**Սատուրնի մագնիսոլորտ**, խոռոչ, որը ստեղծվել է արեգակնային քամու հոսքում մոլորակի ներսում առաջացած մագնիսական դաշտի միջոցով։ Հայտնաբերվել է 1979 թվականին «Պիոներ 11» տիեզերանավի միջոցով՝ Սատուրնի մագնիսոլորտը Յուպիտերից հետո արեգակնային համակարգի մոլորակների մեջ մեծությամբ երկրորդն է։ Մագնիսդադարը՝ Սատուրնի մագնիսոլորտի և արեգակնային քամու միջև եղած սահմանը, գտնվում է մոլորակի կենտրոնից մոտ 20 Սատուրնի շառավղով հեռավորության վրա, իսկ նրա մագնիսգեսը ձգվում է Սատուրնի հարյուրավոր շառավղերի վրա։

Սատուրնի մագնիսոլորտը լցված է ինչպես մոլորակից, այնպես էլ նրա արբանյակներից եկող պլազմաներով։ Հիմնական աղբյուրը Էնցելադի փոքր արբանյակն է, որն իր հարավային բևեռի գեյզերներից արտանետում է մինչև 1000 կգ/վ ջրային գոլորշի, որի մի մասը իոնացված է և ստիպված պտտվում է Սատուրնի մագնիսական դաշտի հետ միասին։ Սա դաշտը բեռնում է վայրկյանում 100 կգ ջրի խմբի իոններով։ Այս պլազման աստիճանաբար դուրս է շարժվում ներքին մագնիսոլոտից՝ փոխանակման անկայունության մեխանիզմի միջոցով, այնուհետև դուրս է գալիս մագնիսգեսի միջով։

Սատուրնի մագնիսոլորտի և արեգակնային քամու փոխազդեցությունը մոլորակի բևեռների շուրջ առաջացնում է վառ օվալաձև բևեռափայլեր, որոնք երևում են տեսանելի, ինֆրակարմիր ճառագայթման և ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման լույսի ներքո։ Բևեռափայլերը կապված են հզոր սատուրնյան կիլոմետրիկ ճառագայթման (ՍԿՃ) հետ, որն ընդգրկում է 100 կՀց-ից մինչև 1300 կՀց հաճախականության միջակայքը և ժամանակին համարվում էր, որ մոդուլացվում է մոլորակի պտույտին հավասար պարբերությամբ։ Սակայն ավելի ուշ կատարված չափումները ցույց են տվել, որ սատուրնյան կիլոմետրային ճառագայթման մոդուլյացիայի պարբերականությունը տատանվում է 1%-ի սահմաններում և, հավանաբար, այնքան էլ չի համընկնում Սատուրնի իրական պտույտի ժամանակաշրջանի հետ, որը 2010 թվականի դրությամբ մնում է անհայտ։ Մագնիսոլորտի ներսում կան ճառագայթային գոտիներ, որոնց մեջ կան տասնյակ մեգաէլեկտրոն-վոլտ էներգիա ունեցող մասնիկներ։ Էներգետիկ մասնիկները զգալի ազդեցություն ունեն Սատուրնի ներքին սառցե Սատուրնի արբանյակների մակերեսների վրա։

1980–1981 թվականներին Սատուրնի մագնիսոլորտը ուսումնասիրվել է *«Վոյաջեր»* տիեզերանավի միջոցով։ Մինչև 2017 թվականի սեպտեմբերը այն եղել է Կասինի առաքելության շարունակական հետաքննության առարկա, որը ժամանել է 2004 թվականին և անցկացրել ավելի քան 13 տարի՝ դիտարկելով մոլորակը։

Հայտնաբերում
------------

1955 թվականին Յուպիտերի դեկամետրիկ ռադիոարտանետումների հայտնաբերումից անմիջապես հետո փորձեր են արվել հայտնաբերել Սատուրնից նմանատիպ արտանետում, սակայն համոզիչ արդյունքներով։ Առաջին ապացույցն այն մասին, որ Սատուրնը կարող է ունենալ ներքին առաջացած մագնիսական դաշտ, եղավ 1974 թվականին, երբ հայտնաբերվեցին թույլ ռադիոարտանետումներ մոլորակից մոտ 1 ՄՀց հաճախականությամբ :

Այս միջին ալիքների արտանետումները մոդուլացվել են մոտ 10 ժ 30 րոպե ժամանակահատվածով, որը մեկնաբանվել է որպես Սատուրնի պտույտի պարբերություն։ Այնուամենայնիվ, 1970-ականներին առկա ապացույցները չափազանց անորոշ էին, և որոշ գիտնականներ կարծում էին, որ Սատուրնի մոտ կարող է ընդհանրապես բացակայել մագնիսական դաշտը, մինչդեռ մյուսները նույնիսկ ենթադրում էին, որ մոլորակը կարող է գտնվել հելիոդադարից այն կողմ։ Սատուրնյան մագնիսական դաշտի առաջին հստակ հայտնաբերումը կատարվել է միայն 1979 թվականի սեպտեմբերի 1-ին, երբ այն անցավ «Պիոներ 11» տիեզերանավի միջոցով, որն ուղղակիորեն չափեց մագնիսական դաշտի ուժգնությունը :

Կառուցվածք
----------

### Ներքին դաշտ

Ինչպես Յուպիտերի մագնիսական դաշտը, այնպես էլ Սատուրնի դաշտը ստեղծվում է հեղուկ դինամոյի միջոցով, որը գտնվում է իր արտաքին միջուկում շրջանառվող հեղուկ մետաղական ջրածնի շերտում։ Ինչպես Երկիր մոլորակի, այնպես էլ Սատուրնի մագնիսական դաշտը հիմնականում դիպոլ է, հյուսիսային և հարավային բևեռներով մեկ մագնիսական առանցքի ծայրերում։ Սատուրնի վրա, ինչպես և Յուպիտերի, հյուսիսային մագնիսական բևեռը գտնվում է հյուսիսային կիսագնդում, իսկ հարավային մագնիսական բևեռը գտնվում է հարավային կիսագնդում, այնպես որ մագնիսական դաշտի գծերը ուղղված են հյուսիսային բևեռից դեպի հարավային բևեռ։ Սա հակադարձվում է Երկիր մոլորակի համեմատ, որտեղ հյուսիսային մագնիսական բևեռը գտնվում է հարավային կիսագնդում։ Սատուրնի մագնիսական դաշտն ունի նաև քառաբևեռ, ութաբևեռ և ավելի բարձր բաղադրիչներ, թեև դրանք շատ ավելի թույլ են, քան դիպոլը։

Մագնիսական դաշտի ուժգնությունը Սատուրնի հասարակածում կազմում է մոտ 21 միկրո Տլ (0,21 Գ), որը համապատասխանում է մոտ 4,6 × 1018 Տլ•մ3 դիպոլային մագնիսական մոմենտին։ Սա Սատուրնի մագնիսական դաշտը դարձնում է մի փոքր ավելի թույլ, քան Երկիր մոլորակինը, սակայն նրա մագնիսական մոմենտը մոտ 580 անգամ ավելի մեծ է։ Սատուրնի մագնիսական դիպոլը խստորեն համահունչ է իր պտտվող առանցքի հետ, ինչը նշանակում է, որ դաշտը, եզակիորեն, խիստ առանցքի համաչափ է։ Դիպոլը փոքր-ինչ շեղված է (0,037 Rs-ով) Սատուրնի պտտման առանցքի երկայնքով դեպի հյուսիսային բևեռ։

