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 nave 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 del 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 procedentes tanto del planeta como de sus lunas. La fuente principal es la pequeña luna Encelado , que expulsa hasta 1.000 kg/s de vapor de agua de los géiseres de su polo sur, una parte del cual está ionizada y obligada a co-rotar con el campo magnético de Saturno. Esto carga el campo con hasta 100 kg de iones del grupo agua por segundo. Este plasma sale gradualmente 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 observadas en luz visible, infrarroja y ultravioleta . Las auroras están relacionadas con la poderosa radiación kilométrica de Saturno (SKR), que abarca el intervalo de frecuencia entre 100 kHz y 1300 kHz y 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 del SKR varía hasta en un 1%, por lo que probablemente no coincide exactamente con el verdadero período de rotación de Saturno, que hasta 2010 sigue siendo desconocido. Dentro de la magnetosfera hay cinturones de radiación, que albergan partículas con energía de hasta decenas de megaelectronvoltios . Las partículas energéticas tienen una influencia significativa en las superficies de las lunas heladas interiores de Saturno .
En 1980-1981, la nave espacial Voyager estudió la magnetosfera de Saturno . Hasta septiembre de 2017 fue objeto de investigación en curso 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 sin resultados 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 a una frecuencia de aproximadamente 1 MHz.
Estas emisiones de onda media fueron moduladas con un periodo de unas 10 h 30 min , lo que se interpretó como el periodo de rotación de Saturno . [10] Sin embargo, las pruebas disponibles en la década de 1970 no eran concluyentes y algunos científicos pensaban que Saturno podría carecer por completo de campo magnético, mientras que otros incluso especulaban que el planeta podría estar más allá de la heliopausa . [11] La primera detección definitiva del campo magnético de Saturno se realizó el 1 de septiembre de 1979, cuando la nave espacial Pioneer 11 lo atravesó y 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 que circula en su núcleo externo. [1] Al igual que la Tierra, el campo magnético de Saturno es principalmente un dipolo , con los polos norte y sur en los extremos de un solo eje magnético. [12] En Saturno, al igual que en Júpiter, el polo norte magnético se encuentra en el hemisferio norte, y el polo sur magnético se encuentra en el hemisferio sur, de modo que las líneas del campo magnético apuntan en dirección opuesta al polo norte y hacia el polo sur. Esto es lo contrario que en la Tierra, donde el polo norte magnético se encuentra en el hemisferio sur. [13] El campo magnético de Saturno también tiene cuadrupolo , octupolo y componentes 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, singularmente, es altamente simétrico. [12] El dipolo está ligeramente desplazado (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, impidiéndole interactuar directamente con su atmósfera y creando en su lugar su propia región, llamada magnetosfera, compuesta por un plasma muy diferente al la 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 interior 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 promedio de separación de la magnetopausa es de aproximadamente 22 R s . [6] Delante de la magnetopausa (a una distancia de aproximadamente 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 funda magnética . [dieciséis]
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 en dirección opuesta a Saturno y el sur apuntando hacia él. . [16] Los lóbulos están separados por una fina capa de plasma llamada lámina 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 ingresa a 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 hacia la magnetosfera interior se calienta y forma una serie de cinturones de radiación . [12]
La magnetosfera de Saturno suele dividirse en cuatro regiones. [18] La región más interna ubicada junto con los anillos planetarios de Saturno , dentro de aproximadamente 3 R s , tiene un campo magnético estrictamente dipolar. Está prácticamente desprovisto 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 interior. Contiene el plasma más denso del sistema saturniano. El plasma del toro proviene de las lunas heladas interiores y, en particular, de Encelado . [18] El campo magnético en esta región también es mayoritariamente dipolar. [19] La tercera región se encuentra entre 6 y 12-14 R s y se llama lámina 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 lámina de plasma ecuatorial . [19] La cuarta región más exterior se encuentra más allá de 15 R s en latitudes altas y continúa hasta el límite de la magnetopausa. Se caracteriza por una baja densidad de plasma y un campo magnético variable y no dipolar fuertemente influenciado por el viento solar. [18]
En las partes exteriores de la magnetosfera de Saturno, más allá de aproximadamente 15 a 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 es comprimida por el viento solar, lo que suele ocurrir cuando la distancia de la magnetopausa es inferior a 23 R s . En el lado nocturno y en los flancos de la magnetosfera, el magnetodisco siempre está presente. [21] El magnetodisco de Saturno es un análogo mucho más pequeño del magnetodisco de Joviano. [17]
La lámina de plasma en 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 lámina de plasma estaba deformada y se encontraba al norte del plano ecuatorial, pareciendo un cuenco gigante. Esa forma fue inesperada. [21]
Los procesos que impulsan la magnetosfera de Saturno son similares a los que impulsan 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 Io , la magnetosfera de Saturno está dominada por la co-rotación del plasma y la carga de masa de Encelado . Sin embargo, la magnetosfera de Saturno es mucho más pequeña, mientras que su región interior contiene muy poco plasma para distenderla seriamente y crear un gran magnetodisco. [13] [nota 2] Esto significa que está influenciado mucho más fuertemente 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 similar al ciclo de Dungey . [13]
Otra característica distintiva de la magnetosfera de Saturno es la gran abundancia de gas neutro alrededor del planeta. Según lo revelado por 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 de Saturno. En la magnetosfera interior, la proporción 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 relativamente denso y débilmente ionizado. 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 agua: O + , H 2 O + , OH + y otros, ion hidronio (H 3 O + ), HO 2 + y O 2 + , [4] aunque los protones y también están presentes iones nitrógeno (N + ). [25] [26] La principal fuente de agua es Encelado, que libera entre 300 y 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 finalmente se ionizan y se añaden al plasma magnetosférico co-rotativo. [5] Otras fuentes de iones del grupo agua son los anillos de Saturno y otras lunas heladas. [27] La nave espacial Cassini también observó pequeñas cantidades de iones N + en la magnetosfera interior, que probablemente también se originan en Encelado. [28]
.jpg/1280px-Ring_current_around_Saturn_(Cassini).jpg)
En las partes exteriores de la magnetosfera los iones dominantes son los protones, que se originan en el viento solar o en la ionosfera de Saturno. [29] Titán , que orbita cerca del límite de la magnetopausa a 20 R s , no es una fuente importante 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] Allí, los iones, junto con los electrones, forman una ionosfera que rodea los anillos de Saturno. [31]
Tanto para Júpiter como para Saturno, se cree que el transporte de plasma desde el interior hacia el exterior 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 de los iones previamente calientes a los gases neutros en la magnetosfera interior. [33] Luego, los tubos de flujo magnético cargados con este plasma recién frío y rico en agua se intercambian con tubos de flujo llenos de plasma caliente que llega 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 mediante plasmoides formados cuando el campo magnético se reconecta en la cola magnética. [32] Los plasmoides descienden 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 de Titán, la luna más grande de Saturno, 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, provocando que se estire. [34] [nota 3] Esta interacción crea una corriente en el plano ecuatorial que fluye azimutalmente con 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 del anillo en la magnetosfera de Saturno 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 ligeramente (aproximadamente 10 nT) deprime ligeramente 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 parecen círculos brillantes y continuos (óvalos) que rodean los polos del planeta. [38] La latitud de los óvalos aurorales varía en el rango de 70 a 80°; [8] la posición promedio es 75 ± 1° para la aurora sur, mientras que la aurora norte está más cerca del polo aproximadamente 1,5°. [39] [nota 4] De vez en cuando, cualquiera de las auroras puede adoptar una forma espiral en lugar de ovalada. En este caso, comienza cerca de la medianoche en una latitud de alrededor de 80°, luego su latitud disminuye hasta 70° a medida que continúa hacia los sectores del amanecer y el día (en el sentido contrario a las agujas del reloj). [41] En el sector del crepúsculo la latitud auroral vuelve a aumentar, aunque cuando regresa al sector nocturno todavía tiene una latitud relativamente baja y no conecta con la parte más brillante del amanecer. [38]
.tif/lossy-page1-1280px-Saturn_and_its_northern_auroras_(composite_image).tif.jpg)
A diferencia de los de Júpiter, los principales óvalos aurorales de Saturno no están relacionados con la ruptura de la co-rotación del plasma en las partes exteriores de la magnetosfera del planeta. [8] Se cree que las auroras en Saturno están relacionadas con la reconexión del campo magnético bajo la influencia del viento solar (ciclo de Dungey), [13] que impulsa una corriente ascendente (aproximadamente 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 de Saturno son más similares a las de la Tierra, donde también son impulsadas por el viento solar. [38] Los propios óvalos 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 a 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 brillantes características aurorales giran con una velocidad angular del 60 al 75% de la de Saturno. De vez en cuando aparecen rasgos 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 (80–170 nm) y 150–300 GW en las partes del espectro del infrarrojo cercano (3–4 μm— emisiones de H 3 + ). . [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 a 1300 kHz (longitud de onda de unos pocos kilómetros), con un máximo de alrededor de 400 kHz. [7] La potencia de estas emisiones está fuertemente modulada por la rotación del planeta y está correlacionada con los 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 del SKR disminuyó considerablemente o incluso cesó por completo. [7] [44] Se cree que la radiación kilométrica es generada por el ciclotrón máser. Inestabilidad de los electrones que se mueven a lo largo de las líneas del campo magnético relacionadas con las regiones aurorales de Saturno. [44] Así, el SKR está relacionado 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 en forma de arco, como en el 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 del interior de planetas gigantes fluidos. [45] En el caso de Saturno, sin embargo, esto parece imposible, ya que el período varía en una 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 arrojaron