Μαγνητόσφαιρα του Κρόνου: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων
επέκταση από αγγλική βίκι |
επέκταση από αγγλική βίκι |
||
| Γραμμή 15: | Γραμμή 15: | ||
==Δομή== |
==Δομή== |
||
===Εσωτερικό πεδίο=== |
===Εσωτερικό πεδίο=== |
||
Όπως το μαγνητικό πεδίο του Δία, έτσι και αυτό του Κρόνου δημιουργείται από ένα ρευστό [[Θεωρία του δυναμό|δυναμό]] μέσα σε ένα στρώμα κυκλοφορούντος υγρού [[Μεταλλικό υδρογόνο|μεταλλικού υδρογόνου]] στον εξωτερικό πυρήνα.<ref name=Russell1993-694>{{cite journal|last=Leisner|first=S.|author2=Khurana, K.K. |author3=Russell, C.T. |last4=Dougherty |last5=Persoon |last6=Blanco-Cano |last7=Strangeway |display-authors=3 |title=Observations of Enceladus and Dione as Sources for Saturn's Neutral Cloud|journal=Lunar and Planetary Science|date=2007|volume=XXXVIII|issue=1338|page=1425| bibcode=2007LPI....38.1425L|ref=Leisner }}</ref> 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.<ref name=Russell1993-717>{{cite journal|last=Russell|first=C.T.|title= Planetary Magnetospheres |journal=Reports on Progress in Physics|volume=56|issue=6|pages=687–732|date=1993 |doi= 10.1088/0034-4885/56/6/001|ref=Russell1993|bibcode=1993RPPh...56..687R}}</ref> 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.<ref name=Kivelson303>{{cite journal|url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/285-SSR11629905.pdf|title=The current systems of the Jovian magnetosphere and ionosphere and predictions for Saturn|first=Margaret Galland|last=Kivelson|journal=Space Science Reviews|date=2005|volume=116|issue=1–2| pages=299–318|doi=10.1007/s11214-005-1959-x|ref=Kivelson|bibcode = 2005SSRv..116..299K }}</ref> Το μαγνητικό πεδίο του Κρόνου έχει επίσης τετράπολα, οκτάπολα και υψηλότερα συστατικά, αν και είναι πολύ πιο αδύναμα από το δίπολο.<ref name=Russell1993-717/> |
Όπως το μαγνητικό πεδίο του Δία, έτσι και αυτό του Κρόνου δημιουργείται από ένα ρευστό [[Θεωρία του δυναμό|δυναμό]] μέσα σε ένα στρώμα κυκλοφορούντος υγρού [[Μεταλλικό υδρογόνο|μεταλλικού υδρογόνου]] στον εξωτερικό πυρήνα.<ref name=Russell1993-694>{{cite journal|last=Leisner|first=S.|author2=Khurana, K.K. |author3=Russell, C.T. |last4=Dougherty |last5=Persoon |last6=Blanco-Cano |last7=Strangeway |display-authors=3 |title=Observations of Enceladus and Dione as Sources for Saturn's Neutral Cloud|journal=Lunar and Planetary Science|date=2007|volume=XXXVIII|issue=1338|page=1425| bibcode=2007LPI....38.1425L|ref=Leisner }}</ref> 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.<ref name=Russell1993-717>{{cite journal|last=Russell|first=C.T.|title= Planetary Magnetospheres |journal=Reports on Progress in Physics|volume=56|issue=6|pages=687–732|date=1993 |doi= 10.1088/0034-4885/56/6/001|ref=Russell1993|bibcode=1993RPPh...56..687R}}</ref> 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.<ref name=Kivelson303>{{cite journal|url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/285-SSR11629905.pdf|title=The current systems of the Jovian magnetosphere and ionosphere and predictions for Saturn|first=Margaret Galland|last=Kivelson|journal=Space Science Reviews|date=2005|volume=116|issue=1–2| pages=299–318|doi=10.1007/s11214-005-1959-x|ref=Kivelson|bibcode = 2005SSRv..116..299K }}</ref> Το μαγνητικό πεδίο του Κρόνου έχει επίσης τετράπολα, οκτάπολα και υψηλότερα συστατικά, αν και είναι πολύ πιο αδύναμα από το δίπολο.<ref name=Russell1993-717/> |