### Չափ և ձև

Սատուրնի ներքին մագնիսական դաշտը շեղում է արեգակնային քամին՝ Արեգակի կողմից արտանետվող իոնացված մասնիկների հոսքը, հեռու իր մակերեսից՝ թույլ չտալով այն անմիջականորեն փոխազդել իր մթնոլորտի հետ և փոխարենը ստեղծելով իր սեփական տարածքը, որը կոչվում է մագնիսոլորտ՝ կազմված պլազմայից, որը միանգամայն տարբերվում է արեգակնային քամու պլազմայից։ Սատուրնի մագնիսոլորտը Արեգակնային համակարգի մեծությամբ երկրորդն է Յուպիտերից հետո։

Ինչպես Երկիր մոլորակի մագնիսոլորտի դեպքում, սահմանը, որը բաժանում է արեգակնային քամու պլազման Սատուրնի մագնիսոլորտից, կոչվում է մագնիսդադար։ Մագնիսդադարի հեռավորությունը մոլորակի կենտրոնից ենթարեգակնային կետում լայնորեն տատանվում է 16-ից մինչև 27 Rs (Rs=60,330 կմ՝ Սատուրնի հասարակածային շառավիղն է)։ Մագնիսդադարի դիրքը կախված է արեգակնային քամու գործադրած ճնշումից, որն էլ իր հերթին կախված է արեգակնային ակտիվությունից։ Մագնիսդադարի միջին հեռավորությունը կազմում է մոտ 22 Rs: Մագնիսդադարի դիմաց (մոլորակից մոտ 27 Rs հեռավորության վրա) ընկած է հարվածային ալիքը, արեգակնային քամու հետքի նման խանգարում, որն առաջացել է մագնիսոլորտի հետ բախումից։ Հարվածային ալիքի և մագնիսդադարի միջև ընկած հատվածը կոչվում է մագնիսշերտ։

Մոլորակի հակառակ կողմում արեգակնային քամին ձգում է Սատուրնի մագնիսական դաշտի գծերը երկար, հետևող մագնիսգեսի մեջ, որը կազմված է երկու ճյուղերից, որտեղ հյուսիսային ճյուղի մագնիսական դաշտը ուղղված է Սատուրնից հեռու, իսկ հարավայինը՝ դեպիր իր կողմ։ Ճյուղերն առանձնացված են պլազմայի բարակ շերտով, որը կոչվում է պոչի հոսանքի շերտ։ Ինչպես Երկիր մոլորակի պոչը, այնպես էլ Սատուրնի պոչը մի ալիք է, որով արեգակնային պլազման ներթափանցում է մագնիսոլորտի ներքին տարածքներ։ Յուպիտերի նման, պոչը այն ալիքն է, որի միջոցով մագնիսոլորտային ծագման պլազման դուրս է գալիս մագնիսոլորտից։ Պոչից դեպի ներքին մագնիսոլորտ տեղափոխվող պլազման տաքանում է և ձևավորում մի շարք ճառագայթային գոտիներ։

### Մագնիսոլորտային հատվածներ

Սատուրնի մագնիսոլորտի կառուցվածքը
Սատուրնի մագնիսոլորտը հաճախ բաժանվում է չորս հատվածների։ Սատուրնի մոլորակային օղակների կողքին գտնվող ամենաներքին հատվածը, մոտավորապես 3 Rs-ի սահմաններում, ունի խիստ դիպոլային մագնիսական դաշտ։ Այն հիմնականում զուրկ է պլազմայից, որը կլանում է օղակային մասնիկները, թեև Սատուրնի ճառագայթային գոտիները գտնվում են այս ամենաներքին հատվածում՝ օղակների ներսում և դրսում։ 3-ից 6 Rs-ի միջև ընկած երկրորդ հատվածը պարունակում է սառը պլազմային տորուս և կոչվում է ներքին մագնիսոլորտ։ Այն պարունակում է ամենախիտ պլազման սատուրնյան համակարգում։ Տորուսի պլազման առաջանում է ներքին սառցե արբանյակներից՝ մասնավորապես Էնցելադից։ Այս հատվածում մագնիսական դաշտը հիմնականում ևս դիպոլային է։ Երրորդ հատվածը գտնվում է 6-ից 12-14 Rs-ի միջև և կոչվում է դինամիկ և ընդլայնված պլազմային շերտ։ Այս հատվածում մագնիսական դաշտը ձգված է և ոչ դիպոլային, մինչդեռ պլազման սահմանափակված է բարակ հասարակածային պլազմայի շերտով։ Չորրորդ ամենահեռու հատվածը գտնվում է 15 Rs-ի սահմաններից դուրս, բարձր լայնություններում և շարունակվում է մինչև մագնիսդադարի սահմանը։ Այն բնութագրվում է ցածր պլազմայի խտությամբ և փոփոխական, ոչ դիպոլային մագնիսական դաշտով, որը մեծ ազդեցություն ունի արեգակնային քամու վրա։

Սատուրնի մագնիսոլորտի արտաքին մասերում մոտավորապես 15–20 Rs-ից ավելի մագնիսական դաշտը հասարակածային հարթության մոտ շատ ձգված է և կազմում է սկավառականման կառուցվածք, որը կոչվում է *մագնիսական սկավառակ*։ Սկավառակը ցերեկային մասում շարունակում է մագնիսդադարը և գիշերային մասում անցում է կատարում դեպի մագնիսգեսը։ Ցերեկային մասում այն կարող է բացակայել, երբ մագնիսոլորտը սեղմվում է արեգակնային քամու միջոցով, ինչը սովորաբար տեղի է ունենում, երբ մագնիսդադարի հեռավորությունը 23 Rs-ից պակաս է։ Մագնիսոլորտի գիշերային մասում և եզրերին միշտ առկա է մագնիսական սկավառակը։ Սատուրնի մագնիսական սկավառակը «Ջովիյըն» մագնիսական սկավառակի շատ ավելի փոքր անալոգն է։

Սատուրնի մագնիսոլորտում պլազմային շերտն ունի ամանի տեսք և չի հայտնաբերվել որևէ այլ հայտնի մագնիսոլորտում։ Երբ Կասինին տեղ հասավ 2004 թվականին, հյուսիսային կիսագնդում ձմեռ էր Մագնիսական դաշտի և պլազմայի խտության չափումները ցույց են տվել, որ պլազմայի շերտը կոր է և գտնվում է հասարակածային հարթությունից հյուսիս՝ հսկա ամանի տեսքով։ Նման ձևն անսպասելի էր։

Դինամիկա
--------

Պլազմային ամպի պատկերը Սատուրնի շուրջը (Կասինի)
Սատուրնի մագնիսոլորտը շարժող գործընթացները նման են Երկիր մոլորակի և Յուպիտերի գործընթացներին։ Ճիշտ այնպես, ինչպես Յուպիտերի մագնիսոլորտում գերակշռում է պլազմայի համապտույտը և զանգվածային բեռնում Իոյից, այնպես էլ Սատուրնի մագնիսոլորտում գերակշռում են պլազմայի համապտույտն ու զանգվածային բեռնումը Էնցելադից։ Սակայն, Սատուրնի մագնիսլորտը շատ ավելի փոքր է չափերով, մինչդեռ իր ներքին հատվածը շատ քիչ պլազմա է պարունակում այն լրջորեն ընդլայնելու և մեծ մագնիսական սկավառակ ստեղծելու համար։ Սա նշանակում է, որ արեգակնային քամին շատ ավելի ուժեղ է ազդում դրա վրա, և, ինչպես Երկիր մոլորակի մագնիսական դաշտը, դրա դինամիկայի վրա ազդում է քամու հետ վերամիացումը, որը նման է «Դանջի ցիկլ»-ին։

Սատուրնի մագնիսոլորտի մեկ այլ տարբերակիչ առանձնահատկությունը մոլորակի շուրջ չեզոք գազի առատությունն է։ Ինչպես պարզվել է Կասինիի ուլտրամանուշակագույն դիտարկման արդյունքում, մոլորակը պատված է ջրածնի, ջրի գոլորշու և դրանց տարանջատող արգասիքների ջրածնի մեծ ամպով, ինչպիսին հիդրօքսիլն է, որը տարածվում է Սատուրնից մինչև 45 Rs հեռավորության վրա։ Ներքին մագնիսոլորտի չեզոքների և իոնների հարաբերակցությունը մոտ 60 է, և աճում է արտաքին մագնիսոլորտում, ինչը նշանակում է, որ մագնիսոլորտի ամբողջ ծավալը լցված է համեմատաբար խիտ և թույլ իոնացված գազով։ Սա տարբերվում է, օրինակ, Յուպիտերից կամ Երկիր մոլորակից, որտեղ իոնները գերակշռում են չեզոք գազին և ազդեցություն ունեն մագնիսոլորտի դինամիկայի վրա։

### Պլազմայի աղբյուրներ և փոխադրում

Սատուրնի ներքին մագնիսոլորտի պլազմայի կազմության մեջ գերակշռում են ջրի խմբի իոնները՝ O+, H2O+, OH+ և այլն, հիդրոնիումի իոն (H3O+), HO2+ և O2+, թեև կան նաև պրոտոններ և ազոտի իոններ (N+): Ջրի հիմնական աղբյուրը Էնցելադն է, որն իր հարավային բևեռի մոտ գտնվող գեյզերներից արտազատում է 300–600 կգ/վ ջրային գոլորշի։ Արտազատված ջուրը և հիդրօքսիլ (OH) ռադիկալները (ջրի տարանջատման արդյունք) կազմում են բավականին թանձր տորուս արբանյակի ուղեծրի շուրջ 4 Rs արագությամբ՝ մինչև 10,000 մոլեկուլների խտությամբ մեկ խորանարդ սանտիմետրով։ Առնվազն 100 կգ/վ այս ջուրը, ի վերջո, իոնացվում է և ավելացվում համատեղ պտտվող մագնիսոլորտի պլազմային։ Ջրային խմբի իոնների լրացուցիչ աղբյուրներն են Սատուրնի օղակները և այլ սառցե արբանյակներ։ Կասինի տիեզերանավը նկատել է փոքր քանակությամբ N+ իոնների փոքր քանակություններ ներքին մագնիսոլորտում, որոնք, հավանաբար, առաջացել են նաև Էնցելադից։ 

Սատուրնի շուրջ օղակաձև հոսանքի՝ Կասինիի պատկերը, որը տեղափոխվում է էներգետիկ (20–50 կէՎ) իոններով
Մագնիսոլորտի արտաքին մասերում գերիշխող իոնները պրոտոններն են, որոնք առաջանում են կա՛մ Արեգակնային քամուց, կա՛մ Սատուրնի իոնոլորտից։ Տիտանը, որը պտտվում է մագնիսդադարի սահմանին մոտ 20 Rs արագությամբ, պլազմայի նշանակալի աղբյուր չէ։

Համեմատաբար սառը պլազման Սատուրնի մագնիսոլորտի ամենաներքին հատվածում՝ 3 Rs-ի ներսում (օղակների մոտ) հիմնականում բաղկացած է O+ և O2+ իոններից։ Այնտեղ իոնները էլեկտրոնների հետ միասին կազմում են իոնոլորտ, որը շրջապատում է սատուրնյան օղակները։

Ե՛վ Յուպիտերի, և՛ Սատուրնի համար, ենթադրվում է, որ պլազմայի տեղափոխումը մագնիսոլորտի ներքինից դեպի արտաքին մասեր կապված է փոխադարձ անկայունության հետ։ Սատուրնի դեպքում լիցքի փոխանակումը հեշտացնում է էներգիայի փոխանցումը նախկինում տաք իոններից դեպի ներքին մագնիսոլորտի չեզոք գազեր։ Այնուհետև մագնիսական հոսքի խողովակները, որոնք բեռնված են այս նոր սառը, ջրով հարուստ պլազմայով, փոխանակվում են տաք պլազմայով լցված հոսքի խողովակներով, որոնք գալիս են արտաքին մագնիսոլորտից։ Անկայունությունը պայմանավորված է մագնիսական դաշտի վրա պլազմայի միջոցով գործադրվող կենտրոնախույս ուժով։ Սառը պլազման, ի վերջո, հեռացվում է մագնիսոլորտից պլազմոիդների միջոցով, որոնք ձևավորվում են, երբ մագնիսական դաշտը նորից միանում է մագնիսգեսին։ Պլազմոիդները պոչով շարժվում են դեպի ներքև և փախչում մագնիսոլորտից։ Ենթադրվում է, որ վերամիացման կամ ենթափոթորկի գործընթացը գտնվում է արեգակնային քամու և Սատուրնի ամենամեծ արբանյակի՝ Տիտանի հսկողության տակ, որը պտտվում է մագնիսոլորտի արտաքին սահմանի մոտ։

Մագնիսական սկավառակի հատվածում, 6 Rs-ից այն կողմ, պլազման պտտվող շերտի ներսում զգալի կենտրոնախույս ուժ է գործադրում մագնիսական դաշտի վրա՝ ստիպելով դրան ձգվել։ Այս փոխազդեցությունը ստեղծում է հոսանք հասարակածային հարթությունում, որը հոսում է ազիմուտալ պտույտով և տարածվում է մոլորակից մինչև 20 Rs հեռավորության վրա։ Այս հոսանքի ընդհանուր ուժը տատանվում է 8-ից մինչև 17 Ա։ Օղակաձև հոսանքը սատուրնյան մագնիսոլորտում շատ փոփոխական է և կախված է արեգակնային քամու ճնշումից՝ լինելով ավելի ուժեղ, երբ ճնշումն ավելի թույլ է։ Այս հոսանքի հետ կապված մագնիսական մոմենտը փոքր-ինչ (մոտ 10 *nT*) նվազեցնում է մագնիսական դաշտը ներքին մագնիսոլորտում, թեև մեծացնում է մոլորակի ընդհանուր մագնիսական մոմենտը և հանգեցնում մագնիսոլորտի չափի ավելի մեծացման :

