Magnetosphere of Saturn
சனியின் காந்தக்கோளம் என்பது கிரகத்தின் உள்நாட்டில் உருவாக்கப்பட்ட காந்தப்புலத்தால் சூரியக் காற்றின் ஓட்டத்தில் உருவாக்கப்பட்ட குழி ஆகும். 1979 ஆம் ஆண்டில் பயனியர் 11 விண்கலத்தால் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட சனியின் காந்த மண்டலமானது வியாழனுக்கு அடுத்தபடியாக சூரிய மண்டலத்தில் உள்ள எந்த கிரகத்திலும் இரண்டாவது பெரியது. சனியின் காந்த மண்டலத்திற்கும் சூரியக் காற்றுக்கும் இடையிலான எல்லையான காந்த இடைவெளி, கிரகத்தின் மையத்திலிருந்து சுமார் 20 சனி ஆரங்கள் தொலைவில் அமைந்துள்ளது, அதே நேரத்தில் அதன் காந்த வால் நூற்றுக்கணக்கான சனி ஆரங்களை அதன் பின்னால் நீண்டுள்ளது. சனியின் காந்தக்கோளம் கிரகம் மற்றும் அதன் சந்திரன்கள் இரண்டிலிருந்தும் உருவாகும் பிளாஸ்மாக்களால் நிரம்பியுள்ளது. முக்கிய ஆதாரம் சிறிய நிலவு என்செலாடஸ் ஆகும், இது அதன் தென் துருவத்தில் உள்ள கீசரிலிருந்து 1,000 கிலோ/வி நீர் நீராவியை வெளியேற்றுகிறது, இதன் ஒரு பகுதி அயனியாக்கப்பட்டு சனியின் காந்தப்புலத்துடன் இணை சுழற்ற வேண்டிய கட்டாயத்தில் உள்ளது. இது வினாடிக்கு 100 கிலோ நீர் குழு அயனிகளுடன் வயலை ஏற்றுகிறது. இந்த பிளாஸ்மா படிப்படியாக உள் காந்த மண்டலத்திலிருந்து பரிமாற்ற ஸ்திரமின்மை பொறிமுறை வழியாக வெளியே நகர்கிறது, பின்னர் காந்த வால் வழியாக தப்பிக்கிறது. சனியின் காந்த மண்டலத்திற்கும் சூரியக் காற்றுக்கும் இடையிலான தொடர்பு, புலப்படும், அகச்சிவப்பு மற்றும் புற ஊதா ஒளியில் காணப்படும் கிரகத்தின் துருவங்களைச் சுற்றி பிரகாசமான ஓவல் ஆரோராவை உருவாக்குகிறது. 100 கிலோஹெர்ட்ஸ் முதல் 1300 கிலோஹெர்ட்ஸ் வரையிலான அதிர்வெண் இடைவெளியில் பரவியிருக்கும் சக்திவாய்ந்த சாட்டர்னியன் கிலோமீட்டர் கதிர்வீச்சுடன் (எஸ். கே. ஆர்) அரோரா தொடர்புடையது, மேலும் இது ஒரு காலத்தில் கிரகத்தின் சுழற்சிக்கு சமமான காலத்துடன் மாற்றியமைக்கப்படும் என்று கருதப்பட்டது. இருப்பினும், எஸ். கே. ஆரின் பண்பேற்றத்தின் கால அளவு 1 சதவீதம் வரை மாறுபடுகிறது என்பதை பிற்கால அளவீடுகள் காட்டுகின்றன, எனவே அநேகமாக சனியின் உண்மையான சுழற்சி காலத்துடன் சரியாக ஒத்துப்போகவில்லை, இது 2010 வரை அறியப்படவில்லை. காந்த மண்டலத்திற்குள் கதிர்வீச்சு பெல்ட்கள் உள்ளன, அவை பல்லாயிரக்கணக்கான மெகா எலக்ட்ரான்வோல்ட்டுகள் வரை ஆற்றல் கொண்ட துகள்களைக் கொண்டுள்ளன. சனியின் உள் பனிக்கட்டி நிலவுகளின் மேற்பரப்பில் ஆற்றல்மிக்க துகள்கள் குறிப்பிடத்தக்க தாக்கத்தை ஏற்படுத்துகின்றன. 1980-1981 இல் சனியின் காந்த மண்டலத்தை வாயேஜர் விண்கலம் ஆய்வு செய்தது. செப்டம்பர் 2017 வரை இது காசினி மிஷனின் தொடர்ச்சியான விசாரணைக்கு உட்பட்டது, இது 2004 இல் வந்து 13 ஆண்டுகளுக்கும் மேலாக கிரகத்தை அவதானித்தது. 1955 ஆம் ஆண்டில் வியாழனின் டிகாமெட்ரிக் ரேடியோ உமிழ்வுகள் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட உடனேயே, சனியில் இருந்து இதேபோன்ற உமிழ்வைக் கண்டறிய முயற்சிகள் மேற்கொள்ளப்பட்டன, ஆனால் முடிவற்ற முடிவுகளுடன். சனி கிரகத்தில் இருந்து சுமார் 1 மெகா ஹெர்ட்ஸ் அதிர்வெண்ணில் பலவீனமான ரேடியோ உமிழ்வுகளைக் கண்டறிந்ததன் மூலம், 1974 ஆம் ஆண்டில் சனி கிரகத்தின் உள்ளே உருவாக்கப்பட்ட காந்தப்புலத்தைக் கொண்டிருக்கலாம் என்பதற்கான முதல் சான்றுகள் கிடைத்தன. இந்த நடுத்தர அலை உமிழ்வுகள் சுமார் ஒரு காலத்துடன் மாற்றியமைக்கப்பட்டன, இது சனியின் சுழற்சி காலம் என்று விளக்கப்பட்டது. ஆயினும்கூட, 1970 களில் கிடைத்த சான்றுகள் மிகவும் தெளிவற்றவை மற்றும் சில விஞ்ஞானிகள் சனி ஒரு காந்தப்புலத்தை முழுவதுமாக கொண்டிருக்கக்கூடாது என்று நினைத்தனர், மற்றவர்கள் கிரகம் ஹீலியோபாஸுக்கு அப்பால் இருக்கக்கூடும் என்று ஊகித்தனர். சனி காந்தப்புலத்தின் முதல் திட்டவட்டமான கண்டறிதல் செப்டம்பர் 1,1979 அன்று மட்டுமே செய்யப்பட்டது, அது பயனியர் 11 விண்கலத்தால் கடந்து செல்லப்பட்டது, இது அதன் காந்தப்புல வலிமையை நேரடியாக