Magnetosphere of Saturn
शनि का मैग्नेटोस्फेयर ग्रह के आंतरिक रूप से उत्पन्न चुंबकीय क्षेत्र द्वारा सौर हवा के प्रवाह में बनाई गई गुहा है। पायनियर 11 अंतरिक्ष यान द्वारा 1979 में खोजा गया, शनि का चुंबकमंडल बृहस्पति के बाद सौर मंडल में किसी भी ग्रह का दूसरा सबसे बड़ा है। मैग्नेटोपॉज़, शनि के मैग्नेटोस्फियर और सौर हवा के बीच की सीमा, ग्रह के केंद्र से लगभग 20 शनि त्रिज्यों की दूरी पर स्थित है, जबकि इसकी मैग्नेटोटेल इसके पीछे सैकड़ों शनि त्रिज्यों को फैलाती है। शनि का चुंबकमंडल ग्रह और उसके चंद्रमा दोनों से उत्पन्न होने वाले प्लाज्मा से भरा हुआ है। मुख्य स्रोत छोटा चंद्रमा एन्सेलेडस है, जो अपने दक्षिणी ध्रुव पर गीज़र से 1,000 किलोग्राम/सेकंड जल वाष्प निकालता है, जिसका एक हिस्सा आयनित होता है और शनि के चुंबकीय क्षेत्र के साथ सह-घूर्णन करने के लिए मजबूर होता है। यह प्रति सेकंड 100 किलोग्राम जल समूह आयनों के साथ क्षेत्र को लोड करता है। यह प्लाज्मा धीरे-धीरे आंतरिक मैग्नेटोस्फेयर से इंटरचेंज अस्थिरता तंत्र के माध्यम से बाहर निकलता है और फिर मैग्नेटोटेल के माध्यम से निकल जाता है। शनि के चुंबकमंडल और सौर हवा के बीच की परस्पर क्रिया ग्रह के ध्रुवों के चारों ओर उज्ज्वल अंडाकार ऑरोरा उत्पन्न करती है जो दृश्यमान, अवरक्त और पराबैंगनी प्रकाश में देखी जाती है। ऑरोरा शक्तिशाली सैटर्नियन किलोमीटर विकिरण (एस. के. आर.) से संबंधित हैं, जो 100 किलोहर्ट्ज़ से 1300 किलोहर्ट्ज़ के बीच आवृत्ति अंतराल को फैलाता है और एक बार ग्रह के घूर्णन के बराबर अवधि के साथ संशोधित करने के लिए सोचा गया था। हालांकि, बाद के मापों से पता चला कि एस. के. आर. के मॉडुलन की आवधिकता 1 प्रतिशत तक भिन्न होती है, और इसलिए शायद शनि की वास्तविक घूर्णन अवधि के साथ बिल्कुल मेल नहीं खाती है, जो 2010 तक अज्ञात है। मैग्नेटोस्फेयर के अंदर रेडिएशन बेल्ट होते हैं, जो दसियों मेगा-इलेक्ट्रॉनवोल्ट के रूप में उच्च ऊर्जा वाले कणों को रखते हैं। शनि के आंतरिक बर्फीले चंद्रमाओं की सतहों पर ऊर्जावान कणों का महत्वपूर्ण प्रभाव पड़ता है। 1980-1981 में शनि के चुंबकमंडल का अध्ययन वायेजर अंतरिक्ष यान द्वारा किया गया था। सितंबर 2017 तक यह कैसिनी मिशन द्वारा चल रही जांच का विषय था, जो 2004 में आया और ग्रह का निरीक्षण करने में 13 साल से अधिक समय बिताया। 1955 में बृहस्पति के डिकैमेट्रिक रेडियो उत्सर्जन की खोज के तुरंत बाद, शनि से इसी तरह के उत्सर्जन का पता लगाने के प्रयास किए गए, लेकिन अनिर्णायक परिणामों के साथ। पहला प्रमाण कि शनि में आंतरिक रूप से उत्पन्न चुंबकीय क्षेत्र हो सकता है, 1974 में लगभग 1 मेगाहर्ट्ज की आवृत्ति पर ग्रह से कमजोर रेडियो उत्सर्जन का पता लगाने के साथ आया था। इन मध्यम तरंग उत्सर्जन को लगभग एक अवधि के साथ संशोधित किया गया था, जिसे शनि की घूर्णन अवधि के रूप में व्याख्या की गई थी। फिर भी, 1970 के दशक में उपलब्ध साक्ष्य बहुत अनिर्णायक थे और कुछ वैज्ञानिकों ने सोचा कि शनि में पूरी तरह से चुंबकीय क्षेत्र की कमी हो सकती है, जबकि अन्य ने यह भी अनुमान लगाया कि ग्रह हेलियोपॉज से परे हो सकता है। शनि के चुंबकीय क्षेत्र का पहला निश्चित पता केवल 1 सितंबर, 1979 को लगाया गया था, जब इसे पायनियर 11 अंतरिक्ष यान द्वारा पार किया गया था, जिसने सीधे इसकी चुंबकीय क्षेत्र की ताकत को मापा था। संरचना आंतरिक क्षेत्र बृहस्पति के चुंबकीय