**Магнетосферата на Сатурн** е шуплината создадена во текот на сончевиот ветер од внатрешно генерираното магнетно поле на планетата. Откриена во 1979 година од вселенското летало *Пионер 11*, магнетосферата на Сатурн е втора по големина од која било планета во Сончевиот Систем по Јупитер. Магнетопаузата, границата помеѓу магнетосферата на Сатурн и сончевиот ветар, се наоѓа на растојание од околу 20 полупречници на Сатурн од центарот на планетата, додека нејзината магнетоопашка се протега стотици полупречници на Сатурн зад неа.

Магнетосферата на Сатурн е исполнета со плазма што потекнува и од планетата и од нејзините месечини. Главниот извор е малата месечина Енкелад, која исфрла дури 1.000 kg/s водена пареа од гејзерите на нејзиниот јужен пол, чиј дел е јонизиран и принуден да ко-ротира со магнетното поле на Сатурн. Ова го вчитува полето со дури 100 kg вода група јони во секунда. Оваа плазма постепено се поместува од внатрешната магнетосфера преку механизмот за нестабилност на размена и потоа побегнува низ магнетоопашката.

Интеракцијата помеѓу магнетосферата на Сатурн и сончевиот ветер генерира светли овални поларни светлини околу половите на планетата забележани во видлива, инфрацрвена и ултравиолетова светлина. Аурорите се поврзани со моќното сатурнско километриско зрачење (СКЗ), кое го опфаќа честотниот интервал помеѓу 100 kHz до 1300 kHz и некогаш се сметало дека модулира со период еднаков на ротацијата на планетата. Меѓутоа, подоцнежните мерења покажале дека периодичноста на модулацијата на СКЗ варира за дури 1%, и затоа веројатно не точно се совпаѓа со вистинскиот вртежен период на Сатурн, кој од 2010 година останува непознат. Внатре во магнетосферата има радијациони појаси, во кои се сместени честички со енергија од десетици мегаелектронволти. Енергетските честички имаат значително влијание на површините на внатрешните ледени месечини на Сатурн.

Во 1980-1981 година, магнетосферата на Сатурн била проучувана од вселенското летало *Војаџер*. До септември 2017 година бил предмет на тековна истрага од мисијата на *Касини*, кое пристигнало во 2004 година и поминала над 13 години набљудувајќи ја планетата.

Откритие
--------

Веднаш по откривањето на декаметриските радио емисии на Јупитер во 1955 година, биле направени обиди да се открие слична емисија од Сатурн, но со неубедливи резултати. Првиот доказ дека Сатурн можеби има внатрешно генерирано магнетно поле дошло во 1974 година, со детекција на слаби радио емисии од планетата со честота од околу 1 MHz.

Овие емисии на средни бранови биле модулирани со период од околу 10 часа и 30 минути, што се толкува како вртежен период на Сатурн. Сепак, доказите достапни во 1970-тите биле премногу неубедливи и некои научници сметале дека на Сатурн можеби му недостасува магнетно поле, додека други дури шпекулирале дека планетата може да лежи надвор од хелиопаузата. Првото дефинитивно детектирање на сатурниското магнетно поле било направено дури на 1 септември 1979 година, кога низ него поминало вселенското летало *Пионер 11*, кое директно ја мери јачината на неговото магнетно поле.

Структура
---------

### Внатрешно поле

Како и магнетното поле на Јупитер, така и на Сатурн се создава течно динамо во слој од циркулирачки течен метален водород во неговото надворешно јадро. Како и Земјата, магнетното поле на Сатурн е главно дипол, со северни и јужни полови на краевите на една магнетна оска. На Сатурн, како и на Јупитер, северниот магнетен пол се наоѓа на северната полутопка, а јужниот магнетен пол лежи во јужната полутопка, така што линиите на магнетното поле се насочени подалеку од северниот пол и кон јужниот пол. Ова е обратно во споредба со Земјата, каде што северниот магнетен пол лежи во јужната полутопка. Магнетното поле на Сатурн има четириполни, октополни и повисоки компоненти, иако тие се многу послаби од диполните.