அளவிட்டது. அமைப்பு உட்புற புலம் வியாழனின் காந்தப்புலத்தைப் போலவே, சனி அதன் வெளிப்புற மையத்தில் சுழலும் திரவ உலோக ஹைட்ரஜனின் ஒரு அடுக்குக்குள் ஒரு திரவ டைனமோவால் உருவாக்கப்படுகிறது. பூமியைப் போலவே, சனியின் காந்தப்புலமும் பெரும்பாலும் இருமுனை, வடக்கு மற்றும் தெற்கு துருவங்கள் ஒற்றை காந்த அச்சின் முனைகளில் உள்ளன. வியாழனைப் போலவே சனியிலும், வடக்கு காந்த துருவமானது வடக்கு அரைக்கோளத்திலும், தெற்கு காந்த துருவமானது தெற்கு அரைக்கோளத்திலும் அமைந்துள்ளது, இதனால் காந்தப்புலக் கோடுகள் வட துருவத்திலிருந்து விலகி தென் துருவத்தை நோக்கி சுட்டிக்காட்டுகின்றன. தெற்கு அரைக்கோளத்தில் வடக்கு காந்த துருவத்தில் அமைந்துள்ள பூமியுடன் ஒப்பிடும்போது இது தலைகீழாக உள்ளது. சனியின் காந்தப்புலம் இருமுனையை விட மிகவும் பலவீனமாக இருந்தாலும், நான்குமுனை, ஆக்டுபோல் மற்றும் அதிக கூறுகளைக் கொண்டுள்ளது. சனியின் பூமத்திய ரேகை மண்டலத்தில் காந்தப்புல வலிமை சுமார் 21 μT (0.01 G) ஆகும், இது சுமார் 4.6 T·m3 என்ற இருமுனை காந்த தருணத்திற்கு ஒத்திருக்கிறது. இது சனியின் காந்தப்புலத்தை பூமியை விட சற்றே பலவீனமாக்குகிறது, இருப்பினும், அதன் காந்த தருணம் சுமார் 580 மடங்கு பெரியது. சனியின் காந்த இருமுனை அதன் சுழற்சி அச்சுடன் கண்டிப்பாக சீரமைக்கப்பட்டுள்ளது, அதாவது புலம், தனித்துவமாக, அதிக அச்சு சமச்சீர் ஆகும். இந்த இருமுனை சனி கிரகத்தின் சுழற்சி அச்சில் வட துருவத்தை நோக்கி சற்று (0.037 R ஆல்) மாற்றப்படுகிறது. சனியின் உள் காந்தப்புலத்தின் அளவு மற்றும் வடிவம் சூரியக் காற்றை திசைதிருப்புகிறது, சூரியனால் வெளிப்படும் அயனியாக்கப்பட்ட துகள்களின் ஓட்டம், அதன் மேற்பரப்பில் இருந்து விலகி, அதன் வளிமண்டலத்துடன் நேரடியாக தொடர்புகொள்வதைத் தடுக்கிறது, அதற்கு பதிலாக காந்த மண்டலம் என்று அழைக்கப்படும் அதன் சொந்த பகுதியை உருவாக்குகிறது, இது சூரியக் காற்றிலிருந்து மிகவும் வித்தியாசமான பிளாஸ்மாவால் ஆனது. சூரிய மண்டலத்தில் வியாழனுக்கு அடுத்தபடியாக இரண்டாவது பெரிய காந்த மண்டலமாக சனியின் காந்தக்கோளம் உள்ளது. பூமியின் காந்த மண்டலத்தைப் போலவே, சூரியக் காற்றின் பிளாஸ்மாவையும் சனியின் காந்த மண்டலத்திற்குள் உள்ளவற்றையும் பிரிக்கும் எல்லை காந்த இடைநிறுத்தம் என்று அழைக்கப்படுகிறது. துணை சூரிய புள்ளியில் உள்ள கிரகத்தின் மையத்திலிருந்து காந்த இடைநிறுத்த தூரம் 16 முதல் 27 ரூபாய் வரை பரவலாக வேறுபடுகிறது (சனி கிரகத்தின் பூமத்திய ரேகை ஆரம் 60,330 கிமீ ஆகும்). காந்த இடைநிறுத்தத்தின் நிலை சூரியக் காற்றால் ஏற்படும் அழுத்தத்தைப் பொறுத்தது, இது சூரிய செயல்பாட்டைப் பொறுத்தது. சராசரி காந்த இடைநிறுத்த தூரம் சுமார் 22 ரூபாய் ஆகும். காந்த இடைநிறுத்தத்திற்கு முன்னால் (கிரகத்திலிருந்து சுமார் 27 ரூபாய் தூரத்தில்) வில் அதிர்ச்சி உள்ளது, இது காந்த மண்டலத்துடன் மோதியதால் ஏற்படும் சூரியக் காற்றில் ஒரு விழித்தெழுந்த இடையூறு போன்றது. வில் அதிர்ச்சிக்கும் மேக்னடோபாஸுக்கும் இடையிலான பகுதி மேக்னடோஷீத் என்று அழைக்கப்படுகிறது. கிரகத்தின் எதிர் பக்கத்தில், சூரியக் காற்று சனியின் காந்தப்புலக் கோடுகளை ஒரு நீண்ட, பின்தங்கிய காந்த ஓடுகளாக நீட்டுகிறது, இது இரண்டு லோப்களைக் கொண்டுள்ளது, வடக்கு லோபில் உள்ள காந்தப்புலம் சனியிலிருந்து விலகி, தெற்கு அதை நோக்கி சுட்டிக்காட்டுகிறது. லோப்கள் வால் மின்னோட்ட தாள் எனப்படும் பிளாஸ்மாவின் மெல்லிய அடுக்கால் பிரிக்கப்படுகின்றன. பூமியைப் போலவே, சனியின் வாலும் சூரிய பிளாஸ்மா காந்த மண்டலத்தின் உள் பகுதிகளுக்குள் நுழையும் ஒரு கால்வாய் ஆகும். வியாழனைப் போலவே, வால் என்பது உள் காந்த மண்டல தோற்றத்தின் பிளாஸ்மா காந்த மண்டலத்தை விட்டு வெளியேறும் வழித்தடமாகும். வாலில் இருந்து உள் காந்த மண்டலத்திற்கு நகரும் பிளாஸ்மா வெப்பமடைந்து பல கதிர்வீச்சு பெல்ட்களை உருவாக்குகிறது. சனியின் காந்த மண்டலப் பகுதிகள் பெரும்பாலும் நான்கு பகுதிகளாகப் பிரிக்கப்பட்டுள்ளன. சனியின் கிரக