La magnetosfera de Saturno es la cavidad creada en el flujo del viento solar por el campo magnético generado internamente por el planeta . Descubierta en 1979 por la sonda espacial Pioneer 11 , la magnetosfera de Saturno es la segunda más grande de cualquier planeta del Sistema Solar después de Júpiter . La magnetopausa , el límite entre la magnetosfera de Saturno y el viento solar, se encuentra a una distancia de unos 20 radios de Saturno desde el centro del planeta, mientras que su cola magnética se extiende cientos de radios de Saturno detrás de ella.
La magnetosfera de Saturno está llena de plasmas que se originan tanto en el planeta como en sus lunas. La principal fuente es la pequeña luna Encélado , que expulsa hasta 1.000 kg/s de vapor de agua desde los géiseres de su polo sur, una parte del cual está ionizado y obligado a co-rotar con el campo magnético de Saturno. Esto carga el campo con hasta 100 kg de iones del grupo del agua por segundo. Este plasma se mueve gradualmente hacia afuera de la magnetosfera interior a través del mecanismo de inestabilidad de intercambio y luego escapa a través de la cola magnética.
La interacción entre la magnetosfera de Saturno y el viento solar genera brillantes auroras ovaladas alrededor de los polos del planeta que se observan en luz visible, infrarroja y ultravioleta . Las auroras están relacionadas con la poderosa radiación kilométrica saturniana (SKR), que abarca el intervalo de frecuencia entre 100 kHz y 1300 kHz y que alguna vez se pensó que modulaba con un período igual a la rotación del planeta. Sin embargo, mediciones posteriores mostraron que la periodicidad de la modulación de la SKR varía hasta en un 1%, por lo que probablemente no coincida exactamente con el verdadero período de rotación de Saturno, que a partir de 2010 sigue siendo desconocido. Dentro de la magnetosfera hay cinturones de radiación, que albergan partículas con energía tan alta como decenas de megaelectronvoltios . Las partículas energéticas tienen una influencia significativa en las superficies de las lunas heladas interiores de Saturno .
Entre 1980 y 1981, la magnetosfera de Saturno fue estudiada por la sonda espacial Voyager . Hasta septiembre de 2017, fue objeto de investigación continua por parte de la misión Cassini , que llegó en 2004 y pasó más de 13 años observando el planeta.
Inmediatamente después del descubrimiento de las emisiones de radio decamétricas de Júpiter en 1955, se intentó detectar una emisión similar de Saturno, pero con resultados no concluyentes. [9] La primera evidencia de que Saturno podría tener un campo magnético generado internamente llegó en 1974, con la detección de débiles emisiones de radio del planeta en la frecuencia de aproximadamente 1 MHz.
Estas emisiones de onda media fueron moduladas con un período de aproximadamente 10 h 30 min , que fue interpretado como el período de rotación de Saturno . [10] Sin embargo, la evidencia disponible en la década de 1970 era demasiado poco concluyente y algunos científicos pensaron que Saturno podría carecer de un campo magnético en absoluto, mientras que otros incluso especularon que el planeta podría estar más allá de la heliopausa . [11] La primera detección definitiva del campo magnético saturnino se realizó solo el 1 de septiembre de 1979, cuando fue atravesado por la nave espacial Pioneer 11 , que midió directamente la intensidad de su campo magnético. [2]
Al igual que el campo magnético de Júpiter , el de Saturno es creado por una dinamo fluida dentro de una capa de hidrógeno metálico líquido circulante en su núcleo externo. [1] Al igual que la Tierra, el campo magnético de Saturno es principalmente un dipolo , con polos norte y sur en los extremos de un único eje magnético. [12] En Saturno, como en Júpiter, el polo magnético norte se encuentra en el hemisferio norte y el polo magnético sur se encuentra en el hemisferio sur, de modo que las líneas del campo magnético apuntan lejos del polo norte y hacia el polo sur. Esto se invierte en comparación con la Tierra, donde el polo magnético norte se encuentra en el hemisferio sur. [13] El campo magnético de Saturno también tiene componentes cuadrupolos , octupolos y superiores, aunque son mucho más débiles que el dipolo. [12]