un valor diferente: 10 h 45 min 45 ± 36 s . [45] Observaciones adicionales indicaron que el período de modulación cambia hasta en un 1% en la escala de tiempo característica de 20 a 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 razón puede ser que el campo magnético perfectamente simétrico axialmente de Saturno no logra imponer una corotación estricta en el plasma magnetosférico, haciéndolo deslizarse en relación con el 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 lunas y el material particulado que orbita el planeta absorben partículas energéticas. [47] El cinturón de radiación más denso (principal) se encuentra entre el borde interior del toro de gas de Encelado a 3,5 R s y el borde exterior del Anillo A a 2,3 R s . Contiene protones y electrones relativistas con energías que van desde 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 su número disminuye, aunque partículas menos energéticas con energías en el rango de cientos de keV aparecen nuevamente más allá de 6 R s ; estas son las mismas partículas que contribuyen al anillo. actual. [nota 3] [48] Los electrones en el cinturón principal probablemente se originan en la magnetosfera exterior o viento solar, desde donde son transportados por difusión y luego calentados adiabáticamente. [49] Sin embargo, los protones energéticos constan de dos poblaciones de partículas. La primera población con energías inferiores a unos 10 MeV tiene el mismo origen que los electrones, [48] mientras que la segunda con el flujo máximo cercano a los 20 MeV resulta de la interacción de los rayos cósmicos con material sólido presente en el sistema de Saturno (llamado así). proceso de desintegración de neutrones del albedo de los rayos cósmicos (CRAND). [49] El principal cinturón de radiación 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 de los anillos. [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 esté formado por partículas cargadas de energía formadas mediante el proceso CRAND o por átomos neutros energéticos ionizados procedentes 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 provocan la erosión de las superficies de las lunas heladas y expulsan agua, productos acuosos y oxígeno. [49]
La abundante población de cuerpos sólidos que orbitan alrededor de Saturno, incluidas lunas y partículas de anillos, ejerce una fuerte influencia en la magnetosfera de Saturno. El plasma en la magnetosfera co-gira con el planeta, incidiendo continuamente sobre los hemisferios posteriores de las lunas que se mueven lentamente. [51] Mientras que las partículas de los anillos y la mayoría de las lunas sólo absorben pasivamente plasma y partículas cargadas de energía, tres lunas (Encélado, Dione y Titán) son fuentes importantes de nuevo plasma. [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 baja zona de radiación en las proximidades del planeta. [48] La absorción del plasma en co-rotación 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 su estela cercana. [51]
Las tres lunas mencionadas anteriormente añaden nuevo plasma a la magnetosfera. Con diferencia, la fuente más potente es Encelado, que expulsa una fuente de vapor de agua, dióxido de carbono y nitrógeno a través de grietas en la región del polo sur. [27] Una fracción de este gas es ionizada por los electrones calientes y la radiación ultravioleta solar y se agrega al flujo de plasma co-rotacional. [52] Alguna vez se pensó 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, después de todo, no es una fuente importante de nitrógeno, [29] aunque aún 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 alrededores (aproximadamente 6 g/s) es aproximadamente 1/300 mayor que cerca de Encelado. [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 Encelado. Las lunas que crean nuevo plasma ralentizan el movimiento del plasma co-rotativo en su vecindad, lo que conduce a la acumulación de líneas de campo magnético frente a ellas y al debilitamiento del campo a su paso: el campo las envuelve. [55] Esto es lo contrario de lo que se observa en las lunas que absorben plasma.
El plasma y las partículas energéticas presentes en la magnetosfera de Saturno, cuando son absorbidos por las partículas de los anillos y las lunas, provocan la radiólisis del hielo de agua. Sus productos incluyen ozono , peróxido de hidrógeno y oxígeno molecular . [56] El primero ha sido detectado en las superficies de Rea y Dione, mientras que se cree 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 anillos y lunas heladas. La atmósfera del anillo 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 de productos acuosos que, una vez implantados, son indistinguibles del hielo ya presente. [56]
Hasta 2014, la magnetosfera de Saturno ha sido explorada directamente por cuatro naves espaciales. La primera misión para estudiar la magnetosfera fue la Pioneer 11 en septiembre de 1979. La Pioneer 11 descubrió el campo magnético e hizo 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 sobrevuelo midieron el campo magnético planetario, la composición y densidad del plasma, la energía y distribución espacial de las partículas de alta energía, las ondas de plasma y las emisiones de radio. La nave espacial Cassini fue lanzada 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 de Saturno hasta su destrucción intencional el 15 de septiembre de 2017.
En la década de 1990, la nave espacial Ulysses realizó extensas mediciones de la radiación kilométrica de Saturno (SKR), [7] que no es observable desde la Tierra debido a la absorción en la ionosfera . [58] El SKR es lo suficientemente potente como para ser detectado desde una nave espacial a una distancia de varias unidades astronómicas del planeta. Ulises descubrió que el período del SKR varía hasta un 1% y, por tanto, no está directamente relacionado con el período de rotación del interior de Saturno. [7]