क्षेत्र की तरह, शनि अपने बाहरी केंद्र में परिसंचारी तरल धातु हाइड्रोजन की एक परत के भीतर एक तरल डायनेमो द्वारा बनाया जाता है। पृथ्वी की तरह, शनि का चुंबकीय क्षेत्र ज्यादातर एक द्विध्रुव है, जिसमें उत्तर और दक्षिण ध्रुव एक ही चुंबकीय अक्ष के छोर पर हैं। शनि पर, बृहस्पति की तरह, उत्तरी चुंबकीय ध्रुव उत्तरी गोलार्ध में स्थित है, और दक्षिणी चुंबकीय ध्रुव दक्षिणी गोलार्ध में स्थित है, ताकि चुंबकीय क्षेत्र की रेखाएं उत्तरी ध्रुव से दूर और दक्षिणी ध्रुव की ओर इंगित करें। यह पृथ्वी की तुलना में उल्टा है, जहां उत्तरी चुंबकीय ध्रुव दक्षिणी गोलार्ध में स्थित है। शनि के चुंबकीय क्षेत्र में चतुर्भुज, अष्टध्रुव और उच्च घटक भी हैं, हालांकि वे द्विध्रुव की तुलना में बहुत कमजोर हैं। शनि की भूमध्य रेखा पर चुंबकीय क्षेत्र की ताकत लगभग 21 माइक्रोटिन (0.21 ग्राम) है, जो लगभग 4.6 टन घन मीटर के द्विध्रुवीय चुंबकीय क्षण से मेल खाती है। यह शनि के चुंबकीय क्षेत्र को पृथ्वी की तुलना में थोड़ा कमजोर बनाता है; हालाँकि, इसका चुंबकीय क्षण लगभग 580 गुना बड़ा है। शनि का चुंबकीय द्विध्रुव सख्ती से अपने घूर्णन अक्ष के साथ संरेखित है, जिसका अर्थ है कि क्षेत्र, विशिष्ट रूप से, अत्यधिक अक्षसममित है। द्विध्रुव को शनि के घूर्णन अक्ष के साथ उत्तरी ध्रुव की ओर थोड़ा स्थानांतरित (0.037 R द्वारा) किया जाता है। शनि के आंतरिक चुंबकीय क्षेत्र का आकार और आकार सौर हवा, सूर्य द्वारा उत्सर्जित आयनित कणों की एक धारा को अपनी सतह से दूर कर देता है, जो इसे अपने वायुमंडल के साथ सीधे बातचीत करने से रोकता है और इसके बजाय अपना क्षेत्र बनाता है, जिसे मैग्नेटोस्फेयर कहा जाता है, जो एक प्लाज्मा से बना होता है जो सौर हवा से बहुत अलग होता है। शनि का चुंबकमंडल बृहस्पति के बाद सौर मंडल में दूसरा सबसे बड़ा चुंबकमंडल है। पृथ्वी के मैग्नेटोस्फेयर की तरह, शनि के मैग्नेटोस्फेयर के भीतर सौर हवा के प्लाज्मा को अलग करने वाली सीमा को मैग्नेटोपॉज़ कहा जाता है। उप-सौर बिंदु पर ग्रह के केंद्र से चुंबकत्व की दूरी व्यापक रूप से 16 से 27 रुपये (रुपये = 60,330 किमी शनि की भूमध्यरेखीय त्रिज्या है) तक भिन्न होती है। चुंबकत्व की स्थिति सौर पवन द्वारा लगाए गए दबाव पर निर्भर करती है, जो बदले में सौर गतिविधि पर निर्भर करती है। औसत मैग्नेटोपॉज़ गतिरोध दूरी लगभग 22 रुपये है। चुंबकत्व के सामने (ग्रह से लगभग 27 रुपये की दूरी पर) धनुष आघात होता है, जो चुंबकमंडल के साथ इसकी टक्कर के कारण सौर हवा में एक वेक जैसी गड़बड़ी है। धनुष आघात और चुंबकत्व के बीच के क्षेत्र को मैग्नेटोशीथ कहा जाता है। ग्रह के विपरीत दिशा में, सौर हवा शनि की चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं को एक लंबी, पीछे की ओर चुंबकीय पूंछ में फैलाती है, जिसमें दो खंड होते हैं, जिसमें उत्तरी खंड में चुंबकीय क्षेत्र शनि से दूर और दक्षिणी इसकी ओर इशारा करता है। लोब्स को प्लाज्मा की एक पतली परत द्वारा अलग किया जाता है जिसे टेल करंट शीट कहा जाता है। पृथ्वी की तरह, शनि की पूंछ एक चैनल है जिसके माध्यम से सौर प्लाज्मा चुंबक मंडल के आंतरिक क्षेत्रों में प्रवेश करता है। बृहस्पति के समान, पूंछ वह नाली है जिसके माध्यम से आंतरिक मैग्नेटोस्फेरिक मूल का प्लाज्मा मैग्नेटोस्फेयर से निकलता है। पूंछ से आंतरिक चुंबकमंडल की ओर जाने वाले प्लाज्मा को गर्म किया जाता है और कई विकिरण पट्टियाँ बनाई जाती हैं। शनि के चुम्बकीय क्षेत्र को अक्सर चार क्षेत्रों में विभाजित किया जाता है। शनि के ग्रहों के छल्लों के साथ सह-स्थित सबसे भीतरी क्षेत्र, लगभग 3 आर के अंदर, एक कड़ाई से द्विध्रुवीय चुंबकीय क्षेत्र है। यह काफी हद तक प्लाज्मा से रहित है, जो वलय कणों द्वारा अवशोषित होता है, हालाँकि शनि के विकिरण पट्टियाँ वलय के अंदर और बाहर इस सबसे भीतरी क्षेत्र में स्थित हैं। 