Јачината на магнетното поле на екваторот на Сатурн е околу 21 μT (0,21 G), што одговара на диполен магнетен момент од околу 4,6 × 1018 T • m 3. Ова го прави магнетното поле на Сатурн малку послабо од Земјиното; сепак, неговиот магнетен момент е околу 580 пати поголемо. Магнетниот дипол на Сатурн е строго усогласено со неговата вртежна оска, што значи дека полето, единствено, е многу симетрично на оската. Диполот е малку поместен (за 0,037 Rs) по вртежната оска на Сатурн кон северниот пол.

### Големина и облик

Внатрешното магнетно поле на Сатурн го отклонува сончевиот ветер, поток од јонизирани честички што ги емитираат Сонцето, подалеку од неговата површина, спречувајќи го да комуницира директно со неговата атмосфера и наместо тоа да создаде свој регион, наречен магнетосфера, составен од плазма многу различна од онаа на сончевиот ветер. Магнетосферата на Сатурн е рата најголема магнетосферата во Сончевиот Систем по онаа на Јупитер.

Како и со магнетосферата на Земјата, границата што ја дели плазмата на сончевиот ветер од онаа во магнетосферата на Сатурн се нарекува магнетопауза. Растојанието на магнетопаузата од центарот на планетата во подсончевата точка варира во голема мера од 16 до 27 Rs (R s =60,330 km е екваторскиот полупречник на Сатурн). Положбата на магнетопаузата зависи од притисокот што го врши сончевиот ветер, кој пак зависи од сончевата активност. Просечното растојание на магнетопаузата е околу 22  с. Пред магнетопаузата (на растојание од околу 27 Rs од планетата)  лежи лачниот удар, нарушување слично на будење во сончевиот ветер предизвикано од неговиот судир со магнетосферата. Регионот помеѓу лачниот удар и магнетопаузата се нарекува магнетообвив.

На спротивната страна на планетата, сончевиот ветер ги протега линиите на магнетното поле на Сатурн во долга, заостаната магнетоопашка, која се состои од два лобуси, при што магнетното поле во северниот лобус е насочено подалеку од Сатурн, а јужното насочено кон него. Лобусите се одделени со тенок слој од плазма наречен слој со електрична струја. Како и на Земјата, опашката на Сатурн е канал преку кој сончевата плазма влегува во внатрешните области на магнетосферата. Слично на Јупитер, опашката е канал низ кој плазмата од внатрешното магнетосферско потекло ја напушта магнетосферата. Плазмата што се движи од опашката кон внатрешната магнетосфера се загрева и формира голем број на радијациони појаси.

### Магнетосферски региони

 Структурата на магнетосферата на Сатурн
Магнетосферата на Сатурн често се дели на четири региони. Највнатрешниот регион се наоѓа заедно со планетарните прстени на Сатурн, во околу 3 Rs, има строго диполарно магнетно поле. Во голема мера е лишен од плазма, која се апсорбира од прстенести честички, иако радијационите појаси на Сатурн се наоѓаат во овој највнатрешен регион веднаш внатре и надвор од прстените. Вториот регион помеѓу 3 и 6 Rs содржи ладен плазма-тор и се нарекува внатрешна магнетосфера. Ја содржи најгустата плазма во сатурнскиот систем. Плазмата во торот потекнува од внатрешните ледени месечини и особено од Енкелад. Магнетното поле во овој регион е исто така главно диполарно. Третиот регион се наоѓа помеѓу 6 и 12-14 Rs и се нарекува динамичен и продолжен плазма лист. Магнетното поле во овој регион е растегнато и недиполарно, додека плазмата е ограничена на тенок екваторијален плазма лист. Четвртиот најоддалечен регион се наоѓа над 15 Ре на големи географски широчини и продолжува до границата на магнетопаузата. Се одликува со мала густина на плазмата и променливо, недиполарно магнетно поле под силно влијание на Сончевиот ветер.

Во надворешните делови на магнетосферата на Сатурн над приближно 15–20 Rs  магнетното поле во близина на екваторската рамнина е силно растегнато и формира структура слична на диск наречена *магнетодиск*. Дискот продолжува до магнетопаузата во денот и преминува во магнетоопашката на ноќта. Во близина на денската страна може да отсуствува кога магнетосферата е компресирана од сончевиот ветер, што обично се случува кога растојанието од магнетопаузата е помало од 23 Рс. На ноќната страна и на страните на магнетосферата магнетодиск е секогаш присутен. Сатурновиот магнетодиск е многу помал аналог на магнетодискот на Јупитер.