வளையங்களுடன் இணைந்து அமைந்துள்ள உட்புறப் பகுதி, சுமார் 3 ரூபாய்க்குள், கண்டிப்பாக இருமுனை காந்தப்புலத்தைக் கொண்டுள்ளது. இது பெரும்பாலும் பிளாஸ்மா இல்லாதது, இது வளையத் துகள்களால் உறிஞ்சப்படுகிறது, இருப்பினும் சனியின் கதிர்வீச்சு பெல்ட்கள் வளையங்களுக்கு உள்ளேயும் வெளியேயும் இந்த உள் பகுதியில் அமைந்துள்ளன. 3 முதல் 6 ரூபாய் வரையிலான இரண்டாவது பகுதியில் குளிர்ந்த பிளாஸ்மா டோரஸ் உள்ளது, இது உள் காந்த மண்டலம் என்று அழைக்கப்படுகிறது. இது சாட்டர்னியன் அமைப்பில் அடர்த்தியான பிளாஸ்மாவைக் கொண்டுள்ளது. டோரஸில் உள்ள பிளாஸ்மா உள் பனிக்கட்டி நிலவுகளிலிருந்தும் குறிப்பாக என்செலாடஸிலிருந்தும் உருவாகிறது. இந்தப் பிராந்தியத்தில் உள்ள காந்தப்புலமும் பெரும்பாலும் இருமுனை ஆகும். மூன்றாவது பகுதி 6 மற்றும் 12-14 ரூபாய்க்கு இடையில் உள்ளது, இது டைனமிக் மற்றும் நீட்டிக்கப்பட்ட பிளாஸ்மா தாள் என்று அழைக்கப்படுகிறது. இந்த பிராந்தியத்தில் காந்தப்புலம் நீட்டப்பட்டு இருமுனை அல்லாதது, அதே நேரத்தில் பிளாஸ்மா ஒரு மெல்லிய பூமத்திய ரேகை பிளாஸ்மா தாளில் கட்டுப்படுத்தப்பட்டுள்ளது. நான்காவது வெளிப்புறப் பகுதி 15 ரூபாய்க்கு அப்பால் உயர் அட்சரேகைகளில் அமைந்துள்ளது மற்றும் காந்த இடைநிறுத்த எல்லை வரை தொடர்கிறது. இது குறைந்த பிளாஸ்மா அடர்த்தி மற்றும் மாறுபட்ட, இருமுனை அல்லாத காந்தப்புலத்தால் சூரியக் காற்றால் வலுவாக பாதிக்கப்படுகிறது. சனியின் காந்த மண்டலத்தின் வெளிப்புற பகுதிகளில் தோராயமாக 15-20 ரூபாய்க்கு அப்பால் பூமத்திய ரேகை தளத்திற்கு அருகிலுள்ள காந்தப்புலம் மிகவும் நீட்டிக்கப்பட்டு மேக்னோடிஸ்க் எனப்படும் வட்டு போன்ற கட்டமைப்பை உருவாக்குகிறது. வட்டு பகல்நேரத்தில் காந்த இடைநிறுத்தம் வரை தொடர்கிறது மற்றும் இரவுநேரத்தில் காந்த ஓடையில் மாறுகிறது. சூரியக் காற்றால் காந்த மண்டலத்தை சுருக்கும்போது அது பகல்நேரத்திற்கு அருகில் இல்லாமல் இருக்கலாம், இது பொதுவாக காந்த இடைநிறுத்த தூரம் 23 ரூபாய்க்கும் குறைவாக இருக்கும்போது நிகழ்கிறது. காந்த மண்டலத்தின் இரவுப் பக்கத்திலும் பக்கங்களிலும் காந்தப் படலம் எப்போதும் இருக்கும். சனியின் காந்தப் படலம் ஜோவியன் காந்தப் பலகையின் மிகச் சிறிய ஒப்புமை ஆகும். சனியின் காந்த மண்டலத்தில் உள்ள பிளாஸ்மா தாள் வேறு எந்த அறியப்பட்ட காந்த மண்டலத்திலும் காணப்படாத கிண்ணம் போன்ற வடிவத்தைக் கொண்டுள்ளது. 2004 ஆம் ஆண்டில் காசினி வந்தபோது, வடக்கு அரைக்கோளத்தில் குளிர்காலம் இருந்தது. காந்தப்புலம் மற்றும் பிளாஸ்மா அடர்த்தியின் அளவீடுகள் பிளாஸ்மா தாள் வளைந்து, பூமத்திய ரேகை தளத்தின் வடக்கே ஒரு மாபெரும் கிண்ணம் போல் கிடந்தது என்பதை வெளிப்படுத்தியது. அத்தகைய வடிவம் எதிர்பாராதது. இயக்கவியல் சனியின் காந்த மண்டலத்தை இயக்கும் செயல்முறைகள் பூமி மற்றும் வியாழனை இயக்கும் செயல்முறைகளைப் போலவே உள்ளன. வியாழனின் காந்த மண்டலத்தில் பிளாஸ்மா இணை சுழற்சி மற்றும் அயோவிலிருந்து வெகுஜன ஏற்றுதல் ஆகியவை ஆதிக்கம் செலுத்துவதைப் போலவே, சனியின் காந்த மண்டலத்திலும் பிளாஸ்மா இணை சுழற்சி மற்றும் என்செலாடஸிலிருந்து வெகுஜன ஏற்றுதல் ஆகியவை ஆதிக்கம் செலுத்துகின்றன. இருப்பினும், சனியின் காந்தக்கோளம் அளவில் மிகவும் சிறியது, அதே நேரத்தில் அதன் உள் பகுதியில் மிகக் குறைந்த பிளாஸ்மா உள்ளது, இது தீவிரமாக விரிவடைந்து ஒரு பெரிய காந்த வட்டத்தை உருவாக்குகிறது. இதன் பொருள் என்னவென்றால், இது சூரியக் காற்றால் மிகவும் வலுவாக பாதிக்கப்படுகிறது, மேலும் பூமியின் காந்தப்புலத்தைப் போலவே, அதன் இயக்கவியலும் டன்ஜி சுழற்சியைப் போன்ற காற்றுடன் மீண்டும் இணைவதால் பாதிக்கப்படுகிறது. சனியின் காந்த மண்டலத்தின் மற்றொரு தனித்துவமான அம்சம் கிரகத்தைச் சுற்றி அதிக அளவில் நடுநிலை வாயு உள்ளது. காசினியின் புற ஊதா கண்காணிப்பு மூலம் வெளிப்படுத்தப்பட்டபடி, இந்த கிரகம் ஹைட்ரஜன், நீராவி மற்றும் ஹைட்ராக்சில் போன்ற அவற்றின் விலகல் தயாரிப்புகளின் பெரிய