3 और 6 आर के बीच के दूसरे क्षेत्र में ठंडा प्लाज्मा टोरस होता है और इसे आंतरिक मैग्नेटोस्फेयर कहा जाता है। इसमें सैटर्नियन प्रणाली में सबसे घना प्लाज्मा होता है। टोरस में प्लाज्मा आंतरिक बर्फीले चंद्रमाओं और विशेष रूप से एन्सेलेडस से उत्पन्न होता है। इस क्षेत्र में चुंबकीय क्षेत्र भी ज्यादातर द्विध्रुवीय है। तीसरा क्षेत्र 6 और 12-14 रुपये के बीच स्थित है और इसे गतिशील और विस्तारित प्लाज्मा शीट कहा जाता है। इस क्षेत्र में चुंबकीय क्षेत्र फैला हुआ और गैर-द्विध्रुवीय है, जबकि प्लाज्मा एक पतली भूमध्यरेखीय प्लाज्मा शीट तक सीमित है। चौथा सबसे बाहरी क्षेत्र उच्च अक्षांशों पर 15 आर से परे स्थित है और चुंबकत्व सीमा तक जारी है। इसकी विशेषता कम प्लाज्मा घनत्व और एक परिवर्तनीय, गैर-द्विध्रुवीय चुंबकीय क्षेत्र है जो सौर पवन से दृढ़ता से प्रभावित है। शनि के चुंबकमंडल के बाहरी हिस्सों में लगभग 15-20 रुपये से परे भूमध्यरेखीय तल के पास चुंबकीय क्षेत्र अत्यधिक फैला हुआ है और एक डिस्क जैसी संरचना बनाता है जिसे मैग्नेटोडिस्क कहा जाता है। डिस्क दिन के समय मैग्नेटॉप तक जारी रहती है और रात के समय मैग्नेटोटेल में परिवर्तित हो जाती है। दिन के निकट यह तब अनुपस्थित हो सकता है जब सौर हवा द्वारा चुंबकमंडल को संपीड़ित किया जाता है, जो आमतौर पर तब होता है जब चुंबकत्व की दूरी 23 रुपये से कम होती है। मैग्नेटोस्फेयर के रात के किनारे और किनारों पर मैग्नेटोडिस्क हमेशा मौजूद रहता है। शनि का मैग्नेटोडिस्क जोवियन मैग्नेटोडिस्क का बहुत छोटा एनालॉग है। शनि के मैग्नेटोस्फेयर में प्लाज्मा शीट का आकार कटोरा जैसा है जो किसी अन्य ज्ञात मैग्नेटोस्फेयर में नहीं पाया जाता है। 2004 में जब कैसिनी आया, तो उत्तरी गोलार्ध में सर्दी थी। चुंबकीय क्षेत्र और प्लाज्मा घनत्व के माप से पता चला कि प्लाज्मा शीट विकृत थी और भूमध्यरेखीय तल के उत्तर में एक विशाल कटोरे की तरह दिख रही थी। इस तरह का आकार अप्रत्याशित था। गतिकी शनि के चुंबकमंडल को चलाने वाली प्रक्रियाएँ पृथ्वी और बृहस्पति के चुंबक मंडल को चलाने वाली प्रक्रियाओं के समान हैं। जिस तरह बृहस्पति के चुंबकमंडल में प्लाज्मा सह-घूर्णन और आईओ से द्रव्यमान-भार का प्रभुत्व है, उसी तरह शनि के चुंबकमंडल में प्लाज्मा सह-घूर्णन और एन्सेलेडस से द्रव्यमान-भार का प्रभुत्व है। हालांकि, शनि का मैग्नेटोस्फेयर आकार में बहुत छोटा है, जबकि इसके आंतरिक क्षेत्र में बहुत कम प्लाज्मा होता है जो इसे गंभीरता से फैला सकता है और एक बड़ा मैग्नेटोडिस्क बना सकता है। इसका मतलब है कि यह सौर हवा से बहुत अधिक दृढ़ता से प्रभावित है, और यह कि, पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र की तरह, इसकी गतिशीलता डंग चक्र के समान हवा के साथ पुनः संबंध से प्रभावित होती है। शनि के चुंबकमंडल की एक और विशिष्ट विशेषता ग्रह के चारों ओर तटस्थ गैस की प्रचुरता है। जैसा कि कैसिनी के पराबैंगनी अवलोकन से पता चलता है, ग्रह