La intensidad del campo magnético en el ecuador de Saturno es de aproximadamente 21 μT (0,21 G ), lo que corresponde a un momento magnético dipolar de aproximadamente 4,6 × 10 18 T • m 3 . [2] Esto hace que el campo magnético de Saturno sea ligeramente más débil que el de la Tierra; sin embargo, su momento magnético es aproximadamente 580 veces mayor. [1] El dipolo magnético de Saturno está estrictamente alineado con su eje de rotación, lo que significa que el campo, de manera única, es altamente axisimétrico. [12] El dipolo está ligeramente desplazado (en 0,037 R s ) a lo largo del eje de rotación de Saturno hacia el polo norte. [2]
El campo magnético interno de Saturno desvía el viento solar , una corriente de partículas ionizadas emitidas por el Sol , lejos de su superficie, impidiendo que interactúe directamente con su atmósfera y creando en su lugar su propia región, llamada magnetosfera, compuesta de un plasma muy diferente al del viento solar. [12] La magnetosfera de Saturno es la segunda magnetosfera más grande del Sistema Solar después de la de Júpiter. [3]
Al igual que con la magnetosfera de la Tierra, el límite que separa el plasma del viento solar del que se encuentra dentro de la magnetosfera de Saturno se llama magnetopausa . [2] La distancia de la magnetopausa desde el centro del planeta en el punto subsolar [nota 1] varía ampliamente de 16 a 27 R s (R s = 60.330 km es el radio ecuatorial de Saturno). [14] [15] La posición de la magnetopausa depende de la presión ejercida por el viento solar, que a su vez depende de la actividad solar . La distancia media de separación de la magnetopausa es de unos 22 R s . [6] Delante de la magnetopausa (a una distancia de unos 27 R s del planeta) [6] se encuentra el arco de choque , una perturbación similar a una estela en el viento solar causada por su colisión con la magnetosfera. La región entre el arco de choque y la magnetopausa se llama magnetovaina . [16]
En el lado opuesto del planeta, el viento solar estira las líneas del campo magnético de Saturno en una larga cola magnética , [12] que consta de dos lóbulos, con el campo magnético en el lóbulo norte apuntando lejos de Saturno y el sur apuntando hacia él. [16] Los lóbulos están separados por una fina capa de plasma llamada capa de corriente de cola . [13] Al igual que la de la Tierra, la cola de Saturno es un canal a través del cual el plasma solar entra en las regiones internas de la magnetosfera. [17] Al igual que Júpiter, la cola es el conducto a través del cual el plasma del origen magnetosférico interno sale de la magnetosfera. [17] El plasma que se mueve desde la cola a la magnetosfera interior se calienta y forma una serie de cinturones de radiación . [12]
La magnetosfera de Saturno se divide a menudo en cuatro regiones. [18] La región más interna ubicada junto a los anillos planetarios de Saturno , dentro de aproximadamente 3 R s , tiene un campo magnético estrictamente dipolar. Está en gran parte desprovista de plasma, que es absorbido por las partículas de los anillos, aunque los cinturones de radiación de Saturno se encuentran en esta región más interna justo dentro y fuera de los anillos. [18] La segunda región entre 3 y 6 R s contiene el toro de plasma frío y se llama magnetosfera interna. Contiene el plasma más denso del sistema saturniano. El plasma en el toro se origina en las lunas heladas interiores y particularmente en Encélado . [18] El campo magnético en esta región también es principalmente dipolar. [19] La tercera región se encuentra entre 6 y 12-14 R s y se llama capa de plasma dinámica y extendida . El campo magnético en esta región es estirado y no dipolar, [18] mientras que el plasma está confinado a una delgada capa de plasma ecuatorial . [19] La cuarta región más externa se encuentra más allá de los 15 Rs en latitudes altas y continúa hasta el límite de la magnetopausa. Se caracteriza por una baja densidad de plasma y un campo magnético variable, no dipolar, fuertemente influenciado por el viento solar. [18]