||
Η ένταση του μαγνητικού πεδίου στον ισημερινό του Κρόνου είναι περίπου 21 [[Τέσλα (μονάδα μέτρησης)|μT]] (0,21 [[Γκάους (μονάδα μέτρησης)|G]]), που αντιστοιχεί σε διπολική [[μαγνητική ροπή]] περίπου 4,6 × 1018 T•m3.<ref name=Belenkaya1145/> Αυτό καθιστά το μαγνητικό πεδίο του Κρόνου ελαφρώς ασθενέστερο από αυτό της Γης. Ωστόσο, η μαγνητική του ροπή είναι περίπου 580 φορές μεγαλύτερη.<ref name=Russell1993-694/> Το μαγνητικό δίπολο του Κρόνου είναι αυστηρά ευθυγραμμισμένο με τον περιστροφικό του άξονα, που σημαίνει ότι το πεδίο, μοναδικά, είναι εξαιρετικά αξονικό συμμετρικό.<ref name=Russell1993-717/> Το δίπολο είναι ελαφρώς μετατοπισμένο (κατά 0,037 Rs) κατά μήκος του άξονα περιστροφής του Κρόνου προς τον βόρειο πόλο.<ref name=Belenkaya1145/> |
Η ένταση του μαγνητικού πεδίου στον ισημερινό του Κρόνου είναι περίπου 21 [[Τέσλα (μονάδα μέτρησης)|μT]] (0,21 [[Γκάους (μονάδα μέτρησης)|G]]), που αντιστοιχεί σε διπολική [[μαγνητική ροπή]] περίπου 4,6 × 1018 T•m3.<ref name=Belenkaya1145/> Αυτό καθιστά το μαγνητικό πεδίο του Κρόνου ελαφρώς ασθενέστερο από αυτό της Γης. Ωστόσο, η μαγνητική του ροπή είναι περίπου 580 φορές μεγαλύτερη.<ref name=Russell1993-694/> Το μαγνητικό δίπολο του Κρόνου είναι αυστηρά ευθυγραμμισμένο με τον περιστροφικό του άξονα, που σημαίνει ότι το πεδίο, μοναδικά, είναι εξαιρετικά αξονικό συμμετρικό.<ref name=Russell1993-717/> Το δίπολο είναι ελαφρώς μετατοπισμένο (κατά 0,037 Rs) κατά μήκος του άξονα περιστροφής του Κρόνου προς τον βόρειο πόλο.<ref name=Belenkaya1145/> |
||
===Μέγεθος και σχήμα=== |
|||
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 (φυσική)|πλάσμα]] πολύ διαφορετικό από αυτό του ηλιακού ανέμου.<ref name=Russell1993-717/> Η μαγνητόσφαιρα του Κρόνου είναι η δεύτερη μεγαλύτερη μαγνητόσφαιρα στο Ηλιακό σύστημα μετά από αυτή του Δία.<ref name=Blanc238>[[#Blanc|Blanc]], 2005, σελ. 238</ref> |
|||
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.<ref name=Belenkaya1145/> Η απόσταση μαγνητόπαυσης από το κέντρο του πλανήτη στο [[υποηλιακό σημείο]]<ref>Σημείωση 1: Το υποηλιακό σημείο είναι ένα σημείο σε έναν πλανήτη, ποτέ σταθερό, στο οποίο ο Ήλιος εμφανίζεται απευθείας από πάνω. </ref> ποικίλλει ευρέως από 16 έως 27 Rs (Rs=60.330 χλμ. είναι η ισημερινή ακτίνα του Κρόνου).<ref name=Russell1993-717/><ref name=Gombosi>{{cite book|last=Gombosi|first=Tamas I.|author2=Armstrong, Thomas P. |author3=Arridge, Christopher S.|display-authors=etal|title=Saturn from Cassini–Huygens|chapter=Saturn's Magnetospheric Configuration|date=2009|publisher=Springer Netherlands|pages=203–255|isbn=978-1-4020-9217-6| doi=10.1007/978-1-4020-9217-6_9|ref=Gombosi}}</ref> Η θέση της μαγνητόπαυσης εξαρτάται από την πίεση που ασκεί ο ηλιακός άνεμος, η οποία με τη σειρά της εξαρτάται από την [[Ηλιακή κηλίδα|ηλιακή δραστηριότητα]]. Η μέση απόσταση ακινητοποίησης της μαγνητόπαυσης είναι περίπου 22 Rs.<ref name=Gombosi/> Μπροστά από τη μαγνητόπαυση (σε απόσταση περίπου 27 Rs από τον πλανήτη)<ref name=Gombosi/> βρίσκεται το [[τοξοειδές κρουστικό όριο]] (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 ορίου και της μαγνητόπαυσης ονομάζεται [[μαγνητοθήκη]] (magnetosheath).<ref name=Russell1993-717/> |
