Магнитосфера Сатурна — это полость, созданная в потоке солнечного ветра внутренним магнитным полем планеты . Обнаруженная в 1979 году космическим аппаратом Pioneer 11 , магнитосфера Сатурна является второй по величине среди всех планет Солнечной системы после Юпитера . Магнитопауза , граница между магнитосферой Сатурна и солнечным ветром, расположена на расстоянии около 20 радиусов Сатурна от центра планеты, в то время как ее магнитный хвост тянется на сотни радиусов Сатурна позади нее.
Магнитосфера Сатурна заполнена плазмой, которая исходит как от планеты, так и от ее лун. Основным источником является небольшая луна Энцелад , которая выбрасывает до 1000 кг/с водяного пара из гейзеров на своем южном полюсе, часть которого ионизируется и вынуждена вращаться вместе с магнитным полем Сатурна. Это загружает поле до 100 кг ионов группы воды в секунду. Эта плазма постепенно выходит из внутренней магнитосферы через механизм неустойчивости обмена , а затем вырывается через хвост магнитосферы.
Взаимодействие магнитосферы Сатурна и солнечного ветра порождает яркие овальные полярные сияния вокруг полюсов планеты, наблюдаемые в видимом, инфракрасном и ультрафиолетовом свете. Полярные сияния связаны с мощным сатурнианским километровым излучением (SKR), которое охватывает частотный интервал от 100 кГц до 1300 кГц и, как когда-то считалось, модулируется с периодом, равным вращению планеты. Однако более поздние измерения показали, что периодичность модуляции SKR варьируется на целых 1% и, таким образом, вероятно, не совсем совпадает с истинным периодом вращения Сатурна, который по состоянию на 2010 год остается неизвестным. Внутри магнитосферы находятся радиационные пояса, в которых находятся частицы с энергией до десятков мегаэлектронвольт . Энергичные частицы оказывают значительное влияние на поверхности внутренних ледяных лун Сатурна .
В 1980–1981 годах магнитосфера Сатурна изучалась космическим аппаратом Voyager . До сентября 2017 года она была предметом постоянного изучения миссии Cassini , которая прибыла в 2004 году и провела более 13 лет, наблюдая за планетой.
Сразу после открытия декаметрового радиоизлучения Юпитера в 1955 году были предприняты попытки обнаружить аналогичное излучение Сатурна, но с неубедительными результатами. [9] Первые доказательства того, что Сатурн может иметь внутреннее магнитное поле, появились в 1974 году, когда были обнаружены слабые радиоизлучения планеты на частоте около 1 МГц.
Эти средневолновые излучения были модулированы с периодом около 10 ч 30 мин , что было интерпретировано как период вращения Сатурна . [10] Тем не менее, доказательства, доступные в 1970-х годах, были слишком неубедительными, и некоторые ученые считали, что у Сатурна может вообще не быть магнитного поля, в то время как другие даже предполагали, что планета может находиться за гелиопаузой . [ 11] Первое определенное обнаружение магнитного поля Сатурна было сделано только 1 сентября 1979 года, когда через него прошел космический аппарат «Пионер-11» , который напрямую измерил напряженность его магнитного поля. [2]
Подобно магнитному полю Юпитера , магнитное поле Сатурна создается жидкостным динамо внутри слоя циркулирующего жидкого металлического водорода в его внешнем ядре. [1] Как и у Земли, магнитное поле Сатурна в основном является дипольным , с северным и южным полюсами на концах одной магнитной оси. [12] На Сатурне, как и на Юпитере, северный магнитный полюс расположен в северном полушарии, а южный магнитный полюс лежит в южном полушарии, так что линии магнитного поля указывают от северного полюса к южному полюсу. Это наоборот по сравнению с Землей, где северный магнитный полюс находится в южном полушарии. [13] Магнитное поле Сатурна также имеет квадрупольный , октупольный и более высокие компоненты, хотя они намного слабее дипольного. [12]
Напряженность магнитного поля на экваторе Сатурна составляет около 21 мкТл (0,21 Гс ), что соответствует дипольному магнитному моменту около 4,6 × 1018 Тл • м3 . [2] Это делает магнитное поле Сатурна немного слабее, чем у Земли; однако его магнитный момент примерно в 580 раз больше. [1] Магнитный диполь Сатурна строго выровнен с его осью вращения, что означает, что поле, как ни странно, является высоко осесимметричным. [ 12] Диполь немного смещен (на 0,037 Rs ) вдоль оси вращения Сатурна в сторону северного полюса. [2]