हाइड्रोजन, जल वाष्प और हाइड्रॉक्सिल जैसे उनके विघटनकारी उत्पादों के एक बड़े बादल में घिरा हुआ है, जो शनि से 45 आर तक फैला हुआ है। आंतरिक मैग्नेटोस्फेयर में न्यूट्रल और आयनों का अनुपात लगभग 60 है और यह बाहरी मैग्नेटोस्फेयर में बढ़ता है, जिसका अर्थ है कि पूरा मैग्नेटोस्फेयरिक आयतन अपेक्षाकृत घने कमजोर आयनीकृत गैस से भरा होता है। उदाहरण के लिए, यह बृहस्पति या पृथ्वी से अलग है, जहां आयन तटस्थ गैस पर हावी होते हैं, और चुंबकीय गतिकी के लिए इसके परिणाम होते हैं। प्लाज्मा के स्रोत और परिवहन शनि के आंतरिक चुंबकमंडल में प्लाज्मा संरचना में जल समूह आयनों का प्रभुत्व हैः O +, H2O +, OH + और अन्य, हाइड्रोनियम आयन (H3O +), HO2 + और O2 +, हालांकि प्रोटॉन और नाइट्रोजन आयन (N +) भी मौजूद हैं। पानी का मुख्य स्रोत एन्सेलेडस है, जो अपने दक्षिणी ध्रुव के पास गीज़र से 300-600 किलोग्राम/एस जल वाष्प छोड़ता है। छोड़े गए जल और हाइड्रॉक्सिल (ओ. एच.) कण (पानी के पृथक्करण का एक उत्पाद) चंद्रमा की कक्षा के चारों ओर 4 आर. एस. पर 10,000 अणु प्रति घन सेंटीमीटर तक के घनत्व के साथ एक मोटा टोरस बनाते हैं। इस पानी का कम से कम 100 किलोग्राम/सेकंड अंततः आयनित हो जाता है और सह-घूर्णन करने वाले मैग्नेटोस्फेरिक प्लाज्मा में मिलाया जाता है। शनि के वलय और अन्य बर्फीले चंद्रमा जल समूह आयनों के अतिरिक्त स्रोत हैं। कैसिनी अंतरिक्ष यान ने आंतरिक मैग्नेटोस्फेयर में छोटी मात्रा में एन + आयनों का भी अवलोकन किया, जो संभवतः एन्सेलेडस से भी उत्पन्न होते हैं। मैग्नेटोस्फेयर के बाहरी हिस्सों में प्रमुख आयन प्रोटॉन होते हैं, जो या तो सौर हवा या शनि के आयनमंडल से उत्पन्न होते हैं। टाइटन, जो 20 आर पर चुंबकत्व सीमा के करीब परिक्रमा करता है, प्लाज्मा का एक महत्वपूर्ण स्रोत नहीं है। शनि के मैग्नेटोस्फेयर के सबसे भीतरी क्षेत्र में अपेक्षाकृत ठंडे प्लाज्मा में, 3 आरएस (रिंग्स के पास) के अंदर मुख्य रूप से ओ + और ओ2 + आयन होते हैं। वहाँ आयन इलेक्ट्रॉनों के साथ मिलकर सैटर्नियन वलय के चारों ओर एक आयनमंडल बनाते हैं। बृहस्पति और शनि दोनों के लिए, चुम्बकीय मंडल के आंतरिक से बाहरी हिस्सों में प्लाज्मा के परिवहन को विनिमय अस्थिरता से संबंधित माना जाता है। शनि के मामले में, आवेश विनिमय आंतरिक चुंबकमंडल में पहले के गर्म आयनों से तटस्थ गैसों में ऊर्जा के हस्तांतरण की सुविधा प्रदान करता है। फिर, इस नए ठंडे, पानी से भरपूर प्लाज्मा से भरी चुंबकीय फ्लक्स ट्यूबों का बाहरी मैग्नेटोस्फियर से आने वाले गर्म प्लाज्मा से भरी फ्लक्स ट्यूबों के साथ आदान-प्रदान होता है। अस्थिरता चुम्बकीय क्षेत्र पर प्लाज्मा द्वारा लगाए गए अपकेंद्र बल द्वारा संचालित होती है। ठंडे प्लाज्मा को अंततः मैग्नेटॉस्फियर से प्लाज्मोइड्स द्वारा हटा दिया जाता है जब चुंबकीय क्षेत्र मैग्नेटोटेल में फिर से जुड़ जाता है। प्लाज्मोइड पूंछ से नीचे जाते हैं और मैग्नेटोस्फेयर से निकल जाते हैं। ऐसा माना जाता है कि पुनर्संयोजन या उपस्तर प्रक्रिया सौर पवन और शनि के सबसे बड़े चंद्रमा टाइटन के नियंत्रण में है, जो चुंबकमंडल की बाहरी सीमा के पास परिक्रमा करता है। मैग्नेटोडिस्क क्षेत्र में, 6 आर से परे, सह-घूर्णन शीट के भीतर प्लाज्मा चुंबकीय क्षेत्र पर एक महत्वपूर्ण अपकेंद्र बल लगाता है, जिससे यह फैलता है। यह अंतःक्रिया भूमध्यरेखीय तल में एक धारा पैदा करती है जो घूर्णन के साथ अजीमुथल