மேகத்தால் மூடப்பட்டுள்ளது, இது சனியில் இருந்து 45 ரூபாய் வரை நீண்டுள்ளது. உள் காந்த மண்டலத்தில் நியூட்ரல்கள் மற்றும் அயனிகளின் விகிதம் சுமார் 60 ஆகும், மேலும் இது வெளிப்புற காந்த மண்டலத்தில் அதிகரிக்கிறது, அதாவது முழு காந்த மண்டல அளவும் ஒப்பீட்டளவில் அடர்த்தியான பலவீனமான அயனியாக்கப்பட்ட வாயுவால் நிரப்பப்படுகிறது. உதாரணமாக, இது வியாழன் அல்லது பூமியிலிருந்து வேறுபட்டது, அங்கு அயனிகள் நடுநிலை வாயுவில் ஆதிக்கம் செலுத்துகின்றன, மேலும் காந்த மண்டல இயக்கவியலுக்கு விளைவுகளை ஏற்படுத்துகின்றன. பிளாஸ்மாவின் ஆதாரங்கள் மற்றும் போக்குவரத்து சனியின் உள் காந்த மண்டலத்தில் உள்ள பிளாஸ்மா கலவை நீர் குழு அயனிகளால் ஆதிக்கம் செலுத்துகிறதுஃ O +, H2O +, OH + மற்றும் பிற, ஹைட்ரோனியம் அயனி (H3O +), HO2 + மற்றும் O2 +, இருப்பினும் புரோட்டான்கள் மற்றும் நைட்ரஜன் அயனிகளும் (N +) உள்ளன. நீரின் முக்கிய ஆதாரம் என்செலாடஸ் ஆகும், இது அதன் தென் துருவத்திற்கு அருகிலுள்ள கீசரிலிருந்து 300-600 கிலோ/வி நீராவி வெளியிடுகிறது. வெளியிடப்பட்ட நீர் மற்றும் ஹைட்ராக்சில் (OH) ரேடிக்கல்கள் (நீரின் பிரிவினையின் ஒரு தயாரிப்பு) சந்திரனின் சுற்றுப்பாதையைச் சுற்றி 4 R இல் ஒரு கன சென்டிமீட்டருக்கு 10,000 மூலக்கூறுகள் வரை அடர்த்தியுடன் ஒரு தடிமனான டோரஸை உருவாக்குகின்றன. குறைந்தபட்சம் 100 கிலோ/வி இந்த நீர் இறுதியில் அயனியாக்கப்பட்டு இணை சுழலும் காந்த மண்டல பிளாஸ்மாவில் சேர்க்கப்படுகிறது. நீர் குழு அயனிகளின் கூடுதல் ஆதாரங்கள் சனியின் வளையங்கள் மற்றும் பிற பனிக்கட்டி நிலவுகள் ஆகும். காசினி விண்கலம் உள் காந்த மண்டலத்தில் சிறிய அளவிலான N + அயனிகளையும் கவனித்தது, அவை அநேகமாக என்செலாடஸிலிருந்து தோன்றியிருக்கலாம். காந்த மண்டலத்தின் வெளிப்புற பகுதிகளில் ஆதிக்கம் செலுத்தும் அயனிகள் புரோட்டான்கள் ஆகும், அவை சூரியக் காற்று அல்லது சனியின் அயனி மண்டலத்திலிருந்து உருவாகின்றன. மேக்னடோபாஸ் எல்லைக்கு அருகில் 20 ரூபாயில் சுற்றிவரும் டைட்டன், பிளாஸ்மாவின் குறிப்பிடத்தக்க ஆதாரம் அல்ல. சனியின் காந்த மண்டலத்தின் உட்புறப் பகுதியில் உள்ள ஒப்பீட்டளவில் குளிர்ந்த பிளாஸ்மா, 3 R க்குள் (வளையங்களுக்கு அருகில்) முக்கியமாக O + மற்றும் O2 + அயனிகளைக் கொண்டுள்ளது. அங்கு அயனிகள் எலக்ட்ரான்களுடன் சேர்ந்து சத்துர்னியன் வளையங்களைச் சுற்றி ஒரு அயனி மண்டலத்தை உருவாக்குகின்றன. வியாழன் மற்றும் சனி ஆகிய இரண்டிற்கும், காந்த மண்டலத்தின் உட்புறத்திலிருந்து வெளிப்புற பகுதிகளுக்கு பிளாஸ்மாவை கொண்டு செல்வது பரிமாற்ற உறுதியற்ற தன்மையுடன் தொடர்புடையதாக கருதப்படுகிறது. சனியைப் பொறுத்தவரை, சார்ஜ் பரிமாற்றம் முன்பு இருந்த சூடான அயனிகளிலிருந்து உள் காந்த மண்டலத்தில் உள்ள நடுநிலை வாயுக்களுக்கு ஆற்றலை மாற்ற உதவுகிறது. பின்னர், இந்த புதிதாக குளிர்ந்த, நீர் நிறைந்த பிளாஸ்மா பரிமாற்றத்துடன் ஏற்றப்பட்ட காந்தப் பாய்வு குழாய்கள் வெளிப்புற காந்த மண்டலத்திலிருந்து வரும் சூடான பிளாஸ்மா நிரப்பப்பட்ட ஃப்ளக்ஸ் குழாய்களுடன் பரிமாறப்படுகின்றன. காந்தப்புலத்தில் பிளாஸ்மாவால் செலுத்தப்படும் மையவிலக்கு விசையால் ஸ்திரமின்மை இயக்கப்படுகிறது. காந்த மண்டலத்தில் காந்தப்புலம் மீண்டும் இணைக்கப்படும்போது உருவாகும் பிளாஸ்மாய்டுகளால் குளிர்ந்த பிளாஸ்மா இறுதியில் காந்த மண்டலத்திலிருந்து அகற்றப்படுகிறது. பிளாஸ்மாய்டுகள் வாலுக்கு கீழே நகர்ந்து காந்த மண்டலத்திலிருந்து தப்பிக்கின்றன. மறு இணைப்பு அல்லது அடி மூலக்கூறு செயல்முறை சூரியக் காற்று மற்றும் சனியின் மிகப்பெரிய சந்திரனான டைட்டனின் கட்டுப்பாட்டின் கீழ் இருப்பதாக கருதப்படுகிறது, இது காந்த மண்டலத்தின் வெளிப்புற எல்லைக்கு அருகில் சுற்றுகிறது. காந்த வட்டு பகுதியில், 6 ரூபாய்க்கு அப்பால், இணை சுழலும் தாளுக்குள் உள்ள பிளாஸ்மா காந்தப்புலத்தில் குறிப்பிடத்தக்க மையவிலக்கு சக்தியை செலுத்துகிறது, இதனால் அது நீட்டப்படுகிறது. இந்த தொடர்பு பூமத்திய