### Բևեռափայլ

Սատուրնի հյուսիսային բևեռափայլը ինֆրակարմիր ճառագայթման լույսի ներքո
Սատուրնն ունի պայծառ բևեռփայլեր, որոնք նկատվել են ուլտրամանուշակագույն, տեսանելի և մոտ ինֆրակարմիր ճառագայթման լույսի ներքո։ Բևեռափայլերը սովորաբար նման են մոլորակի բևեռները շրջապատող վառ շարունակական շրջանակների (օվալների)։ Բևեռափայլի օվալների լայնությունը տատանվում է 70–80° միջակայքում, միջին դիրքը հարավային բևեռափայլի համար 75 ± 1° է, մինչդեռ հյուսիսային բևեռափայլը մոտ 1,5°-ով ավելի մոտ է բևեռին։ Ժամանակ առ ժամանակ երկու բեւեռափայլերը կարող են օվալի փոխարեն պարուրաձև տեսք ստանալ։ Այս դեպքում այն սկսվում է կեսգիշերին մոտ 80° լայնության վրա, ապա դրա լայնությունը նվազում է մինչև 70°, քանի որ այն շարունակվում է արևածագի և օրվա հատվածներում (ժամացույցի սլաքի հակառակ ուղղությամբ)։ Մթնշաղի հատվածում բևեռափայլի լայնությունը կրկին երկարում է, թեև երբ այն վերադառնում է գիշերային հատված, այն դեռ ունի համեմատաբար կարճ լայնություն և չի միանում ավելի պայծառ լուսաբացին։

Սատուրնը և նրա հյուսիսային բևեռափայլերը (կոմպոզիտային պատկեր):
Ի տարբերություն Յուպիտերի, Սատուրնի հիմնական բևեռափայլի օվալները կապված չեն մոլորակի մագնիսոլորտի արտաքին մասերում պլազմայի համատեղ պտույտի քայքայման հետ։ Ենթադրվում է, որ Սատուրնի վրա գտնվող բևեռափայլերը կապված են արեգակնային քամու ազդեցության տակ մագնիսական դաշտի վերամիացման հետ (Դանջիի ցիկլ), որը իոնոլորտից դեպի վեր հոսանք է մղում (մոտ 10 մլն ամպեր) և հանգեցնում է Սատուրնի բևեռային ջերմոլորտի էլեկտրոնների արագացմանը և կորստին (1–10 կԷՎ)։ Սատուրնյան բևեռափայլերը ավելի շատ նման են Երկիր մոլորակի բևեռափայլերին, որտեղ նրանք ևս առաջնորդվում են արեգակնային քամու միջոցով։ Օվալներն իրենք համապատասխանում են բաց և փակ մագնիսական դաշտի գծերի միջև եղած սահմաններին, այսպես կոչված, բևեռային գլխարկներ, որոնք, ենթադրաբար, գտնվում են բևեռներից 10–15° հեռավորության վրա։

Սատուրնի բևեռափայլերը խիստ փոփոխական են։ Նրանց գտնվելու վայրը և պայծառությունը մեծապես կախված են արեգակնային քամու ճնշումից. բևեռափայլերը դառնում են ավելի պայծառ և ավելի են մոտենում բևեռներին, երբ արեգակնային քամու ճնշումը մեծանում է։ Նկատվում է, որ բևեռափայլի պայծառ առանձնահատկությունները պտտվում են Սատուրնի 60–75% անկյունային արագությամբ։ Ժամանակ առ ժամանակ վառ առանձնահատկություններ են հայտնվում հիմնական օվալի լուսաբաց հատվածում կամ դրա ներսում։ Բևեռափայլերի արտանետվող միջին ընդհանուր հզորությունը կազմում է մոտ 50 ԳԱ հեռավոր ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման (80–170 նմ) և 150–300 ԳԱ սպեկտրի մոտ ինֆրակարմիր ճառագայթման (3–4 մ—H3+արտանետում) մասերում։

Սատուրնի հյուսիսային բևեռափայլի ժամանակային ինտերվալը
### Սատուրնի կիլոմետրային ճառագայթում

Սատուրնի ռադիոարտանետումների սպեկտրը՝ համեմատած չորս այլ մագնիսացված մոլորակների սպեկտրների հետ
Սատուրնը բավականին ուժեղ ցածր հաճախականությամբ ռադիոարտանետումների աղբյուր է, որը կոչվում է Սատուրնի կիլոմետրիկ ճառագայթում (ՍԿՃ)։ Սատուրնի կիլոմետրիկ ճառագայթման հաճախականությունը գտնվում է 10–1300 կՀց միջակայքում (ալիքի երկարությունը մի քանի կիլոմետր), իսկ առավելագույնը՝ մոտ 400 կՀց։ Այս արտանետումների հզորությունը խիստ մոդուլացվում է մոլորակի պտույտով և փոխկապակցված է արեգակնային քամու ճնշման փոփոխությունների հետ։ Օրինակ, երբ 1981 թվականին Սատուրնը ընկղմվեց Յուպիտերի հսկա մագնիսգեսում ՝ «Վոյաջեր 2»-ի թռիչքի ժամանակ, ՍԿՃ ուժը զգալիորեն նվազեց կամ նույնիսկ ամբողջովին դադարեց։ Ենթադրվում է, որ կիլոմետրային ճառագայթումը առաջանում է «Սայքլըթրոն Մեյզեր»-ի անկայունության հետևանքով, երբ էլեկտրոնները շարժվում են մագնիսական դաշտի գծերի երկայնքով, որոնք կապված են Սատուրնի բևեռափայլերի տարածքների հետ։ Այսպիսով, ՍԿՃ կապված է մոլորակի բևեռների շուրջ գտնվող բևեռափայլերի հետ։ Ճառագայթումն ինքնին պարունակում է սպեկտրալ ցրված արտանետումներ, ինչպես նաև նեղ շերտի բնույթ՝ մինչև 200 Հց նեղ թողունակությամբ։ Հաճախականության ժամանակի հարթությունում հաճախ նկատվում են աղեղանման հատկանիշներ, ինչպես «Ջովիյըն» կիլոմետրային ճառագայթման դեպքում։ ՍԿՃ ընդհանուր հզորությունը կազմում է մոտ 1 ԳԱ։

