την εσωτερική μαγνητόσφαιρα θερμαίνεται και σχηματίζει μια σειρά από ζώνες ακτινοβολίας.[6]

Μαγνητοσφαιρικές περιοχές Επεξεργασία

 
Η δομή της μαγνητόσφαιρας του Κρόνου.

Η μαγνητόσφαιρα του Κρόνου συχνά χωρίζεται σε τέσσερις περιοχές.[11] Η πιο εσωτερική περιοχή που βρίσκεται μαζί με τους πλανητικούς δακτυλίους του Κρόνου, μέσα σε περίπου 3 Rs, έχει ένα αυστηρά διπολικό μαγνητικό πεδίο. Σε μεγάλο βαθμό στερείται πλάσματος, το οποίο απορροφάται από τα σωματίδια του δακτυλίου, αν και οι ζώνες ακτινοβολίας του Κρόνου βρίσκονται σε αυτή την πιο εσωτερική περιοχή ακριβώς μέσα και έξω από τους δακτυλίους.[11] Η δεύτερη περιοχή μεταξύ 3 και 6 Rs περιέχει τον κρύο τόρο πλάσματος και ονομάζεται εσωτερική μαγνητόσφαιρα. Περιέχει το πιο πυκνό πλάσμα στο σύστημα του Κρόνου. Το πλάσμα στον τόρο προέρχεται από τους εσωτερικούς παγωμένους δορυφόρους και ιδιαίτερα από τον Εγκέλαδο.[11] Το μαγνητικό πεδίο σε αυτή την περιοχή είναι επίσης ως επί το πλείστον διπολικό.[11] Η τρίτη περιοχή βρίσκεται μεταξύ 6 και 12–14 Rs και ονομάζεται δυναμικό και εκτεταμένο φύλλο πλάσματος. Το μαγνητικό πεδίο σε αυτή την περιοχή είναι τεντωμένο και μη διπολικό,[11] ενώ το πλάσμα περιορίζεται σε ένα λεπτό φύλλο πλάσματος του ισημερινού.[11] Η τέταρτη εξόχως απόκεντρη περιοχή βρίσκεται πέρα ​​από 15 Rs σε μεγάλα γεωγραφικά πλάτη και συνεχίζει μέχρι το όριο της μαγνητόπαυσης. Χαρακτηρίζεται από χαμηλή πυκνότητα πλάσματος και μεταβλητό, μη διπολικό μαγνητικό πεδίο που επηρεάζεται έντονα από τον ηλιακό άνεμο.[11]

Στα εξωτερικά μέρη της μαγνητόσφαιρας του Κρόνου πέρα ​​από περίπου 15–20 Rs[12] το μαγνητικό πεδίο κοντά στο ισημερινό επίπεδο είναι πολύ τεντωμένο και σχηματίζει μια δομή που μοιάζει με δίσκο που ονομάζεται μαγνητόδισκος (magnetodisk).[10] Ο δίσκος συνεχίζει μέχρι τη μαγνητόπαυση στη φωτεινή πλευρά και μεταβαίνει στη μαγνητοουρά στη νυχτερινή πλευρά.[10] Κοντά στη φωτεινή πλευρά, μπορεί να απουσιάζει όταν η μαγνητόσφαιρα συμπιέζεται από τον ηλιακό άνεμο, κάτι που συμβαίνει συνήθως όταν η απόσταση της μαγνητόπαυσης είναι μικρότερη από 23 Rs. Στη νυχτερινή πλευρά και στις πλευρές της μαγνητόσφαιρας ο μαγνητόδισκος είναι πάντα παρών.[10] Ο μαγνητόδισκος του Κρόνου είναι ένα πολύ μικρότερο ανάλογο του μαγνητοδίσκου του Δία.[10]

Το φύλλο πλάσματος στη μαγνητόσφαιρα του Κρόνου έχει σχήμα σαν μπολ που δεν βρίσκεται σε καμία άλλη γνωστή μαγνητόσφαιρα. Όταν το Κασσίνι-Χόυχενς έφτασε το 2004, υπήρχε χειμώνας στο βόρειο ημισφαίριο. Οι μετρήσεις του μαγνητικού πεδίου και της πυκνότητας του πλάσματος αποκάλυψαν ότι το φύλλο πλάσματος ήταν στρεβλό και βρισκόταν βόρεια του ισημερινού επιπέδου και μοιάζει με γιγάντιο μπολ. Ένα τέτοιο σχήμα ήταν απροσδόκητο.[10]

Δναμική Επεξεργασία

 
Εικόνα του σύννεφου πλάσματος γύρω από τον Κρόνο (Κασσίνι)

Οι διαδικασίες που δημιουργούν τη μαγνητόσφαιρα του Κρόνου είναι παρόμοιες με αυτές της Γης και του Δία.[13] Ακριβώς όπως η μαγνητόσφαιρα του Δία κυριαρχείται από συν-περιστροφή πλάσματος και φόρτωση μάζας από την Ιώ, έτσι και η μαγνητόσφαιρα του Κρόνου κυριαρχείται από συν-περιστροφή πλάσματος και φόρτωση μάζας από τον Εγκέλαδο. Ωστόσο, η μαγνητόσφαιρα του Κρόνου είναι πολύ μικρότερη σε μέγεθος, ενώ η εσωτερική της περιοχή περιέχει πολύ λίγο πλάσμα για να επεκταθεί αρκετά και να δημιουργηθεί ένας μεγάλος μαγνητόδισκος.[7] Αυτό σημαίνει ότι επηρεάζεται πολύ πιο έντονα από τον ηλιακό άνεμο και ότι, όπως το μαγνητικό πεδίο της Γης, η δυναμική του επηρεάζεται από την επανασύνδεση με τον άνεμο παρόμοια με τον κύκλο Dungey (Dungey cycle).[7]

Ένα άλλο χαρακτηριστικό γνώρισμα της μαγνητόσφαιρας του Κρόνου είναι η υψηλή αφθονία ουδέτερου αερίου σε όλο τον πλανήτη. Όπως αποκαλύφθηκε από την υπεριώδη παρατήρηση του Κασσίνι-Χόυχενς, ο πλανήτης περιβάλλεται από ένα μεγάλο σύννεφο υδρογόνου, υδρατμών και των προϊόντων διάσπασής τους όπως το υδροξύλιο, που εκτείνεται έως και 45 Rs από τον Κρόνο. Στην εσωτερική μαγνητόσφαιρα η αναλογία ουδέτερων προς ιόντα είναι περίπου 60 και αυξάνεται στην εξωτερική μαγνητόσφαιρα, πράγμα που σημαίνει ότι ολόκληρος ο όγκος της μαγνητόσφαιρας είναι γεμάτος με σχετικά πυκνό ασθενώς ιονισμένο αέριο. Αυτό είναι διαφορετικό, για παράδειγμα, από τον Δία ή τη Γη, όπου τα ιόντα κυριαρχούν πάνω από το ουδέτερο αέριο και έχει συνέπειες στη δυναμική της μαγνητόσφαιρας.[12]

Σέλαα Επεξεργασία

 
Το βόρειο σέλας του Κρόνου στο υπέρυθρο φως.

Ο Κρόνος έχει φωτεινά πολικά σέλαα, τα οποία έχουν παρατηρηθεί στο υπεριώδες, ορατό και κοντά στο υπέρυθρο φως.[14] Τα σέλαα συνήθως μοιάζουν με φωτεινούς συνεχείς κύκλους (οβάλ) που περιβάλλουν τους πόλους του πλανήτη.[15] Το γεωγραφικό πλάτος των ωοειδών σελάτων ποικίλλει στην περιοχή 70–80°·[16] η μέση θέση είναι 75 ± 1° για το νότιο σέλας, ενώ το βόρειο σέλας είναι πιο κοντά στον πόλο κατά περίπου 1,5°.[17][18][17][10]Από καιρό σε καιρό, οποιοδήποτε σέλας μπορεί να πάρει ένα σπειροειδές σχήμα αντί για οβάλ. Σε αυτήν την περίπτωση αρχίζει κοντά στα μεσάνυχτα σε γεωγραφικό πλάτος περίπου 80°, και στη συνέχεια το γεωγραφικό πλάτος του μειώνεται έως και τις 70° καθώς συνεχίζει στους τομείς της αυγής και της ημέρας (αριστερόστροφα).[14] Στον τομέα του σούρουπου, το γεωγραφικό πλάτος του σέλαος αυξάνεται ξανά, αν και όταν επιστρέφει στον νυχτερινό τομέα, εξακολουθεί να έχει σχετικά χαμηλό γεωγραφικό πλάτος και δεν συνδέεται με το φωτεινότερο τμήμα της αυγής.[15]

 
Ο Κρόνος και το βόρειο σέλας του (σύνθετη εικόνα).[19]

Σε αντίθεση με το σέλας του Δία, το κύριο οβάλ σέλας του Κρόνου δεν σχετίζεται με τη διάσπαση της συν-περιστροφής του πλάσματος στα εξωτερικά μέρη της μαγνητόσφαιρας του πλανήτη.[15] Τα σέλαα στον Κρόνο πιστεύεται ότι συνδέονται με την επανασύνδεση του μαγνητικού πεδίου υπό την επίδραση του ηλιακού ανέμου (κύκλος Dungey),[16] που οδηγεί ένα ανοδικό ρεύμα (περίπου 10 εκατομμύρια αμπέρ) από την ιονόσφαιρα και οδηγεί στην επιτάχυνση και καθίζηση ενεργητικών (1–10 keV) ηλεκτρονίων στην πολική θερμόσφαιρα του Κρόνου.[20] Τα σέλαα του Κρόνου μοιάζουν περισσότερο με αυτά της Γης, όπου επίσης οδηγούνται από τον ηλιακό άνεμο.[15] Τα ίδια τα ωοειδή αντιστοιχούν στα όρια μεταξύ ανοιχτών και κλειστών γραμμών μαγνητικού πεδίου, τα λεγόμενα πολικά καλύμματα, τα οποία πιστεύεται ότι βρίσκονται σε απόσταση 10–15° από τους πόλους.[20]

Τα σέλαα του Κρόνου είναι εξαιρετικά μεταβλητά.[15] Η θέση και η φωτεινότητά τους εξαρτώνται σε μεγάλο βαθμό από την πίεση του ηλιακού ανέμου, τα σέλαα γίνονται πιο φωτεινά και κινούνται πιο κοντά στους πόλους όταν αυξάνεται η πίεση του ηλιακού ανέμου.[15] Τα φωτεινά χαρακτηριστικά του σέλαος παρατηρείται ότι περιστρέφονται με γωνιακή ταχύτητα 60-75% εκείνης του Κρόνου. Από καιρό σε καιρό εμφανίζονται φωτεινά χαρακτηριστικά στον τομέα της αυγής του κύριου ωοειδούς σέλαος ή στο εσωτερικό του.[14] Η μέση συνολική ισχύς που εκπέμπεται από το σέλας είναι περίπου 50 GW στο μακρινό υπεριώδες (80–170 nm) και 150–300 GW στα εγγύς υπέρυθρα (3–4 μm—εκπομπές H3+) τμήματα του φάσματος.[16]

Ζώνες ακτινοβολίας Επεξεργασία

 
Ζώνες ακτινοβολίας του Κρόνου.

Ο Κρόνος έχει σχετικά αδύναμες ζώνες ακτινοβολίας, επειδή τα ενεργητικά σωματίδια απορροφώνται από τους δορυφόρους και το σωματιδιακό υλικό που περιφέρεται γύρω από τον πλανήτη.[11] Η πιο πυκνή (κύρια) ζώνη ακτινοβολίας βρίσκεται μεταξύ της εσωτερικής άκρης του αερίου τόρου του Εγκέλαδου στις 3,5 Rs και της εξωτερικής άκρης του δακτύλιο Α στις 2,3 Rs. Περιέχει πρωτόνια και σχετικιστικά ηλεκτρόνια (relativistic electrons) με ενέργειες από εκατοντάδες κιλοηλεκτρονιοβόλτ (keV) έως και δεκάδες μεγαηλεκτρονιοβόλτ (MeV) και πιθανώς άλλα ιόντα.[10] Πέρα από τις 3,5 Rs, τα ενεργητικά σωματίδια απορροφώνται από το ουδέτερο αέριο και ο αριθμός τους πέφτει, αν και λιγότερα ενεργητικά σωματίδια με ενέργειες στην περιοχή των εκατοντάδων keV εμφανίζονται ξανά πέρα ​​από τις 6 Rs—αυτά είναι τα ίδια σωματίδια που συμβάλλουν στο ρεύμα του δακτυλίου.[10] Τα ηλεκτρόνια στην κύρια ζώνη προέρχονται πιθανώς από την εξωτερική μαγνητόσφαιρα ή τον ηλιακό άνεμο, από τον οποίο μεταφέρονται με τη διάχυση και στη συνέχεια θερμαίνονται αδιαβατικά.[21] Ωστόσο, τα ενεργητικά πρωτόνια αποτελούνται από δύο πληθυσμούς σωματιδίων. Ο πρώτος πληθυσμός με ενέργειες μικρότερες από περίπου 10 MeV έχει την ίδια προέλευση με τα ηλεκτρόνια,[10] ενώ ο δεύτερος με τη μέγιστη ροή κοντά στα 20 MeV προκύπτει από την αλληλεπίδραση κοσμικών ακτίνων με στερεό υλικό που υπάρχει στο σύστημα του Κρόνου (η λεγόμενη cosmic ray albedo neutron decay process—CRAND).[21] Η κύρια ζώνη ακτινοβολίας του Κρόνου επηρεάζεται έντονα από τις διαπλανητικές διαταραχές του ηλιακού ανέμου.[10]

