Magnetosphere of Saturn
શનિનું મેગ્નેટોસ્ફિયર એ ગ્રહના આંતરિક રીતે ઉત્પન્ન ચુંબકીય ક્ષેત્ર દ્વારા સૌર પવનના પ્રવાહમાં સર્જાયેલી પોલાણ છે. પાયોનિયર 11 અવકાશયાન દ્વારા 1979 માં શોધાયેલ, શનિનું મેગ્નેટોસ્ફિયર ગુરુ પછી સૌરમંડળમાં કોઈપણ ગ્રહમાં બીજા ક્રમનું સૌથી મોટું છે. મેગ્નેટોપોઝ, શનિના મેગ્નેટોસ્ફિયર અને સૌર પવન વચ્ચેની સીમા, ગ્રહના કેન્દ્રથી લગભગ 20 શનિ ત્રિજ્યાના અંતરે સ્થિત છે, જ્યારે તેની મેગ્નેટોટેલ તેની પાછળ સેંકડો શનિ ત્રિજ્યાને વિસ્તરે છે. શનિનું મેગ્નેટોસ્ફિયર ગ્રહ અને તેના ચંદ્ર બંનેમાંથી ઉદ્ભવતા પ્લાઝ્માથી ભરેલું છે. તેનો મુખ્ય સ્રોત નાનો ચંદ્ર એન્સેલેડસ છે, જે તેના દક્ષિણ ધ્રુવ પરના ગીઝરમાંથી 1,000 કિલોગ્રામ/સેકન્ડ જેટલી પાણીની વરાળ બહાર કાઢે છે, જેનો એક ભાગ આયનીકૃત થાય છે અને શનિના ચુંબકીય ક્ષેત્ર સાથે સહ-ફરવા માટે મજબૂર થાય છે. આ ક્ષેત્રને પ્રતિ સેકન્ડ 100 કિલોગ્રામ જેટલા જળ જૂથ આયનો સાથે લોડ કરે છે. આ પ્લાઝ્મા ધીમે ધીમે આંતરિક મેગ્નેટોસ્ફિયરમાંથી વિનિમય અસ્થિરતા પદ્ધતિ દ્વારા બહાર નીકળે છે અને પછી મેગ્નેટોટેલ દ્વારા બહાર નીકળે છે. શનિના મેગ્નેટોસ્ફિયર અને સૌર પવન વચ્ચેની ક્રિયાપ્રતિક્રિયા દૃશ્યમાન, ઇન્ફ્રારેડ અને અલ્ટ્રાવાયોલેટ પ્રકાશમાં જોવા મળતા ગ્રહના ધ્રુવોની આસપાસ તેજસ્વી અંડાકાર અરોરા પેદા કરે છે. ઓરોરા શક્તિશાળી શનિ કિલોમીટર કિરણોત્સર્ગ (એસ. કે. આર.) સાથે સંબંધિત છે, જે 100 કિલોહર્ટ્ઝથી 1300 કિલોહર્ટ્ઝ વચ્ચેના આવર્તન અંતરાલમાં ફેલાયેલું છે અને એક સમયે ગ્રહના પરિભ્રમણના સમાન સમયગાળા સાથે મોડ્યુલેટ કરવાનું માનવામાં આવતું હતું. જો કે, પછીના માપ દર્શાવે છે કે એસ. કે. આર. ના મોડ્યુલેશનની સામયિકતા 1 ટકા જેટલી બદલાય છે, અને તેથી કદાચ શનિના સાચા પરિભ્રમણ સમયગાળા સાથે બરાબર મેળ ખાતી નથી, જે 2010 સુધી અજ્ઞાત છે. મેગ્નેટોસ્ફિયરની અંદર કિરણોત્સર્ગ પટ્ટાઓ છે, જે દસ જેટલા મેગા ઇલેક્ટ્રોનવોલ્ટ્સ જેટલા ઊંચા ઊર્જા ધરાવતા કણો ધરાવે છે. શનિના આંતરિક બરફીલા ચંદ્રની સપાટી પર ઊર્જાસભર કણોની નોંધપાત્ર અસર પડે છે. 1980-1981 માં શનિના મેગ્નેટોસ્ફિયરનો વોયેજર અવકાશયાન દ્વારા અભ્યાસ કરવામાં આવ્યો હતો. સપ્ટેમ્બર 2017 સુધી તે કેસિની મિશન દ્વારા ચાલી રહેલી તપાસનો વિષય હતો, જે 2004માં આવ્યું હતું અને તેણે ગ્રહનું નિરીક્ષણ કરવામાં 13 વર્ષથી વધુ સમય પસાર કર્યો હતો. 1955માં ગુરુના ડિકેમેટ્રિક રેડિયો ઉત્સર્જનની શોધ પછી તરત જ, શનિમાંથી સમાન ઉત્સર્જનને શોધવાના પ્રયાસો કરવામાં આવ્યા હતા, પરંતુ અનિર્ણિત પરિણામો સાથે. શનિનું આંતરિક રીતે ઉત્પન્ન થયેલું ચુંબકીય ક્ષેત્ર હોઈ શકે છે તેનો પ્રથમ પુરાવો 1974માં આવ્યો હતો, જેમાં ગ્રહમાંથી લગભગ 1 મેગાહર્ટઝની આવર્તન પર નબળા રેડિયો ઉત્સર્જનની શોધ થઈ હતી. આ મધ્યમ તરંગ ઉત્સર્જન લગભગ એક સમયગાળા સાથે નિયમન કરવામાં આવ્યું હતું, જેને શનિના પરિભ્રમણ સમયગાળા તરીકે અર્થઘટન કરવામાં આવ્યું હતું. તેમ છતાં, 1970 ના દાયકામાં ઉપલબ્ધ પુરાવા ખૂબ જ અનિર્ણિત હતા અને કેટલાક વૈજ્ઞાનિકોએ વિચાર્યું હતું કે શનિમાં સંપૂર્ણપણે ચુંબકીય ક્ષેત્રનો અભાવ હોઈ શકે છે, જ્યારે અન્ય લોકોએ એવું અનુમાન પણ કર્યું હતું કે ગ્રહ હેલિયોપોઝની બહાર હોઈ શકે છે. શનિના ચુંબકીય ક્ષેત્રની પ્રથમ ચોક્કસ શોધ 1 સપ્ટેમ્બર, 1979 ના રોજ જ કરવામાં આવી હતી, જ્યારે તેને પાયોનિયર 11 અવકાશયાન દ્વારા પસાર કરવામાં આવ્યું હતું, જેણે તેની ચુંબકીય ક્ષેત્રની શક્તિને સીધી માપી હતી. માળખું આંતરિક