Ռադիոարտանետումների մոդուլյացիան մոլորակների պտույտի միջոցով ավանդաբար օգտագործվում է հեղուկ հսկա մոլորակների ներքին պտտման պարբերությունը որոշելու համար։ Սակայն, Սատուրնի դեպքում, այն անհնար է թվում, քանի որ պարբերությունը տատանվում է տասնյակ տարիների մասշտաբով։ 1980–1981 թվականներին ռադիոարտանետումների պարբերականությունը, որը չափվում էր Վոյաջեր 1-ի և 2-ի միջոցով, կազմում էր 10 ժ 39 ր 24 ± 7 վրկ, որն այնուհետև ընդունվեց որպես Սատուրնի պտտման պարբերություն։ Գիտնականները զարմացան, երբ Գալիլեոն և այնուհետև Կասինին վերադարձրին այլ արժեք՝ 10 ժ 45 ր 45 ± 36 վրկ: Հետագա դիտարկումները ցույց են տվել, որ մոդուլյացիայի պարբերությունը փոխվում է 1%-ով 20-30 օրվա բնորոշ ժամանակային սանդղակի վրա՝ լրացուցիչ երկարաժամկետ միտումով։ Պարբերության և արեգակնային քամու արագության միջև կա հարաբերակցություն, սակայն այս փոփոխության պատճառները մնում են առեղծված։ Պատճառներից մեկը կարող է լինել այն, որ Սատուրնի իդեալական սիմետրիկ մագնիսական դաշտը չի կարող խիստ համատեղ պտույտ պարտադրել մագնիսոլորտային պլազմային՝ ստիպելով այն սահել մոլորակի վրա։ ՍԿՃ տատանումների պարբերության և մոլորակների պտույտի միջև ճշգրիտ հարաբերակցության բացակայությունը անհնարին է դարձնում Սատուրնի իրական պտտման պարբերության որոշումը։

### Ճառագայթային գոտիներ

Սատուրնի ճառագայթային գոտիներ
Սատուրնի ճառագայթային գոտիները համեմատաբար թույլ են, քանի որ էներգետիկ մասնիկները կլանում են արբանյակները և մոլորակի շուրջ պտտվող մասնիկները։ Ամենախիտ (հիմնական) ճառագայթային գոտին գտնվում է Էնցելադի գազի տորուսի ներքին եզրի միջև՝ 3.5 Rs-ով, իսկ «A» օղակի արտաքին եզրին 2.3 Rs-ով։ Այն պարունակում է պրոտոններ և հարաբերական էլեկտրոններ, որոնց էներգիան տատանվում է հարյուրավոր կիլոէլեկտրոն-վոլտից (կԷՎ) մինչև տասնյակ մեգաէլեկտրոն-վոլտ (մԷՎ) և, հավանաբար, այլ իոններ։ 3,5 Rs-ի սահմաններից դուրս չեզոք գազը կլանում է էներգետիկ մասնիկները, և նրանց թիվը նվազում է, թեև հարյուրավոր կէվ միջակայքում ավելի քիչ էներգետիկ մասնիկներ են կրկին հայտնվում են 6 Rs-ի սահմաններից դուրս, որոնք այն նույն մասնիկներն են, որ նպաստում են օղակաձև հոսանքին։ Հիմնական գոտու էլեկտրոնները, հավանաբար, առաջանում են արտաքին մագնիսոլորտից կամ արեգակնային քամուց, որտեղից դրանք տեղափոխվում են ցրման միջոցով, այնուհետև ադիաբատիկորեն տաքացվում են։ Սակայն, էներգետիկ պրոտոնները կազմված են մասնիկների երկու պոպուլյացիաներից։ Մոտ 10 մԷՎ պակաս էներգիա ունեցող առաջին պոպուլյացիան ունի նույն ծագումը, ինչ էլեկտրոնները, մինչդեռ երկրորդը, որի առավելագույն հոսքը մոտ 20 մԷՎ է, առաջանում է տիեզերական ճառագայթների փոխազդեցությունից սատուրնյան համակարգում առկա պինդ նյութի հետ (այսպես կոչված տիեզերական ճառագայթների ալբեդո նեյտրոնների քայքայման գործընթաց -ՏՃԱՆՔ)։ Սատուրնի հիմնական ճառագայթային գոտին կրում է միջմոլորակային արեգակնային քամու խանգարումների ուժեղ ազդեցությունը։

Օղակների մոտ գտնվող մագնիսոլորտի ամենաներքին հատվածը հիմնականում զուրկ է էներգետիկ իոններից և էլեկտրոններից, քանի որ դրանք կլանվում են օղակի մասնիկներով։ Սակայն, Սատուրնն ունի երկրորդ ճառագայթային գոտին, որը հայտնաբերել է Կասինին 2004 թվականին և գտնվում է ամենաներքին «D» օղակի ներսում։ Այս գոտին, հավանաբար, կազմված է էներգետիկ լիցքավորված մասնիկներից, որոնք ձևավորվել են ալբեդո տիեզերական ճառագայթների նեյտրոնների քայքայման ժամանակ կամ իոնացված էներգետիկ չեզոք ատոմներից, որոնք գալիս են հիմնական ճառագայթային գոտուց։

Սատուրնյան ճառագայթման գոտիները, ընդհանուր առմամբ, շատ ավելի թույլ են, քան Յուպիտերինը և շատ միկրոալիքային ճառագայթում չեն արձակում (մի քանի Գիգահերց հաճախականությամբ):Հաշվարկները ցույց են տալիս, որ նրանց դեցիմետրիկ ռադիոարտանետումները (ԴՌԱ) անհնար է հայտնաբերել Երկիր մոլորակից։ Այնուամենայնիվ, բարձր էներգիայի մասնիկները առաջացնում են սառցե արբանյակների մակերևույթների քայքայումը և իրենցից արտանետում են ջուր, ջրային արգասիքներ և թթվածին։

Փոխազդեցություն օղակների և արբանյակների հետ
-------------------------------------------

Տե՛ս նաև՝ Սատուրնի արբանյակներ
Կեղծ գույնի կոմպոզիտային պատկեր, որը ցույց է տալիս բևեռափայլերի փայլը, որը տարածվում է Սատուրնի հարավային բևեռային հատվածի ամպերի գագաթներից մոտ 1,000 կմ հեռավորության վրա:
Սատուրնի շուրջ պտտվող ամուր մարմինների լի պոպուլյացիան, ներառյալ արբանյակները, ինչպես նաև օղակային մասնիկները մեծ ազդեցություն են թողնում Սատուրնի մագնիսոլորտի վրա։ Մագնիսոլորտի պլազման պտտվում է մոլորակի հետ՝ շարունակաբար բախվելով դանդաղ շարժվող արբանյակների հետին կիսագնդերին։ Թեև օղակաձև մասնիկները և արբանյակների մեծ մասը միայն պասիվ կերպով կլանում են պլազման և էներգետիկ լիցքավորված մասնիկները, երեք արբանյակները՝ Էնցելադը, Դիոնը և Տիտանը, նոր պլազմայի կարևոր աղբյուրներ են։ Էներգետիկ էլեկտրոնների և իոնների կլանումը բացահայտվում է արբանյակի ուղեծրերի մոտ գտնվող Սատուրնի ճառագայթային գոտիներում նկատելի ճեղքերով, իսկ Սատուրնի խիտ օղակները ոչնչացնում են բոլոր էներգետիկ էլեկտրոններն ու իոնները, Որոնք 2,2 RS –ով ավելի մոտ են, ստեղծելով ցածր ճառագայթման գոտի մոլորակի շրջակայքում։ Արբանյակի համատեղ պտտվող պլազմայի կլանումը խախտում է մագնիսական դաշտը իր դատարկ հետքի մեջ, դաշտը ձգվում է դեպի արբանյակը՝ մոտակա հետքի մեջ, ստեղծելով ավելի ուժեղ մագնիսական դաշտի տարածքը։

