Magnetosphere of Saturn
ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ ಎಂಬುದು ಗ್ರಹದ ಆಂತರಿಕವಾಗಿ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುವ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದಿಂದ ಸೌರ ಮಾರುತದ ಹರಿವಿನಲ್ಲಿ ಸೃಷ್ಟಿಯಾದ ಕುಹರವಾಗಿದೆ. 1979 ರಲ್ಲಿ ಪಯೋನಿಯರ್ 11 ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯಿಂದ ಪತ್ತೆಯಾದ ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ ಗುರುಗ್ರಹದ ನಂತರ ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಯಾವುದೇ ಗ್ರಹಕ್ಕಿಂತ ಎರಡನೇ ಅತಿದೊಡ್ಡ ಗ್ರಹವಾಗಿದೆ. ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ ಮತ್ತು ಸೌರ ಮಾರುತದ ನಡುವಿನ ಗಡಿಯಾದ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಪಾಸ್, ಗ್ರಹದ ಕೇಂದ್ರದಿಂದ ಸುಮಾರು 20 ಶನಿಯ ತ್ರಿಜ್ಯಗಳ ದೂರದಲ್ಲಿದೆ, ಆದರೆ ಅದರ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಟೈಲ್ ಅದರ ಹಿಂದೆ ನೂರಾರು ಶನಿಯ ತ್ರಿಜ್ಯಗಳನ್ನು ವಿಸ್ತರಿಸಿದೆ. ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ ಗ್ರಹ ಮತ್ತು ಅದರ ಉಪಗ್ರಹಗಳೆರಡರಿಂದಲೂ ಹುಟ್ಟಿದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾಗಳಿಂದ ತುಂಬಿದೆ. ಮುಖ್ಯ ಮೂಲವೆಂದರೆ ಸಣ್ಣ ಚಂದ್ರ ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್, ಇದು ತನ್ನ ದಕ್ಷಿಣ ಧ್ರುವದಲ್ಲಿರುವ ಬೀಸರ್ಗಳಿಂದ 1,000 ಕೆಜಿ/ಸೆ ನೀರಿನ ಆವಿಯನ್ನು ಹೊರಹಾಕುತ್ತದೆ, ಅದರ ಒಂದು ಭಾಗವನ್ನು ಅಯಾನೀಕರಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಶನಿಯ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದೊಂದಿಗೆ ಸಹ-ತಿರುಗುವಂತೆ ಒತ್ತಾಯಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಇದು ಪ್ರತಿ ಸೆಕೆಂಡಿಗೆ 100 ಕೆಜಿ ನೀರಿನ ಗುಂಪಿನ ಅಯಾನುಗಳೊಂದಿಗೆ ಕ್ಷೇತ್ರವನ್ನು ಲೋಡ್ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಈ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಕ್ರಮೇಣ ಆಂತರಿಕ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರಿನಿಂದ ಇಂಟರ್ಚೇಂಜ್ ಅಸ್ಥಿರತೆಯ ಕಾರ್ಯವಿಧಾನದ ಮೂಲಕ ಹೊರಹೋಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ನಂತರ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಟೈಲ್ ಮೂಲಕ ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ ಮತ್ತು ಸೌರ ಮಾರುತದ ನಡುವಿನ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಯು ಗೋಚರ, ಅತಿಗೆಂಪು ಮತ್ತು ನೇರಳಾತೀತ ಬೆಳಕಿನಲ್ಲಿ ಗ್ರಹದ ಧ್ರುವಗಳ ಸುತ್ತ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ಅಂಡಾಕಾರದ ಅರೋರೆಯನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತದೆ. ಅರೋರೆಗಳು ಪ್ರಬಲವಾದ ಸ್ಯಾಟರ್ನಿಯನ್ ಕಿಲೋಮೀಟರ್ ವಿಕಿರಣಕ್ಕೆ (ಎಸ್ಕೆಆರ್) ಸಂಬಂಧಿಸಿವೆ, ಇದು 100 ಕಿಲೋಹರ್ಟ್ಝ್ ನಿಂದ 1300 ಕಿಲೋಹರ್ಟ್ಝ್ ನಡುವಿನ ಆವರ್ತನದ ಮಧ್ಯಂತರವನ್ನು ವ್ಯಾಪಿಸುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಒಮ್ಮೆ ಗ್ರಹದ ತಿರುಗುವಿಕೆಗೆ ಸಮಾನವಾದ ಅವಧಿಯೊಂದಿಗೆ ಮಾರ್ಪಡಿಸುತ್ತದೆ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿತ್ತು. ಆದಾಗ್ಯೂ, ನಂತರದ ಅಳತೆಗಳು ಎಸ್ಕೆಆರ್ನ ಸಮನ್ವಯದ ನಿಯತಕಾಲಿಕತೆಯು ಶೇಕಡಾ 1 ರಷ್ಟು ಬದಲಾಗುತ್ತದೆ ಎಂದು ತೋರಿಸಿದೆ ಮತ್ತು ಆದ್ದರಿಂದ ಬಹುಶಃ ಶನಿಯ ನಿಜವಾದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಅವಧಿಯೊಂದಿಗೆ ನಿಖರವಾಗಿ ಹೊಂದಿಕೆಯಾಗುವುದಿಲ್ಲ, ಇದು 2010 ರ ಹೊತ್ತಿಗೆ ತಿಳಿದಿಲ್ಲ. ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನೊಳಗೆ ವಿಕಿರಣ ಪಟ್ಟಿಗಳಿವೆ, ಇವು ಹತ್ತಾರು ಮೆಗಾ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ವೋಲ್ಟ್ಗಳಷ್ಟು ಹೆಚ್ಚಿನ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಕಣಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಶಕ್ತಿಯುತ ಕಣಗಳು ಶನಿಯ ಒಳಗಿನ ಹಿಮಾವೃತ ಉಪಗ್ರಹಗಳ ಮೇಲ್ಮೈಗಳ ಮೇಲೆ ಗಮನಾರ್ಹ ಪ್ರಭಾವವನ್ನು ಬೀರುತ್ತವೆ. ಶನಿಯ ಆಯಸ್ಕಾಂತಗೋಳವನ್ನು ವಾಯೇಜರ್ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯು 1980-1981 ನಲ್ಲಿ ಅಧ್ಯಯನ ಮಾಡಿತು. ಸೆಪ್ಟೆಂಬರ್ 2017 ರವರೆಗೆ ಇದು ಕ್ಯಾಸಿನಿ ಮಿಷನ್ನಿಂದ ನಡೆಯುತ್ತಿರುವ ತನಿಖೆಯ ವಿಷಯವಾಗಿತ್ತು, ಇದು 2004 ರಲ್ಲಿ ಆಗಮಿಸಿತು ಮತ್ತು ಗ್ರಹವನ್ನು ವೀಕ್ಷಿಸಲು 13 ವರ್ಷಗಳ ಕಾಲ ಕಳೆದಿದೆ. 1955ರಲ್ಲಿ ಗುರುಗ್ರಹದ ಡೀಕ್ಯಾಮೆಟ್ರಿಕ್ ರೇಡಿಯೋ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿದ ತಕ್ಷಣವೇ, ಶನಿನಿಂದ ಇದೇ ರೀತಿಯ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಲು ಪ್ರಯತ್ನಗಳನ್ನು ಮಾಡಲಾಯಿತು, ಆದರೆ ಅನಿಶ್ಚಿತ ಫಲಿತಾಂಶಗಳೊಂದಿಗೆ. ಶನಿಗ್ರಹವು ಆಂತರಿಕವಾಗಿ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುವ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವನ್ನು ಹೊಂದಿರಬಹುದು ಎಂಬುದಕ್ಕೆ ಮೊದಲ ಪುರಾವೆ 1974ರಲ್ಲಿ ಬಂದಿದ್ದು, ಸುಮಾರು 1 MHz ಆವರ್ತನದಲ್ಲಿ ಗ್ರಹದಿಂದ ದುರ್ಬಲವಾದ ರೇಡಿಯೋ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಲಾಗಿದೆ. ಈ ಮಧ್ಯಮ ತರಂಗ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯನ್ನು ಸುಮಾರು ಒಂದು ಅವಧಿಯೊಂದಿಗೆ ಸಮನ್ವಯಗೊಳಿಸಲಾಯಿತು, ಇದನ್ನು ಶನಿಯ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಅವಧಿ ಎಂದು ವ್ಯಾಖ್ಯಾನಿಸಲಾಯಿತು. ಅದೇನೇ ಇದ್ದರೂ, 1970ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ ಲಭ್ಯವಿದ್ದ ಪುರಾವೆಗಳು ತುಂಬಾ ಅನಿಶ್ಚಿತವಾಗಿದ್ದವು ಮತ್ತು ಕೆಲವು ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಶನಿಯು ಸಂಪೂರ್ಣವಾಗಿ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವನ್ನು ಹೊಂದಿಲ್ಲದಿರಬಹುದು ಎಂದು ಭಾವಿಸಿದ್ದರು, ಆದರೆ ಇತರರು ಗ್ರಹವು ಹೀಲಿಯೋಪಾಸನ್ನು ಮೀರಿ ಇರಬಹುದೆಂದು ಊಹಿಸಿದ್ದರು. ಸ್ಯಾಟರ್ನಿಯನ್ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಮೊದಲ ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ಪತ್ತೆಹಚ್ಚುವಿಕೆಯನ್ನು ಸೆಪ್ಟೆಂಬರ್ 1,1979 ರಂದು ಮಾತ್ರ ಮಾಡಲಾಯಿತು, ಅದನ್ನು ಪಯೋನಿಯರ್ 11 ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆ ಹಾದುಹೋದಾಗ, ಅದರ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಬಲವನ್ನು ನೇರವಾಗಿ ಅಳೆಯಲಾಯಿತು. ರಚನೆ ಆಂತರಿಕ ಕ್ಷೇತ್ರ ಗುರುಗ್ರಹದ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದಂತೆ, ಶನಿಯನ್ನು ಅದರ ಹೊರಗಿನ ಮಧ್ಯಭಾಗದಲ್ಲಿ ಪರಿಚಲನೆಯಲ್ಲಿರುವ ದ್ರವ ಲೋಹೀಯ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಪದರದೊಳಗೆ ದ್ರವ ಡೈನಮೋದಿಂದ ರಚಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಭೂಮಿಯಂತೆಯೇ, ಶನಿಯ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಬಹುಪಾಲು ದ್ವಿಧ್ರುವವಾಗಿದ್ದು, ಉತ್ತರ ಮತ್ತು ದಕ್ಷಿಣ ಧ್ರುವಗಳು ಒಂದೇ ಕಾಂತೀಯ ಅಕ್ಷದ ತುದಿಯಲ್ಲಿವೆ. ಶನಿಯ ಮೇಲೆ, ಗುರುಗ್ರಹದಂತೆಯೇ, ಉತ್ತರ ಕಾಂತೀಯ ಧ್ರುವವು ಉತ್ತರ ಗೋಳಾರ್ಧದಲ್ಲಿದೆ ಮತ್ತು ದಕ್ಷಿಣ ಕಾಂತೀಯ ಧ್ರುವವು ದಕ್ಷಿಣ ಗೋಳಾರ್ಧದಲ್ಲಿದೆ, ಆದ್ದರಿಂದ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ರೇಖೆಗಳು ಉತ್ತರ ಧ್ರುವದಿಂದ ಮತ್ತು ದಕ್ಷಿಣ ಧ್ರುವದ ಕಡೆಗೆ ಸೂಚಿಸುತ್ತವೆ. ಉತ್ತರ ಕಾಂತೀಯ ಧ್ರುವವು ದಕ್ಷಿಣ ಗೋಳಾರ್ಧದಲ್ಲಿ ಇರುವ ಭೂಮಿಗೆ ಹೋಲಿಸಿದರೆ ಇದು ವ್ಯತಿರಿಕ್ತವಾಗಿದೆ. ಶನಿಯ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಚತುರ್ಭುಜ, ಆಕ್ಟುಪೋಲ್ ಮತ್ತು ಹೆಚ್ಚಿನ ಘಟಕಗಳನ್ನು ಸಹ ಹೊಂದಿದೆ, ಆದರೂ ಅವು ದ್ವಿಧ್ರುವಿಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ದುರ್ಬಲವಾಗಿವೆ. ಶನಿಯ ಸಮಭಾಜಕದಲ್ಲಿರುವ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಬಲವು ಸುಮಾರು 21 μT (0.01 G) ಆಗಿದೆ, ಇದು ಸುಮಾರು 4.6 T·m3 ನ ದ್ವಿಧ್ರುವ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷಣಕ್ಕೆ ಅನುರೂಪವಾಗಿದೆ. ಇದು ಶನಿಯ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವನ್ನು ಭೂಮಿಗಿಂತ ಸ್ವಲ್ಪ ದುರ್ಬಲಗೊಳಿಸುತ್ತದೆ; ಆದಾಗ್ಯೂ, ಅದರ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷಣವು ಸುಮಾರು 580 ಪಟ್ಟು ದೊಡ್ಡದಾಗಿದೆ. ಶನಿಯ ಕಾಂತೀಯ ದ್ವಿಧ್ರುವವು ಅದರ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಅಕ್ಷದೊಂದಿಗೆ ಕಟ್ಟುನಿಟ್ಟಾಗಿ ಜೋಡಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿದೆ, ಅಂದರೆ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಅನನ್ಯವಾಗಿ ಹೆಚ್ಚು ಅಕ್ಷಸಮಮಿತಿಯಾಗಿದೆ. ದ್ವಿಧ್ರುವಿಯು ಶನಿಯ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಅಕ್ಷದ ಉದ್ದಕ್ಕೂ ಉತ್ತರ ಧ್ರುವದ ಕಡೆಗೆ ಸ್ವಲ್ಪಮಟ್ಟಿಗೆ ಸ್ಥಳಾಂತರಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ (0.037 R ನಿಂದ). ಶನಿಯ ಆಂತರಿಕ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಗಾತ್ರ ಮತ್ತು ಆಕಾರವು ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಹೊರಸೂಸಲ್ಪಟ್ಟ ಅಯಾನೀಕರಿಸಿದ ಕಣಗಳ ಪ್ರವಾಹವಾದ ಸೌರ ಮಾರುತವನ್ನು ಅದರ ಮೇಲ್ಮೈಯಿಂದ ದೂರ ತಿರುಗಿಸುತ್ತದೆ, ಇದು ಅದರ ವಾತಾವರಣದೊಂದಿಗೆ ನೇರವಾಗಿ ಸಂವಹನ ನಡೆಸುವುದನ್ನು ತಡೆಯುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಬದಲಿಗೆ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಪಿಯರ್ ಎಂದು ಕರೆಯಲ್ಪಡುವ ತನ್ನದೇ ಆದ ಪ್ರದೇಶವನ್ನು ರಚಿಸುತ್ತದೆ, ಇದು ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದಿಂದ ಕೂಡಿದೆ. ಶನಿಗ್ರಹವು ಗುರುಗ್ರಹದ ನಂತರ ಸೌರವ್ಯೂಹದಲ್ಲಿ ಎರಡನೇ ಅತಿದೊಡ್ಡ ಆಯಸ್ಕಾಂತಗೋಳವಾಗಿದೆ. ಭೂಮಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಂತೆ, ಸೌರ ಮಾರುತದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾವನ್ನು ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನೊಳಗಿಂದ ಬೇರ್ಪಡಿಸುವ ಗಡಿಯನ್ನು ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಪಾಸ್ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಉಪ-ಸೌರ ಬಿಂದುವಿನಲ್ಲಿ ಗ್ರಹದ ಕೇಂದ್ರದಿಂದ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಪಾಸ್ ದೂರವು 16 ರಿಂದ 27 ರೂಗಳವರೆಗೆ ವ್ಯಾಪಕವಾಗಿ ಬದಲಾಗುತ್ತದೆ (ರೂ = 60,330 ಕಿ. ಮೀ. ಎಂಬುದು ಶನಿಯ ಸಮಭಾಜಕ ತ್ರಿಜ್ಯವಾಗಿದೆ). ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಪಾಸ್ನ ಸ್ಥಾನವು ಸೌರ ಮಾರುತದಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಒತ್ತಡವನ್ನು ಅವಲಂಬಿಸಿರುತ್ತದೆ, ಇದು ಸೌರ ಚಟುವಟಿಕೆಯನ್ನು ಅವಲಂಬಿಸಿರುತ್ತದೆ. ಸರಾಸರಿ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಪಾಸ್ ಸ್ಟ್ಯಾಂಡ್ಆಫ್ ದೂರವು ಸುಮಾರು 22 ರೂ. ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಪಾಸ್ನ ಮುಂದೆ (ಗ್ರಹದಿಂದ ಸುಮಾರು 27 ರೂಗಳ ದೂರದಲ್ಲಿ) ಬೋ ಶಾಕ್ ಇದೆ, ಇದು ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನೊಂದಿಗಿನ ಘರ್ಷಣೆಯಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಸೌರ ಮಾರುತದಲ್ಲಿ ಎಚ್ಚರದಂತಹ ಅಡಚಣೆಯಾಗಿದೆ. ಬೋ ಶಾಕ್ ಮತ್ತು ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಪಾಸ್ನ ನಡುವಿನ ಪ್ರದೇಶವನ್ನು ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಶೀತ್ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಗ್ರಹದ ಎದುರು ಭಾಗದಲ್ಲಿ, ಸೌರ ಮಾರುತವು ಶನಿಯ ಆಯಸ್ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ ರೇಖೆಗಳನ್ನು ಉದ್ದವಾದ, ಹಿಂಬಾಲಿಸುವ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಟೈಲ್ ಆಗಿ ವಿಸ್ತರಿಸುತ್ತದೆ, ಇದು ಎರಡು ಹಾಲೆಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುತ್ತದೆ, ಉತ್ತರದ ಹಾಲ್ನಲ್ಲಿನ ಆಯಸ್ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಶನಿಯ ಕಡೆಗೆ ಮತ್ತು ದಕ್ಷಿಣವು ಅದರ ಕಡೆಗೆ ತೋರಿಸುತ್ತದೆ. ಲೋಬ್ಗಳನ್ನು ಟೈಲ್ ಕರೆಂಟ್ ಶೀಟ್ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುವ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದ ತೆಳುವಾದ ಪದರದಿಂದ ಬೇರ್ಪಡಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಭೂಮಿಯಂತೆ, ಶನಿಯ ಬಾಲವು ಸೌರ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನ ಒಳ ಪ್ರದೇಶಗಳನ್ನು ಪ್ರವೇಶಿಸುವ ಒಂದು ಮಾರ್ಗವಾಗಿದೆ. ಗುರುಗ್ರಹದಂತೆಯೇ, ಬಾಲವು ಆಂತರಿಕ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರಿಕ್ ಮೂಲದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನನ್ನು ತೊರೆಯುವ ವಾಹಕವಾಗಿದೆ. ಬಾಲದಿಂದ ಒಳಗಿನ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ಗೆ ಚಲಿಸುವ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾವನ್ನು ಬಿಸಿಮಾಡಲಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಹಲವಾರು ವಿಕಿರಣ ಪಟ್ಟಿಗಳನ್ನು ರೂಪಿಸುತ್ತದೆ. ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ ಪ್ರದೇಶಗಳನ್ನು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ನಾಲ್ಕು ಪ್ರದೇಶಗಳಾಗಿ ವಿಂಗಡಿಸಲಾಗಿದೆ. ಶನಿಯ ಗ್ರಹಗಳ ಉಂಗುರಗಳೊಂದಿಗೆ ಸಹ-ನೆಲೆಗೊಂಡಿರುವ ಒಳಗಿನ ಪ್ರದೇಶವು, ಸುಮಾರು 3 ಆರ್ ಒಳಗೆ, ಕಟ್ಟುನಿಟ್ಟಾಗಿ ದ್ವಿಧ್ರುವೀಯ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. ಶನಿಯ ವಿಕಿರಣ ಪಟ್ಟಿಗಳು ಉಂಗುರಗಳ ಒಳಗೆ ಮತ್ತು ಹೊರಗೆ ಈ ಒಳಗಿನ ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿವೆಯಾದರೂ, ಇದು ರಿಂಗ್ ಕಣಗಳಿಂದ ಹೀರಿಕೊಳ್ಳಲ್ಪಡುವ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದಿಂದ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ರಹಿತವಾಗಿದೆ. 3 ಮತ್ತು 6 ಆರ್ಎಸ್ ನಡುವಿನ ಎರಡನೇ ಪ್ರದೇಶವು ತಂಪಾದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಟೋರಸ್ ಅನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಇದನ್ನು ಆಂತರಿಕ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಪಿಯರ್ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಇದು ಸ್ಯಾಟರ್ನಿಯನ್ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿ ಅತ್ಯಂತ ದಟ್ಟವಾದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ಟೋರಸ್ನಲ್ಲಿನ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಒಳಗಿನ ಹಿಮಾವೃತ ಉಪಗ್ರಹಗಳಿಂದ ಮತ್ತು ವಿಶೇಷವಾಗಿ ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ನಿಂದ ಹುಟ್ಟುತ್ತದೆ. ಈ ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿನ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವೂ ಸಹ ಬಹುಪಾಲು ದ್ವಿಧ್ರುವೀಯವಾಗಿದೆ. ಮೂರನೇ ಪ್ರದೇಶವು 6 ಮತ್ತು 12-14 ರೂಗಳ ನಡುವೆ ಇರುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಇದನ್ನು ಡೈನಾಮಿಕ್ ಮತ್ತು ಎಕ್ಸ್ಟೆಂಡೆಡ್ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಶೀಟ್ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಈ ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿನ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವು ವಿಸ್ತರಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿದೆ ಮತ್ತು ದ್ವಿಧ್ರುವೀಯವಾಗಿಲ್ಲ, ಆದರೆ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ತೆಳುವಾದ ಸಮಭಾಜಕ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಹಾಳೆಗೆ ಸೀಮಿತವಾಗಿದೆ. ನಾಲ್ಕನೇ ಅತ್ಯಂತ ಹೊರಗಿನ ಪ್ರದೇಶವು 15 ಆರ್ ಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ಅಕ್ಷಾಂಶಗಳಲ್ಲಿದೆ ಮತ್ತು ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಪಾಸ್ ಗಡಿಯವರೆಗೆ ಮುಂದುವರಿಯುತ್ತದೆ. ಇದು ಕಡಿಮೆ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಸಾಂದ್ರತೆ ಮತ್ತು ಸೌರ ಮಾರುತದಿಂದ ಬಲವಾಗಿ ಪ್ರಭಾವಿತವಾದ ದ್ವಿಧ್ರುವೀಯವಲ್ಲದ ಆಯಸ್ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದಿಂದ ನಿರೂಪಿತವಾಗಿದೆ. ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನ ಹೊರ ಭಾಗಗಳಲ್ಲಿ ಸರಿಸುಮಾರು 15-20 ಆರ್ಎಸ್ ಅನ್ನು ಮೀರಿ ಭೂಮಧ್ಯರೇಖೆಯ ಸಮತಲದ ಬಳಿಯ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಹೆಚ್ಚು ವಿಸ್ತರಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿದೆ ಮತ್ತು ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಡಿಸ್ಕ್ ಎಂಬ ಡಿಸ್ಕ್ ತರಹದ ರಚನೆಯನ್ನು ರೂಪಿಸುತ್ತದೆ. ಡಿಸ್ಕ್ ಹಗಲಿನ ವೇಳೆಯಲ್ಲಿ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಪಾಸ್ನವರೆಗೆ ಮುಂದುವರಿಯುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ರಾತ್ರಿಯ ಬದಿಯಲ್ಲಿ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಟೈಲ್ಗೆ ಪರಿವರ್ತನೆಯಾಗುತ್ತದೆ. ಸೂರ್ಯನ ಗಾಳಿಯಿಂದ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ ಸಂಕುಚಿತಗೊಂಡಾಗ ಹಗಲಿನ ಹತ್ತಿರ ಇದು ಇರುವುದಿಲ್ಲ, ಇದು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಪಾಸ್ನ ದೂರವು 23 ರೂ. ಗಿಂತ ಕಡಿಮೆಯಾದಾಗ ಸಂಭವಿಸುತ್ತದೆ. ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನ ರಾತ್ರಿಯ ಬದಿ ಮತ್ತು ಪಾರ್ಶ್ವಗಳಲ್ಲಿ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಡಿಸ್ಕ್ ಯಾವಾಗಲೂ ಇರುತ್ತದೆ. ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಡಿಸ್ಕ್ ಜೋವಿಯನ್ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಡಿಸ್ಕ್ನ ಚಿಕ್ಕ ಪ್ರತಿರೂಪವಾಗಿದೆ. ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಲ್ಲಿರುವ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಶೀಟ್ ಬೇರೆ ಯಾವುದೇ ತಿಳಿದಿರುವ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರದ ಬೌಲ್ನಂತಹ ಆಕಾರವನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. 2004ರಲ್ಲಿ ಕ್ಯಾಸಿನಿ ಆಗಮಿಸಿದಾಗ, ಉತ್ತರ ಗೋಳಾರ್ಧದಲ್ಲಿ ಚಳಿಗಾಲವಿತ್ತು. ಆಯಸ್ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ ಮತ್ತು ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಅಳತೆಗಳು ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಹಾಳೆಯು ವಕ್ರವಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ವಿಷುವವೃತ್ತದ ಸಮತಲದ ಉತ್ತರಕ್ಕೆ ದೈತ್ಯ ಬಟ್ಟಲಿನಂತೆ ಕಾಣುತ್ತದೆ ಎಂದು ಬಹಿರಂಗಪಡಿಸಿತು. ಅಂತಹ ಆಕಾರವು ಅನಿರೀಕ್ಷಿತವಾಗಿತ್ತು. ಡೈನಾಮಿಕ್ಸ್ ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ ಅನ್ನು ಚಾಲನೆ ಮಾಡುವ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳು ಭೂಮಿ ಮತ್ತು ಗುರುಗ್ರಹವನ್ನು ಚಾಲನೆ ಮಾಡುವ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳನ್ನು ಹೋಲುತ್ತವೆ. ಗುರುಗ್ರಹದ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಲ್ಲಿ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಕೋ-ರೊಟೇಷನ್ ಮತ್ತು ಅಯೋದಿಂದ ಮಾಸ್-ಲೋಡಿಂಗ್ ಪ್ರಾಬಲ್ಯವನ್ನು ಹೊಂದಿರುವಂತೆಯೇ, ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಲ್ಲಿ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಕೋ-ರೊಟೇಷನ್ ಮತ್ತು ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ನಿಂದ ಮಾಸ್-ಲೋಡಿಂಗ್ ಪ್ರಾಬಲ್ಯವನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ ಗಾತ್ರದಲ್ಲಿ ತುಂಬಾ ಚಿಕ್ಕದಾಗಿದೆ, ಆದರೆ ಅದರ ಒಳಗಿನ ಪ್ರದೇಶವು ಅದನ್ನು ಗಂಭೀರವಾಗಿ ವಿಸ್ತರಿಸಲು ಮತ್ತು ದೊಡ್ಡ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಡಿಸ್ಕ್ ಅನ್ನು ರಚಿಸಲು ತುಂಬಾ ಕಡಿಮೆ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ಇದರರ್ಥ ಇದು ಸೌರ ಮಾರುತದಿಂದ ಹೆಚ್ಚು ಬಲವಾಗಿ ಪ್ರಭಾವಿತವಾಗಿದೆ, ಮತ್ತು ಭೂಮಿಯ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದಂತೆ, ಅದರ ಚಲನಶಾಸ್ತ್ರವು ಡಂಗೀ ಚಕ್ರದಂತೆಯೇ ಗಾಳಿಯೊಂದಿಗೆ ಮರುಸಂಪರ್ಕದಿಂದ ಪ್ರಭಾವಿತವಾಗಿದೆ. ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನ ಮತ್ತೊಂದು ವಿಶಿಷ್ಟ ಲಕ್ಷಣವೆಂದರೆ ಗ್ರಹದ ಸುತ್ತಲೂ ಹೆಚ್ಚಿನ ಪ್ರಮಾಣದ ತಟಸ್ಥ ಅನಿಲ. ಕ್ಯಾಸಿನಿಯ ನೇರಳಾತೀತ ವೀಕ್ಷಣೆಯಿಂದ ಬಹಿರಂಗವಾದಂತೆ, ಗ್ರಹವು ಹೈಡ್ರೋಜನ್, ನೀರಿನ ಆವಿ ಮತ್ತು ಹೈಡ್ರಾಕ್ಸಿಲ್ನಂತಹ ಅವುಗಳ ವಿಯೋಜನೆಯ ಉತ್ಪನ್ನಗಳ ದೊಡ್ಡ ಮೋಡದಿಂದ ಆವೃತವಾಗಿದೆ, ಇದು ಶನಿಯ 45 ರೂಗಳವರೆಗೆ ವಿಸ್ತರಿಸಿದೆ. ಆಂತರಿಕ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಲ್ಲಿ ನ್ಯೂಟ್ರಲ್ಗಳು ಮತ್ತು ಅಯಾನುಗಳ ಅನುಪಾತವು ಸುಮಾರು 60 ಆಗಿದೆ ಮತ್ತು ಇದು ಹೊರಗಿನ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ, ಅಂದರೆ ಇಡೀ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನ ಪರಿಮಾಣವು ತುಲನಾತ್ಮಕವಾಗಿ ದಟ್ಟವಾದ ದುರ್ಬಲ ಅಯಾನೀಕೃತ ಅನಿಲದಿಂದ ತುಂಬಿರುತ್ತದೆ. ಉದಾಹರಣೆಗೆ, ಇದು ಗುರುಗ್ರಹ ಅಥವಾ ಭೂಮಿಯಿಂದ ಭಿನ್ನವಾಗಿದೆ, ಅಲ್ಲಿ ಅಯಾನುಗಳು ತಟಸ್ಥ ಅನಿಲದ ಮೇಲೆ ಪ್ರಾಬಲ್ಯ ಸಾಧಿಸುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರಿಕ್ ಡೈನಾಮಿಕ್ಸ್ಗೆ ಪರಿಣಾಮಗಳನ್ನು ಬೀರುತ್ತವೆ. ಪ್ರೋಟಾನ್ಗಳು ಮತ್ತು ಸಾರಜನಕ ಅಯಾನುಗಳು (N +) ಇದ್ದರೂ, ಶನಿಯ ಆಂತರಿಕ ಕಾಂತೀಯಗೋಳದಲ್ಲಿನ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಸಂಯೋಜನೆಯು ನೀರಿನ ಗುಂಪು ಅಯಾನುಗಳಿಂದ ಪ್ರಾಬಲ್ಯ ಹೊಂದಿದೆಃ O +, H2O +, OH + ಮತ್ತು ಇತರರು, ಹೈಡ್ರೋನಿಯಂ ಅಯಾನು (H3O +), HO2 + ಮತ್ತು O2 +. ನೀರಿನ ಮುಖ್ಯ ಮೂಲವೆಂದರೆ ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್, ಇದು ಅದರ ದಕ್ಷಿಣ ಧ್ರುವದ ಬಳಿಯಿರುವ ಗೀಸರ್ಗಳಿಂದ 300-600 ಕೆಜಿ/ಸೆ ನೀರಿನ ಆವಿಯನ್ನು ಬಿಡುಗಡೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಬಿಡುಗಡೆಯಾದ ನೀರು ಮತ್ತು ಹೈಡ್ರಾಕ್ಸಿಲ್ (ಒಹೆಚ್) ರಾಡಿಕಲ್ಗಳು (ನೀರಿನ ವಿಯೋಜನೆಯ ಉತ್ಪನ್ನ) ಚಂದ್ರನ ಕಕ್ಷೆಯ ಸುತ್ತಲೂ 4 ಆರ್ ನಲ್ಲಿ ದಪ್ಪವಾದ ಟೋರಸ್ ಅನ್ನು ರೂಪಿಸುತ್ತವೆ, ಪ್ರತಿ ಘನ ಸೆಂಟಿಮೀಟರ್ಗೆ 10,000 ಅಣುಗಳವರೆಗೆ ಸಾಂದ್ರತೆ ಇರುತ್ತದೆ. ಈ ನೀರಿನ ಕನಿಷ್ಠ 100 ಕೆಜಿ/ಸೆ ಅಂತಿಮವಾಗಿ ಅಯಾನೀಕರಿಸಲ್ಪಡುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಸಹ-ತಿರುಗುವ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರಿಕ್ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾಕ್ಕೆ ಸೇರಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಶನಿಗ್ರಹದ ಉಂಗುರಗಳು ಮತ್ತು ಇತರ ಹಿಮಾವೃತ ಉಪಗ್ರಹಗಳು ನೀರಿನ ಗುಂಪಿನ ಅಯಾನುಗಳ ಹೆಚ್ಚುವರಿ ಮೂಲಗಳಾಗಿವೆ. ಕ್ಯಾಸಿನಿ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯು ಆಂತರಿಕ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಲ್ಲಿ ಸಣ್ಣ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಎನ್ + ಅಯಾನುಗಳನ್ನು ಸಹ ಗಮನಿಸಿದೆ, ಇದು ಬಹುಶಃ ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ನಿಂದಲೂ ಹುಟ್ಟುತ್ತದೆ. ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನ ಹೊರ ಭಾಗಗಳಲ್ಲಿ ಪ್ರಬಲ ಅಯಾನುಗಳು ಪ್ರೋಟಾನ್ಗಳಾಗಿವೆ, ಅವು ಸೌರ ಗಾಳಿ ಅಥವಾ ಶನಿಯ ಅಯಾನುಗೋಳದಿಂದ ಹುಟ್ಟುತ್ತವೆ. ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಪಾಸ್ ಗಡಿಯ ಸಮೀಪದಲ್ಲಿ 20 ಆರ್ ನಲ್ಲಿ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವ ಟೈಟಾನ್, ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದ ಗಮನಾರ್ಹ ಮೂಲವಲ್ಲ. ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನ ಒಳಭಾಗದಲ್ಲಿರುವ ತುಲನಾತ್ಮಕವಾಗಿ ತಂಪಾದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ, 3 ಆರ್ಎಸ್ ಒಳಗೆ (ಉಂಗುರಗಳ ಬಳಿ) ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಒ + ಮತ್ತು ಒ 2 + ಅಯಾನುಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ಅಲ್ಲಿ ಅಯಾನುಗಳು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳೊಂದಿಗೆ ಸೇರಿ ಸ್ಯಾಟರ್ನಿಯನ್ ಉಂಗುರಗಳನ್ನು ಸುತ್ತುವರೆದಿರುವ ಅಯಾನುಗೋಳವನ್ನು ರೂಪಿಸುತ್ತವೆ. ಗುರು ಮತ್ತು ಶನಿ ಎರಡಕ್ಕೂ, ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನ ಒಳಗಿನಿಂದ ಹೊರಗಿನ ಭಾಗಗಳಿಗೆ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದ ಸಾಗಣೆಯು ವಿನಿಮಯ ಅಸ್ಥಿರತೆಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದೆ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆ. ಶನಿಯ ಸಂದರ್ಭದಲ್ಲಿ, ಚಾರ್ಜ್ ವಿನಿಮಯವು ಹಿಂದಿನ ಬಿಸಿ ಅಯಾನುಗಳಿಂದ ಆಂತರಿಕ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಲ್ಲಿನ ತಟಸ್ಥ ಅನಿಲಗಳಿಗೆ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ವರ್ಗಾಯಿಸಲು ಅನುಕೂಲ ಮಾಡಿಕೊಡುತ್ತದೆ. ನಂತರ, ಈ ಹೊಸದಾಗಿ ತಂಪಾದ, ನೀರು-ಸಮೃದ್ಧವಾದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದಿಂದ ತುಂಬಿದ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟಿಕ್ ಫ್ಲಕ್ಸ್ ಟ್ಯೂಬ್ಗಳು ಹೊರಗಿನ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಿಂದ ಬರುವ ಬಿಸಿ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದಿಂದ ತುಂಬಿದ ಫ್ಲಕ್ಸ್ ಟ್ಯೂಬ್ಗಳೊಂದಿಗೆ ಪರಸ್ಪರ ವಿನಿಮಯಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಅಸ್ಥಿರತೆಯು ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಮೇಲೆ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಕೇಂದ್ರಾಪಗಾಮಿ ಬಲದಿಂದ ಪ್ರೇರೇಪಿಸಲ್ಪಡುತ್ತದೆ. ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಟೈಲ್ನಲ್ಲಿ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಮರುಸಂಪರ್ಕಿಸಿದಾಗ ರೂಪುಗೊಂಡ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾಯ್ಡ್ಗಳಿಂದ ತಂಪಾದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾವನ್ನು ಅಂತಿಮವಾಗಿ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋ ಆವರಣದಿಂದ ತೆಗೆದುಹಾಕಲಾಗುತ್ತದೆ. ಪ್ಲಾಸ್ಮಾಯ್ಡ್ಗಳು ಬಾಲದ ಕೆಳಗೆ ಚಲಿಸುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಿಂದ ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಪುನಃ ಸಂಪರ್ಕ ಅಥವಾ ಸಬ್ಸ್ಟಾರ್ಮ್ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯು ಸೌರ ಗಾಳಿ ಮತ್ತು ಶನಿಯ ಅತಿದೊಡ್ಡ ಚಂದ್ರ ಟೈಟನ್ನ ನಿಯಂತ್ರಣದಲ್ಲಿದೆ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆ, ಇದು ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನ ಹೊರಗಿನ ಗಡಿಯ ಬಳಿ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತದೆ. ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಡಿಸ್ಕ್ ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿ, 6 ಆರ್ ಗಿಂತ ಮೀರಿ, ಸಹ-ತಿರುಗುವ ಹಾಳೆಯೊಳಗಿನ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಆಯಸ್ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಮೇಲೆ ಗಮನಾರ್ಹ ಕೇಂದ್ರಾಪಗಾಮಿ ಬಲವನ್ನು ಬೀರುತ್ತದೆ, ಇದರಿಂದಾಗಿ ಅದು ಹಿಗ್ಗುತ್ತದೆ. ಈ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಯು ಭೂಮಧ್ಯರೇಖೆಯ ಸಮತಲದಲ್ಲಿ ಪರಿಭ್ರಮಣದೊಂದಿಗೆ ಅಜಿಮುಥಲ್ ಆಗಿ ಹರಿಯುವ ಮತ್ತು ಗ್ರಹದಿಂದ 20 ಆರ್ ವರೆಗೆ ವಿಸ್ತರಿಸುವ ಪ್ರವಾಹವನ್ನು ಸೃಷ್ಟಿಸುತ್ತದೆ. ಈ ಪ್ರವಾಹದ ಒಟ್ಟು ಬಲವು 8 ರಿಂದ 17 ಎಂಎ ವರೆಗೆ ಬದಲಾಗುತ್ತದೆ. ಸ್ಯಾಟರ್ನಿಯನ್ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಲ್ಲಿನ ರಿಂಗ್ ಪ್ರವಾಹವು ಹೆಚ್ಚು ವ್ಯತ್ಯಾಸಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಸೌರ ಮಾರುತದ ಒತ್ತಡವನ್ನು ಅವಲಂಬಿಸಿರುತ್ತದೆ, ಒತ್ತಡವು ದುರ್ಬಲವಾಗಿದ್ದಾಗ ಬಲವಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಈ ಪ್ರವಾಹಕ್ಕೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷಣವು (ಸುಮಾರು 10 ಎನ್. ಟಿ. ಯಿಂದ) ಆಂತರಿಕ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಲ್ಲಿನ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವನ್ನು ಕುಗ್ಗಿಸುತ್ತದೆ, ಆದಾಗ್ಯೂ ಇದು ಗ್ರಹದ ಒಟ್ಟು ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷಣವನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನ ಗಾತ್ರವನ್ನು ದೊಡ್ಡದಾಗಿಸುತ್ತದೆ. ಆರೋರಾ ಶನಿಯು ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ಧ್ರುವೀಯ ಅರೋರೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ, ಇವು ನೇರಳಾತೀತ, ಗೋಚರ ಮತ್ತು ಅತಿಗೆಂಪು ಬೆಳಕಿನಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುತ್ತವೆ. ಅರೋರೆಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಗ್ರಹದ ಧ್ರುವಗಳನ್ನು ಸುತ್ತುವರೆದಿರುವ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ನಿರಂತರ ವೃತ್ತಗಳಂತೆ (ಅಂಡಾಕಾರಗಳು) ಕಾಣುತ್ತವೆ. ಅರೋರಲ್ ಅಂಡಾಕಾರಗಳ ಅಕ್ಷಾಂಶವು 70-80 ° ವ್ಯಾಪ್ತಿಯಲ್ಲಿ ಬದಲಾಗುತ್ತದೆ; ಸರಾಸರಿ ಸ್ಥಾನವು ದಕ್ಷಿಣ ಅರೋರಾದದ್ದಾಗಿದ್ದರೆ, ಉತ್ತರ ಅರೋರಾವು ಧ್ರುವಕ್ಕೆ ಸುಮಾರು 1.5° ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿದೆ. ಕಾಲಕಾಲಕ್ಕೆ ಅರೋರಾ ಅಂಡಾಕಾರದ ಬದಲು ಸುರುಳಿಯಾಕಾರದ ಆಕಾರವನ್ನು ಪಡೆಯಬಹುದು. ಈ ಸಂದರ್ಭದಲ್ಲಿ ಇದು ಮಧ್ಯರಾತ್ರಿಯ ಸಮೀಪದಲ್ಲಿ ಸುಮಾರು 80° ಅಕ್ಷಾಂಶದಲ್ಲಿ ಪ್ರಾರಂಭವಾಗುತ್ತದೆ, ನಂತರ ಅದರ ಅಕ್ಷಾಂಶವು ಮುಂಜಾನೆ ಮತ್ತು ಹಗಲಿನ ವಲಯಗಳಲ್ಲಿ (ಅಪ್ರದಕ್ಷಿಣಾಕಾರದಲ್ಲಿ) ಮುಂದುವರೆದಂತೆ 70°ನಷ್ಟು ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತದೆ. ಮುಸ್ಸಂಜೆಯ ವಲಯದಲ್ಲಿ ಆರೋರಲ್ ಅಕ್ಷಾಂಶವು ಮತ್ತೆ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ, ಆದಾಗ್ಯೂ ಇದು ರಾತ್ರಿ ವಲಯಕ್ಕೆ ಮರಳಿದಾಗ ಅದು ಇನ್ನೂ ತುಲನಾತ್ಮಕವಾಗಿ ಕಡಿಮೆ ಅಕ್ಷಾಂಶವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ಬೆಳಗಿನ ಭಾಗಕ್ಕೆ ಸಂಪರ್ಕ ಹೊಂದಿರುವುದಿಲ್ಲ. ಗುರುಗ್ರಹಕ್ಕಿಂತ ಭಿನ್ನವಾಗಿ, ಶನಿಯ ಮುಖ್ಯ ಅರೋರಲ್ ಅಂಡಾಕಾರಗಳು ಗ್ರಹದ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನ ಹೊರ ಭಾಗಗಳಲ್ಲಿ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದ ಸಹ-ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಸ್ಥಗಿತಕ್ಕೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿಲ್ಲ. ಶನಿಯ ಮೇಲಿರುವ ಅರೋರಾ ಸೌರ ಮಾರುತದ (ಡಂಗೀ ಸೈಕಲ್) ಪ್ರಭಾವದ ಅಡಿಯಲ್ಲಿ ಆಯಸ್ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಮರುಸಂಪರ್ಕಕ್ಕೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದೆ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆ, ಇದು ಅಯಾನುಗೋಳದಿಂದ ಮೇಲ್ಮುಖ ಪ್ರವಾಹವನ್ನು (ಸುಮಾರು 10 ಮಿಲಿಯನ್ ಆಂಪಿಯರ್ಗಳು) ಓಡಿಸುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಶನಿಯ ಧ್ರುವೀಯ ಉಷ್ಣವಲಯಕ್ಕೆ ಶಕ್ತಿಯುತ (1-10 KeV) ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳ ವೇಗವರ್ಧನೆ ಮತ್ತು ಮಳೆಗೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ. ಸ್ಯಾಟರ್ನಿಯನ್ ಅರೋರಾ ಭೂಮಿಯಂತೆಯೇ ಹೆಚ್ಚು ಹೋಲುತ್ತದೆ, ಅಲ್ಲಿ ಅವು ಸೌರ ಮಾರುತದಿಂದ ಕೂಡಿವೆ. ಅಂಡಾಕಾರಗಳು ಸ್ವತಃ ತೆರೆದ ಮತ್ತು ಮುಚ್ಚಿದ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ ರೇಖೆಗಳ ನಡುವಿನ ಗಡಿಗಳಿಗೆ ಅನುಗುಣವಾಗಿರುತ್ತವೆ-ಧ್ರುವದ ಕ್ಯಾಪ್ಗಳು ಎಂದು ಕರೆಯಲ್ಪಡುತ್ತವೆ, ಇವು ಧ್ರುವಗಳಿಂದ 10-15 ° ದೂರದಲ್ಲಿ ವಾಸಿಸುತ್ತವೆ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆ. ಶನಿಯ ಅರೋರೆಗಳು ಬಹಳವಾಗಿ ಬದಲಾಗುತ್ತವೆ. ಅವುಗಳ ಸ್ಥಳ ಮತ್ತು ಹೊಳಪು ಸೌರ ಮಾರುತದ ಒತ್ತಡವನ್ನು ಬಲವಾಗಿ ಅವಲಂಬಿಸಿರುತ್ತದೆಃ ಸೌರ ಮಾರುತದ ಒತ್ತಡವು ಹೆಚ್ಚಾದಾಗ ಅರೋರೆಗಳು ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಧ್ರುವಗಳಿಗೆ ಹತ್ತಿರವಾಗುತ್ತವೆ. ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ಆರೋರಲ್ ವೈಶಿಷ್ಟ್ಯಗಳು ಶನಿಯ 60-75% ಕೋನೀಯ ವೇಗದಲ್ಲಿ ತಿರುಗುವುದನ್ನು ಗಮನಿಸಲಾಗಿದೆ. ಕಾಲಕಾಲಕ್ಕೆ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ಲಕ್ಷಣಗಳು ಮುಖ್ಯ ಅಂಡಾಕಾರದ ಮುಂಜಾನೆಯ ವಲಯದಲ್ಲಿ ಅಥವಾ ಅದರ ಒಳಗೆ ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಅರೋರಾ ಹೊರಸೂಸುವ ಸರಾಸರಿ ಒಟ್ಟು ಶಕ್ತಿಯು ದೂರದ ನೇರಳಾತೀತದಲ್ಲಿ (80-170 nm) ಸುಮಾರು 50 GW ಮತ್ತು ವರ್ಣಪಟಲದ ಸಮೀಪದ-ಅತಿಗೆಂಪು (3-4 ಮೈಕ್ರಾನ್-H3 + ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆ) ಭಾಗಗಳಲ್ಲಿ 150-300 GW ಆಗಿದೆ. ಶನಿಯ ಕಿಲೋಮೀಟರ್ ವಿಕಿರಣವು ಶನಿಯ ಕಿಲೋಮೀಟರ್ ವಿಕಿರಣ (ಎಸ್ಕೆಆರ್) ಎಂದು ಕರೆಯಲ್ಪಡುವ ಬಲವಾದ ಕಡಿಮೆ ಆವರ್ತನದ ರೇಡಿಯೋ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯ ಮೂಲವಾಗಿದೆ. ಎಸ್ಕೆಆರ್ನ ಆವರ್ತನವು 10-1300 ಕಿಲೋಹರ್ಟ್ಝ್ (ಕೆಲವು ಕಿಲೋಮೀಟರ್ಗಳ ತರಂಗಾಂತರ) ವ್ಯಾಪ್ತಿಯಲ್ಲಿರುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಗರಿಷ್ಠ 400 ಕಿಲೋಹರ್ಟ್ಝ್ ಇರುತ್ತದೆ. ಈ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯ ಶಕ್ತಿಯು ಗ್ರಹದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯಿಂದ ಬಲವಾಗಿ ನಿಯಂತ್ರಿಸಲ್ಪಡುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಸೌರ ಮಾರುತದ ಒತ್ತಡದಲ್ಲಿನ ಬದಲಾವಣೆಗಳೊಂದಿಗೆ ಪರಸ್ಪರ ಸಂಬಂಧ ಹೊಂದಿದೆ. ಉದಾಹರಣೆಗೆ, 1981ರಲ್ಲಿ ವಾಯೇಜರ್ 2 