ક્ષેત્ર ગુરુના ચુંબકીય ક્ષેત્રની જેમ, શનિનું તેના બાહ્ય કેન્દ્રમાં ફરતા પ્રવાહી ધાતુ હાઇડ્રોજનના સ્તરની અંદર પ્રવાહી ડાયનેમો દ્વારા બનાવવામાં આવે છે. પૃથ્વીની જેમ, શનિનું ચુંબકીય ક્ષેત્ર મોટે ભાગે દ્વિધ્રુવ છે, જેમાં ઉત્તર અને દક્ષિણ ધ્રુવો એક જ ચુંબકીય અક્ષના છેડે છે. ગુરુની જેમ શનિ પર, ઉત્તર ચુંબકીય ધ્રુવ ઉત્તર ગોળાર્ધમાં સ્થિત છે, અને દક્ષિણ ચુંબકીય ધ્રુવ દક્ષિણ ગોળાર્ધમાં સ્થિત છે, જેથી ચુંબકીય ક્ષેત્રની રેખાઓ ઉત્તર ધ્રુવથી દૂર અને દક્ષિણ ધ્રુવ તરફ નિર્દેશ કરે છે. આ પૃથ્વીની સરખામણીમાં વિપરીત છે, જ્યાં ઉત્તર ચુંબકીય ધ્રુવ દક્ષિણ ગોળાર્ધમાં આવેલો છે. શનિના ચુંબકીય ક્ષેત્રમાં ચતુર્ભુજ, અષ્ટધ્રુવ અને ઉચ્ચ ઘટકો પણ છે, જો કે તે દ્વિધ્રુવ કરતાં ઘણા નબળા છે. શનિના વિષુવવૃત્ત પર ચુંબકીય ક્ષેત્રની શક્તિ લગભગ 21 μT (0.01 G) છે, જે લગભગ 4.6 T·m3ની દ્વિધ્રુવીય ચુંબકીય ક્ષણને અનુરૂપ છે. આ શનિનું ચુંબકીય ક્ષેત્ર પૃથ્વી કરતાં થોડું નબળું બનાવે છે; જો કે, તેની ચુંબકીય ક્ષણ લગભગ 580 ગણી મોટી છે. શનિનું ચુંબકીય દ્વિધ્રુવ તેની પરિભ્રમણ અક્ષ સાથે સખત રીતે સંરેખિત છે, જેનો અર્થ છે કે ક્ષેત્ર, અનન્ય રીતે, અત્યંત અક્ષસમમિત છે. આ દ્વિધ્રુવ શનિની પરિભ્રમણ અક્ષ સાથે ઉત્તર ધ્રુવ તરફ સહેજ (0.037 R દ્વારા) સ્થાનાંતરિત થાય છે. શનિના આંતરિક ચુંબકીય ક્ષેત્રનું કદ અને આકાર સૂર્ય દ્વારા ઉત્સર્જિત આયનીકૃત કણોના પ્રવાહને તેની સપાટીથી દૂર કરે છે, તેને તેના વાતાવરણ સાથે સીધી ક્રિયાપ્રતિક્રિયા કરતા અટકાવે છે અને તેના બદલે તેનો પોતાનો પ્રદેશ બનાવે છે, જેને મેગ્નેટોસ્ફિયર કહેવાય છે, જે પ્લાઝ્માથી બનેલો છે જે સૌર પવનથી ખૂબ જ અલગ છે. શનિનું મેગ્નેટોસ્ફિયર ગુરુ પછી સૌરમંડળમાં બીજા ક્રમનું સૌથી મોટું મેગ્નેટોસ્ફિયર છે. પૃથ્વીના મેગ્નેટોસ્ફિયરની જેમ, શનિના મેગ્નેટોસ્ફિયરની અંદર સૌર પવનના પ્લાઝમાને અલગ કરતી સીમાને મેગ્નેટોપોઝ કહેવામાં આવે છે. ઉપ-સૌર બિંદુ પર ગ્રહના કેન્દ્રથી મેગ્નેટોપોઝ અંતર 16 થી 27 આર (આર = 60,330 કિમી શનિની વિષુવવૃત્તીય ત્રિજ્યા છે) સુધી વ્યાપક રીતે બદલાય છે. મેગ્નેટોપોઝની સ્થિતિ સૌર પવન દ્વારા લાદવામાં આવેલા દબાણ પર આધારિત છે, જે બદલામાં સૌર પ્રવૃત્તિ પર આધારિત છે. સરેરાશ મેગ્નેટોપોઝ સ્ટેન્ડઓફ અંતર લગભગ 22 રૂ. છે. મેગ્નેટોપોઝની સામે (ગ્રહથી આશરે 27 આર. એસ. ના અંતરે) ધનુષ આંચકો આવેલો છે, જે મેગ્નેટોસ્ફિયર સાથે અથડામણને કારણે સૌર પવનમાં જાગૃત જેવી વિક્ષેપ છે. બો શૉક અને મેગ્નેટોપોઝ વચ્ચેના વિસ્તારને મેગ્નેટોશીથ કહેવામાં આવે છે. ગ્રહની વિરુદ્ધ બાજુએ, સૌર પવન શનિની ચુંબકીય ક્ષેત્રની રેખાઓને લાંબી, પાછળની ચુંબકીય પૂંછડીમાં વિસ્તરે છે, જેમાં બે ખંડ હોય છે, જેમાં ઉત્તરીય ખંડમાં ચુંબકીય ક્ષેત્ર શનિથી દૂર અને દક્ષિણ તેની તરફ નિર્દેશ કરે છે. લોબ્સ પ્લાઝ્માના પાતળા સ્તર દ્વારા અલગ પડે છે જેને પૂંછડી વર્તમાન શીટ કહેવાય છે. પૃથ્વીની જેમ, શનિની પૂંછડી એક ચેનલ છે જેના દ્વારા સૌર પ્લાઝ્મા મેગ્નેટોસ્ફિયરના આંતરિક પ્રદેશોમાં પ્રવેશ કરે છે. ગુરુની જેમ, પૂંછડી એ નળી છે જેના દ્વારા આંતરિક મેગ્નેટોસ્ફેરિક મૂળનો પ્લાઝ્મા મેગ્નેટોસ્ફિયરને છોડે છે. પૂંછડીથી આંતરિક મેગ્નેટોસ્ફિયર તરફ જતા પ્લાઝમાને ગરમ કરવામાં આવે છે અને સંખ્યાબંધ કિરણોત્સર્ગ પટ્ટાઓ બનાવે છે. શનિના મેગ્નેટોસ્ફેરિક પ્રદેશોને ઘણીવાર ચાર પ્રદેશોમાં વહેંચવામાં આવે છે. શનિની ગ્રહોની વીંટીઓ સાથે સહ-સ્થિત સૌથી અંદરનો પ્રદેશ, આશરે 3 આરની અંદર, સખત દ્વિધ્રુવી ચુંબકીય ક્ષેત્ર ધરાવે છે. તે મોટા ભાગે પ્લાઝ્માથી વંચિત છે, જે રિંગ કણો દ્વારા શોષાય છે, જો કે શનિના કિરણોત્સર્ગ પટ્ટાઓ રિંગ્સની અંદર અને બહાર આ સૌથી અંદરના પ્રદેશમાં સ્થિત છે. 