Η πιο εσωτερική περιοχή της μαγνητόσφαιρας κοντά στους δακτυλίους είναι γενικά απαλλαγμένη από ενεργητικά ιόντα και ηλεκτρόνια επειδή απορροφώνται από τα σωματίδια των δακτυλίων.[10] Ο Κρόνος, ωστόσο, έχει και δεύτερη ζώνη ακτινοβολίας που ανακαλύφθηκε από το Κασσίνι-Χόυχενς το 2004 και βρίσκεται ακριβώς μέσα στον πιο εσωτερικό δακτύλιο D.[11] Αυτή η ζώνη πιθανότατα αποτελείται από ενεργητικά φορτισμένα σωματίδια που σχηματίζονται μέσω της διαδικασίας CRAND ή από ιονισμένα ενεργητικά ουδέτερα άτομα που προέρχονται από την κύρια ζώνη ακτινοβολίας.[10]

Οι ζώνες ακτινοβολίας του Κρόνου είναι γενικά πολύ πιο αδύναμες από αυτές του Δία και δεν εκπέμπουν μεγάλη ακτινοβολία μικροκυμάτων (με συχνότητα μερικών Gigahertz). Οι εκτιμήσεις δείχνουν ότι οι δεκαμετρικές ραδιοεκπομπές τους (decimetric radio emissions, DIM) θα ήταν αδύνατο να ανιχνευθούν από τη Γη.[22] Ωστόσο, τα σωματίδια υψηλής ενέργειας προκαλούν τη διάβρωση των επιφανειών των παγωμένων δορυφόρων και εκτοξεύουν νερό, προϊόντα νερού και οξυγόνο από αυτούς.[21]

Εξερεύνηση Επεξεργασία

Μέχρι το 2014 η μαγνητόσφαιρα του Κρόνου εξερευνήθηκε απευθείας από τέσσερα διαστημόπλοια. Η πρώτη αποστολή μελέτης της μαγνητόσφαιρας ήταν το Πάιονηρ 11 τον Σεπτέμβριο του 1979. Το Πάιονηρ 11 ανακάλυψε το μαγνητικό πεδίο και έκανε κάποιες μετρήσεις των παραμέτρων του πλάσματος.[4] Τον Νοέμβριο του 1980 και τον Αύγουστο του 1981, οι ανιχνευτές Βόγιατζερ 1–2 ερεύνησαν τη μαγνητόσφαιρα χρησιμοποιώντας ένα βελτιωμένο σύνολο οργάνων.[4] Με τις προσεγγίσεις τους μέτρησαν το πλανητικό μαγνητικό πεδίο, τη σύνθεση και την πυκνότητα του πλάσματος, την ενέργεια των σωματιδίων υψηλής ενέργειας και τη χωρική κατανομή, τα κύματα πλάσματος και τις ραδιοεκπομπές. Το διαστημόπλοιο Κασσίνι-Χόυχενς εκτοξεύτηκε το 1997 και έφτασε το 2004, κάνοντας τις πρώτες μετρήσεις σε περισσότερες από δύο δεκαετίες. Το διαστημόπλοιο συνέχισε να παρέχει πληροφορίες σχετικά με το μαγνητικό πεδίο και τις παραμέτρους του πλάσματος της μαγνητόσφαιρας του Κρόνου μέχρι την σκόπιμη καταστροφή του στις 15 Σεπτεμβρίου 2017.