रूप से बहती है और ग्रह से 20 आर तक फैली हुई है। इस धारा की कुल शक्ति 8 से 17 एमए तक भिन्न होती है। सैटर्नियन मैग्नेटस्फेयर में रिंग करंट अत्यधिक परिवर्तनशील है और सौर हवा के दबाव पर निर्भर करता है, दबाव कमजोर होने पर मजबूत होता है। इस धारा से जुड़ा चुंबकीय क्षण आंतरिक मैग्नेटोस्फेयर में चुंबकीय क्षेत्र को थोड़ा (लगभग 10 एन. टी.) दबा देता है, हालांकि यह ग्रह के कुल चुंबकीय क्षण को बढ़ाता है और मैग्नेटोस्फेयर का आकार बड़ा हो जाता है। ऑरोरा शनि में चमकीले ध्रुवीय ऑरोरा होते हैं, जिन्हें पराबैंगनी, दृश्यमान और अवरक्त प्रकाश के निकट देखा गया है। ऑरोरा आमतौर पर ग्रह के ध्रुवों के चारों ओर उज्ज्वल निरंतर वृत्त (अंडाकार) की तरह दिखता है। ऑरोरल अंडाकारों का अक्षांश 70-80 ° की सीमा में भिन्न होता है; दक्षिणी ऑरोरा के लिए औसत स्थिति है, जबकि उत्तरी ऑरोरा ध्रुव के करीब लगभग 1.5° है। समय-समय पर ऑरोरा अंडाकार के बजाय सर्पिल आकार धारण कर सकता है। इस मामले में यह लगभग 80° के अक्षांश पर आधी रात के पास शुरू होता है, फिर इसका अक्षांश 70° के रूप में कम हो जाता है क्योंकि यह सुबह और दिन के क्षेत्रों (घड़ी की विपरीत दिशा) में जारी रहता है। शाम के क्षेत्र में ऑरोरल अक्षांश फिर से बढ़ जाता है, हालांकि जब यह रात के क्षेत्र में लौटता है तो इसमें अभी भी अपेक्षाकृत कम अक्षांश होता है और यह उज्ज्वल सुबह वाले हिस्से से नहीं जुड़ता है। बृहस्पति के विपरीत, शनि के मुख्य ऑरोरल अंडाकार ग्रह के मैग्नेटोस्फियर के बाहरी हिस्सों में प्लाज्मा के सह-घूर्णन के टूटने से संबंधित नहीं हैं। शनि पर ऑरोरा को सौर पवन (डंगे चक्र) के प्रभाव में चुंबकीय क्षेत्र के पुनर्संयोजन से जुड़ा हुआ माना जाता है, जो आयनमंडल से एक ऊपर की ओर धारा (लगभग 10 मिलियन एम्पीयर) चलाता है और शनि के ध्रुवीय ऊष्मीय क्षेत्र में ऊर्जावान (1-10 KeV) इलेक्ट्रॉनों के त्वरण और वर्षा की ओर ले जाता है। सैटर्नियन ऑरोरा पृथ्वी के समान हैं, जहाँ वे सौर पवन संचालित भी हैं। अंडाकार स्वयं खुली और बंद चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के बीच की सीमाओं के अनुरूप होते हैं-जिन्हें ध्रुवीय कैप कहा जाता है, जो ध्रुवों से 10-15 ° की दूरी पर रहते हैं। शनि की ऑरोरा अत्यधिक परिवर्तनशील हैं। उनका स्थान और चमक दृढ़ता से सौर हवा के दबाव पर निर्भर करती हैः सौर हवा का दबाव बढ़ने पर ऑरोरा अधिक चमकीला हो जाता है और ध्रुवों के करीब चला जाता है। चमकीली ऑरोरल विशेषताओं को शनि की 60-75% की कोणीय गति के साथ घूमने के लिए देखा जाता है। समय-समय पर मुख्य अंडाकार के भोर क्षेत्र में या इसके अंदर उज्ज्वल विशेषताएं दिखाई देती हैं। ऑरोरा द्वारा उत्सर्जित औसत कुल शक्ति दूर के पराबैंगनी (80-170 nm) में लगभग 50 GW और स्पेक्ट्रम के निकट-अवरक्त (3-4 माइक्रोन-H3 + उत्सर्जन) भागों में 150-300 GW है। शनि किलोमीटर विकिरण शनि अपेक्षाकृत कम आवृत्ति वाले रेडियो उत्सर्जन का स्रोत है जिसे शनि किलोमीटर विकिरण (एस. के. आर.) कहा जाता है। एस. के. आर. की आवृत्ति अधिकतम लगभग 400 किलोहर्ट्ज़ के साथ 10-1300 किलोहर्ट्ज़ (कुछ किलोमीटर की तरंग दैर्ध्य) की सीमा में होती है। इन उत्सर्जनों की शक्ति ग्रह के घूर्णन द्वारा दृढ़ता से संशोधित होती है और सौर वायु दबाव में परिवर्तन के साथ सहसंबद्ध होती है। उदाहरण के लिए, जब 1981 में वायेजर 2 उड़ान के दौरान शनि को बृहस्पति की विशाल