Satürn'ün manyetosferi

Satürn'ün manyetosferi, güneş rüzgarının akışı içinde gezegenin içsel manyetik alanı tarafından oluşturulan boşluktur. 1979 yılında Pioneer 11 uzay aracı tarafından keşfedilen Satürn'ün manyetosferi, Güneş Sistemi'ndeki en büyük ikinci manyetosferdir ve sadece Jüpiter'in manyetosferinden daha küçüktür. Satürn'ün manyetosferi ile güneş rüzgarı arasındaki sınır olan manyetopoz, gezegenin merkezinden yaklaşık olarak 20 Satürn yarıçapı uzaklıktadır, manyetik kuyruğu ise onlarca Satürn yarıçapı boyunca uzanır.

Satürn'ün manyetosferi
Hubble tarafından görüntülenen Satürn'ün güney kutbu üzerindeki kutup ışıkları
Dahili alan[1][2]
Satürn'ün yarıçapı60.330 km
Ekvatoral alan şiddeti21 μT (0,21 G)
Dipol eğikliği<0,5°
Dönme süresi?
Güneş rüzgârı parametreleri[3]
Hız400 km/s
IMF gücü0,5 nT
Yoğunluk0,1 cm−3
Manyetosferik parametreler[4][5][6]
Tipİçsel
Şok dalgası mesafesi~27 Rs
Manyetopoz mesafesi~22 Rs
Ana iyonlarO+, H2O+, OH+, H3O+, HO2+, O2+ ve H+
Plazma kaynaklarıEnceladus
Kütle yükleme oranı~100 kg/s
Maksimum plazma yoğunluğu50–100 cm−3
Kutup ışıkları[7][8]
Tayfradyo, yakın-IR ve UV
Toplam güç0,5 TW
Radyo emisyon frekansları10–1300 kHz

Satürn'ün manyetosferi, gezegenin ve uydularının her ikisinden de kaynaklanan plazmalarla doludur. Ana kaynak, güney kutbundaki gayzerlerden 1.000 kg/s kadar su buharı çıkaran küçük uydu Enceladus'tur, bunun bir kısmı iyonize edilir ve Satürn'ün manyetik alanı ile eşzamanlı olarak dönmeye zorlanır. Bu da, alanı saniyede 100 kg su iyonu grubu yükler. Bu plazma, yer değiştirme kararsızlığı mekanizması aracılığıyla iç manyetosferden yavaşça dışarı doğru hareket eder ve ardından manyetik kuyruktan kaçar.

Satürn'ün manyetosferi ile güneş rüzgarı arasındaki etkileşim; görünür, kızılötesi ve ultraviyole ışıkta gözlemlenen parlak oval kutup ışıklarına neden olur. Kutup ışıkları, 100 kHz ile 1300 kHz arasındaki frekans aralığını kapsayan ve bir zamanlar gezegenin dönüşüne eşit bir periyotla modüle olduğu düşünülen güçlü Satürn kilometrik radyasyonu (SKR) ile ilişkilidir. Ancak daha sonraki ölçümler, SKR'nin modülasyon periyodunun %1 kadar değiştiğini gösterdi ve bu nedenle muhtemelen Satürn'ün gerçek dönme periyoduyla tam olarak örtüşmez. 2010 yılına kadar bilinmeyen bu periyodikliğin özellikleri hala tam olarak çözülememiştir. Manyetosferin içinde, enerjileri onlarca megaelektronvolta ulaşan parçacıkların bulunduğu radyasyon kuşakları vardır. Enerjik parçacıklar, Satürn'ün buzlu iç uydularının yüzeyleri üzerinde önemli bir etkiye sahiptir.

1980-1981 yıllarında, Satürn'ün manyetosferi Voyager uzay aracı tarafından incelendi. Ayrıca, 2004 yılında gezegene ulaşan ve Satürn'ü 13 yılı aşkın bir süre gözlemleyen Cassini görevi tarafından Eylül 2017'ye kadar devam eden bir araştırma konusu oldu.

Kaynakça değiştir

  1. ^ Russell, C.T. (1993). "Planetary Magnetospheres". Reports on Progress in Physics. 56 (6): 687-732. Bibcode:1993RPPh...56..687R. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001. 
  2. ^ 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" (PDF). Annales Geophysicae. 24 (3): 1145-56. Bibcode:2006AnGeo..24.1145B. doi:10.5194/angeo-24-1145-2006. 10 Nisan 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 28 Mart 2023. 
  3. ^ Blanc, M.; Kallenbach, R.; Erkaev, N.V. (2005). "Solar System Magnetospheres". Space Science Reviews. 116 (1–2): 227-298. Bibcode:2005SSRv..116..227B. doi:10.1007/s11214-005-1958-y. 10 Nisan 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Mart 2023. 
  4. ^ Sittler, E.C.; Andre, N.; Blanc, M. (2008). "Ion and neutral sources and sinks within Saturn's inner magnetosphere: Cassini results" (PDF). Planetary and Space Science. 56 (1): 3-18. Bibcode:2008P&SS...56....3S. doi:10.1016/j.pss.2007.06.006. 2 Mart 2012 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Nisan 2009. 
  5. ^ Tokar, R.L.; Johnson, R.E.; Hill, T.V. (2006). "The Interaction of the Atmosphere of Enceladus with Saturn's Plasma". Science. 311 (5766): 1409-12. Bibcode:2006Sci...311.1409T. doi:10.1126/science.1121061. PMID 16527967. 
  6. ^ Gombosi, Tamas I.; Armstrong, Thomas P.; Arridge, Christopher S. (2009). "Saturn's Magnetospheric Configuration". Saturn from Cassini–Huygens. Springer Netherlands. ss. 203-255. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_9. ISBN 978-1-4020-9217-6. 
  7. ^ Zarka, P.; Kurth, W.S. (2005). "Radio wave emissions from the outer planets before Cassini". Space Science Reviews. 116 (1–2): 371-397. Bibcode:2005SSRv..116..371Z. doi:10.1007/s11214-005-1962-2. 9 Nisan 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Mart 2023. 
  8. ^ Bhardwaj, Anil; Gladstone, G. Randall (2000). "Auroral emissions of the giant planets" (PDF). Reviews of Geophysics. 38 (3): 295-353. Bibcode:2000RvGeo..38..295B. doi:10.1029/1998RG000046. 28 Haziran 2011 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Mart 2023. 

İlave okumalar değiştir

Dış bağlantılar değiştir