Плазма-листот во магнетосферата на Сатурн има облик на чинија што не се наоѓа во ниту една друга позната магнетосфера. Кога *Касини* пристигнал во 2004 година, имало зима на северната полутопка. Мерењата на магнетното поле и густината на плазмата откриле дека плазма-листот е искривен и лежи на север од екваторската рамнина и изгледа како џиновски сад. Таквата форма била неочекувана.

Динамика
--------

 Слика од плазма-облак околу Сатурн (Касини)
Процесите кои ја движат магнетосферата на Сатурн се слични на оние кои ја движат Земјата и Јупитер. Исто како што Јупитеровата магнетосфера е доминирана од страна на плазма ко–ротација и маса – утовар од Ио, па магнетосферата на Сатурн е доминирана од страна на плазма ко-ротација и масовно оптоварување од Енкелад. Сепак, магнетосферата на Сатурн е многу помала по големина, додека нејзиниот внатрешен регион содржи премалку плазма за сериозно да се прошири и да се создаде голем магнетодиск. Ова значи дека е под многу посилно влијание на сончевиот ветер и дека, како и Земјиното магнетно поле, неговата динамика е под влијание на повторното поврзување со ветрот слично на циклусот Данџи.

Друга одлика на магнетосферата на Сатурн е големото изобилство на неутрален гас низ планетата. Како што е откриено од ултравиолетовото набљудување на *Касини*, планетата е обвиткана со голем облак од водород, водена пареа и нивните дисоцијативни производи како хидроксил, кој се протега до 45 Rs од Сатурн. Во внатрешната магнетосфера односот на неутралните и јоните е околу 60 и се зголемува во надворешната магнетосфера, што значи дека целиот магнетосферски волумен е исполнет со релативно густ слабо јонизиран гас. Ова е различно, на пример, од Јупитер или Земјата, каде што јоните доминираат над неутралниот гас и има последици за магнетосферската динамика.

### Извори и пренос на плазма

Во составот на плазмата во внатрешната магнетосфера на Сатурн доминираат јоните од водната група: O+, H2O+, OH+ и други, јони на хидрониум (H3O+), HO2+ и O2+, иако протони а присутни се и азотни јони (N+).  Главен извор на вода е Енкелад, кој ослободува 300–600 kg/s водена пареа од гејзерите во близина на неговиот јужен пол. Ослободената вода и радикалите хидроксил (OH) (производ на дисоцијација на водата) формираат прилично дебел тору околу орбитата на Месечината на 4 Rs со густина до 10.000 молекули на кубен сантиметар. Најмалку 100 kg/s од оваа вода на крајот се јонизира и се додава во ко-ротирачката магнетосферска плазма. Дополнителни извори на јони од водните групи се Сатурновите прстени и другите ледени месечини. Вселенското летало *Касини*, исто така, забележало мали количини на јони N+ во внатрешната магнетосфера, кои веројатно потекнуваат и од Енкелад.

 Сликата на *Касини* на прстенестата струја околу Сатурн пренесена од енергетски (20-50 keV) јони
Во надворешните делови на магнетосферата доминантни јони се протоните, кои потекнуваат или од Сончевиот ветер или од јоносферата на Сатурн. Титан, кој орбитира блиску до границата на магнетопаузата на 20 Rs, не е значаен извор на плазма.

Релативно студената плазма во највнатрешниот регион на магнетосферата на Сатурн, внатре 3 Rs (во близина на прстените) се состои главно од јони O+ и O2+.  Таму јоните заедно со електроните формираат јоносфера што ги опкружува сатурнските прстени.