ரேகை தளத்தில் சுழற்சியுடன் அசிமுத்தலாக பாயும் ஒரு மின்னோட்டத்தை உருவாக்குகிறது மற்றும் கிரகத்திலிருந்து 20 ரூபாய் வரை நீண்டுள்ளது. இந்த மின்னோட்டத்தின் மொத்த வலிமை 8 முதல் 17 எம்ஏ வரை மாறுபடும். சத்துர்னியன் காந்த மண்டலத்தில் வளைய மின்னோட்டம் மிகவும் மாறுபடும் மற்றும் சூரியக் காற்றின் அழுத்தத்தைப் பொறுத்தது, அழுத்தம் பலவீனமாக இருக்கும்போது வலுவாக இருக்கும். இந்த மின்னோட்டத்துடன் தொடர்புடைய காந்தத் தருணம் உள் காந்த மண்டலத்தில் உள்ள காந்தப்புலத்தை சற்று (சுமார் 10 nT) குறைக்கிறது, இருப்பினும் இது கிரகத்தின் மொத்த காந்தத் தருணத்தை அதிகரிக்கிறது மற்றும் காந்த மண்டலத்தின் அளவை பெரிதாக்குகிறது. ஆரோரா சனி பிரகாசமான துருவ ஆரோராவைக் கொண்டுள்ளது, அவை புற ஊதா, புலப்படும் மற்றும் அகச்சிவப்பு ஒளிக்கு அருகில் காணப்படுகின்றன. அரோரா பொதுவாக கிரகத்தின் துருவங்களைச் சுற்றியுள்ள பிரகாசமான தொடர்ச்சியான வட்டங்கள் (ஓவல்) போல தோற்றமளிக்கிறது. ஆரோரல் ஓவல்களின் அட்சரேகை 70-80 ° வரம்பில் மாறுபடும்; சராசரி நிலை தெற்கு அரோரா ஆகும், அதே நேரத்தில் வடக்கு அரோரா துருவத்திற்கு சுமார் 1.5 டிகிரி நெருக்கமாக உள்ளது. அவ்வப்போது ஆரோரா ஓவல் வடிவத்திற்கு பதிலாக சுழல் வடிவத்தை எடுக்கலாம். இந்த விஷயத்தில் இது நள்ளிரவில் சுமார் 80 டிகிரி அட்சரேகையில் தொடங்குகிறது, பின்னர் அதன் அட்சரேகை 70 டிகிரி வரை குறைகிறது, இது விடியல் மற்றும் பகல் பிரிவுகளில் (எதிரெதிர் திசையில்) தொடர்கிறது. அந்தி பகுதியில் ஒளி அட்சரேகை மீண்டும் அதிகரிக்கிறது, இருப்பினும் அது இரவு பகுதிக்குத் திரும்பும்போது அது ஒப்பீட்டளவில் குறைந்த அட்சரேகைக் கொண்டுள்ளது மற்றும் பிரகாசமான விடியல் பகுதியுடன் இணைக்கப்படவில்லை. வியாழனைப் போலல்லாமல், சனியின் முக்கிய ஆரோரல் ஓவல்கள் கிரகத்தின் காந்த மண்டலத்தின் வெளிப்புற பகுதிகளில் பிளாஸ்மாவின் இணை சுழற்சியின் முறிவுடன் தொடர்புடையவை அல்ல. சூரியக் காற்றின் (டன்ஜி சுழற்சி) தாக்கத்தின் கீழ் காந்தப்புலத்தின் மறு இணைப்புடன் சனியின் அரோரா இணைக்கப்பட்டுள்ளதாக கருதப்படுகிறது, இது அயனி மண்டலத்திலிருந்து மேல்நோக்கிய மின்னோட்டத்தை (சுமார் 10 மில்லியன் ஆம்பியர்களை) இயக்குகிறது மற்றும் சனியின் துருவ வெப்ப மண்டலத்திற்குள் ஆற்றல்மிக்க (1-10 KeV) எலக்ட்ரான்களின் முடுக்கம் மற்றும் மழைப்பொழிவுக்கு வழிவகுக்கிறது. சத்துர்னியன் அரோராக்கள் பூமியைப் போலவே உள்ளன, அங்கு அவை சூரியக் காற்றால் இயக்கப்படுகின்றன. ஓவல்கள் திறந்த மற்றும் மூடிய காந்தப்புலக் கோடுகளுக்கு இடையிலான எல்லைகளுடன் ஒத்திருக்கின்றன-துருவ தொப்பிகள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன, அவை துருவங்களிலிருந்து 10-15 ° தூரத்தில் இருப்பதாகக் கருதப்படுகிறது. சனியின் ஆரோராக்கள் மிகவும் மாறுபடும். அவற்றின் இருப்பிடமும் பிரகாசமும் சூரியக் காற்றின் அழுத்தத்தைப் பொறுத்ததுஃ சூரியக் காற்றின் அழுத்தம் அதிகரிக்கும் போது அரோரா பிரகாசமாகி துருவங்களுக்கு அருகில் நகர்கிறது. பிரகாசமான ஆரோரல் அம்சங்கள் சனியின் கோண வேகமான 60-75% உடன் சுழல்வதைக் காணலாம். அவ்வப்போது பிரகாசமான அம்சங்கள் பிரதான ஓவலின் விடியல் பகுதியில் அல்லது அதன் உள்ளே தோன்றும். ஆரோராவால் வெளிப்படும் சராசரி மொத்த சக்தி தொலைதூர புற ஊதா நிறத்தில் (80-170 nm) சுமார் 50 GW ஆகவும், ஸ்பெக்ட்ரமின் அருகிலுள்ள அகச்சிவப்பு (3-4 μm-H3 + உமிழ்வு) பகுதிகளில் 150-300 GW ஆகவும் உள்ளது. சனி கிலோமீட்டர் கதிர்வீச்சு சனி கிலோமீட்டர் கதிர்வீச்சு (எஸ். கே. ஆர்) எனப்படும் வலுவான குறைந்த அதிர்வெண் ரேடியோ உமிழ்வுகளின் ஆதாரமாக உள்ளது. எஸ். கே. ஆரின் அதிர்வெண் 10-1300 கிலோஹெர்ட்ஸ் (சில கிலோமீட்டர்களின் அலைநீளம்) வரம்பில் அதிகபட்சமாக 400 கிலோஹெர்ட்ஸ் வரம்பில் உள்ளது. இந்த உமிழ்வுகளின் சக்தி கிரகத்தின் சுழற்சியால் வலுவாக மாற்றியமைக்கப்படுகிறது மற்றும் சூரியக் காற்றின் அழுத்தத்தில் ஏற்படும் மாற்றங்களுடன் தொடர்புடையது. உதாரணமாக, 