3 અને 6 આર વચ્ચેના બીજા પ્રદેશમાં ઠંડા પ્લાઝ્મા ટોરસ હોય છે અને તેને આંતરિક મેગ્નેટોસ્ફિયર કહેવામાં આવે છે. તેમાં શનિ પ્રણાલીમાં સૌથી ગીચ પ્લાઝ્મા હોય છે. ટોરસમાં પ્લાઝ્મા આંતરિક બરફીલા ચંદ્રમાંથી અને ખાસ કરીને એન્સેલેડસમાંથી ઉદ્ભવે છે. આ પ્રદેશમાં ચુંબકીય ક્ષેત્ર પણ મોટે ભાગે દ્વિધ્રુવીય છે. ત્રીજો વિસ્તાર 6 અને 12-14 રૂપિયાની વચ્ચે આવેલો છે અને તેને ગતિશીલ અને વિસ્તૃત પ્લાઝ્મા શીટ કહેવામાં આવે છે. આ પ્રદેશમાં ચુંબકીય ક્ષેત્ર ખેંચાયેલું અને બિન-દ્વિધ્રુવી છે, જ્યારે પ્લાઝ્મા પાતળા વિષુવવૃત્તીય પ્લાઝ્મા શીટ સુધી મર્યાદિત છે. ચોથો સૌથી બહારનો વિસ્તાર ઉચ્ચ અક્ષાંશો પર 15 આરએસથી આગળ સ્થિત છે અને મેગ્નેટોપોઝ સીમા સુધી ચાલુ રહે છે. તે ઓછી પ્લાઝ્મા ઘનતા અને પરિવર્તનશીલ, બિન-દ્વિધ્રુવી ચુંબકીય ક્ષેત્ર દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે જે સૌર પવનથી ખૂબ પ્રભાવિત છે. શનિના મેગ્નેટોસ્ફિયરના બાહ્ય ભાગોમાં આશરે 15-20 આર. એસ. થી આગળ વિષુવવૃત્તીય સમતલની નજીકનું ચુંબકીય ક્ષેત્ર ખૂબ જ ખેંચાયેલું છે અને મેગ્નેટોડિસ્ક નામની ડિસ્ક જેવી રચના બનાવે છે. ડિસ્ક દિવસના સમયે મેગ્નેટોપોઝ સુધી ચાલુ રહે છે અને રાત્રિના સમયે મેગ્નેટોટેલમાં પરિવર્તિત થાય છે. દિવસની નજીક જ્યારે મેગ્નેટોસ્ફિયર સૌર પવન દ્વારા સંકુચિત થાય છે ત્યારે તે ગેરહાજર હોઈ શકે છે, જે સામાન્ય રીતે ત્યારે થાય છે જ્યારે મેગ્નેટોપોઝ અંતર 23 રૂપિયાથી ઓછું હોય. મેગ્નેટોસ્ફિયરની રાતની બાજુ અને બાજુઓ પર મેગ્નેટોડિસ્ક હંમેશા હાજર રહે છે. શનિનું મેગ્નેટોડિસ્ક એ જોવિયન મેગ્નેટોડિસ્કનું ઘણું નાનું એનાલોગ છે. શનિના મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં પ્લાઝ્મા શીટ બાઉલ જેવી આકાર ધરાવે છે જે અન્ય કોઈ જાણીતા મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં જોવા મળતી નથી. જ્યારે 2004માં કેસિની આવ્યું ત્યારે ઉત્તર ગોળાર્ધમાં શિયાળો હતો. ચુંબકીય ક્ષેત્ર અને પ્લાઝ્મા ઘનતાના માપનથી જાણવા મળ્યું કે પ્લાઝ્મા શીટ વાંકીચૂંકી હતી અને વિષુવવૃત્તીય સમતલની ઉત્તરમાં એક વિશાળ બાઉલ જેવી દેખાતી હતી. આવો આકાર અનપેક્ષિત હતો. ગતિશીલતા શનિના ચુંબકમંડળને ચલાવતી પ્રક્રિયાઓ પૃથ્વી અને ગુરુના ચુંબકમંડળને ચલાવતી પ્રક્રિયાઓ જેવી જ છે. જેમ ગુરુના મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં પ્લાઝ્મા કો-રોટેશન અને આઇઓમાંથી માસ-લોડિંગનું પ્રભુત્વ છે, તેમ શનિના મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં પ્લાઝ્મા કો-રોટેશન અને એન્સેલેડસમાંથી માસ-લોડિંગનું પ્રભુત્વ છે. જો કે, શનિનું મેગ્નેટોસ્ફિયર કદમાં ઘણું નાનું છે, જ્યારે તેના આંતરિક પ્રદેશમાં તેને ગંભીરતાથી ફેલાવવા અને મોટી મેગ્નેટોડિસ્ક બનાવવા માટે ખૂબ ઓછો પ્લાઝ્મા છે. આનો અર્થ એ છે કે તે સૌર પવનથી વધુ મજબૂત રીતે પ્રભાવિત છે, અને તે કે, પૃથ્વીના ચુંબકીય ક્ષેત્રની જેમ, તેની ગતિશીલતા ડંગી ચક્ર જેવી જ પવન સાથે પુનઃ જોડાણ દ્વારા પ્રભાવિત થાય છે. શનિના મેગ્નેટોસ્ફિયરનું બીજું વિશિષ્ટ લક્ષણ એ છે કે ગ્રહની આસપાસ તટસ્થ વાયુની વિપુલતા છે. કેસીનીના અલ્ટ્રાવાયોલેટ નિરીક્ષણ દ્વારા જાણવા મળ્યું છે કે, ગ્રહ હાઇડ્રોજન, પાણીની વરાળ અને હાઇડ્રોક્સિલ જેવા તેમના વિઘટનકારી ઉત્પાદનોના વિશાળ વાદળથી ઘેરાયેલો છે, જે શનિથી 45 આર સુધી વિસ્તરે છે. આંતરિક મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં ન્યુટ્રલ અને આયનોનો ગુણોત્તર લગભગ 60 છે અને તે બાહ્ય મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં વધે છે, જેનો અર્થ છે કે સમગ્ર મેગ્નેટોસ્ફિયરનું કદ પ્રમાણમાં ગાઢ નબળા આયનીકૃત વાયુથી ભરેલું છે. દાખલા તરીકે, આ ગુરુ અથવા પૃથ્વીથી અલગ છે, જ્યાં આયનો તટસ્થ વાયુ પર પ્રભુત્વ ધરાવે છે, અને મેગ્નેટોસ્ફેરિક ગતિશીલતા માટે પરિણામો ધરાવે છે. પ્લાઝ્માના સ્ત્રોતો અને પરિવહન શનિના આંતરિક મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં પ્લાઝ્મા રચનામાં પાણીના જૂથ આયનોનું પ્રભુત્વ છેઃ O +, H2O +, OH + અને અન્ય, હાઇડ્રોનિયમ આયન (H3O +), HO2 + અને O2 +, જોકે પ્રોટોન અને નાઇટ્રોજન આયન (N +) પણ હાજર છે. પાણીનો મુખ્ય સ્રોત એન્સેલેડસ છે, જે તેના દક્ષિણ ધ્રુવ નજીક ગીઝરમાંથી 300-600 કિલોગ્રામ/સેકન્ડ પાણીની વરાળ છોડે છે. મુક્ત થયેલા પાણી અને હાઇડ્રોક્સિલ (ઓ. એચ.) રેડિકલ (પાણીના વિયોજનનું ઉત્પાદન) ચંદ્રની ભ્રમણકક્ષાની આસપાસ 4 આર. એસ. ની ઘનતા સાથે પ્રતિ ઘન સેન્ટીમીટર 10,000 અણુઓ જેટલું જાડું ટોરસ બનાવે છે. આ પાણીનું ઓછામાં ઓછું 100 કિલોગ્રામ/સેકન્ડ આખરે આયનીકરણ થાય છે અને સહ-ફરતા મેગ્નેટોસ્ફેરિક પ્લાઝ્મામાં ઉમેરવામાં આવે છે. શનિની વીંટીઓ અને અન્ય બરફીલા ચંદ્ર જળ જૂથના આયનોના વધારાના સ્રોતો છે. કેસીની અવકાશયાને આંતરિક મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં એન + આયનોની થોડી માત્રાનું પણ નિરીક્ષણ કર્યું હતું, જે કદાચ એન્સેલેડસમાંથી પણ ઉદ્ભવે છે. મેગ્નેટોસ્ફિયરના બાહ્ય ભાગોમાં પ્રબળ આયનો પ્રોટોન છે, જે સૌર પવન અથવા શનિના આયનોસ્ફિયરમાંથી ઉદ્ભવે છે. ટાઇટન, જે 20 આર પર મેગ્નેટોપોઝ સીમાની નજીક પરિભ્રમણ કરે છે, તે પ્લાઝ્માનો નોંધપાત્ર સ્રોત નથી. શનિના મેગ્નેટોસ્ફિયરના સૌથી અંદરના પ્રદેશમાં પ્રમાણમાં ઠંડા પ્લાઝ્મા, 3 આર (રિંગ્સની નજીક) ની અંદર મુખ્યત્વે ઓ + અને ઓ 2 + આયનો ધરાવે છે. ત્યાં આયનો ઇલેક્ટ્રોન સાથે મળીને શનિની વીંટીઓની આસપાસ આયનોસ્ફિયર બનાવે છે. ગુરુ અને શનિ બંને માટે, મેગ્નેટોસ્ફિયરના આંતરિક ભાગમાંથી બાહ્ય ભાગોમાં પ્લાઝ્માનું પરિવહન વિનિમય અસ્થિરતા સાથે સંબંધિત હોવાનું માનવામાં આવે છે. શનિના કિસ્સામાં, ચાર્જ વિનિમય આંતરિક મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં અગાઉના ગરમ આયનોમાંથી તટસ્થ વાયુઓમાં ઊર્જાના સ્થાનાંતરણને સરળ બનાવે છે. પછી, આ નવા ઠંડા, પાણીથી સમૃદ્ધ પ્લાઝ્મા સાથે ભરેલી ચુંબકીય ફ્લક્સ ટ્યુબ બાહ્ય મેગ્નેટોસ્ફિયરમાંથી આવતા ગરમ પ્લાઝ્માથી ભરેલી ફ્લક્સ ટ્યુબ સાથે આદાનપ્રદાન કરે છે. અસ્થિરતા ચુંબકીય ક્ષેત્ર પર પ્લાઝ્મા દ્વારા લાદવામાં આવેલા કેન્દ્રત્યાગી બળ દ્વારા સંચાલિત થાય છે. જ્યારે ચુંબકીય ક્ષેત્ર મેગ્નેટોટેલમાં ફરીથી જોડાય છે ત્યારે રચાયેલા પ્લાઝમોઇડ્સ દ્વારા ઠંડા પ્લાઝમાને આખરે મેગ્નેટોસ્ફિયરમાંથી દૂર કરવામાં આવે છે. પ્લાઝ્મોઇડ્સ પૂંછડીની નીચે જાય છે અને મેગ્નેટોસ્ફિયરમાંથી છટકી જાય છે. પુનઃ જોડાણ અથવા સબસ્ટૉર્મ પ્રક્રિયા સૌર પવન અને શનિના સૌથી મોટા ચંદ્ર ટાઇટનના નિયંત્રણ હેઠળ હોવાનું માનવામાં આવે છે, જે મેગ્નેટોસ્ફિયરની બાહ્ય સરહદની નજીક ભ્રમણ કરે છે. મેગ્નેટોડિસ્ક પ્રદેશમાં, 6 આરથી વધુ, સહ-ફરતી શીટની અંદરનો પ્લાઝ્મા ચુંબકીય ક્ષેત્ર પર નોંધપાત્ર કેન્દ્રત્યાગી