En las partes externas de la magnetosfera de Saturno, más allá de aproximadamente 15-20 R s [20], el campo magnético cerca del plano ecuatorial está muy estirado y forma una estructura similar a un disco llamada magnetodisco . [21] El disco continúa hasta la magnetopausa en el lado diurno y pasa a la cola magnética en el lado nocturno. [22] Cerca del lado diurno puede estar ausente cuando la magnetosfera está comprimida por el viento solar, lo que generalmente sucede cuando la distancia de la magnetopausa es menor a 23 R s . En el lado nocturno y los flancos de la magnetosfera, el magnetodisco siempre está presente. [21] El magnetodisco saturnino es un análogo mucho más pequeño del magnetodisco joviano. [17]
La capa de plasma de la magnetosfera de Saturno tiene una forma de cuenco que no se encuentra en ninguna otra magnetosfera conocida. Cuando Cassini llegó en 2004, había invierno en el hemisferio norte. Las mediciones del campo magnético y la densidad del plasma revelaron que la capa de plasma estaba deformada y se encontraba al norte del plano ecuatorial, con el aspecto de un cuenco gigante. Semejante forma era inesperada. [21]
Los procesos que impulsan la magnetosfera de Saturno son similares a los que impulsan la magnetosfera de la Tierra y Júpiter. [23] Así como la magnetosfera de Júpiter está dominada por la co-rotación del plasma y la carga de masa de Ío , la magnetosfera de Saturno está dominada por la co-rotación del plasma y la carga de masa de Encélado . Sin embargo, la magnetosfera de Saturno es mucho más pequeña en tamaño, mientras que su región interior contiene demasiado poco plasma para distenderla seriamente y crear un gran magnetodisco. [13] [nota 2] Esto significa que está mucho más fuertemente influenciada por el viento solar y que, al igual que el campo magnético de la Tierra , su dinámica se ve afectada por la reconexión con el viento de manera similar al ciclo de Dungey . [13]
Otra característica distintiva de la magnetosfera de Saturno es la gran abundancia de gas neutro alrededor del planeta. Como lo revela la observación ultravioleta de Cassini, el planeta está envuelto en una gran nube de hidrógeno , vapor de agua y sus productos disociativos como el hidroxilo , que se extiende hasta 45 R s desde Saturno. En la magnetosfera interior, la relación de neutros a iones es de alrededor de 60 y aumenta en la magnetosfera exterior, lo que significa que todo el volumen magnetosférico está lleno de gas débilmente ionizado relativamente denso. Esto es diferente, por ejemplo, de Júpiter o la Tierra, donde los iones dominan sobre el gas neutro, y tiene consecuencias para la dinámica magnetosférica. [24]
La composición del plasma en la magnetosfera interior de Saturno está dominada por los iones del grupo del agua: O + , H 2 O + , OH + y otros, ion hidronio (H 3 O + ), HO 2 + y O 2 + , [4] aunque también están presentes protones e iones de nitrógeno (N + ). [25] [26] La principal fuente de agua es Encélado, que libera 300–600 kg/s de vapor de agua de los géiseres cerca de su polo sur. [4] [27] El agua liberada y los radicales hidroxilo (OH) (un producto de la disociación del agua) forman un toro bastante grueso alrededor de la órbita de la luna a 4 R s con densidades de hasta 10.000 moléculas por centímetro cúbico. [5] Al menos 100 kg/s de esta agua se ionizan finalmente y se añaden al plasma magnetosférico co-rotante. [5] Otras fuentes de iones del grupo del agua son los anillos de Saturno y otras lunas heladas. [27] La sonda Cassini también observó pequeñas cantidades de iones N + en la magnetosfera interior, que probablemente también se originan en Encélado. [28]