1981 ஆம் ஆண்டில் வாயேஜர் 2 பறக்கும் போது வியாழனின் மாபெரும் காந்த வாலில் சனி மூழ்கியபோது, எஸ். கே. ஆர் சக்தி பெரிதும் குறைந்தது அல்லது முற்றிலும் நிறுத்தப்பட்டது. சனியின் ஆரோரல் பகுதிகளுடன் தொடர்புடைய காந்தப்புலக் கோடுகளில் நகரும் எலக்ட்ரான்களின் சைக்ளோட்ரான் மேசர் நிலையற்ற தன்மையால் கிலோமீட்டர் கதிர்வீச்சு உருவாக்கப்படுவதாக கருதப்படுகிறது. இவ்வாறு எஸ். கே. ஆர் கிரகத்தின் துருவங்களைச் சுற்றியுள்ள அரோராக்களுடன் தொடர்புடையது. கதிர்வீச்சிலேயே நிறமாலை பரவலான உமிழ்வுகள் மற்றும் 200 ஹெர்ட்ஸ் வரை குறுகிய அலைவரிசைகளுடன் குறுகிய அலைவரிசை டோன்கள் உள்ளன. ஜோவியன் கிலோமீட்டர் கதிர்வீச்சைப் போலவே, அதிர்வெண்-நேர விமான வளைவு போன்ற அம்சங்களும் பெரும்பாலும் காணப்படுகின்றன. எஸ். கே. ஆரின் மொத்த சக்தி சுமார் 1 ஜிகாவாட் ஆகும். கிரக சுழற்சி மூலம் ரேடியோ உமிழ்வுகளின் பண்பேற்றம் பாரம்பரியமாக திரவ மாபெரும் கிரகங்களின் உட்புறங்களின் சுழற்சி காலத்தை தீர்மானிக்க பயன்படுத்தப்படுகிறது. இருப்பினும், சனியைப் பொறுத்தவரை, இது சாத்தியமற்றது என்று தோன்றுகிறது, ஏனெனில் காலம் பத்து ஆண்டுகளின் கால அளவில் மாறுபடும். வாயேஜர் 1 மற்றும் 2 ஆல் அளவிடப்பட்ட ரேடியோ உமிழ்வுகளில் உள்ள கால அளவு, பின்னர் சனியின் சுழற்சி காலமாக ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்டது. கலிலியோவும் பின்னர் காசினியும் வேறுபட்ட மதிப்பை வழங்கியபோது விஞ்ஞானிகள் ஆச்சரியப்பட்டனர். கூடுதல் நீண்ட கால போக்கில் 20-30 நாட்களின் சிறப்பியல்பு நேர அளவுகோலில் பண்பேற்றம் காலம் 1 சதவீதம் வரை மாறுகிறது என்பதை மேலும் அவதானிப்பு சுட்டிக்காட்டியது. இந்தக் காலகட்டத்திற்கும் சூரியக் காற்றின் வேகத்திற்கும் இடையே ஒரு தொடர்பு உள்ளது, இருப்பினும், இந்த மாற்றத்திற்கான காரணங்கள் மர்மமாகவே உள்ளன. ஒரு காரணம் என்னவென்றால், சத்துர்னியன் முற்றிலும் அச்சு சமச்சீர் காந்தப்புலம் காந்த மண்டல பிளாஸ்மாவில் ஒரு கடுமையான அரிப்பை விதிக்கத் தவறியதால் அது கிரகத்துடன் ஒப்பிடுகையில் நழுவுகிறது. எஸ். கே. ஆரின் மாறுபாடு காலத்திற்கும் கிரக சுழற்சிக்கும் இடையிலான துல்லியமான தொடர்பு இல்லாததால் சனியின் உண்மையான சுழற்சி காலத்தை தீர்மானிப்பது சாத்தியமற்றது. கதிர்வீச்சு பெல்ட்கள் சனி ஒப்பீட்டளவில் பலவீனமான கதிர்வீச்சு பெல்ட்களைக் கொண்டுள்ளன, ஏனெனில் ஆற்றல்மிக்க துகள்கள் சந்திரன்கள் மற்றும் கிரகத்தைச் சுற்றி வரும் துகள்களால் உறிஞ்சப்படுகின்றன. அடர்த்தியான (முக்கிய) கதிர்வீச்சு பெல்ட் என்செலாடஸ் எரிவாயு டோரஸின் உள் விளிம்பிற்கு இடையில் 3.5 ரூபாயிலும், ஏ வளையத்தின் வெளிப்புற விளிம்பிற்கு இடையில் 2.3 ரூபாயிலும் உள்ளது. இதில் நூற்றுக்கணக்கான கிலோ எலக்ட்ரான்வோல்ட்கள் (கே. இ. வி) முதல் பல்லாயிரக்கணக்கான மெகா எலக்ட்ரான்வோல்ட்கள் (எம். இ. வி) மற்றும் பிற அயனிகள் வரை ஆற்றல்களைக் கொண்ட புரோட்டான்கள் மற்றும் சார்பியல் எலக்ட்ரான்கள் உள்ளன. 3. 5 ரூபாய்க்கு அப்பால் ஆற்றல்மிக்க துகள்கள் நடுநிலை வாயுவால் உறிஞ்சப்படுகின்றன மற்றும் அவற்றின் எண்ணிக்கை குறைகிறது, இருப்பினும் நூற்றுக்கணக்கான கே. வி வரம்பில் ஆற்றல்களைக் கொண்ட குறைந்த ஆற்றல் கொண்ட துகள்கள் மீண்டும் 6 ரூபாய்க்கு அப்பால் தோன்றும்-இவை வளைய மின்னோட்டத்திற்கு பங்களிக்கும் அதே துகள்கள். பிரதான பெல்ட்டில் உள்ள எலக்ட்ரான்கள் அநேகமாக வெளிப்புற காந்த மண்டலத்தில் அல்லது சூரியக் காற்றில் உருவாகின்றன, அதில் இருந்து அவை பரவுவதன் மூலம் கொண்டு செல்லப்பட்டு பின்னர் அடிபயாடிக் முறையில் வெப்பமடைகின்றன. இருப்பினும், ஆற்றல்மிக்க புரோட்டான்கள் இரண்டு துகள்களின் எண்ணிக்கையைக் கொண்டுள்ளன. சுமார் 10 MeV க்கும் குறைவான ஆற்றல்களைக் கொண்ட முதல் மக்கள் தொகை எலக்ட்ரான்களின் அதே தோற்றத்தைக் கொண்டுள்ளது, அதே நேரத்தில் 20 MeV க்கு அருகில் அதிகபட்ச ஃப்ளக்ஸ் கொண்ட இரண்டாவது சனி மண்டலத்தில் உள்ள திடமான பொருட்களுடன் அண்ட