બળ મૂકે છે, જેના કારણે તે ખેંચાય છે. આ ક્રિયાપ્રતિક્રિયા વિષુવવૃત્તીય સમતલમાં પરિભ્રમણ સાથે અઝીમુથલી વહેતો પ્રવાહ બનાવે છે અને ગ્રહથી 20 આર સુધી વિસ્તરે છે. આ પ્રવાહની કુલ શક્તિ 8 થી 17 એમએ સુધીની હોય છે. શનિના મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં રિંગ પ્રવાહ અત્યંત પરિવર્તનશીલ હોય છે અને સૌર પવનના દબાણ પર આધાર રાખે છે, જ્યારે દબાણ નબળું હોય ત્યારે તે વધુ મજબૂત હોય છે. આ પ્રવાહ સાથે સંકળાયેલ ચુંબકીય ક્ષણ આંતરિક મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં ચુંબકીય ક્ષેત્રને સહેજ (આશરે 10 nT) ઘટાડે છે, જો કે તે ગ્રહની કુલ ચુંબકીય ક્ષણમાં વધારો કરે છે અને મેગ્નેટોસ્ફિયરનું કદ મોટું કરે છે. ઔરોરા શનિમાં તેજસ્વી ધ્રુવીય અરોરા છે, જે અલ્ટ્રાવાયોલેટ, દૃશ્યમાન અને ઇન્ફ્રારેડ પ્રકાશની નજીક જોવા મળે છે. ઓરોરા સામાન્ય રીતે ગ્રહના ધ્રુવોની આસપાસના તેજસ્વી સતત વર્તુળો (અંડાકાર) જેવા દેખાય છે. ઓરોરલ અંડાકારનું અક્ષાંશ 70-80 ° ની શ્રેણીમાં બદલાય છે; સરેરાશ સ્થિતિ દક્ષિણ ઓરોરા માટે છે, જ્યારે ઉત્તરીય ઓરોરા ધ્રુવની લગભગ 1.5° નજીક છે. સમયાંતરે ઓરોરા અંડાકારને બદલે સર્પાકાર આકાર ધારણ કરી શકે છે. આ કિસ્સામાં તે મધ્યરાત્રિની નજીક લગભગ 80° અક્ષાંશથી શરૂ થાય છે, પછી તેનું અક્ષાંશ 70° જેટલું નીચું થઈ જાય છે કારણ કે તે સવાર અને દિવસના ક્ષેત્રોમાં (ઘડિયાળની વિરુદ્ધ દિશામાં) ચાલુ રહે છે. સાંજના ક્ષેત્રમાં ઓરોરલ અક્ષાંશ ફરીથી વધે છે, જો કે જ્યારે તે રાત્રિના ક્ષેત્રમાં પાછો આવે છે ત્યારે તે હજુ પણ પ્રમાણમાં નીચું અક્ષાંશ ધરાવે છે અને સવારના તેજસ્વી ભાગ સાથે જોડાતો નથી. ગુરુથી વિપરીત, શનિના મુખ્ય ઓરોરલ અંડાકાર ગ્રહના મેગ્નેટોસ્ફિયરના બાહ્ય ભાગોમાં પ્લાઝ્માના સહ-પરિભ્રમણના વિરામ સાથે સંબંધિત નથી. શનિ પરના અરોરા સૌર પવન (ડુંગી ચક્ર) ના પ્રભાવ હેઠળ ચુંબકીય ક્ષેત્રના પુનઃ જોડાણ સાથે જોડાયેલા હોવાનું માનવામાં આવે છે, જે આયનોસ્ફિયરમાંથી ઉપર તરફના પ્રવાહ (આશરે 10 મિલિયન એમ્પીયર) ને ચલાવે છે અને શનિના ધ્રુવીય થર્મોસ્ફિયરમાં ઊર્જાસભર (1-10 KeV) ઇલેક્ટ્રોનના પ્રવેગ અને વરસાદ તરફ દોરી જાય છે. સેચ્યુરનિયન ઓરોરા પૃથ્વીની જેમ વધુ સમાન છે, જ્યાં તેઓ સૌર પવન સંચાલિત પણ છે. અંડાકાર પોતે ખુલ્લી અને બંધ ચુંબકીય ક્ષેત્રની રેખાઓ વચ્ચેની સીમાઓને અનુરૂપ છે-જેને ધ્રુવીય કેપ કહેવામાં આવે છે, જે ધ્રુવોથી 10-15 ° ના અંતરે રહે છે. શનિની આભા ખૂબ જ પરિવર્તનશીલ છે. તેમનું સ્થાન અને તેજ સૌર પવનના દબાણ પર ભારપૂર્વક આધાર રાખે છેઃ સૌર પવનનું દબાણ વધે ત્યારે ઓરોરા વધુ તેજસ્વી બને છે અને ધ્રુવોની નજીક જાય છે. તેજસ્વી ઓરોરલ લાક્ષણિકતાઓ શનિની 60-75% ની કોણીય ગતિ સાથે ફરતી જોવા મળે છે. સમયાંતરે તેજસ્વી લક્ષણો મુખ્ય અંડાકારના સવારના ક્ષેત્રમાં અથવા તેની અંદર દેખાય છે. ઓરોરા દ્વારા ઉત્સર્જિત સરેરાશ કુલ શક્તિ દૂરના અલ્ટ્રાવાયોલેટ (80-170 nm) માં લગભગ 50 GW અને સ્પેક્ટ્રમના નજીકના ઇન્ફ્રારેડ (3-4 માઇક્રોન-H3 + ઉત્સર્જન) ભાગોમાં 150-300 GW છે. શનિ કિલોમીટરનું કિરણોત્સર્ગ શનિ એ શનિ કિલોમીટરનું કિરણોત્સર્ગ (એસ. કે. આર.) તરીકે ઓળખાતા મજબૂત નીચા આવર્તન રેડિયો ઉત્સર્જનનો સ્રોત છે. એસ. કે. આર. ની આવર્તન શ્રેણી <આઇ. ડી. 