И за Јупитер и за Сатурн, преносот на плазма од внатрешните кон надворешните делови на магнетосферата се смета дека е поврзан со нестабилноста на размена. Во случајот на Сатурн, размената на полнеж го олеснува преносот на енергијата од претходно жешките јони до неутралните гасови во внатрешната магнетосфера. Потоа, цевките со магнетен тек натоварени со оваа нова ладна вода пристигнуваат од надворешната магнетосферата. Нестабилноста е поттикната од центрифугалната сила што ја врши плазмата врз магнетното поле. Студената плазма на крајот се отстранува од магнетосферата со плазмоиди формирани кога магнетното поле повторно се поврзува во магнетоопашката. Плазмоидите се движат по опашката и бегаат од магнетосферата. Се смета дека процесот на повторно поврзување е под контрола на сончевиот ветер и најголемата месечина на Сатурн, Титан, која орбитира во близина на надворешната граница на магнетосферата.

Во регионот на магнетодиск, над 6 Rs, плазмата во ко – ротирачкиот лист врши значителна центрифугална сила на магнетното поле, предизвикувајќи негово истегнување. Оваа интеракција создава струја во екваторската рамнина која тече азимутски со ротација и се протега до 20 Р С од планетата. Вкупната јачина на оваа струја варира од 8 до 17 м-р. Прстенестата струја во сатурнската магнетосфера е многу променлива и зависи од притисокот на сончевиот ветер, а е посилна кога притисокот е послаб. Магнетниот момент поврзан со оваа струја малку (за околу 10 nT) го намалува магнетното поле во внатрешната магнетосфера, иако го зголемува вкупниот магнетен момент на планетата и предизвикува големината на магнетосферата да стане поголема.

### Поларна светлина

Северната поларна светлина на Сатурн во инфрацрвената светлина
Сатурн има светла поларна поларна светлина, која е забележана во ултравиолетовата, видливата и близу инфрацрвената светлина. Аурорите обично изгледаат како светли континуирани кругови (овали) кои ги опкружуваат половите на планетата. Широчината на поларните овали варира во опсег од 70-80 °; просечната позиција е 75 ± 1° за јужната поларна светлина, додека северната поларна светлина е поблиску до полот за околу 1,5°. Од време на време која било поларна светлина може да добие спирална форма наместо овална. Во овој случај, таа започнува близу полноќ на географска широчина од околу 80°, а потоа неговата географска широчина се намалува до 70° додека продолжува во денските сектори (спротивно од стрелките на часовникот). Во секторот на самрак, поларната ширина повторно се зголемува, иако кога се враќа во ноќниот сектор сè уште има релативно мала географска ширина и не се поврзува со посветлата зора.

 Сатурн и неговата северна поларна светлина (композитивна слика).
За разлика од Јупитер, главните поларни овали на Сатурн не се поврзани со распаѓањето на ко-ротацијата на плазмата во надворешните делови на магнетосферата на планетата. Се смета дека поларните зраци на Сатурн се поврзани со повторното поврзување на магнетното поле под влијание на Сончевиот ветер, кој води нагорна струја (околу 10 милиони ампери) од јоносферата и доведува до забрзување и врнежи од енергетски (1-10 keV) електрони во поларната термосфера на Сатурн. Сатурновите поларници се послични на оние на Земјата, каде што исто така се управувани од сончевиот ветер. Самите овали одговараат на границите помеѓу линиите на отворено и затворено магнетно поле - таканаречени поларни капи, за кои се смета дека се наоѓаат на растојание од 10-15 ° од половите.

Аурорите на Сатурн се многу променливи. Нивната местоположба и осветленост силно зависи од притисокот на сончевиот ветер: поларниците стануваат посветли и се доближуваат до половите кога притисокот на Сончевиот ветер се зголемува. Забележано е дека светлите одлики на ротираат со аголна брзина од 60-75% од онаа на Сатурн. Од време на време се појавуваат светли одлики во секторот на зори на главниот овал или внатре во него. Просечната вкупна моќност што ја емитираат поларниците е околу 50 GW во далечните ултравиолетови (80-170 nm) и 150-300 GW во блиските инфрацрвени (3-4 μm— H <sub id="mwAaA">3</sub><sup id="mwAaE">+</sup> емисии) делови од спектарот.