Στη δεκαετία του 1990, το διαστημικό σκάφος Ulysses πραγματοποίησε εκτενείς μετρήσεις της χιλιομετρικής ακτινοβολίας του Κρόνου (Saturnian kilometric radiation, SKR),[22] η οποία είναι μη παρατηρήσιμη από τη Γη λόγω της απορρόφησης στην ιονόσφαιρα.[22] Η SKR είναι αρκετά ισχυρή ώστε να ανιχνεύεται από ένα διαστημόπλοιο σε απόσταση αρκετών αστρονομικών μονάδων από τον πλανήτη. Το Ulysses ανακάλυψε ότι η περίοδος της SKR ποικίλλει έως και 1%, και επομένως δεν σχετίζεται άμεσα με την περίοδο περιστροφής του εσωτερικού του Κρόνου.[22]

Παραπομπές Επεξεργασία

  1. ↑ Smith, A.L.; Carr, T.D (1959). «Radio frequency observations of the planets in 1957–1958». The Astrophysical Journal 130: 641–647. doi:10.1086/146753. Bibcode: 1959ApJ...130..641S. https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1959-09_130_2/page/641. 
  2. ↑ Brown, Larry W. (1975). «Saturn radio emission near 1 MHz». Journal of Geophysical Research 112: L89–L92. doi:10.1086/181819. Bibcode: 1975ApJ...198L..89B. 
  3. ↑ Kivelson, M.G. (2005). «Transport and acceleration of plasma in the magnetospheres of Earth and Jupiter and expectations for Saturn». Advances in Space Research 36 (11): 2077–89. doi:10.1016/j.asr.2005.05.104. Bibcode: 2005AdSpR..36.2077K. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2011-09-29. https://web.archive.org/web/20110929014034/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/287-ASR362077.pdf. Ανακτήθηκε στις 2022-01-15. 
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 Belenkaya, E.S.; Alexeev, I.I.; Kalagaev, V.V.; Blohhina, M.S. (2006). «Definition of Saturn's magnetospheric model parameters for the Pioneer 11 flyby». Annales Geophysicae 24 (3): 1145–56. doi:10.5194/angeo-24-1145-2006. Bibcode: 2006AnGeo..24.1145B. http://hal.archives-ouvertes.fr/docs/00/31/80/22/PDF/angeo-24-1145-2006.pdf. 
  5. ↑ 5,0 5,1 Leisner, S.; Khurana, K.K.; Russell, C.T. και άλλοι. (2007). «Observations of Enceladus and Dione as Sources for Saturn's Neutral Cloud». Lunar and Planetary Science XXXVIII (1338): 1425. Bibcode: 2007LPI....38.1425L. 
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 6,5 6,6 6,7 6,8 Russell, C.T. (1993). «Planetary Magnetospheres». Reports on Progress in Physics 56 (6): 687–732. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001. Bibcode: 1993RPPh...56..687R. 
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 Kivelson, Margaret Galland (2005). «The current systems of the Jovian magnetosphere and ionosphere and predictions for Saturn». Space Science Reviews 116 (1–2): 299–318. doi:10.1007/s11214-005-1959-x. Bibcode: 2005SSRv..116..299K. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2011-09-29. https://web.archive.org/web/20110929014023/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/285-SSR11629905.pdf. Ανακτήθηκε στις 2022-01-15. 
  8. ↑ Blanc, 2005, σελ. 238
  9. ↑ Σημείωση 1: Το υποηλιακό σημείο είναι ένα σημείο σε έναν πλανήτη, ποτέ σταθερό, στο οποίο ο Ήλιος εμφανίζεται απευθείας από πάνω.
  10. ↑ 10,00 10,01 10,02 10,03 10,04 10,05 10,06 10,07 10,08 10,09 10,10 10,11 10,12 10,13 10,14 10,15 10,16 Gombosi, Tamas I.· Armstrong, Thomas P.· Arridge, Christopher S.· και άλλοι. (2009). «Saturn's Magnetospheric Configuration». Saturn from Cassini–Huygens. Springer Netherlands. σελίδες 203–255. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_9. ISBN 978-1-4020-9217-6. 
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 11,5 11,6 11,7 11,8 Andre, N.; Blanc, M.; Maurice, S. et al. (2008). «Identification of Saturn's magnetospheric regions and associated plasma processes: Synopsis of Cassini observations during orbit insertion». Reviews of Geophysics 46 (4): RG4008. doi:10.1029/2007RG000238. Bibcode: 2008RvGeo..46.4008A. 