1> કે. એચ. ઝેડ. (થોડા કિલોમીટરની તરંગલંબાઇ) માં મહત્તમ 400 કે. એચ. ઝેડ. ની આસપાસ છે. આ ઉત્સર્જનની શક્તિ ગ્રહના પરિભ્રમણ દ્વારા મજબૂત રીતે નિયંત્રિત થાય છે અને સૌર પવનના દબાણમાં ફેરફારો સાથે સંકળાયેલી છે. દાખલા તરીકે, જ્યારે 1981માં વોયેજર 2 ફ્લાયબાઈ દરમિયાન શનિને ગુરુની વિશાળ મેગ્નેટટેલમાં ડૂબાડવામાં આવ્યો હતો, ત્યારે એસ. કે. આર. ની શક્તિમાં ઘણો ઘટાડો થયો હતો અથવા તો સંપૂર્ણપણે બંધ થઈ ગઈ હતી. કિલોમીટરનું કિરણોત્સર્ગ શનિના ઓરોરલ પ્રદેશો સાથે સંબંધિત ચુંબકીય ક્ષેત્ર રેખાઓ સાથે આગળ વધતા ઇલેક્ટ્રોનની સાયક્લોટ્રોન મેસર અસ્થિરતા દ્વારા પેદા થાય છે તેવું માનવામાં આવે છે. આમ એસ. કે. આર. ગ્રહના ધ્રુવોની આસપાસના ઓરોરા સાથે સંબંધિત છે. કિરણોત્સર્ગમાં વર્ણપટમાં ફેલાયેલું ઉત્સર્જન તેમજ 200 હર્ટ્ઝ જેટલી સાંકડી બેન્ડવિડ્થવાળા સાંકડા બેન્ડ ટોનનો સમાવેશ થાય છે. આવર્તન-સમયમાં સમતલ ચાપ જેવી લાક્ષણિકતાઓ ઘણીવાર જોવા મળે છે, જેમ કે જોવિયન કિલોમીટરના કિરણોત્સર્ગના કિસ્સામાં જોવા મળે છે. એસકેઆરની કુલ શક્તિ લગભગ 1 જીડબલ્યુ છે. ગ્રહોના પરિભ્રમણ દ્વારા રેડિયો ઉત્સર્જનનું નિયમન પરંપરાગત રીતે પ્રવાહી વિશાળ ગ્રહોના આંતરિક ભાગોના પરિભ્રમણનો સમયગાળો નક્કી કરવા માટે વપરાય છે. શનિના કિસ્સામાં, જોકે, આ અશક્ય લાગે છે, કારણ કે સમયગાળો દસ વર્ષના સમયગાળામાં બદલાય છે. 1980-1981 માં વોયેજર 1 અને 2 દ્વારા માપવામાં આવેલા રેડિયો ઉત્સર્જનમાં સામયિકતા હતી, જેને પછી શનિના પરિભ્રમણ સમયગાળા તરીકે અપનાવવામાં આવી હતી. જ્યારે ગેલિલિયો અને પછી કેસિનીએ એક અલગ મૂલ્ય પરત કર્યું ત્યારે વૈજ્ઞાનિકો આશ્ચર્યચકિત થઈ ગયા. વધુ અવલોકન સૂચવે છે કે મોડ્યુલેશન સમયગાળો વધારાના લાંબા ગાળાના વલણ સાથે 20-30 દિવસોના લાક્ષણિક સમયમર્યાદામાં 1 ટકા જેટલો બદલાય છે. આ સમયગાળો અને સૌર પવનની ગતિ વચ્ચે સહસંબંધ છે, જો કે, આ પરિવર્તનના કારણો એક રહસ્ય છે. એક કારણ એ હોઈ શકે છે કે શનિનું સંપૂર્ણપણે અક્ષીય રીતે સપ્રમાણ ચુંબકીય ક્ષેત્ર મેગ્નેટોસ્ફેરિક પ્લાઝ્મા પર કડક ગંઠન લાદવામાં નિષ્ફળ જાય છે, જેનાથી તે ગ્રહની તુલનામાં સરકી જાય છે. એસ. કે. આર. ના પરિવર્તન સમયગાળા અને ગ્રહોના પરિભ્રમણ વચ્ચે ચોક્કસ સહસંબંધનો અભાવ શનિનો સાચો પરિભ્રમણ સમયગાળો નક્કી કરવાનું અશક્ય બનાવે છે. શનિના કિરણોત્સર્ગ પટ્ટાઓ પ્રમાણમાં નબળા કિરણોત્સર્ગ પટ્ટાઓ ધરાવે છે, કારણ કે ઊર્જાસભર કણો ગ્રહની પરિભ્રમણ કરતા ચંદ્ર અને કણો દ્વારા શોષાય છે. સૌથી ગાઢ (મુખ્ય) કિરણોત્સર્ગ પટ્ટો એન્સેલેડસ ગેસ ટોરસની આંતરિક ધારની વચ્ચે 3.5 રૂપિયા અને એ રિંગની બાહ્ય ધારની વચ્ચે 2.3 રૂપિયા પર આવેલો છે. તેમાં સેંકડો કિલોઇલેક્ટ્રોનવોલ્ટ્સ (કે. ઇ. વી.) થી લઈને દસ મેગા ઇલેક્ટ્રોનવોલ્ટ્સ (એમ. ઇ. વી.) અને સંભવતઃ અન્ય આયનો સુધીની ઊર્જા ધરાવતા પ્રોટોન અને સાપેક્ષ ઇલેક્ટ્રોન હોય છે. 3. 5 આરથી વધુ ઊર્જાસભર કણો તટસ્થ વાયુ દ્વારા શોષાય છે અને તેમની સંખ્યા ઘટી જાય છે, જો કે સેંકડો કેવીની શ્રેણીમાં ઊર્જા ધરાવતા ઓછા ઊર્જાસભર કણો ફરીથી 6 આરથી વધુ દેખાય છે-આ તે જ કણો છે જે રિંગ પ્રવાહમાં ફાળો આપે છે. મુખ્ય પટ્ટામાં ઇલેક્ટ્રોન કદાચ બાહ્ય મેગ્નેટોસ્ફિયર અથવા સૌર પવનમાં ઉદ્દભવે છે, જેમાંથી તેઓ પ્રસરણ દ્વારા પરિવહન થાય છે અને પછી એડિયાબેટિક રીતે ગરમ થાય છે. જો કે, ઊર્જાસભર પ્રોટોનમાં કણોની બે વસ્તી હોય છે. લગભગ 10 એમ. ઇ. વી. કરતા ઓછી ઊર્જા ધરાવતી પ્રથમ વસ્તીનું મૂળ ઇલેક્ટ્રોન જેટલું જ છે, જ્યારે 20 એમ. ઇ. વી. ની નજીક મહત્તમ પ્રવાહ ધરાવતી બીજી વસ્તી શનિની પ્રણાલીમાં હાજર નક્કર સામગ્રી સાથે કોસ્મિક કિરણોની ક્રિયાપ્રતિક્રિયામાંથી પરિણમે છે (જેને કોસ્મિક રે એલ્બિડો ન્યુટ્રોન ક્ષય પ્રક્રિયા-ક્રેન્ડ કહેવાય છે). શનિનો મુખ્ય કિરણોત્સર્ગ પટ્ટો આંતરગ્રહીય સૌર પવનની વિક્ષેપથી ખૂબ પ્રભાવિત છે. રિંગ્સની નજીક મેગ્નેટોસ્ફિયરનો સૌથી અંદરનો વિસ્તાર સામાન્ય રીતે ઊર્જાસભર આયનો અને ઇલેક્ટ્રોનથી વંચિત હોય છે કારણ કે તે રિંગ કણો દ્વારા શોષાય છે. જો કે, શનિ પાસે 2004 માં કેસિની દ્વારા શોધાયેલ બીજો કિરણોત્સર્ગ પટ્ટો છે અને તે સૌથી અંદરની ડી રીંગની અંદર સ્થિત છે. આ પટ્ટામાં કદાચ ક્રેન્ડ પ્રક્રિયા દ્વારા રચાયેલા ઊર્જાસભર ચાર્જ કણો અથવા મુખ્ય કિરણોત્સર્ગ પટ્ટામાંથી આવતા આયનીકૃત ઊર્જાસભર તટસ્થ અણુઓનો સમાવેશ થાય છે. શનિના કિરણોત્સર્ગ પટ્ટાઓ સામાન્ય રીતે ગુરુની તુલનામાં ખૂબ નબળા હોય છે અને વધુ માઇક્રોવેવ કિરણોત્સર્ગ (થોડા ગીગાહર્ટ્ઝની આવર્તન સાથે) બહાર પાડતા નથી. અંદાજો દર્શાવે છે કે તેમના ડેસિમેટ્રિક રેડિયો ઉત્સર્જન (DIM) ને પૃથ્વી પરથી શોધવું અશક્ય હશે. ઉચ્ચ ઊર્જાના કણો ક્યારેય બરફીલા ચંદ્રની સપાટીઓના હવામાનનું કારણ બને છે અને તેમાંથી પાણી, જળ ઉત્પાદનો અને ઓક્સિજન ફેલાય છે. વીંટીઓ અને ચંદ્ર સાથેની ક્રિયાપ્રતિક્રિયા ચંદ્ર તેમજ વીંટીના કણો સહિત શનિની પરિક્રમા કરતા નક્કર પદાર્થોની વિપુલ વસ્તી શનિના ચુંબકમંડળ પર મજબૂત પ્રભાવ પાડે છે. મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં પ્લાઝ્મા ગ્રહ સાથે સહ-પરિભ્રમણ કરે છે, જે ધીમે ધીમે આગળ વધતા ચંદ્રના પાછળના ગોળાર્ધમાં સતત અવરોધે છે. જ્યારે વીંટીના કણો અને મોટાભાગના ચંદ્ર માત્ર નિષ્ક્રિય રીતે પ્લાઝ્મા અને ઊર્જાસભર ચાર્જ કણોને શોષી લે છે, ત્યારે ત્રણ ચંદ્ર-એન્સેલેડસ, ડાયોન અને ટાઇટન-નવા પ્લાઝમાના નોંધપાત્ર સ્રોત છે. ઊર્જાસભર ઇલેક્ટ્રોન અને આયનોનું શોષણ ચંદ્રની ભ્રમણકક્ષાની નજીક શનિના કિરણોત્સર્ગ પટ્ટામાં નોંધપાત્ર અંતર દ્વારા પોતાને પ્રગટ કરે છે, જ્યારે શનિની ગાઢ વીંટીઓ 2.2 આરએસની નજીકના તમામ ઊર્જાસભર ઇલેક્ટ્રોન અને આયનોને દૂર કરે છે, જેનાથી ગ્રહની નજીકમાં નીચા કિરણોત્સર્ગ ઝોનનું નિર્માણ થાય છે. ચંદ્ર દ્વારા સહ-ફરતા પ્લાઝ્માનું શોષણ તેના ખાલી પગલે ચુંબકીય ક્ષેત્રને ખલેલ પહોંચાડે છે-ક્ષેત્રને ચંદ્ર તરફ ખેંચવામાં આવે છે, જે નજીકના પગલે મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્રનો પ્રદેશ બનાવે છે. ઉપર ઉલ્લેખિત ત્રણ ચંદ્ર મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં નવા પ્લાઝ્મા ઉમેરે છે. અત્યાર સુધીમાં સૌથી મજબૂત સ્રોત એન્સેલેડસ છે, જે તેના દક્ષિણ ધ્રુવ પ્રદેશમાં તિરાડો દ્વારા પાણીની વરાળ, કાર્બન ડાયોક્સાઇડ અને નાઇટ્રોજનના ફુવારાને બહાર કાઢે છે. આ ગેસના અપૂર્ણાંકને ગરમ ઇલેક્ટ્રોન અને સૌર અલ્ટ્રાવાયોલેટ કિરણોત્સર્ગ દ્વારા આયનીકરણ કરવામાં આવે છે અને સહ-પરિભ્રમણ પ્લાઝ્મા પ્રવાહમાં ઉમેરવામાં આવે છે. ટાઇટનને એક સમયે શનિના મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં પ્લાઝ્માનો મુખ્ય સ્રોત માનવામાં આવતો હતો, ખાસ કરીને નાઇટ્રોજનનો. 2004-2008 માં કેસિની દ્વારા મેળવવામાં આવેલી નવી માહિતીએ સ્થાપિત કર્યું કે તે નાઇટ્રોજનનો નોંધપાત્ર સ્રોત નથી, જો કે તે હજુ પણ નોંધપાત્ર માત્રામાં હાઇડ્રોજન પ્રદાન કરી શકે છે (મિથેનના વિયોજનને કારણે). ડાયોન એ ત્રીજો ચંદ્ર છે જે તે શોષી લે છે તેના કરતા વધુ નવા પ્લાઝમાનું ઉત્પાદન કરે છે. તેની નજીકમાં બનાવેલ પ્લાઝ્માનું દળ (લગભગ 6 ગ્રામ/સેકન્ડ) લગભગ 1/300 જેટલું એન્સેલેડસની નજીક છે. જો કે, આ નીચું મૂલ્ય પણ માત્ર ઊર્જાસભર કણો દ્વારા તેની બરફીલી સપાટીના સ્પટરિંગ દ્વારા સમજાવી શકાતું નથી, જે સૂચવી શકે છે કે ડાયોની એન્સેલેડસની જેમ અંતર્જનિત રીતે સક્રિય છે. જે ચંદ્ર નવા પ્લાઝ્મા બનાવે છે તે તેમની આસપાસના સહ-ફરતા પ્લાઝમાની ગતિને ધીમી કરે છે, જે તેમની સામે ચુંબકીય ક્ષેત્રની રેખાઓના ઢગલા તરફ દોરી જાય છે અને તેમના જાગરણમાં ક્ષેત્રને નબળું પાડે છે-તેમની આસપાસનું ક્ષેત્ર ઢાંકેલું હોય છે. પ્લાઝ્મા-શોષતા ચંદ્ર માટે જે જોવા મળે છે તેનાથી આ વિપરીત છે. શનિના મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં હાજર પ્લાઝ્મા અને ઊર્જાસભર કણો, જ્યારે રિંગ કણો અને ચંદ્ર દ્વારા શોષાય છે, ત્યારે પાણીના બરફના રેડિયોલિસિસનું કારણ બને છે. તેના ઉત્પાદનોમાં ઓઝોન, હાઇડ્રોજન પેરોક્સાઇડ અને મોલેક્યુલર ઓક્સિજનનો સમાવેશ થાય છે. પ્રથમ રિયા અને ડાયોનીની સપાટીઓમાં મળી આવ્યું છે, જ્યારે બીજું અલ્ટ્રાવાયોલેટ પ્રદેશમાં ચંદ્રની પ્રતિબિંબની તીવ્ર વર્ણપટ ઢોળાવ માટે જવાબદાર હોવાનું માનવામાં આવે છે. રેડિયોલિસિસ દ્વારા ઉત્પાદિત ઓક્સિજન રિંગ્સ અને બરફીલા ચંદ્રની આસપાસ નબળા વાતાવરણ બનાવે છે. રિંગ વાતાવરણની શોધ કેસિની દ્વારા 2004માં પ્રથમ વખત કરવામાં આવી હતી. ઓક્સિજનનો એક અપૂર્ણાંક આયનીકરણ પામે છે, જે મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં O2 + આયનોની એક નાની વસ્તી બનાવે છે. તેના ચંદ્ર પર શનિના ચુંબકમંડળનો પ્રભાવ તેના ચંદ્ર પર ગુરુના પ્રભાવ કરતાં વધુ સૂક્ષ્મ છે. પછીના કિસ્સામાં, મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં નોંધપાત્ર સંખ્યામાં સલ્ફર આયનો હોય છે, જે જ્યારે સપાટીઓમાં રોપવામાં આવે છે, ત્યારે લાક્ષણિક વર્ણપટ સંકેતો ઉત્પન્ન કરે છે. શનિના કિસ્સામાં, કિરણોત્સર્ગનું સ્તર ઘણું ઓછું હોય છે અને પ્લાઝ્મા મુખ્યત્વે જળ ઉત્પાદનોથી બનેલો હોય છે, જે જ્યારે રોપવામાં આવે છે, ત્યારે તે પહેલેથી હાજર બરફથી અલગ પડે તેમ નથી. 2014 સુધીમાં ચાર અવકાશયાન દ્વારા શનિના ચુંબકમંડળનું સીધું સંશોધન કરવામાં આવ્યું છે. મેગ્નેટોસ્ફિયરનો અભ્યાસ કરવા માટેનું પ્રથમ મિશન સપ્ટેમ્બર 1979માં પાયોનિયર 11 હતું. પાયોનિયર 11 એ ચુંબકીય ક્ષેત્રની શોધ કરી અને પ્લાઝ્મા પરિમાણોનું કેટલાક માપન કર્યું. નવેમ્બર 1980 અને ઓગસ્ટ 1981માં, વોયેજર 1-2એ સાધનોના સુધારેલા સમૂહનો ઉપયોગ કરીને મેગ્નેટોસ્ફિયરની તપાસ કરી હતી. ફ્લાય-બાય ટ્રેજેક્ટરીઝમાંથી તેઓએ ગ્રહોના ચુંબકીય ક્ષેત્ર, પ્લાઝ્મા રચના અને ઘનતા, ઉચ્ચ ઊર્જા કણ ઊર્જા અને અવકાશી વિતરણ, પ્લાઝ્મા તરંગો અને રેડિયો ઉત્સર્જનને માપ્યું. કેસિની અવકાશયાન 1997 માં લોન્ચ કરવામાં આવ્યું હતું, અને 2004 માં પહોંચ્યું હતું, જેણે બે દાયકાથી વધુ સમયમાં પ્રથમ માપન કર્યું હતું. અવકાશયાને 15 સપ્ટેમ્બર, 2017 ના રોજ તેના ઇરાદાપૂર્વકના વિનાશ સુધી શનિના મેગ્નેટોસ્ફિયરના ચુંબકીય ક્ષેત્ર અને પ્લાઝ્મા પરિમાણો વિશે માહિતી આપવાનું ચાલુ રાખ્યું. 1990 ના દાયકામાં, યુલિસિસ અવકાશયાને શનિના કિલોમીટરના કિરણોત્સર્ગ (એસ. કે. આર.) નું વ્યાપક માપન કર્યું હતું, જે આયનોસ્ફિયરમાં શોષણને કારણે પૃથ્વી પરથી અવલોકનક્ષમ નથી. એસ. કે. આર. એટલું શક્તિશાળી છે કે ગ્રહથી ઘણા ખગોળશાસ્ત્રીય એકમોના અંતરે અવકાશયાનમાંથી શોધી શકાય છે. યુલિસેસે શોધ્યું કે એસ. કે. આર. નો સમયગાળો 1 ટકા જેટલો બદલાય છે, અને તેથી તે શનિના આંતરિક પરિભ્રમણ સમયગાળા સાથે સીધો સંબંધ ધરાવતો નથી. નોંધો સંદર્ભ ગ્રંથસૂચિ વધુ વાંચન શનિ મિશ્ર સંકેતો મોકલે છે ઉત્સર્જન શનિ શનિ વિશે નાસાની સાઇટની બાહ્ય કડીઓ