मैग्नेटटेल में डुबोया गया था, तो एसकेआर शक्ति बहुत कम हो गई थी या पूरी तरह से बंद हो गई थी। माना जाता है कि किलोमीटरिक विकिरण शनि के ऑरोरल क्षेत्रों से संबंधित चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ चलने वाले इलेक्ट्रॉनों की साइक्लोट्रॉन मेसर अस्थिरता द्वारा उत्पन्न होता है। इस प्रकार एस. के. आर. ग्रह के ध्रुवों के आसपास के ऑरोरा से संबंधित है। विकिरण में वर्णक्रमीय रूप से फैले उत्सर्जन के साथ-साथ 200 हर्ट्ज के रूप में संकीर्ण बैंडविड्थ के साथ संकीर्ण बैंड टोन शामिल हैं। आवृत्ति-समय में समतल चाप जैसी विशेषताएँ अक्सर देखी जाती हैं, जो जोवियन किलोमीटर विकिरण के मामले में होती हैं। एस. के. आर. की कुल शक्ति लगभग 1 गीगावाट है। ग्रहों के घूर्णन द्वारा रेडियो उत्सर्जन के मॉडुलन का उपयोग पारंपरिक रूप से तरल विशाल ग्रहों के अंदरूनी भाग की घूर्णन अवधि निर्धारित करने के लिए किया जाता है। शनि के मामले में, हालांकि, यह असंभव प्रतीत होता है, क्योंकि अवधि दसियों वर्षों के समय पर भिन्न होती है। 1980-1981 में वायेजर 1 और 2 द्वारा मापी गई रेडियो उत्सर्जन में आवधिकता थी, जिसे तब शनि की घूर्णन अवधि के रूप में अपनाया गया था। वैज्ञानिक तब आश्चर्यचकित हुए जब गैलीलियो और फिर कैसिनी ने एक अलग मूल्य वापस किया। आगे के अवलोकन ने संकेत दिया कि एक अतिरिक्त दीर्घकालिक प्रवृत्ति के साथ 20-30 दिनों की विशेषता समय-सीमा पर मॉडुलन अवधि 1 प्रतिशत तक बदल जाती है। अवधि और सौर पवन की गति के बीच एक संबंध है, हालांकि, इस परिवर्तन के कारण एक रहस्य बने हुए हैं। एक कारण यह हो सकता है कि सैटर्नियन पूरी तरह से अक्षीय रूप से सममित चुंबकीय क्षेत्र मैग्नेटस्फेरिक प्लाज्मा पर एक सख्त जंग लगाने में विफल रहता है जिससे यह ग्रह के सापेक्ष फिसल जाता है। एस. के. आर. की भिन्नता अवधि और ग्रहों के घूर्णन के बीच एक सटीक सहसंबंध की कमी शनि की वास्तविक घूर्णन अवधि का निर्धारण करना असंभव बना देती है। रेडिएशन बेल्ट शनि में अपेक्षाकृत कमजोर रेडिएशन बेल्ट हैं, क्योंकि ऊर्जावान कण चंद्रमाओं और ग्रह की परिक्रमा करने वाले कणों द्वारा अवशोषित किए जाते हैं। सबसे घनी (मुख्य) विकिरण पट्टी एन्सेलेडस गैस टोरस के आंतरिक किनारे के बीच 3.5 रुपये और ए रिंग के बाहरी किनारे के बीच 2.3 रुपये पर स्थित है। इसमें सैकड़ों किलोइलेक्ट्रोनवोल्ट (के. ई. वी.) से लेकर दसियों मेगाइलेक्ट्रोनवोल्ट (एम. ई. वी.) और संभवतः अन्य आयनों तक की ऊर्जा वाले प्रोटॉन और सापेक्ष इलेक्ट्रॉन होते हैं। 3. 5 आर. एस. के बाद ऊर्जावान कण तटस्थ गैस द्वारा अवशोषित हो जाते हैं और उनकी संख्या कम हो जाती है, हालांकि सैकड़ों के. ई. वी. की सीमा में ऊर्जा वाले कम ऊर्जावान कण फिर से 6 आर. एस. से परे दिखाई देते हैं-ये वही कण हैं जो रिंग करंट में योगदान करते हैं। मुख्य पट्टी में इलेक्ट्रॉन संभवतः बाहरी चुंबकमंडल या सौर पवन में उत्पन्न होते हैं, जहाँ से उन्हें प्रसार द्वारा ले जाया जाता है और फिर एडियाबेटिक रूप से गर्म किया जाता है। हालांकि, ऊर्जावान प्रोटॉन में कणों की दो आबादी होती हैं। लगभग 10 एम. ई. वी. से कम ऊर्जा वाली पहली आबादी की उत्पत्ति इलेक्ट्रॉनों के समान है, जबकि 20 एम. ई. वी. के पास अधिकतम प्रवाह वाली दूसरी आबादी शनि प्रणाली में मौजूद ठोस सामग्री (तथाकथित ब्रह्मांडीय किरण एल्बिडो न्यूट्रॉन क्षय प्रक्रिया-सी. आर. ए. एन. डी.) के साथ ब्रह्मांडीय