Внутреннее магнитное поле Сатурна отклоняет солнечный ветер , поток ионизированных частиц, испускаемых Солнцем , от его поверхности, не давая ему напрямую взаимодействовать с его атмосферой и вместо этого создавая свою собственную область, называемую магнитосферой, состоящую из плазмы , сильно отличающейся от плазмы солнечного ветра. [12] Магнитосфера Сатурна является второй по величине магнитосферой в Солнечной системе после магнитосферы Юпитера. [3]
Как и в случае с магнитосферой Земли, граница, разделяющая плазму солнечного ветра от плазмы внутри магнитосферы Сатурна, называется магнитопаузой . [ 2] Расстояние магнитопаузы от центра планеты в подсолнечной точке [примечание 1] широко варьируется от 16 до 27 R s (R s = 60 330 км - экваториальный радиус Сатурна). [14] [15] Положение магнитопаузы зависит от давления, оказываемого солнечным ветром, которое, в свою очередь, зависит от солнечной активности . Среднее расстояние отступа магнитопаузы составляет около 22 R s . [6] Перед магнитопаузой (на расстоянии около 27 R s от планеты) [6] находится ударная волна , возмущение в виде следа в солнечном ветре, вызванное его столкновением с магнитосферой. Область между ударной волной и магнитопаузой называется магнитооболочкой . [ 16]
На противоположной стороне планеты солнечный ветер растягивает линии магнитного поля Сатурна в длинный, тянущийся хвост магнитосферы , [12] который состоит из двух долей, при этом магнитное поле в северной доле направлено от Сатурна, а в южной — к нему. [16] Доли разделены тонким слоем плазмы, называемым токовым слоем хвоста . [13] Как и у Земли, хвост Сатурна представляет собой канал, по которому солнечная плазма попадает во внутренние области магнитосферы. [17] Подобно Юпитеру, хвост является каналом, по которому плазма внутреннего магнитосферного происхождения покидает магнитосферу. [17] Плазма, движущаяся из хвоста во внутреннюю магнитосферу, нагревается и образует ряд радиационных поясов . [12]
Магнитосферу Сатурна часто делят на четыре области. [18] Самая внутренняя область, совмещенная с планетарными кольцами Сатурна , внутри приблизительно 3 R с , имеет строго дипольное магнитное поле. Она в значительной степени лишена плазмы, которая поглощается кольцевыми частицами, хотя радиационные пояса Сатурна расположены в этой самой внутренней области только внутри и снаружи колец. [18] Вторая область между 3 и 6 R с содержит холодный плазменный тор и называется внутренней магнитосферой. Она содержит самую плотную плазму в системе Сатурна. Плазма в торе происходит из внутренних ледяных лун и, в частности, из Энцелада . [18] Магнитное поле в этой области также в основном дипольное. [19] Третья область находится между 6 и 12–14 R с и называется динамическим и протяженным плазменным слоем . Магнитное поле в этой области растянуто и недипольно, [18] тогда как плазма ограничена тонким экваториальным плазменным слоем . [19] Четвертая самая внешняя область расположена за пределами 15 R s на высоких широтах и продолжается до границы магнитопаузы. Она характеризуется низкой плотностью плазмы и переменным, недипольным магнитным полем, на которое сильно влияет солнечный ветер. [18]
Во внешних частях магнитосферы Сатурна за пределами примерно 15–20 R с [20] магнитное поле вблизи экваториальной плоскости сильно растянуто и образует дисковидную структуру, называемую магнитодиском . [21] Диск продолжается до магнитопаузы на дневной стороне и переходит в магнитный хвост на ночной стороне. [22] Вблизи дневной стороны он может отсутствовать, когда магнитосфера сжимается солнечным ветром, что обычно происходит, когда расстояние до магнитопаузы меньше 23 R с . На ночной стороне и флангах магнитосферы магнитодиск всегда присутствует. [21] Сатурнианский магнитодиск является гораздо меньшим аналогом юпитерианского магнитодиска. [17]
Плазменный слой в магнитосфере Сатурна имеет чашеобразную форму, не встречающуюся ни в одной другой известной магнитосфере. Когда Кассини прибыл в 2004 году, в северном полушарии была зима. Измерения магнитного поля и плотности плазмы показали, что плазменный слой был искривлен и лежал к северу от экваториальной плоскости, выглядя как гигантская чаша. Такая форма была неожиданной. [21]