### Километриско зрачење на Сатурн

 Спектарот на радио емисиите на Сатурн во споредба со спектрите на четири други магнетизирани планети
Сатурн е извор на прилично силни радио емисии со ниска честота наречена Сатурно-километриско зрачење (СКЗ). Честотата на СКЗ лежи во опсегот 10–1300 kHz (бранова должина од неколку километри) со максимална околу 400 kHz. Моќта на овие емисии е силно модулирана од ротацијата на планетата и е во корелација со промените во притисокот на сончевиот ветер. На пример, кога Сатурн бил потопен во џиновската магнетоопашка на Јупитер за време на прелетувањето на *Војаџер 2* во 1981 година, моќта на СКЗ значително се намалила или дури и целосно престанала. Се смета дека километриското зрачење е генерирано од нестабилноста на циклотронот на електроните кои се движат по линиите на магнетното поле поврзани со поларните области на Сатурн. Така СКЗ е поврзана со поларните светлина околу половите на планетата. Самото зрачење содржи спектрално дифузни емисии, како и теснопојасни тонови со пропусен опсег до 200 Hz. Во честотновременската рамнина често се забележуваат одлики слични на лак, слично како во случајот со Јупитерското километриско зрачење. Вкупната моќност на СКЗ е околу 1 GW.

Модулацијата на радио емисиите со планетарна ротација традиционално се користи за одредување на вртежниот период на внатрешноста на течните џиновски планети. Меѓутоа, во случајот на Сатурн, ова се чини дека е невозможно, бидејќи периодот варира во временска рамка од десетина години. Во 1980-1981 година, периодичноста на радио емисиите измерена од *Војаџер 1* и *Војаџер 2* била 10 часа и 39 минути, што потоа било усвоено како вртежен период на Сатурн. Научниците биле изненадени кога *Галилео*, а потоа и *Касини* вратиле различна вредност - 10 h 45 min 45 ± 36 s. Понатамошното набљудување покажало дека периодот на модулација се менува за дури 1% на карактеристичната временска скала од 20-30 денови со дополнителен долгорочен тренд. Постои корелација помеѓу периодот и брзината на сончевиот ветер, но причините за оваа промена остануваат мистерија. Една од причините може да биде тоа што сатурниското совршено осно симетрично магнетно поле не успева да наметне строга коротација на магнетосферската плазма што ја лизга во однос на планетата. Недостигот на прецизна корелација помеѓу периодот на варијација на СКЗ и планетарната ротација го прави целосно невозможно да се одреди вистинскиот вртежен период на Сатурн.

### Радијациони појаси

Радијациони појаси на Сатурн
Сатурн има релативно слаби радијациони појаси, бидејќи енергетските честички се апсорбираат од месечините и честичките што кружат околу планетата. Најгустиот (главен) појас на зрачење лежи помеѓу внатрешниот раб на гасниот тор на Енкелад на 3,5 Rs и надворешниот раб на прстенот A на 2.3 Rs. Содржи протони и релативистички електрони со енергија од стотици килоелектронволти (keV) до десетици мегаелектронволти (MeV) и можеби други јони. Надвор од 3,5 Rs енергетските честички се апсорбираат од неутралниот гас и нивниот број опаѓа, иако помалку енергични честички со енергија во опсег од стотици електронволти повторно се појавуваат над 6 Rs - ова се истите честички кои придонесуваат за струјата на прстенот. Електроните во главниот појас веројатно потекнуваат од надворешната магнетосфера или Сончевиот ветер, од кој се пренесуваат со дифузија и потоа адијабатски се загреваат. Сепак, енергетските протони се состојат од две популации на честички. Првата популација со енергии помали од околу 10 MeV има исто потекло како и електроните, додека втората со максимален флукс близу 20 MeV е резултат на интеракцијата на космичките зраци со цврстиот материјал присутен во Сатурнскиот систем (т.н. Процес на распаѓање на неутронското албедо на космичките зраци — *CRAND*). Главниот радијационен појас на Сатурн е под силно влијание на меѓупланетарните нарушувања на сончевиот ветер.

Највнатрешниот регион на магнетосферата во близина на прстените е генерално лишен од енергетски јони и електрони бидејќи тие се апсорбираат од честичките на прстенот. Меѓутоа, Сатурн го има вториот појас на зрачење откриен од *Касини* во 2004 година и се наоѓа веднаш во внатрешноста на највнатрешниот прстен Д.  Овој појас веројатно се состои од енергетски наелектризирани честички формирани преку процесот *CRAND* или од јонизирани енергетски неутрални атоми кои доаѓаат од главниот појас на зрачење.