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En las partes externas de la magnetosfera, los iones dominantes son los protones, que se originan ya sea del viento solar o de la ionosfera de Saturno. [29] Titán , que orbita cerca del límite de la magnetopausa a 20 R s , no es una fuente significativa de plasma. [29] [30]
El plasma relativamente frío en la región más interna de la magnetosfera de Saturno, dentro de 3 R s (cerca de los anillos) se compone principalmente de iones O + y O 2 + . [25] Estos iones junto con los electrones forman una ionosfera que rodea los anillos saturninos. [31]
Tanto en Júpiter como en Saturno, se cree que el transporte de plasma desde las partes internas a las externas de la magnetosfera está relacionado con la inestabilidad del intercambio. [25] [32] En el caso de Saturno, el intercambio de carga facilita la transferencia de energía desde los iones previamente calientes a los gases neutros en la magnetosfera interna. [33] Luego, los tubos de flujo magnético cargados con este plasma recién frío y rico en agua se intercambian con los tubos de flujo llenos de plasma caliente que llegan desde la magnetosfera exterior. [25] La inestabilidad es impulsada por la fuerza centrífuga ejercida por el plasma sobre el campo magnético. [18] El plasma frío finalmente es eliminado de la magnetosfera por plasmoides formados cuando el campo magnético se reconecta en la cola magnética. [32] Los plasmoides se mueven hacia abajo por la cola y escapan de la magnetosfera. [32] Se cree que el proceso de reconexión o subtormenta está bajo el control del viento solar y la luna más grande de Saturno, Titán, que orbita cerca del límite exterior de la magnetosfera. [30]
En la región del magnetodisco, más allá de 6 R s , el plasma dentro de la lámina co-rotativa ejerce una fuerza centrífuga significativa sobre el campo magnético, haciendo que se estire. [34] [nota 3] Esta interacción crea una corriente en el plano ecuatorial que fluye azimutalmente con la rotación y se extiende hasta 20 R s desde el planeta. [35] La fuerza total de esta corriente varía de 8 a 17 MA . [34] [35] La corriente de anillo en la magnetosfera saturniana es muy variable y depende de la presión del viento solar, siendo más fuerte cuando la presión es más débil. [35] El momento magnético asociado con esta corriente deprime ligeramente (en unos 10 nT) el campo magnético en la magnetosfera interior, [36] aunque aumenta el momento magnético total del planeta y hace que el tamaño de la magnetosfera se haga más grande. [35]
Saturno tiene auroras polares brillantes, que se han observado en la luz ultravioleta , visible e infrarroja cercana . [37] Las auroras generalmente se ven como círculos continuos brillantes (óvalos) que rodean los polos del planeta. [38] La latitud de los óvalos aurorales varía en el rango de 70-80°; [8] la posición promedio es 75 ± 1° para la aurora del sur, mientras que la aurora del norte está más cerca del polo en aproximadamente 1,5°. [39] [nota 4] De vez en cuando, cualquiera de las auroras puede asumir una forma espiral en lugar de ovalada. En este caso, comienza cerca de la medianoche a una latitud de alrededor de 80°, luego su latitud disminuye hasta 70° a medida que continúa en los sectores del amanecer y el día (en sentido antihorario). [41] En el sector del anochecer, la latitud auroral aumenta nuevamente, aunque cuando regresa al sector nocturno todavía tiene una latitud relativamente baja y no se conecta con la parte más brillante del amanecer. [38]