Процессы, управляющие магнитосферой Сатурна, аналогичны процессам, управляющим магнитосферой Земли и Юпитера. [23] Так же, как магнитосфера Юпитера находится под влиянием совместного вращения плазмы и массовой нагрузки от Ио , так и магнитосфера Сатурна находится под влиянием совместного вращения плазмы и массовой нагрузки от Энцелада . Однако магнитосфера Сатурна намного меньше по размеру, в то время как ее внутренняя область содержит слишком мало плазмы, чтобы серьезно ее растянуть и создать большой магнитодиск. [13] [примечание 2] Это означает, что она гораздо сильнее подвержена влиянию солнечного ветра, и что, как и магнитное поле Земли , ее динамика зависит от пересоединения с ветром, аналогичного циклу Данжи . [13]
Другой отличительной чертой магнитосферы Сатурна является высокое содержание нейтрального газа вокруг планеты. Как показало ультрафиолетовое наблюдение Кассини, планета окутана большим облаком водорода , водяного пара и их диссоциативных продуктов, таких как гидроксил , простирающимся на расстояние до 45 R s от Сатурна. Во внутренней магнитосфере отношение нейтралов к ионам составляет около 60 и увеличивается во внешней магнитосфере, что означает, что весь объем магнитосферы заполнен относительно плотным слабоионизированным газом. Это отличается, например, от Юпитера или Земли, где ионы доминируют над нейтральным газом, и имеет последствия для динамики магнитосферы. [24]
В составе плазмы во внутренней магнитосфере Сатурна преобладают ионы группы воды: O + , H 2 O + , OH + и другие, ионы гидроксония (H 3 O + ), HO 2 + и O 2 + , [4] хотя также присутствуют протоны и ионы азота (N + ). [25] [26] Основным источником воды является Энцелад, который выделяет 300–600 кг/с водяного пара из гейзеров вблизи своего южного полюса. [4] [27] Высвобождаемая вода и гидроксильные (ОН) радикалы (продукт диссоциации воды) образуют довольно толстый тор вокруг орбиты луны на скорости 4 R с с плотностью до 10 000 молекул на кубический сантиметр. [5] По крайней мере 100 кг/с этой воды в конечном итоге ионизируется и добавляется к совместно вращающейся магнитосферной плазме. [5] Дополнительными источниками ионов группы воды являются кольца Сатурна и другие ледяные луны. [27] Космический аппарат Кассини также наблюдал небольшие количества ионов N + во внутренней магнитосфере, которые, вероятно, также происходят из Энцелада. [28]
.jpg/1280px-Ring_current_around_Saturn_(Cassini).jpg)
Во внешних частях магнитосферы доминирующими ионами являются протоны, которые возникают либо из солнечного ветра, либо из ионосферы Сатурна. [29] Титан , который вращается вблизи границы магнитопаузы на 20 R с , не является значительным источником плазмы. [29] [30]
Относительно холодная плазма в самой внутренней области магнитосферы Сатурна, внутри 3 R s (вблизи колец), состоит в основном из ионов O + и O 2 + . [25] Эти ионы вместе с электронами образуют ионосферу, окружающую кольца Сатурна. [31]
Как для Юпитера, так и для Сатурна перенос плазмы из внутренних частей магнитосферы во внешние считается связанным с нестабильностью взаимообмена. [25] [32] В случае Сатурна обмен зарядами облегчает передачу энергии от ранее горячих ионов к нейтральным газам во внутренней магнитосфере. [33] Затем магнитные потоковые трубки, загруженные этой новой холодной, богатой водой плазмой, обмениваются с потоковыми трубками, заполненными горячей плазмой, поступающей из внешней магнитосферы. [25] Нестабильность вызвана центробежной силой, оказываемой плазмой на магнитное поле. [18] Холодная плазма в конечном итоге удаляется из магнитосферы плазмоидами, образующимися , когда магнитное поле воссоединяется в хвосте магнитосферы. [32] Плазмоиды движутся вниз по хвосту и покидают магнитосферу. [32] Считается, что процесс пересоединения или суббури находится под контролем солнечного ветра и крупнейшего спутника Сатурна Титана, который вращается вблизи внешней границы магнитосферы. [30]