Վերոնշյալ երեք արբանյակները նոր պլազմա են ավելացնում մագնիսոլորտում։ Թերևս ամենաուժեղ աղբյուրը Էնցելադն է, որը ջրի գոլորշիների, ածխածնի երկօքսիդի և ազոտի աղբյուր է արտանետում իր հարավային բևեռի մոտ գտնվող ճեղքերի միջով։ Այս գազի մի մասը իոնացվում է տաք էլեկտրոնների և արեգակնային ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման միջոցով և ավելացվում է պլազմայի համատեղ պտույտի հոսքին։ Ժամանակին Տիտանը համարվում էր Սատուրնի մագնիսոլորտում պլազմայի, հատկապես ազոտի հիմնական աղբյուրը։ 2004-2008 թվականներին Կասինիի միջոցով ստացված նոր տվյալները ցույց են տվել, որ այն ազոտի կարևոր աղբյուր չէ, թեև այն դեռ կարող է ապահովել զգալի քանակությամբ ջրածնի (մեթանի տարանջատման պատճառով)։ Դիոնը երրորդ արբանյակն է, որն ավելի շատ նոր պլազմա է արտադրում, քան կլանում։ Դրա շրջակայքում ստեղծված պլազմայի զանգվածը (մոտ 6 գ/վ) կազմում է մոտ 1/300 այնքան, որքան Էնցելադի մոտ։ Սակայն, նույնիսկ այս ցածր արժեքը չի կարող բացատրվել միայն էներգետիկ մասնիկների կողմից նրա սառցե մակերևույթի ցողացմամբ, ինչը կարող է նշանակել, որ Դիոնը էնդոգեն ակտիվ է, ինչպես Էնցելադը։ Այն արբանյակները, որոնք ստեղծում են նոր պլազմա, դանդաղեցնում են իրենց մոտակայքում գտնվող պլազմայի համապտույտ շարժումը, ինչը հանգեցնում է նրանց առջև մագնիսական դաշտի գծերի կուտակմանը և դաշտի թուլացմանը դրանց հետքերով. դաշտը պատվում է դրանց շուրջը։ Սա հակառակն է այն բանի, ինչ նկատվում է պլազմա կլանող արբանյակների համար։

Սատուրնի մագնիսոլորտում առկա պլազման և էներգետիկ մասնիկները, օղակաձև մասնիկների և արբանյակների միջոցով կլանվելիս առաջացնում են ջրային սառույցի ռադիոլիզ։ Դրա արգասիքը ներառում է օզոն, ջրածնի պերօքսիդ և մոլեկուլային թթվածին։ Առաջինը հայտնաբերվել է Ռեայի և Դիոնի մակերևույթներում, իսկ երկրորդը, ենթադրվում է, որ պատասխանատու է ուլտրամանուշակագույն տարածքում արբանյակների անդրադարձման սպեկտրալ թեքությունների համար։ Ռադիոլիզի արդյունքում առաջացած թթվածինը օղակների և սառցե արբանյակների շուրջ ձևավորում է թույլ մթնոլորտ։ Օղակաձև մթնոլորտը առաջին անգամ հայտնաբերվել է Կասինիի միջոցով 2004 թվականին։ Թթվածնի մի մասը իոնացվում է՝ մագնիսոլորտում ստեղծելով O2+ իոնների փոքր պոպուլյացիա։ Սատուրնի մագնիսոլորտի ազդեցությունը իր արբանյակների վրա ավելի զգայուն է, քան Յուպիտերի ազդեցությունը իր արբանյակների վրա։ Վերջին դեպքում մագնիտոսֆերան պարունակում է զգալի քանակությամբ ծծումբի իոններ, որոնք մակերևույթների մեջ տեղադրվելիս առաջանում են բնորոշ սպեկտրալ նշաններ։ Սատուրնի դեպքում ճառագայթման մակարդակը շատ ավելի ցածր է, և պլազման կազմված է հիմնականում ջրային արգասիքներից, որոնք տեղադրվելիս չեն տարբերվում արդեն իսկ առկա սառույցից։

Հետազոտություն
--------------

2014 թվականի դրությամբ Սատուրնի մագնիսոլորտը ուղղակիորեն հետազոտվել է չորս տիեզերանավերի միջոցով։ Մագնիսլորտի ուսումնասիրության առաջին առաքելությունը Պիոներ 11-ն էր 1979 թվականի սեպտեմբերին։ Պիոներ 11-ը հայտնաբերել է մագնիսական դաշտը և կատարել պլազմայի պարամետրերի որոշ չափումներ։ 1980 թվականի նոյեմբերին և 1981 թվականի օգոստոսին «Վոյաջեր 1–2» զոնդերը ուսումնասիրեցին մագնիսոլորտը՝ օգտագործելով կատարելագործված սարքերի հավաքածու։ Թռչող հետագծերից նրանք չափել են մոլորակի մագնիսական դաշտը, պլազմայի կազմը և խտությունը, բարձր էներգիայի մասնիկների էներգիան և տարածական բաշխումը, պլազմային ալիքները և ռադիոարտանետումները։ Կասինի տիեզերանավը արձակվել է 1997 թվականին և տեղ է հասել 2004 թվականին՝ կատարելով առաջին չափումները ավելի քան երկու տասնամյակի ընթացքում։ Տիեզերանավը շարունակել է տեղեկատվություն տրամադրել սատուրնյան մագնիսոլորտի մագնիսական դաշտի և պլազմայի պարամետրերի մասին մինչև 2017 թվականի սեպտեմբերի 15-ին դրա կանխատեսված ոչնչացումը։

1990-ականներին «Յուլիսիս» տիեզերանավն իրականացրել է սատուրնյան կիլոմետրիկ ճառագայթման (ՍԿՃ) լայնածավալ չափումներ, որոնք չեն նկատվում Երկիր մոլորակից՝ իոնոլորտում տեղի ունեցող կլանման պատճառով։ ՍԿՃ բավականին հզոր է, որպեսզի այն հնարավոր լինի հայտնաբերել տիեզերանավից՝ մոլորակից մի քանի աստղագիտական միավոր հեռավորության վրա։ «Յուլիսիս»-ը հայտնաբերել է, որ ՍԿՃ պարբերությունը տատանվում է 1% և, հետևաբար, ուղղակիորեն կապված չէ Սատուրնի ներքին հատվածի պտտման պարբերության հետ։