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A diferencia de Júpiter, los principales óvalos aurorales de Saturno no están relacionados con la ruptura de la co-rotación del plasma en las partes externas de la magnetosfera del planeta. [8] Se cree que las auroras de Saturno están conectadas a la reconexión del campo magnético bajo la influencia del viento solar (ciclo de Dungey), [13] que impulsa una corriente ascendente (alrededor de 10 millones de amperios ) desde la ionosfera y conduce a la aceleración y precipitación de electrones energéticos (1-10 keV) en la termosfera polar de Saturno. [43] Las auroras saturninas son más similares a las de la Tierra, donde también son impulsadas por el viento solar. [38] Los óvalos en sí mismos corresponden a los límites entre las líneas de campo magnético abiertas y cerradas, los llamados casquetes polares , que se cree que residen a una distancia de 10-15° de los polos. [43]
Las auroras de Saturno son muy variables. [38] Su ubicación y brillo dependen en gran medida de la presión del viento solar : las auroras se vuelven más brillantes y se acercan a los polos cuando aumenta la presión del viento solar. [38] Se observa que las características aurorales brillantes giran a una velocidad angular del 60 al 75 % de la de Saturno. De vez en cuando aparecen características brillantes en el sector del amanecer del óvalo principal o en su interior. [41] La potencia total promedio emitida por las auroras es de aproximadamente 50 GW en el ultravioleta lejano (80 a 170 nm) y de 150 a 300 GW en las partes del infrarrojo cercano (3 a 4 μm - emisiones de H 3 + ) del espectro. [8]
Saturno es la fuente de emisiones de radio de baja frecuencia bastante fuertes llamadas radiación kilométrica de Saturno (SKR). La frecuencia de SKR se encuentra en el rango de 10-1300 kHz (longitud de onda de unos pocos kilómetros) con el máximo alrededor de 400 kHz. [7] La potencia de estas emisiones está fuertemente modulada por la rotación del planeta y está correlacionada con cambios en la presión del viento solar. Por ejemplo, cuando Saturno se sumergió en la cola magnética gigante de Júpiter durante el sobrevuelo de la Voyager 2 en 1981, la potencia de SKR disminuyó en gran medida o incluso cesó por completo. [7] [44] Se cree que la radiación kilométrica es generada por la inestabilidad del máser del ciclotrón de los electrones que se mueven a lo largo de las líneas del campo magnético relacionadas con las regiones aurorales de Saturno. [44] Por lo tanto, la SKR está relacionada con las auroras alrededor de los polos del planeta . La radiación en sí comprende emisiones espectralmente difusas, así como tonos de banda estrecha con anchos de banda tan estrechos como 200 Hz. En el plano frecuencia-tiempo, a menudo se observan características de tipo arco, de forma muy similar al caso de la radiación kilométrica joviana. [44] La potencia total del SKR es de alrededor de 1 GW. [7]
La modulación de las emisiones de radio por la rotación planetaria se utiliza tradicionalmente para determinar el período de rotación de los interiores de los planetas gigantes fluidos. [45] En el caso de Saturno, sin embargo, esto parece ser imposible, ya que el período varía en la escala de tiempo de diez años. En 1980-1981, la periodicidad de las emisiones de radio medidas por las Voyager 1 y 2 fue de 10 h 39 min 24 ± 7 s , que luego se adoptó como el período de rotación de Saturno. Los científicos se sorprendieron cuando Galileo y luego Cassini devolvieron un valor diferente: 10 h 45 min 45 ± 36 s . [45] Observaciones posteriores indicaron que el período de modulación cambia hasta en un 1% en la escala de tiempo característica de 20-30 días con una tendencia adicional a largo plazo. Existe una correlación entre el período y la velocidad del viento solar, sin embargo, las causas de este cambio siguen siendo un misterio. [45] Una de las razones puede ser que el campo magnético saturnino, perfectamente simétrico axialmente, no logra imponer una corrotación estricta sobre el plasma magnetosférico, lo que hace que se deslice con respecto al planeta. La falta de una correlación precisa entre el período de variación de SKR y la rotación planetaria hace que sea casi imposible determinar el verdadero período de rotación de Saturno. [46]