В области магнитодиска, за пределами 6 R с , плазма внутри совместно вращающегося слоя оказывает значительную центробежную силу на магнитное поле, заставляя его растягиваться. [34] [примечание 3] Это взаимодействие создает ток в экваториальной плоскости, текущий азимутально с вращением и простирающийся на расстояние до 20 R с от планеты. [35] Общая сила этого тока варьируется от 8 до 17 МА . [34] [35] Кольцевой ток в магнитосфере Сатурна сильно изменчив и зависит от давления солнечного ветра, будучи сильнее, когда давление слабее. [35] Магнитный момент, связанный с этим током, немного (примерно на 10 нТл) подавляет магнитное поле во внутренней магнитосфере, [36] хотя он увеличивает общий магнитный момент планеты и приводит к увеличению размера магнитосферы. [35]
На Сатурне наблюдаются яркие полярные сияния, которые наблюдаются в ультрафиолетовом , видимом и ближнем инфракрасном свете. [37] Полярные сияния обычно выглядят как яркие непрерывные круги (овалы), окружающие полюса планеты. [38] Широта авроральных овалов варьируется в диапазоне 70–80°; [8] среднее положение составляет 75 ± 1° для южного полярного сияния, в то время как северное полярное сияние находится ближе к полюсу примерно на 1,5°. [39] [примечание 4] Время от времени любое из полярных сияний может принимать спиральную форму вместо овальной. В этом случае оно начинается около полуночи на широте около 80°, затем его широта уменьшается до 70° по мере того, как оно продолжается в секторах рассвета и дня (против часовой стрелки). [41] В сумеречном секторе широта полярного сияния снова увеличивается, хотя при возвращении в ночной сектор она все еще имеет относительно низкую широту и не соединяется с более яркой частью рассвета. [38]
.tif/lossy-page1-1280px-Saturn_and_its_northern_auroras_(composite_image).tif.jpg)
В отличие от Юпитера, основные овалы полярных сияний Сатурна не связаны с нарушением совместного вращения плазмы во внешних частях магнитосферы планеты. [8] Считается, что полярные сияния на Сатурне связаны с пересоединением магнитного поля под влиянием солнечного ветра (цикл Данжи), [13] который вызывает восходящий ток (около 10 миллионов ампер ) из ионосферы и приводит к ускорению и выпадению энергичных (1–10 кэВ) электронов в полярную термосферу Сатурна. [43] Сатурнианские полярные сияния больше похожи на земные, где они также вызваны солнечным ветром. [38] Сами овалы соответствуют границам между открытыми и закрытыми линиями магнитного поля — так называемым полярным шапкам , которые, как полагают, находятся на расстоянии 10–15° от полюсов. [43]
Полярные сияния Сатурна весьма изменчивы. [38] Их местоположение и яркость сильно зависят от давления солнечного ветра : полярные сияния становятся ярче и перемещаются ближе к полюсам, когда давление солнечного ветра увеличивается. [38] Яркие полярные сияния, как наблюдалось, вращаются с угловой скоростью 60–75% от скорости Сатурна. Время от времени яркие детали появляются в утреннем секторе главного овала или внутри него. [41] Средняя полная мощность, излучаемая полярными сияниями, составляет около 50 ГВт в дальней ультрафиолетовой (80–170 нм) и 150–300 ГВт в ближней инфракрасной (3–4 мкм — излучение H 3 + ) частях спектра. [8]
Сатурн является источником довольно сильного низкочастотного радиоизлучения, называемого километрическим излучением Сатурна (SKR). Частота SKR лежит в диапазоне 10–1300 кГц (длина волны несколько километров) с максимумом около 400 кГц. [7] Мощность этих излучений сильно модулируется вращением планеты и коррелирует с изменениями давления солнечного ветра. Например, когда Сатурн погрузился в гигантский магнитный хвост Юпитера во время пролета Вояджера-2 в 1981 году, мощность SKR значительно уменьшилась или даже полностью прекратилась. [7] [44] Считается, что километровое излучение генерируется нестабильностью циклотронного мазера электронов, движущихся вдоль линий магнитного поля, связанных с полярными областями Сатурна. [44] Таким образом, SKR связано с полярными сияниями вокруг полюсов планеты . Само излучение состоит из спектрально диффузных излучений, а также узкополосных тонов с шириной полосы пропускания всего 200 Гц. В частотно-временной плоскости часто наблюдаются дугообразные особенности, во многом похожие на случай километрового излучения Юпитера. [44] Общая мощность SKR составляет около 1 ГВт. [7]