Сатурнските појаси на зрачење се генерално многу послаби од оние на Јупитер и не испуштаат многу микробраново зрачење (со честота од неколку гигахерци). Проценките покажуваат дека нивните дециметриски радио емисии (ДИМ) би било невозможно да се детектираат од Земјата. Сепак, честичките со висока енергија предизвикуваат атмосферски влијанија на површините на ледените месечини и исфрлаат вода, водни производи и кислород од нив.

Интеракција со прстени и месечини
---------------------------------

Композитна слика со лажни бои на која се гледа сјајот на аурорите кои се протегаат на околу 1.000 километри од врвовите на облаците на јужнополарниот регион на Сатурн
Обилната популација на цврсти тела кои кружат околу Сатурн, вклучувајќи месечини, како и прстенести честички, имаат силно влијание врз магнетосферата на Сатурн. Плазмата во магнетосферата ко-ротира со планетата, континуирано напаѓајќи ги заостанатите полутопки на бавно подвижните месечини. Додека прстенести честички и поголемиот дел од месечините само пасивно апсорбираат плазма и енергетски наелектризирани честички, три месечини - Енкелад, Диона и Титан - се значајни извори на нова плазма. Апсорпцијата на енергетските електрони и јони се открива со забележливи празнини во појасите на зрачење на Сатурн во близина на орбитите на Месечината, додека густите прстени на Сатурн целосно ги елиминираат сите енергетски електрони и јони поблиску од 2,2 RS, создавајќи зона со ниско зрачење во близина на планетата.

Трите месечини споменати погоре додаваат нова плазма во магнетосферата. Убедливо најсилниот извор е Енкелад, кој исфрла фонтана од водена пареа, јаглерод диоксид и азот низ пукнатините во регионот на јужниот пол. Дел од овој гас се јонизира од жешките електрони и сончевото ултравиолетово зрачење и се додава во коротациониот плазма проток. Некогаш се сметало дека Титан е главниот извор на плазма во магнетосферата на Сатурн, особено на азот. Новите податоци добиени од *Касини* во 2004-2008 година покажале дека сепак тој не е значаен извор на азот, иако сепак може да обезбеди значителни количини на водород (поради дисоцијација на метанот). Диона е третата месечина која произведува повеќе нова плазма отколку што апсорбира. Масата на плазма создадена во негова близина (околу 6 g/s) е околу 1/300 колку што е во близина на Енкелад. Сепак, дури и оваа ниска вредност не може да се објасни само со распрскување на неговата ледена површина од енергетски честички, што може да укаже дека Диона е ендогено активна како Енкелад. Месечините кои создаваат нова плазма го забавуваат движењето на коротирачката плазма во нивната близина, што доведува до натрупување на линиите на магнетното поле пред нив и слабеење на полето во нивните буди - полето се обвива околу нив. Ова е спротивно на она што е забележано за месечините што апсорбираат плазма.

Плазмата и енергетските честички присутни во магнетосферата на Сатурн, кога се апсорбираат од прстенести честички и месечини, предизвикуваат радиолиза на водниот мраз. Нејзините производи вклучуваат озон, водород пероксид и молекуларен кислород. Првиот е откриен на површините на Реја и Диона, додека вториот се смета дека е одговорен за стрмните спектрални падини на рефлексивноста на месечините во ултравиолетовиот регион. Кислородот произведен со радиолиза формира слаби атмосфери околу прстените и ледените месечини. Атмосферата на прстенот била откриена од *Касини* за прв пат во 2004 година. Дел од кислородот се јонизира, создавајќи мала популација на јони O2 + во магнетосферата. Влијанието на магнетосферата на Сатурн врз неговите месечини е посуптилно од влијанието на Јупитер врз неговите месечини. Во вториот случај, магнетосферата содржи значителен број на сулфурни јони, кои, кога се имплантираат на површините, произведуваат карактеристични спектрални потписи. Во случајот на Сатурн, нивоата на зрачење се многу пониски и плазмата е составена главно од водни производи, кои, кога ќе се имплантираат, не се разликуваат од веќе присутниот мраз.