किरणों की परस्पर क्रिया से उत्पन्न होती है। शनि का मुख्य विकिरण क्षेत्र अंतरग्रहीय सौर पवन की गड़बड़ी से काफी प्रभावित है। वलय के पास चुंबकमंडल का सबसे भीतरी क्षेत्र आम तौर पर ऊर्जावान आयनों और इलेक्ट्रॉनों से रहित होता है क्योंकि वे वलय कणों द्वारा अवशोषित होते हैं। हालाँकि, शनि के पास 2004 में कैसिनी द्वारा खोजा गया दूसरा विकिरण बेल्ट है और यह सबसे अंदर के डी रिंग के अंदर स्थित है। इस बेल्ट में संभवतः सी. आर. ए. एन. डी. प्रक्रिया के माध्यम से बने ऊर्जावान आवेशित कण या मुख्य विकिरण बेल्ट से आने वाले आयनीकृत ऊर्जावान तटस्थ परमाणु होते हैं। शनि विकिरण पट्टियाँ आम तौर पर बृहस्पति की तुलना में बहुत कमजोर होती हैं और बहुत अधिक माइक्रोवेव विकिरण (कुछ गीगाहर्ट्ज़ की आवृत्ति के साथ) का उत्सर्जन नहीं करती हैं। अनुमानों से पता चलता है कि उनके दशमलव रेडियो उत्सर्जन (डी. आई. एम.) का पृथ्वी से पता लगाना असंभव होगा। कभी भी उच्च ऊर्जा वाले कण बर्फीले चंद्रमाओं की सतहों के अपक्षय का कारण बनते हैं और उनसे पानी, जल उत्पाद और ऑक्सीजन निकलते हैं। वलय और चंद्रमाओं के साथ अंतःक्रिया चंद्रमाओं के साथ-साथ वलय कणों सहित शनि की परिक्रमा करने वाले ठोस पिंडों की प्रचुर संख्या शनि के चुंबक मंडल पर एक मजबूत प्रभाव डालती है। मैग्नेटोस्फेयर में प्लाज्मा ग्रह के साथ सह-घूमता है, जो धीरे-धीरे चलने वाले चंद्रमाओं के पीछे के गोलार्धों पर लगातार असर डालता है। जबकि वलय कण और अधिकांश चंद्रमा केवल निष्क्रिय रूप से प्लाज्मा और ऊर्जावान आवेशित कणों को अवशोषित करते हैं, तीन चंद्रमा-एन्सेलेडस, डायोन और टाइटन-नए प्लाज्मा के महत्वपूर्ण स्रोत हैं। ऊर्जावान इलेक्ट्रॉनों और आयनों का अवशोषण चंद्रमा की कक्षाओं के पास शनि के विकिरण पट्टियों में ध्यान देने योग्य अंतराल से खुद को प्रकट करता है, जबकि शनि के घने वलय 2.2 आरएस के करीब सभी ऊर्जावान इलेक्ट्रॉनों और आयनों को समाप्त कर देते हैं, जिससे ग्रह के आसपास एक कम विकिरण क्षेत्र बन जाता है। चंद्रमा द्वारा सह-घूर्णन प्लाज्मा का अवशोषण चुंबकीय क्षेत्र को उसके खाली जागने में परेशान करता है-क्षेत्र को चंद्रमा की ओर खींचा जाता है, जिससे निकट जागने पर एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र का क्षेत्र बन जाता है। ऊपर वर्णित तीन चंद्रमा मैग्नेटोस्फेयर में नए प्लाज्मा जोड़ते हैं। अब तक का सबसे मजबूत स्रोत एन्सेलेडस है, जो अपने दक्षिणी ध्रुव क्षेत्र में दरारों के माध्यम से जल वाष्प, कार्बन डाइऑक्साइड और नाइट्रोजन के फव्वारे को बाहर निकालता है। इस गैस का एक अंश गर्म इलेक्ट्रॉनों और सौर पराबैंगनी विकिरण द्वारा आयनित होता है और सह-घूर्णन प्लाज्मा प्रवाह में जोड़ा जाता है। टाइटन को एक बार शनि के मैग्नेटोस्फियर में प्लाज्मा का प्रमुख स्रोत माना जाता था, विशेष रूप से नाइट्रोजन का। कैसिनी द्वारा 2004-2008 में प्राप्त नए आंकड़ों ने स्थापित किया कि यह नाइट्रोजन का एक महत्वपूर्ण स्रोत नहीं है, हालांकि यह अभी भी महत्वपूर्ण मात्रा में हाइड्रोजन प्रदान कर सकता है (मीथेन के पृथक्करण के कारण)। डायोन तीसरा चंद्रमा है जो अवशोषित करने की तुलना में अधिक नए प्लाज्मा का उत्पादन करता है। इसके आसपास के क्षेत्र में निर्मित प्लाज्मा का द्रव्यमान (लगभग 6 ग्राम/सेकंड) लगभग 1/300 उतना ही है जितना कि एन्सेलेडस के पास है। हालाँकि, इस कम मूल्य को भी केवल ऊर्जावान कणों द्वारा