Модуляция радиоизлучения вращением планет традиционно используется для определения периода вращения недр жидких планет-гигантов. [45] Однако в случае Сатурна это, по-видимому, невозможно, поскольку период изменяется с периодом в десять лет. В 1980–1981 годах периодичность радиоизлучения, измеренная Voyager 1 и 2, составляла 10 ч 39 мин 24 ± 7 с , что затем было принято в качестве периода вращения Сатурна. Ученые были удивлены, когда Galileo , а затем Cassini вернули другое значение — 10 ч 45 мин 45 ± 36 с . [45] Дальнейшие наблюдения показали, что период модуляции изменяется на целых 1% в характерной временной шкале 20–30 дней с дополнительной долгосрочной тенденцией. Существует корреляция между периодом и скоростью солнечного ветра, однако причины этого изменения остаются загадкой. [45] Одной из причин может быть то, что сатурнианское идеально аксиально-симметричное магнитное поле не может наложить строгое коротирование на магнитосферную плазму, заставляя ее скользить относительно планеты. Отсутствие точной корреляции между периодом изменения SKR и планетарным вращением делает практически невозможным определение истинного периода вращения Сатурна. [46]
Сатурн имеет относительно слабые радиационные пояса, поскольку энергичные частицы поглощаются лунами и твердыми частицами, вращающимися вокруг планеты. [47] Самый плотный (главный) радиационный пояс лежит между внутренним краем газового тора Энцелада на 3,5 R с и внешним краем кольца A на 2,3 R с . Он содержит протоны и релятивистские электроны с энергиями от сотен килоэлектронвольт (кэВ) до десятков мегаэлектронвольт (МэВ) и, возможно, другие ионы. [48] За пределами 3,5 R с энергичные частицы поглощаются нейтральным газом, и их количество падает, хотя менее энергичные частицы с энергиями в диапазоне сотен кэВ снова появляются за пределами 6 R с — это те же самые частицы, которые вносят вклад в кольцевой ток. [примечание 3] [48] Электроны в главном поясе, вероятно, возникают во внешней магнитосфере или солнечном ветре, откуда они переносятся диффузией, а затем адиабатически нагреваются. [49] Однако энергичные протоны состоят из двух популяций частиц. Первая популяция с энергиями менее 10 МэВ имеет то же происхождение, что и электроны, [48] тогда как вторая с максимальным потоком около 20 МэВ возникает в результате взаимодействия космических лучей с твердым материалом, присутствующим в системе Сатурна (так называемый процесс распада альбедо нейтронов космических лучей — CRAND). [49] Главный радиационный пояс Сатурна находится под сильным влиянием возмущений межпланетного солнечного ветра. [48]
Внутренняя область магнитосферы вблизи колец, как правило, лишена энергичных ионов и электронов, поскольку они поглощаются частицами колец. [48] Однако у Сатурна есть второй радиационный пояс, открытый Кассини в 2004 году и расположенный прямо внутри самого внутреннего кольца D. [ 47] Этот пояс, вероятно, состоит из энергичных заряженных частиц, образованных в результате процесса CRAND, или из ионизированных энергичных нейтральных атомов, поступающих из главного радиационного пояса. [48]
Радиационные пояса Сатурна, как правило, намного слабее, чем пояса Юпитера, и не испускают много микроволнового излучения (с частотой в несколько гигагерц). Оценки показывают, что их дециметровое радиоизлучение (DIM) было бы невозможно обнаружить с Земли. [50] Тем не менее, частицы высокой энергии вызывают выветривание поверхностей ледяных лун и распыляют воду, водные продукты и кислород с них. [49]
Обильная популяция твердых тел, вращающихся вокруг Сатурна, включая луны, а также кольцевые частицы, оказывает сильное влияние на магнитосферу Сатурна. Плазма в магнитосфере вращается вместе с планетой, непрерывно сталкиваясь с отстающими полусферами медленно движущихся лун. [51] В то время как кольцевые частицы и большинство лун только пассивно поглощают плазму и энергичные заряженные частицы, три луны – Энцелад, Диона и Титан – являются значительными источниками новой плазмы. [52] [53] Поглощение энергичных электронов и ионов проявляется заметными разрывами в радиационных поясах Сатурна вблизи орбит луны, в то время как плотные кольца Сатурна устраняют все энергичные электроны и ионы ближе, чем 2,2 R S , создавая зону низкой радиации в непосредственной близости от планеты. [48] Поглощение совместно вращающейся плазмы луной нарушает магнитное поле в ее пустом следе – поле притягивается к луне, создавая область более сильного магнитного поля в ближнем следе. [51]