Истражување
-----------

Од 2014 година магнетосферата на Сатурн била директно истражена од четири вселенски летала. Првата мисија за проучување на магнетосферата била спроведена од *Пионер 11* во септември 1979 година. *Пионер 11* го открил магнетното поле и направил некои мерења на параметрите на плазмата. Во ноември 1980 година и август 1981 година, сондите *Војаџер 1* и *Војаџер 2* ја истражувале магнетосферата користејќи подобрен сет на инструменти. Од траекториите на прелетување тие го мереле планетарното магнетно поле, составот и густината на плазмата, енергијата на честичките со висока енергија и просторната дистрибуција, плазма брановите и радио емисиите. Вселенскиот брод *Касини* бил лансиран во 1997 година, а пристигнал во 2004 година, правејќи ги првите мерења по повеќе од две децении. Леталото продолжило да дава информации за магнетното поле и параметрите на плазмата на сатурнската магнетосфера до неговото намерно уништување на 15 септември 2017 година.

Во 1990-тите, вселенското летало *Одисеј* извршило опсежни мерења на сатурнско километриско зрачење (СКЗ), кое е незабележливо од Земјата поради апсорпцијата во јоносферата. СКЗ е доволно моќен за да биде откриен од вселенско летало на растојание од неколку астрономски единици од планетата. *Одисеј* открил дека периодот на СКЗ варира за дури 1%, и затоа не е директно поврзан со вртежниот период на внатрешноста на Сатурн.

Наводи
------

1. 1 2 3  Russel, 1993, p. 694
2. 1 2 3 4 5 6 7  Belenkaya, 2006, pp. 1145–46
3. 1 2  Blanc, 2005, p. 238
4. 1 2 3  Sittler, 2008, pp. 4, 16–17
5. 1 2 3  Tokar, 2006
6. 1 2 3  Gombosi, 2009, p. 206, Table 9.1
7. 1 2 3 4 5 6  Zarka, 2005, pp. 378–379
8. 1 2 3 4  Bhardwaj, 2000, pp. 328–333
9. ↑  Smith, 1959
10. ↑  Brown, 1975
11. ↑  Kivelson, 2005, p. 2077
12. 1 2 3 4 5 6  Russel, 1993, pp. 717–718
13. 1 2 3 4 5  Kivelson, 2005, pp. 303–313
14. ↑  Russel, 1993, p. 709, Table 4
15. ↑  Gombosi, 2009, p. 247
16. 1 2  Russel, 1993, pp. 690–692
17. 1 2 3  Gombosi, 2009, pp. 206–209
18. 1 2 3 4 5 6  Andre, 2008, pp. 10–15
19. 1 2  Andre, 2008, pp. 6–9
20. ↑  Mauk, 2009, pp. 317–318
21. 1 2 3  Gombosi, 2009, pp. 211–212
22. ↑  Gombosi, 2009, pp. 231–234
23. ↑  Blanc, 2005, pp. 264–273
24. ↑  Mauk, 2009, pp. 282–283
25. 1 2 3 4  Young, 2005
26. ↑  Smith, 2008
27. 1 2 3  Gombosi, 2009, pp. 216–219
28. ↑  Smith, 2008, pp. 1–2
29. 1 2 3  Gombosi, 2009, pp. 219–220
30. 1 2  Russell, 2008, p. 1
31. ↑  Gombosi, 2009, pp. 206, 215–216
32. 1 2 3  Gombosi, 2009, pp. 237–240
33. ↑  Sontag, 2021
34. 1 2  Bunce, 2008, pp. 1–2
35. ↑  Bunce, 2008, p. 20
36. ↑  Kurth, 2009, pp. 334–342
37. 1 2 3 4 5  Clark, 2005
38. ↑  Nichols, 2009
39. 1 2  Kurth, 2009, pp. 335–336
40. ↑  „Hubble observes energetic lightshow at Saturn's north pole". *www.spacetelescope.org*. Посетено на 30 August 2018.
41. 1 2  Cowley, 2008, pp. 2627–2628
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. ↑  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