|||
Στην αντίθετη πλευρά του πλανήτη, ο ηλιακός άνεμος τεντώνει τις γραμμές του μαγνητικού πεδίου του Κρόνου σε μια μακριά, παρασυρόμενη μαγνητοουρά,<ref name=Russell1993-717/> που αποτελείται από δύο λοβούς, με το μαγνητικό πεδίο στον βόρειο λοβό να δείχνει μακριά από τον Κρόνο και το νότιο στραμμένο προς αυτόν.<ref name=Russell1993-717/> Οι λοβοί χωρίζονται από ένα λεπτό στρώμα πλάσματος που ονομάζεται φύλλο ρεύματος ουράς (tail current sheet).<ref name=Kivelson303/> Όπως και της Γης, η ουρά του Κρόνου είναι ένα κανάλι μέσω του οποίου το ηλιακό πλάσμα εισέρχεται στις εσωτερικές περιοχές της μαγνητόσφαιρας.<ref name=Gombosi/> Παρόμοια με τον Δία, η ουρά είναι ο αγωγός μέσω του οποίου το πλάσμα της εσωτερικής μαγνητοσφαιρικής προέλευσης φεύγει από τη μαγνητόσφαιρα.<ref name=Gombosi/> Το πλάσμα που κινείται από την ουρά προς την εσωτερική μαγνητόσφαιρα θερμαίνεται και σχηματίζει μια σειρά από [[Ζώνες Βαν Άλεν|ζώνες ακτινοβολίας]].<ref name=Russell1993-717/> |
|||
===Μαγνητοσφαιρικές περιοχές=== |
|||
[[Αρχείο:Plasma magnet saturn.jpg|thumb|left|300px|Η δομή της μαγνητόσφαιρας του Κρόνου.]] |
|||
Η μαγνητόσφαιρα του Κρόνου συχνά χωρίζεται σε τέσσερις περιοχές.<ref name=Andre10>{{cite journal|last=Andre|first=N.|author2=Blanc, M. |author3=Maurice, S. et al. |title=Identification of Saturn's magnetospheric regions and associated plasma processes: Synopsis of Cassini observations during orbit insertion|date=2008|volume=46|issue=4|pages=RG4008|bibcode=2008RvGeo..46.4008A|journal=Reviews of Geophysics|doi=10.1029/2007RG000238|ref=Andre|hdl=2027.42/94634|hdl-access=free}}</ref> Η πιο εσωτερική περιοχή που βρίσκεται μαζί με τους πλανητικούς [[Δακτύλιοι του Κρόνου|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.<ref name=Andre10/> Η δεύτερη περιοχή μεταξύ 3 και 6 Rs περιέχει τον κρύο [[Τόρος|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 [[Εγκέλαδος (δορυφόρος)|Εγκέλαδο]].<ref name=Andre10/> Το μαγνητικό πεδίο σε αυτή την περιοχή είναι επίσης ως επί το πλείστον διπολικό.<ref name=Andre10/> 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,<ref name=Andre10/> ενώ το πλάσμα περιορίζεται σε ένα λεπτό φύλλο πλάσματος του ισημερινού.<ref name=Andre10/> 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.<ref name=Andre10/> |
|||