கதிர்களின் தொடர்புகளின் விளைவாகும் (காஸ்மிக் கதிர் ஆல்பிடோ நியூட்ரான் சிதைவு செயல்முறை என்று அழைக்கப்படுகிறது-CRAND). சனியின் முக்கிய கதிர்வீச்சு பெல்ட் கிரகங்களுக்கிடையேயான சூரியக் காற்று இடையூறுகளால் வலுவாக பாதிக்கப்படுகிறது. வளையங்களுக்கு அருகிலுள்ள காந்த மண்டலத்தின் உட்புறப் பகுதியில் பொதுவாக ஆற்றல்மிக்க அயனிகள் மற்றும் எலக்ட்ரான்கள் இல்லை, ஏனெனில் அவை வளையத் துகள்களால் உறிஞ்சப்படுகின்றன. இருப்பினும், சனி 2004 ஆம் ஆண்டில் காசினியால் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட இரண்டாவது கதிர்வீச்சு பெல்ட்டைக் கொண்டுள்ளது மற்றும் உட்புற டி வளையத்திற்குள் அமைந்துள்ளது. இந்த பெல்ட் அநேகமாக கிராண்ட் செயல்முறை மூலம் உருவாக்கப்பட்ட ஆற்றல்மிக்க சார்ஜ் செய்யப்பட்ட துகள்கள் அல்லது முக்கிய கதிர்வீச்சு பெல்ட்டிலிருந்து வரும் அயனியாக்கப்பட்ட ஆற்றல்மிக்க நடுநிலை அணுக்களைக் கொண்டுள்ளது. சத்துர்னியன் கதிர்வீச்சு பெல்ட்கள் பொதுவாக வியாழனை விட மிகவும் பலவீனமானவை மற்றும் அதிக மைக்ரோவேவ் கதிர்வீச்சை வெளியிடுவதில்லை (ஒரு சில ஜிகாஹெர்ட்ஸ் அதிர்வெண்ணுடன்). அவற்றின் டெசிமெட்ரிக் ரேடியோ உமிழ்வுகளை (டிஐஎம்) பூமியிலிருந்து கண்டறிவது சாத்தியமற்றது என்று மதிப்பீடுகள் காட்டுகின்றன. ஒருபோதும் அதிக ஆற்றல் துகள்கள் பனிக்கட்டி நிலவுகளின் மேற்பரப்புகளின் வானிலைக்கு காரணமாகின்றன மற்றும் அவற்றிலிருந்து நீர், நீர் பொருட்கள் மற்றும் ஆக்ஸிஜனை சிதறடிக்கின்றன. வளையங்கள் மற்றும் சந்திரன்களுடனான தொடர்பு சந்திரன்கள் மற்றும் வளையத் துகள்கள் உட்பட சனியைச் சுற்றி வரும் திட உடல்களின் ஏராளமான எண்ணிக்கை சனியின் காந்த மண்டலத்தில் வலுவான தாக்கத்தை ஏற்படுத்துகிறது. காந்த மண்டலத்தில் உள்ள பிளாஸ்மா கிரகத்துடன் இணைந்து சுழல்கிறது, மெதுவாக நகரும் நிலவுகளின் பின்தங்கிய அரைக்கோளங்களில் தொடர்ந்து குறுக்கிடுகிறது. வளையத் துகள்கள் மற்றும் பெரும்பாலான நிலவுகள் பிளாஸ்மா மற்றும் ஆற்றல்மிக்க சார்ஜ் செய்யப்பட்ட துகள்களை மட்டுமே செயலற்ற முறையில் உறிஞ்சினாலும், என்செலாடஸ், டயோன் மற்றும் டைட்டன் ஆகிய மூன்று நிலவுகள் புதிய பிளாஸ்மாவின் குறிப்பிடத்தக்க ஆதாரங்களாகும். ஆற்றல்மிக்க எலக்ட்ரான்கள் மற்றும் அயனிகளின் உறிஞ்சுதல் சந்திரனின் சுற்றுப்பாதைகளுக்கு அருகிலுள்ள சனியின் கதிர்வீச்சு பெல்ட்களில் குறிப்பிடத்தக்க இடைவெளிகளால் தன்னை வெளிப்படுத்துகிறது, அதே நேரத்தில் சனியின் அடர்த்தியான வளையங்கள் அனைத்து ஆற்றல்மிக்க எலக்ட்ரான்கள் மற்றும் அயனிகளை 2.2 ஆர்எஸ் விட நெருக்கமாக அகற்றி, கிரகத்தின் அருகே குறைந்த கதிர்வீச்சு மண்டலத்தை உருவாக்குகின்றன. சந்திரனால் இணை சுழலும் பிளாஸ்மாவை உறிஞ்சுவது காந்தப்புலத்தை அதன் வெற்று பின்னணியில் தொந்தரவு செய்கிறது-புலம் ஒரு சந்திரனை நோக்கி இழுக்கப்படுகிறது, இது அருகிலுள்ள பின்னணியில் ஒரு வலுவான காந்தப்புலத்தின் பகுதியை உருவாக்குகிறது. மேலே குறிப்பிடப்பட்ட மூன்று நிலவுகளும் காந்த மண்டலத்தில் புதிய பிளாஸ்மாவைச் சேர்க்கின்றன. இதுவரை வலுவான ஆதாரம் என்செலாடஸ் ஆகும், இது அதன் தென் துருவப் பகுதியில் உள்ள விரிசல்கள் வழியாக நீராவி, கார்பன் டை ஆக்சைடு மற்றும் நைட்ரஜனின் நீரூற்றை வெளியேற்றுகிறது. இந்த வாயுவின் ஒரு பகுதி சூடான எலக்ட்ரான்கள் மற்றும் சூரிய புற ஊதா கதிர்வீச்சால் அயனியாக்கப்பட்டு இணை சுழற்சி பிளாஸ்மா ஓட்டத்தில் சேர்க்கப்படுகிறது. டைட்டன் ஒரு காலத்தில் சனியின் காந்த மண்டலத்தில் பிளாஸ்மாவின் முக்கிய ஆதாரமாக கருதப்பட்டது, குறிப்பாக நைட்ரஜனின். 