Цитирани извори
---------------

* Andre, N.; Blanc, M.; Maurice, S.; и др. (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. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-06-28. Посетено на 2021-11-25.
* 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.; и др. (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. Архивирано од изворникот (PDF) на 2012-02-15. Посетено на 2021-11-25.
* Clark, J.T.; Gerard, J.-C.; Grodent D.; и др. (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. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-07-16.
* Cowley, S.W.H.; Arridge, C.S.; Bunce, E.J.; и др. (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.
* Gombosi, Tamas I.; Armstrong, Thomas P.; Arridge, Christopher S.; и др. (2009). „Saturn's Magnetospheric Configuration". *Saturn from Cassini–Huygens*. Springer Netherlands. стр. 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.; и др. (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.; и др. (2008). „Production, ionization and redistribution of O2 in Saturn's ring atmosphere" (PDF). *Icarus*. **180** (2): 393–402. Bibcode:2006Icar..180..393J. doi:10.1016/j.icarus.2005.08.021.
* 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. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-09-29. Посетено на 2021-11-25.
* 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. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-09-29. Посетено на 2021-11-25.
* Kurth, W.S.; Bunce, E.J.; Clarke, J.T.; и др. (2009). „Auroral Processes". *Saturn from Cassini–Huygens*. Springer Netherlands. стр. 333–374. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6\_12. ISBN 978-1-4020-9217-6.
* Leisner, S.; Khurana, K.K.; Russell, C.T.; и др. (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.; и др. (2009). „Fundamental Plasma Processes in Saturn's Magnetosphere". *Saturn from Cassini–Huygens*. Springer Netherlands. стр. 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.; и др. (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.; и др. (2007). „Sources and losses of energetic protons in Saturn's magnetosphere" (PDF). *Icarus*. **197** (2): 519–525. Bibcode:2008Icar..197..519P. doi:10.1016/j.icarus.2008.05.011.
* 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.; и др. (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. Архивирано од изворникот (PDF) на 2017-08-10. Посетено на 2021-11-25.
* Sittler, E.C.; Andre, N.; Blanc, M.; и др. (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. Архивирано од изворникот (PDF) на 2012-03-02. Посетено на 2009-04-19.
* Smith, H.T.; Shappirio, M.; Johnson, R.E.; и др. (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.; и др. (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.; и др. (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. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-06-03.

* Arridge, C.S.; Russell, C.T.; Khurana, K.K.; и др. (2007). „Mass of Saturn's magnetodisc: Cassini observations" (PDF). *Geophysical Research Letters*. **34** (9): L09108. Bibcode:2007GeoRL..3409108A. doi:10.1029/2006GL028921. Архивирано од изворникот (PDF) на 2017-08-09. Посетено на 2021-11-25.
* Burger, M.H.; Sittler, E.C.; Johnson, R.E.; и др. (2007). „Understanding the escape of water from Enceladus" (PDF). *Journal of Geophysical Research*. **112** (A6): A06219. Bibcode:2007JGRA..112.6219B. doi:10.1029/2006JA012086. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-07-20. Посетено на 2021-11-25.
* Hill, T.W.; Thomsen, M.F.; Henderson, M.G.; и др. (2008). „Plasmoids in Saturn's magnetotail" (PDF). *Journal of Geophysical Research*. **113** (A1): A01214. Bibcode:2008JGRA..11301214H. doi:10.1029/2007JA012626. Архивирано од изворникот (PDF) на 2012-02-26. Посетено на 2021-11-25.
* Krimigis, S.M.; Sergis, N.; Mitchell, D.G.; и др. (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.; и др. (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. Архивирано од изворникот (PDF) на 2012-02-15. Посетено на 2009-05-14.
* Smith, H.T.; Johnson, R.E.; Sittler, E.C. (2007). „Enceladus: The likely dominant nitrogen source in Saturn's magnetosphere" (PDF). *Icarus*. **188** (2): 356–366. Bibcode:2007Icar..188..356S. doi:10.1016/j.icarus.2006.12.007.
* 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. Архивирано од изворникот (PDF) на 2023-01-23. Посетено на 2021-11-25.
* Stallard, Tom; Miller, Steve; Melin, Henrik; и др. (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

Надворешни врски
----------------

* Сајт на НАСА Архивирано на 28 март 2023 г.

|  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- |
| 

| * п
* р
* у
Планетарна магнетосфера |
| --- |
|  |
| 
* Меркур
* Венера
* Земја
* Марс
* Јупитер
* Сатурн
* Уран
* Нептун

 |

 |