ಹಾರಾಟದ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಗುರುಗ್ರಹದ ದೈತ್ಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಟೇಲ್ನಲ್ಲಿ ಶನಿಯನ್ನು ಮುಳುಗಿಸಿದಾಗ, ಎಸ್ಕೆಆರ್ ಶಕ್ತಿಯು ಬಹಳವಾಗಿ ಕಡಿಮೆಯಾಯಿತು ಅಥವಾ ಸಂಪೂರ್ಣವಾಗಿ ಸ್ಥಗಿತಗೊಂಡಿತು. ಶನಿಯ ಅರೋರಲ್ ಪ್ರದೇಶಗಳಿಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ ರೇಖೆಗಳ ಉದ್ದಕ್ಕೂ ಚಲಿಸುವ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳ ಸೈಕ್ಲೋಟ್ರಾನ್ ಮೇಸರ್ ಅಸ್ಥಿರತೆಯಿಂದ ಕಿಲೋಮೀಟರ್ ವಿಕಿರಣವು ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುತ್ತದೆ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆ. ಹೀಗಾಗಿ ಎಸ್ಕೆಆರ್ ಗ್ರಹದ ಧ್ರುವಗಳ ಸುತ್ತಲಿನ ಅರೋರಾಗಳಿಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದೆ. ವಿಕಿರಣವು ಸ್ವತಃ ವರ್ಣಪಟಲದ ಪ್ರಸರಣ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಗಳನ್ನು ಮತ್ತು 200 Hz ನಷ್ಟು ಕಿರಿದಾದ ಬ್ಯಾಂಡ್ವಿಡ್ತ್ಗಳೊಂದಿಗೆ ಕಿರಿದಾದ ಬ್ಯಾಂಡ್ ಟೋನ್ಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದೆ. ಜೋವಿಯನ್ ಕಿಲೋಮೀಟರ್ ವಿಕಿರಣದಂತೆಯೇ ಆವರ್ತನ-ಸಮಯದ ಸಮತಲ ಚಾಪದಂತಹ ವೈಶಿಷ್ಟ್ಯಗಳನ್ನು ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಗಮನಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಎಸ್ಕೆಆರ್ನ ಒಟ್ಟು ಶಕ್ತಿಯು ಸುಮಾರು 1 ಗಿಗಾವ್ಯಾಟ್ ಆಗಿದೆ. ಗ್ರಹಗಳ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಮೂಲಕ ರೇಡಿಯೋ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯ ಸಮನ್ವಯವನ್ನು ಸಾಂಪ್ರದಾಯಿಕವಾಗಿ ದ್ರವದ ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹಗಳ ಒಳಭಾಗದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಅವಧಿಯನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಲು ಬಳಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಶನಿಯ ವಿಷಯದಲ್ಲಿ, ಇದು ಅಸಾಧ್ಯವೆಂದು ತೋರುತ್ತದೆ, ಏಕೆಂದರೆ ಅವಧಿಯು ಹತ್ತಾರು ವರ್ಷಗಳ ಕಾಲಮಾನದಲ್ಲಿ ಬದಲಾಗುತ್ತದೆ. ವಾಯೇಜರ್ 1 ಮತ್ತು 2 ನಿಂದ ಅಳೆಯಲಾದ ರೇಡಿಯೋ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯ ಆವರ್ತಕತೆಯು 1980-1981 ನಲ್ಲಿ, ನಂತರ ಇದನ್ನು ಶನಿಯ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಅವಧಿಯಾಗಿ ಅಳವಡಿಸಿಕೊಳ್ಳಲಾಯಿತು. ಗೆಲಿಲಿಯೋ ಮತ್ತು ನಂತರ ಕ್ಯಾಸಿನಿ ಬೇರೆ ಮೌಲ್ಯವನ್ನು ನೀಡಿದಾಗ ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಆಶ್ಚರ್ಯಚಕಿತರಾದರು. ಹೆಚ್ಚುವರಿ ದೀರ್ಘಾವಧಿಯ ಪ್ರವೃತ್ತಿಯೊಂದಿಗೆ 20-30 ದಿನಗಳ ವಿಶಿಷ್ಟ ಸಮಯದ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಸಮನ್ವಯದ ಅವಧಿಯು ಶೇಕಡಾ 1 ರಷ್ಟು ಬದಲಾಗುತ್ತದೆ ಎಂದು ಹೆಚ್ಚಿನ ಅವಲೋಕನವು ಸೂಚಿಸಿದೆ. ಈ ಅವಧಿ ಮತ್ತು ಸೌರ ಮಾರುತದ ವೇಗದ ನಡುವೆ ಪರಸ್ಪರ ಸಂಬಂಧವಿದೆ, ಆದಾಗ್ಯೂ, ಈ ಬದಲಾವಣೆಯ ಕಾರಣಗಳು ನಿಗೂಢವಾಗಿಯೇ ಉಳಿದಿವೆ. ಒಂದು ಕಾರಣವೆಂದರೆ ಸ್ಯಾಟರ್ನಿಯನ್ ಸಂಪೂರ್ಣವಾಗಿ ಅಕ್ಷೀಯವಾಗಿ ಸಮ್ಮಿತೀಯ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರಿಕ್ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದ ಮೇಲೆ ಕಟ್ಟುನಿಟ್ಟಾದ ಕೊರೋಟೇಶನ್ ಅನ್ನು ವಿಧಿಸಲು ವಿಫಲವಾದರೆ ಅದು ಗ್ರಹಕ್ಕೆ ಹೋಲಿಸಿದರೆ ಜಾರಿಬೀಳುತ್ತದೆ. ಎಸ್ಕೆಆರ್ನ ವ್ಯತ್ಯಾಸದ ಅವಧಿ ಮತ್ತು ಗ್ರಹಗಳ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ನಡುವಿನ ನಿಖರವಾದ ಪರಸ್ಪರ ಸಂಬಂಧದ ಕೊರತೆಯು ಶನಿಯ ನಿಜವಾದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಅವಧಿಯನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಲು ಅಸಾಧ್ಯವಾಗಿಸುತ್ತದೆ. ಶನಿಯ ವಿಕಿರಣ ವಲಯಗಳು ತುಲನಾತ್ಮಕವಾಗಿ ದುರ್ಬಲ ವಿಕಿರಣ ವಲಯಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ, ಏಕೆಂದರೆ ಶಕ್ತಿಯುತ ಕಣಗಳನ್ನು ಗ್ರಹದ ಸುತ್ತ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವ ಚಂದ್ರರು ಮತ್ತು ಕಣಗಳು ಹೀರಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಅತ್ಯಂತ ದಟ್ಟವಾದ (ಮುಖ್ಯ) ವಿಕಿರಣ ಪಟ್ಟಿಯು ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ ಅನಿಲ ಟೋರಸ್ನ ಒಳ ಅಂಚಿನ ನಡುವೆ 3.5 ರೂ ಮತ್ತು ಎ ರಿಂಗ್ನ ಹೊರ ಅಂಚಿನ ನಡುವೆ 2.3 ರೂ. ಗಳಷ್ಟಿದೆ. ಇದು ನೂರಾರು ಕಿಲೋ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ವೋಲ್ಟ್ಗಳಿಂದ (ಕೆಇವಿ) ಹತ್ತಾರು ಮೆಗಾ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ವೋಲ್ಟ್ಗಳು (ಎಂಇವಿ) ಮತ್ತು ಪ್ರಾಯಶಃ ಇತರ ಅಯಾನುಗಳವರೆಗೆ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಪ್ರೋಟಾನ್ಗಳು ಮತ್ತು ಸಾಪೇಕ್ಷ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. 3. 5 ಆರ್ ಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಶಕ್ತಿಯುತ ಕಣಗಳು ತಟಸ್ಥ ಅನಿಲದಿಂದ ಹೀರಿಕೊಳ್ಳಲ್ಪಡುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಅವುಗಳ ಸಂಖ್ಯೆಯು ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತದೆ, ಆದಾಗ್ಯೂ ನೂರಾರು ಕೆಇವಿ ವ್ಯಾಪ್ತಿಯಲ್ಲಿ ಶಕ್ತಿಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಕಡಿಮೆ ಶಕ್ತಿಯುತ ಕಣಗಳು ಮತ್ತೆ 6 ಆರ್ ಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ-ಇವು ರಿಂಗ್ ಪ್ರವಾಹಕ್ಕೆ ಕೊಡುಗೆ ನೀಡುವ ಅದೇ ಕಣಗಳಾಗಿವೆ. ಮುಖ್ಯ ಬೆಲ್ಟ್ನಲ್ಲಿರುವ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳು ಬಹುಶಃ ಹೊರಗಿನ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ ಅಥವಾ ಸೌರ ಮಾರುತದಲ್ಲಿ ಹುಟ್ಟಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ, ಅಲ್ಲಿಂದ ಅವುಗಳನ್ನು ಪ್ರಸರಣದ ಮೂಲಕ ಸಾಗಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ನಂತರ ಅಡಿಯಾಬಾಟಿಕ್ ಆಗಿ ಬಿಸಿಮಾಡಲಾಗುತ್ತದೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಶಕ್ತಿಯುತ ಪ್ರೋಟಾನ್ಗಳು ಕಣಗಳ ಎರಡು ಸಮೂಹಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಸುಮಾರು 10 MeV ಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಶಕ್ತಿಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಮೊದಲ ಜನಸಂಖ್ಯೆಯು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳ ಅದೇ ಮೂಲವನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ, ಆದರೆ 20 MeV ಗೆ ಹತ್ತಿರವಿರುವ ಗರಿಷ್ಠ ಹರಿವನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಎರಡನೆಯದು ಶನಿಯ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿರುವ ಘನ ವಸ್ತುಗಳೊಂದಿಗೆ ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಕಿರಣಗಳ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಯಿಂದ ಉಂಟಾಗುತ್ತದೆ (ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ರೇ ಆಲ್ಬೆಡೋ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ಕೊಳೆತ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ-CRAND ಎಂದು ಕರೆಯಲ್ಪಡುತ್ತದೆ). ಶನಿಯ ಮುಖ್ಯ ವಿಕಿರಣ ವಲಯವು ಅಂತರಗ್ರಹ ಸೌರ ಮಾರುತದ ಅಡಚಣೆಗಳಿಂದ ಬಲವಾಗಿ ಪ್ರಭಾವಿತವಾಗಿದೆ. ಉಂಗುರಗಳ ಸಮೀಪವಿರುವ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನ ಒಳಗಿನ ಪ್ರದೇಶವು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಶಕ್ತಿಯುತ ಅಯಾನುಗಳು ಮತ್ತು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳಿಂದ ರಹಿತವಾಗಿರುತ್ತದೆ ಏಕೆಂದರೆ ಅವು ಉಂಗುರದ ಕಣಗಳಿಂದ ಹೀರಿಕೊಳ್ಳಲ್ಪಡುತ್ತವೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಶನಿಯು 2004 ರಲ್ಲಿ ಕ್ಯಾಸಿನಿ ಕಂಡುಹಿಡಿದ ಎರಡನೇ ವಿಕಿರಣ ಪಟ್ಟಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ ಮತ್ತು ಇದು ಅತ್ಯಂತ ಒಳಗಿನ ಡಿ ರಿಂಗ್ ಒಳಗೆ ಇದೆ. ಈ ಪಟ್ಟಿಯು ಬಹುಶಃ ಸಿ. ಆರ್. ಎ. ಎನ್. ಡಿ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯ ಮೂಲಕ ರೂಪುಗೊಂಡ ಶಕ್ತಿಯುತ ಆವೇಶದ ಕಣಗಳನ್ನು ಅಥವಾ ಮುಖ್ಯ ವಿಕಿರಣ ಪಟ್ಟಿಯಿಂದ ಬರುವ ಅಯಾನೀಕೃತ ಶಕ್ತಿಯುತ ತಟಸ್ಥ ಪರಮಾಣುಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುತ್ತದೆ. ಸ್ಯಾಟರ್ನಿಯನ್ ವಿಕಿರಣ ಪಟ್ಟಿಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಗುರುಗ್ರಹಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ದುರ್ಬಲವಾಗಿರುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಹೆಚ್ಚು ಮೈಕ್ರೋವೇವ್ ವಿಕಿರಣವನ್ನು ಹೊರಸೂಸುವುದಿಲ್ಲ (ಕೆಲವು ಗಿಗಾಹರ್ಟ್ಜ್ ಆವರ್ತನದೊಂದಿಗೆ). ಅವುಗಳ ಡೆಸಿಮೆಟ್ರಿಕ್ ರೇಡಿಯೋ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯನ್ನು (ಡಿಐಎಂ) ಭೂಮಿಯಿಂದ ಪತ್ತೆಹಚ್ಚುವುದು ಅಸಾಧ್ಯವೆಂದು ಅಂದಾಜುಗಳು ತೋರಿಸುತ್ತವೆ. ಎಂದಿಗೂ ಹೆಚ್ಚಿನ ಶಕ್ತಿಯ ಕಣಗಳು ಹಿಮಾವೃತ ಉಪಗ್ರಹಗಳ ಮೇಲ್ಮೈಗಳ ಹವಾಮಾನವನ್ನು ಉಂಟುಮಾಡುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಅವುಗಳಿಂದ ನೀರು, ನೀರಿನ ಉತ್ಪನ್ನಗಳು ಮತ್ತು ಆಮ್ಲಜನಕವನ್ನು ಚೆಲ್ಲಾಪಿಲ್ಲಿಯಾಗಿ ಹರಡುತ್ತವೆ. ವಲಯಗಳು ಮತ್ತು ಉಪಗ್ರಹಗಳೊಂದಿಗಿನ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆ ಉಪಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ವಲಯ ಕಣಗಳು ಸೇರಿದಂತೆ ಶನಿಯ ಸುತ್ತ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವ ಘನ ಕಾಯಗಳ ಹೇರಳವಾದ ಸಂಖ್ಯೆಯು ಶನಿಯ ಆಯಸ್ಕಾಂತಗೋಳದ ಮೇಲೆ ಬಲವಾದ ಪ್ರಭಾವವನ್ನು ಬೀರುತ್ತದೆ. ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಲ್ಲಿನ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಗ್ರಹದೊಂದಿಗೆ ಸಹ-ತಿರುಗುತ್ತದೆ, ನಿಧಾನವಾಗಿ ಚಲಿಸುವ ಉಪಗ್ರಹಗಳ ಹಿಂಭಾಗದ ಅರ್ಧಗೋಳಗಳ ಮೇಲೆ ನಿರಂತರವಾಗಿ ಪ್ರಭಾವ ಬೀರುತ್ತದೆ. ವರ್ತುಲ ಕಣಗಳು ಮತ್ತು ಬಹುಪಾಲು ಉಪಗ್ರಹಗಳು ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಮತ್ತು ಶಕ್ತಿಯುತ ಚಾರ್ಜ್ಡ್ ಕಣಗಳನ್ನು ಮಾತ್ರ ನಿಷ್ಕ್ರಿಯವಾಗಿ ಹೀರಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆಯಾದರೂ, ಮೂರು ಉಪಗ್ರಹಗಳಾದ ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್, ಡಯೋನ್ ಮತ್ತು ಟೈಟಾನ್ ಹೊಸ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದ ಪ್ರಮುಖ ಮೂಲಗಳಾಗಿವೆ. ಶಕ್ತಿಯುತ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳು ಮತ್ತು ಅಯಾನುಗಳ ಹೀರಿಕೊಳ್ಳುವಿಕೆಯು ಚಂದ್ರನ ಕಕ್ಷೆಗಳ ಬಳಿ ಶನಿಯ ವಿಕಿರಣ ಪಟ್ಟಿಗಳಲ್ಲಿನ ಗಮನಾರ್ಹ ಅಂತರಗಳಿಂದ ತನ್ನನ್ನು ತಾನು ಬಹಿರಂಗಪಡಿಸುತ್ತದೆ, ಆದರೆ ಶನಿಯ ದಟ್ಟವಾದ ಉಂಗುರಗಳು 2.2 ಆರ್ಎಸ್ಗಿಂತ ಹತ್ತಿರವಿರುವ ಎಲ್ಲಾ ಶಕ್ತಿಯುತ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳು ಮತ್ತು ಅಯಾನುಗಳನ್ನು ತೆಗೆದುಹಾಕುತ್ತವೆ, ಇದು ಗ್ರಹದ ಸಮೀಪದಲ್ಲಿ ಕಡಿಮೆ ವಿಕಿರಣ ವಲಯವನ್ನು ಸೃಷ್ಟಿಸುತ್ತದೆ. ಚಂದ್ರನಿಂದ ಸಹ-ತಿರುಗುವ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದ ಹೀರಿಕೊಳ್ಳುವಿಕೆಯು ಅದರ ಖಾಲಿ ಹಿನ್ನೆಲೆಯಲ್ಲಿ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವನ್ನು ತೊಂದರೆಗೊಳಿಸುತ್ತದೆ-ಕ್ಷೇತ್ರವನ್ನು ಚಂದ್ರನ ಕಡೆಗೆ ಎಳೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ, ಇದು ಹತ್ತಿರದ ಹಿನ್ನೆಲೆಯಲ್ಲಿ ಬಲವಾದ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಪ್ರದೇಶವನ್ನು ಸೃಷ್ಟಿಸುತ್ತದೆ. ಮೇಲೆ ತಿಳಿಸಲಾದ ಮೂರು ಉಪಗ್ರಹಗಳು ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ಗೆ ಹೊಸ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾವನ್ನು ಸೇರಿಸುತ್ತವೆ. ಇಲ್ಲಿಯವರೆಗೆ ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಬಲವಾದ ಮೂಲವೆಂದರೆ ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್, ಇದು ಅದರ ದಕ್ಷಿಣ ಧ್ರುವ ಪ್ರದೇಶದ ಬಿರುಕುಗಳ ಮೂಲಕ ನೀರಿನ ಆವಿ, ಇಂಗಾಲದ ಡೈಆಕ್ಸೈಡ್ ಮತ್ತು ಸಾರಜನಕದ ಕಾರಂಜಿಗಳನ್ನು ಹೊರಹಾಕುತ್ತದೆ. ಈ ಅನಿಲದ ಒಂದು ಭಾಗವು ಬಿಸಿ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳು ಮತ್ತು ಸೌರ ನೇರಳಾತೀತ ವಿಕಿರಣದಿಂದ ಅಯಾನೀಕರಿಸಲ್ಪಡುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಸಹ-ತಿರುಗುವ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಹರಿವಿಗೆ ಸೇರಿಸಲ್ಪಡುತ್ತದೆ. ಶನಿಗ್ರಹದ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಲ್ಲಿ, ವಿಶೇಷವಾಗಿ ಸಾರಜನಕದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದ ಪ್ರಮುಖ ಮೂಲ ಟೈಟಾನ್ ಎಂದು ಒಂದು ಕಾಲದಲ್ಲಿ ಭಾವಿಸಲಾಗಿತ್ತು. 