Saturno tiene cinturones de radiación relativamente débiles, porque las partículas energéticas son absorbidas por las lunas y el material particulado que orbita el planeta. [47] El cinturón de radiación más denso (principal) se encuentra entre el borde interior del toro de gas de Encélado a 3,5 R s y el borde exterior del Anillo A a 2,3 R s . Contiene protones y electrones relativistas con energías de cientos de kiloelectronvoltios (keV) hasta decenas de megaelectronvoltios (MeV) y posiblemente otros iones. [48] Más allá de 3,5 R s las partículas energéticas son absorbidas por el gas neutro y sus números caen, aunque partículas menos energéticas con energías en el rango de cientos de keV aparecen de nuevo más allá de 6 R s —estas son las mismas partículas que contribuyen a la corriente del anillo. [nota 3] [48] Los electrones en el cinturón principal probablemente se originan en la magnetosfera exterior o el viento solar, desde donde son transportados por la difusión y luego calentados adiabáticamente. [49] Sin embargo, los protones energéticos consisten en dos poblaciones de partículas. La primera población con energías de menos de unos 10 MeV tiene el mismo origen que los electrones, [48] mientras que la segunda con el flujo máximo cerca de 20 MeV resulta de la interacción de los rayos cósmicos con material sólido presente en el sistema saturniano (el llamado proceso de desintegración de neutrones por albedo de rayos cósmicos, CRAND). [49] El cinturón de radiación principal de Saturno está fuertemente influenciado por las perturbaciones del viento solar interplanetario. [48]
La región más interna de la magnetosfera cerca de los anillos generalmente está desprovista de iones y electrones energéticos porque son absorbidos por las partículas del anillo. [48] Saturno, sin embargo, tiene el segundo cinturón de radiación descubierto por Cassini en 2004 y ubicado justo dentro del anillo D más interno . [47] Este cinturón probablemente consiste en partículas cargadas energéticas formadas a través del proceso CRAND o de átomos neutros energéticos ionizados que provienen del cinturón de radiación principal. [48]
Los cinturones de radiación de Saturno son generalmente mucho más débiles que los de Júpiter y no emiten mucha radiación de microondas (con una frecuencia de unos pocos gigahercios). Las estimaciones muestran que sus emisiones de radio decimétricas (DIM) serían imposibles de detectar desde la Tierra. [50] Sin embargo, las partículas de alta energía causan la erosión de las superficies de las lunas heladas y expulsan agua, productos de agua y oxígeno de ellas. [49]
La abundante población de cuerpos sólidos que orbitan Saturno, incluidas las lunas y las partículas de los anillos, ejerce una fuerte influencia en la magnetosfera de Saturno. El plasma de la magnetosfera co-rota con el planeta, incidiendo continuamente en los hemisferios posteriores de las lunas que se mueven lentamente. [51] Mientras que las partículas de los anillos y la mayoría de las lunas solo absorben pasivamente el plasma y las partículas cargadas energéticas, tres lunas (Encélado, Dione y Titán) son fuentes significativas de plasma nuevo. [52] [53] La absorción de electrones e iones energéticos se revela por brechas notables en los cinturones de radiación de Saturno cerca de las órbitas de la luna, mientras que los densos anillos de Saturno eliminan todos los electrones e iones energéticos más cerca de 2,2 R S , creando una zona de baja radiación en las proximidades del planeta. [48] La absorción del plasma co-rotativo por una luna perturba el campo magnético en su estela vacía: el campo es atraído hacia una luna, creando una región de un campo magnético más fuerte en la estela cercana. [51]