Στα εξωτερικά μέρη της μαγνητόσφαιρας του Κρόνου πέρα από περίπου 15–20 Rs<ref name=Mauk317>{{cite book|last=Mauk|first=B.H.|author2=Hamilton, D.C. |author3=Hill, T.W.|display-authors=etal|title=Saturn from Cassini–Huygens|chapter=Fundamental Plasma Processes in Saturn’s Magnetosphere|date=2009|publisher=Springer Netherlands|pages=281–331|isbn=978-1-4020-9217-6| doi=10.1007/978-1-4020-9217-6_11|ref=Mauk}}</ref> το μαγνητικό πεδίο κοντά στο ισημερινό επίπεδο είναι πολύ τεντωμένο και σχηματίζει μια δομή που μοιάζει με δίσκο που ονομάζεται μαγνητόδισκος (magnetodisk).<ref name=Gombosi/> Ο δίσκος συνεχίζει μέχρι τη μαγνητόπαυση στη φωτεινή πλευρά και μεταβαίνει στη μαγνητοουρά στη νυχτερινή πλευρά.<ref name=Gombosi/> 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.<ref name=Gombosi/> Ο μαγνητοδίσκος του Κρόνου είναι ένα πολύ μικρότερο ανάλογο του μαγνητοδίσκου του Δία.<ref name=Gombosi/> |
|||
Το φύλλο πλάσματος στη μαγνητόσφαιρα του Κρόνου έχει σχήμα σαν μπολ που δεν βρίσκεται σε καμία άλλη γνωστή μαγνητόσφαιρα. Όταν το Κασσίνι-Χόιχενς 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.<ref name=Gombosi/> |
|||
== Παραπομπές == |
== Παραπομπές == |
||
Έκδοση από την 09:17, 16 Ιανουαρίου 2022
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.
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-Χόιχενς, η οποία έφτασε το 2004 και πέρασε πάνω από 13 χρόνια παρατηρώντας τον πλανήτη.
Ανακάλυψη
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
Εσωτερικό πεδίο
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
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 όριο (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 ορίου και της μαγνητόπαυσης ονομάζεται μαγνητοθήκη (magnetosheath).[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
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 μαγνητοδίσκος 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-Χόιχενς 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]
Παραπομπές
- ↑ Smith, A.L.; Carr, T.D (1959). «Radio frequency observations of the planets in 1957–1958». The Astrophysical Journal 130: 641–647. doi:. Bibcode: 1959ApJ...130..641S.
- ↑ Brown, Larry W. (1975). «Saturn radio emission near 1 MHz». Journal of Geophysical Research 112: L89–L92. doi:. Bibcode: 1975ApJ...198L..89B.
- ↑ 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:. Bibcode: 2005AdSpR..36.2077K. http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/287-ASR362077.pdf.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 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:. Bibcode: 2006AnGeo..24.1145B. http://hal.archives-ouvertes.fr/docs/00/31/80/22/PDF/angeo-24-1145-2006.pdf.
- ↑ 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.
- ↑ 6,0 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:. Bibcode: 1993RPPh...56..687R.
- ↑ 7,0 7,1 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:. Bibcode: 2005SSRv..116..299K. http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/285-SSR11629905.pdf.
- ↑ Blanc, 2005, σελ. 238
- ↑ Σημείωση 1: Το υποηλιακό σημείο είναι ένα σημείο σε έναν πλανήτη, ποτέ σταθερό, στο οποίο ο Ήλιος εμφανίζεται απευθείας από πάνω.
- ↑ 10,00 10,01 10,02 10,03 10,04 10,05 10,06 10,07 10,08 10,09 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.
- ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 11,5 11,6 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:. Bibcode: 2008RvGeo..46.4008A.
- ↑ 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.