2004-2008 இல் காசினியால் பெறப்பட்ட புதிய தரவு, இது நைட்ரஜனின் குறிப்பிடத்தக்க ஆதாரமாக இல்லை என்பதை நிறுவியது, இருப்பினும் இது இன்னும் குறிப்பிடத்தக்க அளவு ஹைட்ரஜனை வழங்கக்கூடும் (மீத்தேன் சிதறல் காரணமாக). டயோன் மூன்றாவது சந்திரன், அது உறிஞ்சுவதை விட அதிக புதிய பிளாஸ்மாவை உற்பத்தி செய்கிறது. அதன் அருகே உருவாக்கப்பட்ட பிளாஸ்மாவின் நிறை (சுமார் 6 கிராம்/வி) என்செலாடஸ் அருகே உள்ளதைப் போல 1/300 ஆகும். இருப்பினும், இந்த குறைந்த மதிப்பைக் கூட அதன் பனிக்கட்டி மேற்பரப்பை ஆற்றல்மிக்க துகள்களால் துடைப்பதன் மூலம் மட்டுமே விளக்க முடியாது, இது டயோன் என்செலாடஸைப் போல எண்டோஜெனஸாக செயலில் உள்ளது என்பதைக் குறிக்கலாம். புதிய பிளாஸ்மாவை உருவாக்கும் சந்திரன்கள் அவற்றின் அருகிலுள்ள இணை சுழலும் பிளாஸ்மாவின் இயக்கத்தை மெதுவாக்குகின்றன, இது அவர்களுக்கு முன்னால் உள்ள காந்தப்புலக் கோடுகளின் குவியலுக்கு வழிவகுக்கிறது மற்றும் அவற்றின் விழிப்பூட்டலில் புலத்தை பலவீனப்படுத்துகிறது-புலம் அவற்றைச் சுற்றி மூடுகிறது. இது பிளாஸ்மா உறிஞ்சும் நிலவுகளுக்கு காணப்பட்டதற்கு நேர்மாறானது. சனியின் காந்த மண்டலத்தில் உள்ள பிளாஸ்மா மற்றும் ஆற்றல்மிக்க துகள்கள், வளையத் துகள்கள் மற்றும் சந்திரன்களால் உறிஞ்சப்படும்போது, நீர் பனியின் கதிரியக்கத்தை ஏற்படுத்துகின்றன. அதன் தயாரிப்புகளில் ஓசோன், ஹைட்ரஜன் பெராக்சைடு மற்றும் மூலக்கூறு ஆக்ஸிஜன் ஆகியவை அடங்கும். முதல் ஒன்று ரியா மற்றும் டயோனின் மேற்பரப்புகளில் கண்டறியப்பட்டுள்ளது, இரண்டாவது புற ஊதா பிராந்தியத்தில் நிலவுகளின் பிரதிபலிப்புகளின் செங்குத்தான நிறமாலை சரிவுகளுக்கு காரணம் என்று கருதப்படுகிறது. கதிரியக்க பகுப்பாய்வு மூலம் உற்பத்தி செய்யப்படும் ஆக்ஸிஜன் வளையங்கள் மற்றும் பனிக்கட்டி நிலவுகளைச் சுற்றி பலவீனமான வளிமண்டலங்களை உருவாக்குகிறது. வளைய வளிமண்டலம் 2004 ஆம் ஆண்டில் முதல் முறையாக காசினியால் கண்டறியப்பட்டது. ஆக்சிஜனின் ஒரு பகுதி அயனியாக்கப்பட்டு, காந்த மண்டலத்தில் O2 + அயனிகளின் ஒரு சிறிய எண்ணிக்கையை உருவாக்குகிறது. அதன் நிலவுகளில் சனியின் காந்த மண்டலத்தின் தாக்கம் அதன் நிலவுகளில் வியாழனின் தாக்கத்தை விட மிகவும் நுட்பமானது. பிந்தைய வழக்கில், காந்த மண்டலத்தில் கணிசமான எண்ணிக்கையிலான கந்தக அயனிகள் உள்ளன, அவை மேற்பரப்புகளில் பொருத்தப்படும்போது, சிறப்பியல்பு நிறமாலை கையொப்பங்களை உருவாக்குகின்றன. சனியைப் பொறுத்தவரை, கதிர்வீச்சு அளவுகள் மிகவும் குறைவாக உள்ளன மற்றும் பிளாஸ்மா முக்கியமாக நீர் பொருட்களால் ஆனது, அவை பொருத்தப்படும்போது, ஏற்கனவே இருக்கும் பனிக்கட்டியிலிருந்து பிரித்தறிய முடியாதவை. 2014ஆம் ஆண்டு நிலவரப்படி, சனியின் காந்த மண்டலத்தை நான்கு விண்கலங்கள் நேரடியாக ஆராய்ந்துள்ளன. காந்த மண்டலத்தை ஆய்வு செய்வதற்கான முதல் பணி செப்டம்பர் 1979 இல் பயனியர் 11 ஆகும். பயனியர் 11 காந்தப்புலத்தைக் கண்டுபிடித்து பிளாஸ்மா அளவுருக்களின் சில அளவீடுகளைச் செய்தார். நவம்பர் 1980 மற்றும் ஆகஸ்ட் 1981 இல், வாயேஜர் 1-2 ஆய்வுகள் மேம்பட்ட கருவிகளைப் பயன்படுத்தி காந்த மண்டலத்தை ஆராய்ந்தன. ஃப்ளை-பை பாதைகளிலிருந்து அவர்கள் கிரக காந்தப்புலம், பிளாஸ்மா கலவை மற்றும் அடர்த்தி, அதிக ஆற்றல் துகள் ஆற்றல் மற்றும் இடஞ்சார்ந்த விநியோகம், பிளாஸ்மா அலைகள் மற்றும் ரேடியோ உமிழ்வுகளை அளவிட்டனர். காசினி விண்கலம் 1997 ஆம் ஆண்டில் ஏவப்பட்டு, 2004 ஆம் ஆண்டில் வந்து, இரண்டு தசாப்தங்களுக்கும் மேலாக முதல் அளவீடுகளை செய்தது. விண்கலம் செப்டம்பர் 15,2017 அன்று வேண்டுமென்றே அழிக்கப்படும் வரை சனி காந்த மண்டலத்தின் காந்தப்புலம் மற்றும் பிளாஸ்மா அளவுருக்கள் பற்றிய தகவல்களை தொடர்ந்து வழங்கியது. 1990 களில், யுலிஸஸ் விண்கலம் சனி கிலோமீட்டர் கதிர்வீச்சின் (எஸ். கே. ஆர்) விரிவான அளவீடுகளை நடத்தியது, இது அயனி மண்டலத்தில் உறிஞ்சப்படுவதால் பூமியிலிருந்து கவனிக்க முடியாதது. கிரகத்திலிருந்து பல வானியல் அலகுகளின் தூரத்தில் ஒரு விண்கலத்திலிருந்து கண்டறியும் அளவுக்கு எஸ். கே. ஆர் சக்திவாய்ந்ததாகும். எஸ். கே. ஆரின் காலம் 1 சதவீதம் வரை மாறுபடுகிறது, எனவே இது சனியின் உட்புறத்தின் சுழற்சி காலத்துடன் நேரடியாக தொடர்புடையது அல்ல என்று யுலிஸஸ் கண்டுபிடித்தார். குறிப்புகள் நூலியல் மேலும் வாசிப்பு சனி கலப்பு சமிக்ஞைகளை அனுப்புகிறது வெளிப்புற இணைப்புகள் சனி சனி உமிழ்வுகளைப் பற்றி நாசா தளம்