Las tres lunas mencionadas anteriormente añaden plasma nuevo a la magnetosfera. La fuente más fuerte con diferencia es Encélado, que expulsa una fuente de vapor de agua, dióxido de carbono y nitrógeno a través de grietas en su región del polo sur. [27] Una fracción de este gas es ionizada por los electrones calientes y la radiación ultravioleta solar y se añade al flujo de plasma co-rotacional. [52] Se creía que Titán era la principal fuente de plasma en la magnetosfera de Saturno, especialmente de nitrógeno. Los nuevos datos obtenidos por Cassini en 2004-2008 establecieron que no es una fuente significativa de nitrógeno después de todo, [29] aunque todavía puede proporcionar cantidades significativas de hidrógeno (debido a la disociación del metano ). [54] Dione es la tercera luna que produce más plasma nuevo del que absorbe. La masa de plasma creada en sus proximidades (unos 6 g/s) es aproximadamente 1/300 de la que se crea cerca de Encélado. [53] Sin embargo, incluso este bajo valor no puede explicarse únicamente por la pulverización de su superficie helada por partículas energéticas, lo que puede indicar que Dione es endógenamente activa como Encélado. Las lunas que crean nuevo plasma ralentizan el movimiento del plasma corrotante en su vecindad, lo que conduce a la acumulación de las líneas de campo magnético frente a ellas y al debilitamiento del campo en sus estelas: el campo las envuelve. [55] Esto es lo opuesto a lo que se observa en las lunas que absorben plasma.
El plasma y las partículas energéticas presentes en la magnetosfera de Saturno, al ser absorbidas por partículas de los anillos y lunas, provocan la radiólisis del hielo de agua. Sus productos incluyen ozono , peróxido de hidrógeno y oxígeno molecular . [56] El primero se ha detectado en las superficies de Rea y Dione, mientras que se piensa que el segundo es responsable de las pronunciadas pendientes espectrales de las reflectividades de las lunas en la región ultravioleta. [56] El oxígeno producido por la radiólisis forma atmósferas tenues alrededor de los anillos y las lunas heladas. La atmósfera de los anillos fue detectada por Cassini por primera vez en 2004. [57] Una fracción del oxígeno se ioniza, creando una pequeña población de iones O 2 + en la magnetosfera. [56] La influencia de la magnetosfera de Saturno en sus lunas es más sutil que la influencia de Júpiter en sus lunas. En este último caso, la magnetosfera contiene una cantidad significativa de iones de azufre, que, cuando se implantan en las superficies, producen firmas espectrales características. En el caso de Saturno, los niveles de radiación son mucho más bajos y el plasma está compuesto principalmente por productos de agua, que, al implantarse, son indistinguibles del hielo ya presente. [56]
Hasta 2014, cuatro sondas espaciales han explorado directamente la magnetosfera de Saturno. La primera misión para estudiar la magnetosfera fue la Pioneer 11 en septiembre de 1979. La Pioneer 11 descubrió el campo magnético y realizó algunas mediciones de los parámetros del plasma. [2] En noviembre de 1980 y agosto de 1981, las sondas Voyager 1-2 investigaron la magnetosfera utilizando un conjunto mejorado de instrumentos. [2] A partir de las trayectorias de vuelo, midieron el campo magnético planetario, la composición y densidad del plasma, la energía de las partículas de alta energía y su distribución espacial, las ondas de plasma y las emisiones de radio. La sonda espacial Cassini se lanzó en 1997 y llegó en 2004, realizando las primeras mediciones en más de dos décadas. La nave espacial continuó proporcionando información sobre el campo magnético y los parámetros del plasma de la magnetosfera saturniana hasta su destrucción intencional el 15 de septiembre de 2017.
En la década de 1990, la sonda espacial Ulysses realizó extensas mediciones de la radiación kilométrica saturniana (SKR), [7] que no es observable desde la Tierra debido a la absorción en la ionosfera . [58] La SKR es lo suficientemente potente como para ser detectada desde una nave espacial a una distancia de varias unidades astronómicas del planeta. Ulysses descubrió que el período de la SKR varía hasta en un 1% y, por lo tanto, no está directamente relacionado con el período de rotación del interior de Saturno. [7]