  12. ↑ 12,0 12,1 Mauk, B.H.· Hamilton, D.C.· Hill, T.W.· και άλλοι. (2009). «Fundamental Plasma Processes in Saturn's Magnetosphere». Saturn from Cassini–Huygens. Springer Netherlands. σελίδες 281–331. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_11. ISBN 978-1-4020-9217-6. 
  13. ↑ Blanc, M.; Kallenbach, R.; Erkaev, N.V. (2005). «Solar System Magnetospheres». Space Science Reviews 116 (1–2): 227–298. doi:10.1007/s11214-005-1958-y. Bibcode: 2005SSRv..116..227B. https://www.semanticscholar.org/paper/aa323699c2f0b363410798faee4809ebb3941fb1. 
  14. ↑ 14,0 14,1 14,2 Kurth, W.S.· Bunce, E.J.· Clarke, J.T.· και άλλοι. (2009). «Auroral Processes». Saturn from Cassini–Huygens. Springer Netherlands. σελίδες 333–374. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_12. ISBN 978-1-4020-9217-6. 
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 15,3 15,4 15,5 Clark, J.T.; Gerard, J.-C.; Grodent D. etal (2005). «Morphological differences between Saturn's ultraviolet aurorae and those of Earth and Jupiter». Nature 433 (7027): 717–719. doi:10.1038/nature03331. PMID 15716945. Bibcode: 2005Natur.433..717C. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2011-07-16. https://web.archive.org/web/20110716214344/http://www.thaispaceweather.com/BU2005.pdf. Ανακτήθηκε στις 2022-01-16. 
  16. ↑ 16,0 16,1 16,2 Bhardwaj, Anil; Gladstone, G. Randall (2000). «Auroral emissions of the giant planets». Reviews of Geophysics 38 (3): 295–353. doi:10.1029/1998RG000046. Bibcode: 2000RvGeo..38..295B. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2011-06-28. https://web.archive.org/web/20110628210428/http://www.bu.edu/csp/uv/cp-aeronomy/Bhardwaj_Gladstone_RG_2000.pdf. Ανακτήθηκε στις 2022-01-16. 
  17. ↑ 17,0 17,1 Nichols, J.D.; Badman, S.V.; Bunce, E.J. (2009). «Saturn's equinoctial auroras». Geophysical Research Letters 36 (24): L24102:1–5. doi:10.1029/2009GL041491. Bibcode: 2009GeoRL..3624102N. http://hubblesite.org/pubinfo/pdf/2010/09/pdf.pdf. 
  18. ↑ Σημείωση 1: Η διαφορά μεταξύ του νότιου και του βόρειου σέλας σχετίζεται με τη μετατόπιση του εσωτερικού μαγνητικού διπόλου στο βόρειο ημισφαίριο, το μαγνητικό πεδίο στο βόρειο ημισφαίριο είναι ελαφρώς ισχυρότερο από ό,τι στο νότιο.
  19. ↑ «Hubble observes energetic lightshow at Saturn's north pole». www.spacetelescope.org. Ανακτήθηκε στις 30 Αυγούστου 2018. 
  20. ↑ 20,0 20,1 Cowley, S.W.H.; Arridge, C.S.; Bunce, E.J. (2008). «Auroral current systems in Saturn's magnetosphere: comparison of theoretical models with Cassini and HST observations». Annales Geophysicae 26 (9): 2613–2630. doi:10.5194/angeo-26-2613-2008. Bibcode: 2008AnGeo..26.2613C. http://www.ann-geophys.net/26/2613/2008/angeo-26-2613-2008.html. 
  21. ↑ 21,0 21,1 21,2 Paranicas, C.; Mitchell, D.G.; Krimigis, S.M. etal. (2007). «Sources and losses of energetic protons in Saturn's magnetosphere». Icarus 197 (2): 519–525. doi:10.1016/j.icarus.2008.05.011. Bibcode: 2008Icar..197..519P. http://people.virginia.edu/~rej/papers08/paranicas-icarus08.pdf. 
  22. ↑ 22,0 22,1 22,2 22,3 Zarka, P.; Kurth, W.S. (2005). «Radio wave emissions from the outer planets before Cassini». Space Science Reviews 116 (1–2): 371–397. doi:10.1007/s11214-005-1962-2. Bibcode: 2005SSRv..116..371Z. https://www.semanticscholar.org/paper/9fa7ad0c2cdc6d87319070d6786278a218b72d5d. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι Επεξεργασία


Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Μαγνητόσφαιρα_του_Κρόνου&oldid=10304814"