Ծանոթագրություններ
------------------

1. ↑  |Smith, 1959
2. ↑  |Brown, 1975
3. ↑  |Kivelson, 2005, p. 2077
4. 1 2 3 4 5 6  |Belenkaya, 2006, pp. 1145–46
5. 1 2  |Russel, 1993, p. 694
6. 1 2 3 4 5 6  |Russel, 1993, pp. 717–718
7. 1 2 3 4 5  |Kivelson, 2005, pp. 303–313
8. ↑  |Blanc, 2005, p. 238
9. ↑  |Russel, 1993, p. 709, Table 4
10. ↑  |Gombosi, 2009, p. 247
11. ↑  Gombosi, 2009, p. 206, Table 9.1
12. 1 2  |Russel, 1993, pp. 690–692
13. 1 2 3  |Gombosi, 2009, pp. 206–209
14. 1 2 3 4 5 6  Andre, 2008, pp. 10–15
15. 1 2  Andre, 2008, pp. 6–9
16. ↑  |Mauk, 2009, pp. 317–318
17. 1 2 3 4  Gombosi, 2009, pp. 211–212
18. ↑  |Gombosi, 2009, pp. 231–234
19. ↑  |Blanc, 2005, pp. 264–273
20. ↑  |Mauk, 2009, pp. 282–283
21. 1 2  |Sittler, 2008, pp. 4, 16–17
22. 1 2 3  |Gombosi, 2009, pp. 216–219
23. 1 2  |Tokar, 2006
24. ↑  |Smith, 2008, pp. 1–2
25. 1 2 3  |Gombosi, 2009, pp. 219–220
26. 1 2  |Russell, 2008, p. 1
27. 1 2 3  |Young, 2005
28. ↑  |Gombosi, 2009, pp. 206, 215–216
29. 1 2 3  |Gombosi, 2009, pp. 237–240
30. ↑  |Sontag, 2021
31. 1 2  |Bunce, 2008, pp. 1–2
32. 1 2 3 4  |Gombosi, 2009, pp. 225–231
33. ↑  |Bunce, 2008, p. 20
34. ↑  |Kurth, 2009, pp. 334–342
35. 1 2 3 4 5  |Clark, 2005
36. 1 2 3  |Bhardwaj, 2000, pp. 328–333
37. ↑  |Nichols, 2009
38. 1 2  |Kurth, 2009, pp. 335–336
39. ↑  «Hubble observes energetic lightshow at Saturn's north pole». *www.spacetelescope.org*. Վերցված է 2018 թ․ օգոստոսի 30-ին.
40. 1 2  |Cowley, 2008, pp. 2627–2628
41. 1 2 3 4 5  |Zarka, 2005, pp. 378–379
42. 1 2 3  |Kurth, 2009, pp. 341–348
43. 1 2 3  |Zarka, 2007
44. ↑  |Gurnett, 2005, p. 1256
45. 1 2  |Andre, 2008, pp. 11–12
46. 1 2 3 4 5 6 7  |Gombosi, 2009, pp. 221–225
47. 1 2 3  |Paranicas, 2008
48. ↑  |Zarka, 2005, pp. 384–385
49. 1 2  |Mauk, 2009, pp. 290–293
50. 1 2  |Mauk, 2009, pp. 286–289
51. 1 2  |Leisner, 2007
52. ↑  |Mauk, 2009, pp. 283–284, 286–287
53. ↑  |Mauk, 2009, pp. 293–296
54. 1 2 3 4  |Mauk, 2009, pp. 285–286
55. ↑  |Johnson, 2008, pp. 393–394
56. ↑  |Zarka, 2005, p. 372

Գրականություն
-------------

* Andre, N.; Blanc, M.; Maurice, S.; և այլք: (2008). «Identification of Saturn's magnetospheric regions and associated plasma processes: Synopsis of Cassini observations during orbit insertion». *Reviews of Geophysics*. **46** (4): RG4008. Bibcode:2008RvGeo..46.4008A. doi:10.1029/2007RG000238. hdl:2027.42/94634.
* 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.
* 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. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2011 թ․ հունիսի 28-ին. Վերցված է 2022 թ․ մարտի 22-ին.
* 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.
* Brown, Larry W. (1975). «Saturn radio emission near 1 MHz». *Journal of Geophysical Research*. **112**: L89–L92. Bibcode:1975ApJ...198L..89B. doi:10.1086/181819. hdl:2060/19750007447.
* Bunce, E.J.; Cowley, S.W.H.; Alexeev, I.I.; և այլք: (2007). «Cassini observations of the variation of Saturn's ring current parameters with system size» (PDF). *Journal of Geophysical Research: Space Physics*. **198** (A10): A10202. Bibcode:2007JGRA..11210202B. doi:10.1029/2007JA012275. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2012 թ․ փետրվարի 15-ին. Վերցված է 2022 թ․ մարտի 22-ին. `{{cite journal}}`: More than one of `|author=` and `|last=` specified (օգնություն)
* Clark, J.T.; Gerard, J.-C.; Grodent D.; և այլք: (2005). «Morphological differences between Saturn's ultraviolet aurorae and those of Earth and Jupiter» (PDF). *Nature*. **433** (7027): 717–719. Bibcode:2005Natur.433..717C. doi:10.1038/nature03331. PMID 15716945. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2011 թ․ հուլիսի 16-ին.
* Cowley, S.W.H.; Arridge, C.S.; Bunce, E.J.; և այլք: (2008). «Auroral current systems in Saturn's magnetosphere: comparison of theoretical models with Cassini and HST observations». *Annales Geophysicae*. **26** (9): 2613–2630. Bibcode:2008AnGeo..26.2613C. doi:10.5194/angeo-26-2613-2008. `{{cite journal}}`: More than one of `|author=` and `|last=` specified (օգնություն)
* Gombosi, Tamas I.; Armstrong, Thomas P.; Arridge, Christopher S.; և այլք: (2009). «Saturn's Magnetospheric Configuration». *Saturn from Cassini–Huygens*. Springer Netherlands. էջեր 203–255. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6\_9. ISBN 978-1-4020-9217-6.
* Gurnett, D.A.; Kurth, W.S.; Hospodarsky, G.B.; և այլք: (2005). «Radio and Plasma Wave Observations at Saturn from Cassini's Approach and First Orbit». *Science*. **307** (5713): 1255–59. Bibcode:2005Sci...307.1255G. doi:10.1126/science.1105356. PMID 15604362.
* Johnson, R.E.; Luhmann, J.G.; Tokar, R.L.; և այլք: (2008). «Production, ionization and redistribution of O2 in Saturn's ring atmosphere» (PDF). *Icarus (journal)*. **180** (2): 393–402. Bibcode:2006Icar..180..393J. doi:10.1016/j.icarus.2005.08.021. `{{cite journal}}`: Text "Icarus" ignored (օգնություն)
* Kivelson, Margaret Galland (2005). «The current systems of the Jovian magnetosphere and ionosphere and predictions for Saturn» (PDF). *Space Science Reviews*. **116** (1–2): 299–318. Bibcode:2005SSRv..116..299K. doi:10.1007/s11214-005-1959-x. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2011 թ․ սեպտեմբերի 29-ին. Վերցված է 2022 թ․ մարտի 22-ին.
* Kivelson, M.G. (2005). «Transport and acceleration of plasma in the magnetospheres of Earth and Jupiter and expectations for Saturn» (PDF). *Advances in Space Research*. **36** (11): 2077–89. Bibcode:2005AdSpR..36.2077K. CiteSeerX 10.1.1.486.8721. doi:10.1016/j.asr.2005.05.104. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2011 թ․ սեպտեմբերի 29-ին. Վերցված է 2022 թ․ մարտի 22-ին.
* Kurth, W.S.; Bunce, E.J.; Clarke, J.T.; և այլք: (2009). «Auroral Processes». *Saturn from Cassini–Huygens*. Springer Netherlands. էջեր 333–374. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6\_12. ISBN 978-1-4020-9217-6. `{{cite book}}`: More than one of `|author=` and `|last=` specified (օգնություն)
* Leisner, S.; Khurana, K.K.; Russell, C.T.; և այլք: (2007). «Observations of Enceladus and Dione as Sources for Saturn's Neutral Cloud». *Lunar and Planetary Science*. **XXXVIII** (1338): 1425. Bibcode:2007LPI....38.1425L.
* Mauk, B.H.; Hamilton, D.C.; Hill, T.W.; և այլք: (2009). «Fundamental Plasma Processes in Saturn's Magnetosphere». *Saturn from Cassini–Huygens*. Springer Netherlands. էջեր 281–331. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6\_11. ISBN 978-1-4020-9217-6.
* Nichols, J.D.; Badman, S.V.; Bunce, E.J.; և այլք: (2009). «Saturn's equinoctial auroras» (PDF). *Geophysical Research Letters*. **36** (24): L24102:1–5. Bibcode:2009GeoRL..3624102N. doi:10.1029/2009GL041491. hdl:2027.42/95061.
* Paranicas, C.; Mitchell, D.G.; Krimigis, S.M.; և այլք: (2007). «Sources and losses of energetic protons in Saturn's magnetosphere» (PDF). *Icarus (journal)*. **197** (2): 519–525. Bibcode:2008Icar..197..519P. doi:10.1016/j.icarus.2008.05.011. `{{cite journal}}`: Text "Icarus" ignored (օգնություն)
* 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.
* Russell, C.T.; Jackman, C.M.; Wei, H.Y.; և այլք: (2008). «Titan's influence on Saturnian substorm occurrence» (PDF). *Geophysical Research Letters*. **35** (12): L12105. Bibcode:2008GeoRL..3512105R. doi:10.1029/2008GL034080. hdl:11336/20684. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2017 թ․ օգոստոսի 10-ին. Վերցված է 2022 թ․ մարտի 22-ին.
* Sittler, E.C.; Andre, N.; Blanc, M.; և այլք: (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. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2012 թ․ մարտի 2-ին. Վերցված է 2009 թ․ ապրիլի 19-ին.
* Smith, H.T.; Shappirio, M.; Johnson, R.E.; և այլք: (2008). «Enceladus: A potential source of ammonia products and molecular nitrogen for Saturn's magnetosphere» (PDF). *Journal of Geophysical Research*. **113** (A11): A11206. Bibcode:2008JGRA..11311206S. doi:10.1029/2008JA013352.
* Smith, A.L.; Carr, T.D (1959). «Radio frequency observations of the planets in 1957–1958». *The Astrophysical Journal*. **130**: 641–647. Bibcode:1959ApJ...130..641S. doi:10.1086/146753.
* Sontag, A; Clark, G; Kollmann, P (2021). «Charge exchange ion losses in Saturn's magnetosphere». *Journal of Geophysical Research: Space Physics* (126). doi:10.1029/2021JA029310.
* Tokar, R.L.; Johnson, R.E.; Hill, T.V.; և այլք: (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.
* Young, D.T.; Berthelier, J.-J.; Blanc, M.; և այլք: (2005). «Composition and Dynamics of Plasma in Saturn's Magnetosphere». *Science*. **307** (5713): 1262–66. Bibcode:2005Sci...307.1262Y. doi:10.1126/science.1106151. PMID 15731443.
* 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.
* Zarka, Phillipe; Lamy, Laurent; Cecconi, Baptiste; Prangé, Renée; Rucker, Helmut O. (2007). «Modulation of Saturn's radio clock by solar wind speed» (PDF). *Nature*. **450** (7167): 265–267. Bibcode:2007Natur.450..265Z. doi:10.1038/nature06237. PMID 17994092. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2011 թ․ հունիսի 3-ին.

Հետագա ընթերցանություն
----------------------

* Arridge, C.S.; Russell, C.T.; Khurana, K.K.; և այլք: (2007). «Mass of Saturn's magnetodisc: Cassini observations» (PDF). *Geophysical Research Letters*. **34** (9): L09108. Bibcode:2007GeoRL..3409108A. doi:10.1029/2006GL028921. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2017 թ․ օգոստոսի 9-ին. Վերցված է 2022 թ․ մարտի 22-ին.
* Burger, M.H.; Sittler, E.C.; Johnson, R.E.; և այլք: (2007). «Understanding the escape of water from Enceladus» (PDF). *Journal of Geophysical Research*. **112** (A6): A06219. Bibcode:2007JGRA..112.6219B. doi:10.1029/2006JA012086. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2011 թ․ հուլիսի 20-ին. Վերցված է 2022 թ․ մարտի 22-ին.
* Hill, T.W.; Thomsen, M.F.; Henderson, M.G.; և այլք: (2008). «Plasmoids in Saturn's magnetotail» (PDF). *Journal of Geophysical Research*. **113** (A1): A01214. Bibcode:2008JGRA..11301214H. doi:10.1029/2007JA012626. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2012 թ․ փետրվարի 26-ին. Վերցված է 2022 թ․ մարտի 22-ին.
* Krimigis, S.M.; Sergis, N.; Mitchell, D.G.; և այլք: (2007). «A dynamic, rotating ring current around Saturn» (PDF). *Nature*. **450** (7172): 1050–53. Bibcode:2007Natur.450.1050K. doi:10.1038/nature06425. PMID 18075586.
* Martens, Hilary R.; Reisenfeld, Daniel B.; Williams, John D.; և այլք: (2008). «Observations of molecular oxygen ions in Saturn's inner magnetosphere» (PDF). *Geophysical Research Letters*. **35** (20): L20103. Bibcode:2008GeoRL..3520103M. doi:10.1029/2008GL035433.
* Russell, C.T.; Khurana, K.K.; Arridge, C.S.; Dougherty, M.K. (2008). «The magnetospheres of Jupiter and Saturn and their lessons for the Earth» (PDF). *Advances in Space Research*. **41** (8): 1310–18. Bibcode:2008AdSpR..41.1310R. doi:10.1016/j.asr.2007.07.037. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2012 թ․ փետրվարի 15-ին. Վերցված է 2009 թ․ մայիսի 14-ին.
* Smith, H.T.; Johnson, R.E.; Sittler, E.C. (2007). «Enceladus: The likely dominant nitrogen source in Saturn's magnetosphere» (PDF). *Icarus (journal)*. **188** (2): 356–366. Bibcode:2007Icar..188..356S. doi:10.1016/j.icarus.2006.12.007. `{{cite journal}}`: Text "Icarus" ignored (օգնություն)
* Southwood, D.J.; Kivelson, M.G. (2007). «Saturnian magnetospheric dynamics: Elucidation of a camshaft model» (PDF). *Journal of Geophysical Research*. **112** (A12): A12222. Bibcode:2007JGRA..11212222S. doi:10.1029/2007JA012254. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2023-01-23-ին. Վերցված է 2022-03-22-ին.
* Stallard, Tom; Miller, Steve; Melin, Henrik; և այլք: (2008). «Jovian-like aurorae on Saturn». *Nature*. **453** (7198): 1083–85. Bibcode:2008Natur.453.1083S. doi:10.1038/nature07077. PMID 18563160.
* Saturn Sends Mixed Signals

Արտաքին հղումներ
----------------

* ՆԱՍԱ-ի կայքը՝ արտանետումների մասին Արխիվացված 2023-03-28 Wayback Machine