इसकी बर्फीली सतह के थूकने से नहीं समझाया जा सकता है, जो संकेत दे सकता है कि डियोन एन्सेलेडस की तरह अंतर्जनित रूप से सक्रिय है। नए प्लाज्मा का निर्माण करने वाले चंद्रमा अपने आसपास के क्षेत्र में सह-घूर्णन प्लाज्मा की गति को धीमा कर देते हैं, जिससे उनके सामने चुंबकीय क्षेत्र की रेखाओं का ढेर लग जाता है और उनके जागने में क्षेत्र कमजोर हो जाता है-उनके चारों ओर क्षेत्र ढंका होता है। यह प्लाज्मा-अवशोषित करने वाले चंद्रमाओं के लिए जो देखा जाता है, उसके विपरीत है। शनि के चुंबकमंडल में मौजूद प्लाज्मा और ऊर्जावान कण, जब वलय कणों और चंद्रमाओं द्वारा अवशोषित होते हैं, तो पानी की बर्फ के रेडियोलिसिस का कारण बनते हैं। इसके उत्पादों में ओजोन, हाइड्रोजन पेरोक्साइड और आणविक ऑक्सीजन शामिल हैं। पहला रिया और डायोन की सतहों में पाया गया है, जबकि दूसरा पराबैंगनी क्षेत्र में चंद्रमाओं की परावर्तनशीलता की खड़ी वर्णक्रमीय ढलानों के लिए जिम्मेदार माना जाता है। रेडियोलिसिस द्वारा उत्पादित ऑक्सीजन वलय और बर्फीले चंद्रमाओं के आसपास कमजोर वायुमंडल बनाती है। रिंग वायुमंडल का पता पहली बार 2004 में कैसिनी द्वारा लगाया गया था। ऑक्सीजन का एक अंश आयनित हो जाता है, जिससे मैग्नेटोस्फेयर में O2 + आयनों की एक छोटी आबादी बनती है। शनि के चंद्रमाओं पर चुंबकमंडल का प्रभाव बृहस्पति के चंद्रमाओं पर प्रभाव की तुलना में अधिक सूक्ष्म है। बाद के मामले में, मैग्नेटोस्फेयर में सल्फर आयनों की एक महत्वपूर्ण संख्या होती है, जो सतहों में प्रत्यारोपित होने पर, विशिष्ट वर्णक्रमीय हस्ताक्षर उत्पन्न करते हैं। शनि के मामले में, विकिरण का स्तर बहुत कम होता है और प्लाज्मा मुख्य रूप से जल उत्पादों से बना होता है, जो प्रत्यारोपित होने पर पहले से मौजूद बर्फ से अप्रभेद्य होते हैं। अन्वेषण 2014 तक शनि के मैग्नेटोस्फेयर को सीधे चार अंतरिक्ष यान द्वारा खोजा गया है। मैग्नेटोस्फेयर का अध्ययन करने वाला पहला मिशन सितंबर 1979 में पायनियर 11 था। पायनियर 11 ने चुंबकीय क्षेत्र की खोज की और प्लाज्मा मापदंडों के कुछ माप किए। नवंबर 1980 और अगस्त 1981 में, वायेजर 1-2 जांच ने उपकरणों के एक बेहतर सेट का उपयोग करके मैग्नेटोस्फेयर की जांच की। फ्लाई-बाय प्रक्षेपवक्र से उन्होंने ग्रहों के चुंबकीय क्षेत्र, प्लाज्मा संरचना और घनत्व, उच्च ऊर्जा कण ऊर्जा और स्थानिक वितरण, प्लाज्मा तरंगों और रेडियो उत्सर्जन को मापा। कैसिनी अंतरिक्ष यान 1997 में प्रक्षेपित किया गया था, और 2004 में आया, जिसने दो दशकों से अधिक समय में पहला माप किया। अंतरिक्ष यान ने 15 सितंबर, 2017 को जानबूझकर नष्ट होने तक सैटर्नियन मैग्नेटोस्फेयर के चुंबकीय क्षेत्र और प्लाज्मा मापदंडों के बारे में जानकारी प्रदान करना जारी रखा। 1990 के दशक में, यूलिसिस अंतरिक्ष यान ने सैटर्नियन किलोमीटर विकिरण (एस. के. आर.) का व्यापक मापन किया, जो आयनमंडल में अवशोषण के कारण पृथ्वी से अदृश्य है। एस. के. आर. इतना शक्तिशाली है कि ग्रह से कई खगोलीय इकाइयों की दूरी पर एक अंतरिक्ष यान से पता लगाया जा सकता है। यूलिसिस ने पाया कि एस. के. आर. की अवधि 1 प्रतिशत तक भिन्न होती है, और इसलिए यह सीधे शनि के आंतरिक भाग की घूर्णन अवधि से संबंधित नहीं है। टिप्पणियाँ संदर्भ ग्रंथ सूची आगे पढ़ने से शनि मिश्रित संकेत भेजता है बाहरी लिंक नासा साइट उत्सर्जन के 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