Todos los planetas y satélites con ambientes poseen una ionosfera, una región en la atmósfera superior que está dominado por partículas ionizadas, (cargadas eléctricamente), electrones e iones. Estas ionosferas están formadas principalmente de la fotoionización de la atmósfera, que se produce cuando los rayos X y la radiación ultravioleta extrema (EUV) solar divide las moléculas de la atmósfera en iones y electrones. Como resultado, la densidad de los picos por encima de la ionosfera en los días del hemisferio del planeta es alto y es mucho más baja sobre el lado de la noche.
La existencia de una alta ionosfera sobre la superficie del planeta del tamaño de Titán ha sido conocido desde que fue observada por primera vez por medidas de ocultación de radio de la nave espacial Voyager 1 en noviembre de 1980. Sin embargo, la mayor parte de nuestro conocimiento sobre la ionosfera de la luna se ha creado a raíz de la entrada de la nave espacial Cassini en órbita alrededor de Saturno en julio de 2004.
Más grande que Mercurio, Titán está cubierta con una densa neblina naranja de moléculas orgánicas que oculta la superficie helada del satélite. Como en la Tierra, el gas más abundante en la atmósfera es el nitrógeno. Sin embargo, a diferencia de nuestro mundo, la ionosfera de Titán está dominado por los compuestos orgánicos bastante complejos, tales como HCNH ^ + (protonada cianuro de hidrógeno) y C_2 H_5 ^ + (un grupo etilo). También hay una gran cantidad de otras especies menores presentes, formado a través de la química en la atmósfera superior de la luna.
La fuente de ionización primaria de la atmósfera de Titán es el flujo EUV solar. Impacto en las partículas atrapadas en la magnetosfera de Saturno juegan un papel menor en el establecimiento de la ionosfera del lado diurno, pero tienen un efecto mayor en el lado nocturno.
La estructura de la ionosfera se ha estudiado extensamente durante la misión Cassini. La densidad máxima se encuentra a 1000 - 1300 km sobre la superficie, con una disminución de la altura donde el sol está más alto sobre el horizonte. La densidad máxima de electrones es típicamente alrededor de 3000 partículas por centímetro cúbico en el lado diurno, en comparación con cerca de 1.000 partículas por centímetro cúbico en el lado nocturno.
La variabilidad de la estructura de la ionosfera de Titán también se ha estudiado desde la llegada de Cassini. Mediciones a distancia por ocultación de radio, así como mediciones de instrumentos a bordo de Cassini, han puesto de manifiesto que la estructura y la densidad puede variar significativamente con el tiempo.
Una de las ventajas de la inserción de una sonda multi-instrumentada, como Cassini, en órbita alrededor de un planeta es la continuidad a largo plazo de los datos científicos, lo que permite cambios en el tiempo para ser monitoreados y analizados.
Un equipo internacional de científicos ha aprovechado esta longevidad para comparar la cantidad de ionización en Titan durante las diferentes etapas del ciclo solar de 11 años. Los datos que utilizaron fueron obtenidos por el instrumento de la sonda de Langmuir, parte de la radio y de plasma instrumento de la ciencia de onda a bordo de Cassini. La sonda de Langmuir se utiliza para controlar la densidad, la temperatura y la mayor velocidad de plasma (electrones e iones) cuando la nave espacial orbita Saturno.
Escribiendo en el Journal of Geophysical Research: Física Espacial, los autores comparan las mediciones obtenidas en el comienzo de la misión, cuando la actividad solar se produjo a un moderado a bajo nivel de actividad, con los datos de los últimos sobrevuelos completado en un momento de bastante alta actividad solar.
Cuando las mediciones se corrigen para la geometría diferente sobrevuelo y la posición del Sol por encima, el análisis muestra una clara correlación entre la cantidad de ionización en la ionosfera y el nivel de actividad solar de Titán.
"Hemos encontrado que la variación del flujo EUV durante el ciclo solar influyó fuertemente en la densidad electrónica máxima de la ionosfera de Titán", dijo Niklas Edberg, un investigador post-doctoral en el Instituto Sueco de Física Espacial en Uppsala, Suecia, y autor principal del artículo .
"Desde el primer sobrevuelo de Titán de la misión Cassini el 26 de octubre de 2004 hasta el T71 (el 72 pase cerca de Titán) el 7 de julio de 2010, no fue posible identificar los cambios grandes en la estructura de la ionosfera en respuesta a cualquiera ciclo solar o los cambios estacionales en la atmósfera de Titán ", dijo Edberg.
"Sin embargo, después de 2010, la actividad solar cambió rápidamente y nuestro análisis mostró que, durante seis sobrevuelos Titan entre mayo de 2012 y noviembre de 2012, la densidad de electrones en la región de pico de la ionosfera, según lo medido por la sonda de Langmuir de la Cassini, a aumentado en un 15 - 30%, en comparación con el promedio anterior ".
Este marcado aumento en la densidad de la ionosfera coincidió con el aumento de la actividad solar, a pesar de que Titan recibió un porcentaje más pequeño de la radiación solar entrante debido a la órbita elíptica de Saturno y aumentar la distancia desde el sol. Durante 2004 - 2012, Saturno se movió hacia fuera del Sol por más de 100 millones de km.
"Las densidades de electrones ionosféricos máximos durante los más recientes sobrevuelos de Titán se incrementan significativamente en comparación con las mediciones de sobrevuelos anteriores, y los picos suelen también encontrar en altitudes más bajas de la ionosfera que los valores medios anteriores", dijo Edberg.
"Existen casi los mismos mecanismos en la Tierra, donde se debaten los posibles efectos a largo plazo de los ciclos solares en la evolución del clima de la Tierra", dijo Nicolas Altobelli, científico del proyecto Cassini de la ESA.
"Titán se refiere a menudo como la Tierra primitiva en congelador, por lo que es interesante comparar los procesos físicos que tienen lugar en las atmósferas superiores de estos dos mundos."http://spaceref.com/saturn/titan/
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