Три вышеупомянутых спутника добавляют новую плазму в магнитосферу. Безусловно, самым сильным источником является Энцелад, который выбрасывает фонтан водяного пара, углекислого газа и азота через трещины в районе своего южного полюса. [27] Часть этого газа ионизируется горячими электронами и солнечным ультрафиолетовым излучением и добавляется к потоку совращающейся плазмы. [52] Когда-то Титан считался основным источником плазмы в магнитосфере Сатурна, особенно азота. Новые данные, полученные Кассини в 2004–2008 годах, установили, что он не является значительным источником азота, [29] хотя он все еще может обеспечивать значительные количества водорода (из-за диссоциации метана ). [54] Диона является третьим спутником, производящим больше новой плазмы, чем поглощает. Масса плазмы, созданной в его окрестностях (около 6 г/с), составляет примерно 1/300 от массы плазмы вблизи Энцелада. [53] Однако даже это низкое значение не может быть объяснено только распылением ее ледяной поверхности энергичными частицами, что может указывать на то, что Диона эндогенно активна, как Энцелад. Спутники, которые создают новую плазму, замедляют движение вращающейся плазмы в их окрестностях, что приводит к нагромождению линий магнитного поля перед ними и ослаблению поля в их кильватерном следе — поле окутывает их. [55] Это противоположно тому, что наблюдается для спутников, поглощающих плазму.
Плазма и энергичные частицы, присутствующие в магнитосфере Сатурна, при поглощении кольцевыми частицами и лунами вызывают радиолиз водяного льда. Его продукты включают озон , перекись водорода и молекулярный кислород . [56] Первый из них был обнаружен на поверхностях Реи и Дионы, в то время как второй, как полагают, отвечает за крутые спектральные наклоны отражательной способности лун в ультрафиолетовой области. [56] Кислород, образующийся в результате радиолиза, образует разреженные атмосферы вокруг колец и ледяных лун. Кольцевая атмосфера была впервые обнаружена Кассини в 2004 году. [57] Часть кислорода ионизируется, создавая небольшую популяцию ионов O 2 + в магнитосфере. [56] Влияние магнитосферы Сатурна на его луны более тонкое, чем влияние Юпитера на его луны. В последнем случае магнитосфера содержит значительное количество ионов серы, которые при внедрении в поверхности создают характерные спектральные сигнатуры. В случае Сатурна уровни радиации намного ниже, а плазма в основном состоит из водных продуктов, которые при имплантации неотличимы от уже присутствующего льда. [56]
По состоянию на 2014 год магнитосфера Сатурна была напрямую исследована четырьмя космическими аппаратами. Первой миссией по изучению магнитосферы был Pioneer 11 в сентябре 1979 года. Pioneer 11 обнаружил магнитное поле и провел некоторые измерения параметров плазмы. [2] В ноябре 1980 года и августе 1981 года зонды Voyager 1–2 исследовали магнитосферу, используя усовершенствованный набор инструментов. [2] По траекториям пролета они измерили планетарное магнитное поле, состав и плотность плазмы, энергию и пространственное распределение частиц высокой энергии, плазменные волны и радиоизлучение. Космический аппарат Cassini был запущен в 1997 году и прибыл в 2004 году, сделав первые измерения за более чем два десятилетия. Космический аппарат продолжал предоставлять информацию о магнитном поле и параметрах плазмы магнитосферы Сатурна до его преднамеренного уничтожения 15 сентября 2017 года.
В 1990-х годах космический аппарат Ulysses провел обширные измерения сатурнианского километрового излучения (SKR), [7] которое ненаблюдаемо с Земли из-за поглощения в ионосфере . [58] SKR достаточно мощное, чтобы его можно было обнаружить с космического корабля на расстоянии нескольких астрономических единиц от планеты. Ulysses обнаружил, что период SKR изменяется на целых 1% и, следовательно, не связан напрямую с периодом вращения недр Сатурна. [7]