2004-2008 ನಲ್ಲಿ ಕ್ಯಾಸಿನಿ ಪಡೆದ ಹೊಸ ದತ್ತಾಂಶವು ಇದು ಸಾರಜನಕದ ಗಮನಾರ್ಹ ಮೂಲವಲ್ಲ ಎಂದು ದೃಢಪಡಿಸಿತು, ಆದರೂ ಇದು ಇನ್ನೂ ಗಮನಾರ್ಹ ಪ್ರಮಾಣದ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಅನ್ನು ಒದಗಿಸಬಹುದು (ಮೀಥೇನ್ ವಿಭಜನೆಯಿಂದಾಗಿ). ಡಯೋನ್ ಇದು ಹೀರಿಕೊಳ್ಳುವುದಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಹೊಸ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾವನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುವ ಮೂರನೇ ಚಂದ್ರ. ಅದರ ಸಮೀಪದಲ್ಲಿ ಸೃಷ್ಟಿಯಾದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು (ಸುಮಾರು 6 ಗ್ರಾಂ/ಸೆ) ಸುಮಾರು 1/300 ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ ಹತ್ತಿರದಷ್ಟಿದೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಈ ಕಡಿಮೆ ಮೌಲ್ಯವನ್ನು ಅದರ ಹಿಮಾವೃತ ಮೇಲ್ಮೈಯನ್ನು ಶಕ್ತಿಯುತ ಕಣಗಳಿಂದ ಚಿಮ್ಮಿಸುವ ಮೂಲಕ ಮಾತ್ರ ವಿವರಿಸಲಾಗುವುದಿಲ್ಲ, ಇದು ಡಯೋನ್ ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ನಂತೆ ಅಂತರ್ಜನಾಂಗೀಯವಾಗಿ ಸಕ್ರಿಯವಾಗಿದೆ ಎಂದು ಸೂಚಿಸಬಹುದು. ಹೊಸ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾವನ್ನು ಸೃಷ್ಟಿಸುವ ಉಪಗ್ರಹಗಳು ತಮ್ಮ ಸುತ್ತಮುತ್ತಲಿನ ಸಹ-ತಿರುಗುವ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದ ಚಲನೆಯನ್ನು ನಿಧಾನಗೊಳಿಸುತ್ತವೆ, ಇದು ಅವುಗಳ ಮುಂದೆ ಆಯಸ್ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ ರೇಖೆಗಳ ರಾಶಿಗೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಅವುಗಳ ಎಚ್ಚರದಲ್ಲಿ ಕ್ಷೇತ್ರವು ದುರ್ಬಲಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ-ಅವುಗಳ ಸುತ್ತಲಿನ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಆವರಿಸುತ್ತದೆ. ಇದು ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ-ಹೀರಿಕೊಳ್ಳುವ ಉಪಗ್ರಹಗಳಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುವದಕ್ಕೆ ವಿರುದ್ಧವಾಗಿದೆ. ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಲ್ಲಿರುವ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಮತ್ತು ಶಕ್ತಿಯುತ ಕಣಗಳು, ವರ್ತುಲ ಕಣಗಳು ಮತ್ತು ಉಪಗ್ರಹಗಳಿಂದ ಹೀರಿಕೊಳ್ಳಲ್ಪಟ್ಟಾಗ, ನೀರಿನ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಯ ರೇಡಿಯೋಲಿಸಿಸ್ಗೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತವೆ. ಇದರ ಉತ್ಪನ್ನಗಳಲ್ಲಿ ಓಝೋನ್, ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಪೆರಾಕ್ಸೈಡ್ ಮತ್ತು ಆಣ್ವಿಕ ಆಮ್ಲಜನಕ ಸೇರಿವೆ. ಮೊದಲನೆಯದು ರಿಯಾ ಮತ್ತು ಡಿಯೋನ್ ಮೇಲ್ಮೈಗಳಲ್ಲಿ ಪತ್ತೆಯಾಗಿದ್ದು, ಎರಡನೆಯದು ನೇರಳಾತೀತ ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿ ಚಂದ್ರನ ಪ್ರತಿಫಲನಗಳ ಕಡಿದಾದ ವರ್ಣಪಟಲದ ಇಳಿಜಾರುಗಳಿಗೆ ಕಾರಣವಾಗಿದೆ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆ. ರೇಡಿಯೋಲಿಸಿಸ್ನಿಂದ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುವ ಆಮ್ಲಜನಕವು ಉಂಗುರಗಳು ಮತ್ತು ಹಿಮಾವೃತ ಉಪಗ್ರಹಗಳ ಸುತ್ತ ಹಗುರವಾದ ವಾತಾವರಣವನ್ನು ರೂಪಿಸುತ್ತದೆ. ಉಂಗುರದ ವಾತಾವರಣವನ್ನು ಕ್ಯಾಸಿನಿ 2004ರಲ್ಲಿ ಮೊದಲ ಬಾರಿಗೆ ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಿತು. ಆಮ್ಲಜನಕದ ಒಂದು ಭಾಗವು ಅಯಾನೀಕರಿಸಲ್ಪಡುತ್ತದೆ, ಇದು ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಲ್ಲಿ O2 + ಅಯಾನುಗಳ ಸಣ್ಣ ಸಂಖ್ಯೆಯನ್ನು ಸೃಷ್ಟಿಸುತ್ತದೆ. ಅದರ ಉಪಗ್ರಹಗಳ ಮೇಲೆ ಶನಿಯ ಆಯಸ್ಕಾಂತಗೋಳದ ಪ್ರಭಾವವು ಅದರ ಉಪಗ್ರಹಗಳ ಮೇಲೆ ಗುರುಗ್ರಹದ ಪ್ರಭಾವಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಸೂಕ್ಷ್ಮವಾಗಿದೆ. ನಂತರದ ಸಂದರ್ಭದಲ್ಲಿ, ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಪಿಯರ್ ಗಮನಾರ್ಹ ಸಂಖ್ಯೆಯ ಸಲ್ಫರ್ ಅಯಾನುಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ, ಇದು ಮೇಲ್ಮೈಗಳಲ್ಲಿ ಅಳವಡಿಸಿದಾಗ, ವಿಶಿಷ್ಟ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಲ್ ಸಿಗ್ನೇಚರ್ಗಳನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತದೆ. ಶನಿಯ ಸಂದರ್ಭದಲ್ಲಿ, ವಿಕಿರಣದ ಮಟ್ಟವು ತುಂಬಾ ಕಡಿಮೆಯಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ಪ್ಲಾಸ್ಮಾವು ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ನೀರಿನ ಉತ್ಪನ್ನಗಳಿಂದ ಕೂಡಿದೆ, ಇದನ್ನು ಅಳವಡಿಸಿದಾಗ, ಈಗಾಗಲೇ ಇರುವ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಯಿಂದ ಪ್ರತ್ಯೇಕಿಸಲಾಗುವುದಿಲ್ಲ. 2014ರ ಹೊತ್ತಿಗೆ ಶನಿಯ ಆಯಸ್ಕಾಂತಗೋಳವನ್ನು ನಾಲ್ಕು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಗಳಿಂದ ನೇರವಾಗಿ ಪರಿಶೋಧಿಸಲಾಗಿದೆ. ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ ಅನ್ನು ಅಧ್ಯಯನ ಮಾಡಿದ ಮೊದಲ ಮಿಷನ್ 1979ರ ಸೆಪ್ಟೆಂಬರ್ನಲ್ಲಿ ಪಯೋನಿಯರ್ 11 ಆಗಿತ್ತು. ಪಯೋನಿಯರ್ 11 ಆಯಸ್ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿದು ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ನಿಯತಾಂಕಗಳ ಕೆಲವು ಅಳತೆಗಳನ್ನು ಮಾಡಿದರು. ನವೆಂಬರ್ 1980 ಮತ್ತು ಆಗಸ್ಟ್ 1981ರಲ್ಲಿ, ವಾಯೇಜರ್ 1-2 ಶೋಧಕಗಳು ಸುಧಾರಿತ ಸಾಧನಗಳನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ಆಯಸ್ಕಾಂತಗೋಳವನ್ನು ತನಿಖೆ ಮಾಡಿದವು. ಫ್ಲೈ-ಬೈ ಪಥಗಳಿಂದ ಅವರು ಗ್ರಹಗಳ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ, ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಸಂಯೋಜನೆ ಮತ್ತು ಸಾಂದ್ರತೆ, ಹೆಚ್ಚಿನ ಶಕ್ತಿಯ ಕಣ ಶಕ್ತಿ ಮತ್ತು ಪ್ರಾದೇಶಿಕ ವಿತರಣೆ, ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಅಲೆಗಳು ಮತ್ತು ರೇಡಿಯೋ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯನ್ನು ಅಳೆಯುತ್ತಾರೆ. ಕ್ಯಾಸಿನಿ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯನ್ನು 1997 ರಲ್ಲಿ ಉಡಾವಣೆ ಮಾಡಲಾಯಿತು ಮತ್ತು 2004 ರಲ್ಲಿ ಆಗಮಿಸಿ, ಎರಡು ದಶಕಗಳಿಗೂ ಹೆಚ್ಚು ಸಮಯದ ನಂತರ ಮೊದಲ ಅಳತೆಗಳನ್ನು ಮಾಡಿತು. ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯು ಸೆಪ್ಟೆಂಬರ್ 15,2017 ರಂದು ಉದ್ದೇಶಪೂರ್ವಕವಾಗಿ ನಾಶವಾಗುವವರೆಗೆ ಸ್ಯಾಟರ್ನಿಯನ್ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ ಮತ್ತು ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ನಿಯತಾಂಕಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಮಾಹಿತಿಯನ್ನು ಒದಗಿಸುವುದನ್ನು ಮುಂದುವರಿಸಿತು. 1990 ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ, ಯುಲಿಸೆಸ್ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯು ಶನಿಗ್ರಹದ ಕಿಲೋಮೀಟರ್ ವಿಕಿರಣದ (ಎಸ್ಕೆಆರ್) ವ್ಯಾಪಕ ಅಳತೆಗಳನ್ನು ನಡೆಸಿತು, ಇದು ಅಯಾನುಗೋಳದಲ್ಲಿ ಹೀರಿಕೊಳ್ಳುವುದರಿಂದ ಭೂಮಿಯಿಂದ ಗಮನಿಸಲಾಗುವುದಿಲ್ಲ. ಎಸ್ಕೆಆರ್ ಗ್ರಹದಿಂದ ಹಲವಾರು ಖಗೋಳ ಘಟಕಗಳ ದೂರದಲ್ಲಿರುವ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯಿಂದ ಪತ್ತೆಹಚ್ಚುವಷ್ಟು ಶಕ್ತಿಯುತವಾಗಿದೆ. ಎಸ್ಕೆಆರ್ನ ಅವಧಿಯು ಶೇಕಡ 1ರಷ್ಟು ಬದಲಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಆದ್ದರಿಂದ ಇದು ಶನಿಯ ಒಳಭಾಗದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಅವಧಿಗೆ ನೇರವಾಗಿ ಸಂಬಂಧಿಸಿಲ್ಲ ಎಂದು ಯುಲಿಸೆಸ್ ಕಂಡುಹಿಡಿದನು. ಟಿಪ್ಪಣಿಗಳು ಉಲ್ಲೇಖಗಳು ಗ್ರಂಥಸೂಚಿ ಹೆಚ್ಚಿನ ಓದುವಿಕೆ ಶನಿ ಮಿಶ್ರ ಸಂಕೇತಗಳನ್ನು ಕಳುಹಿಸುತ್ತದೆ ಬಾಹ್ಯ ಕೊಂಡಿಗಳು ಶನಿಗ್ರಹದ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯ ಬಗ್ಗೆ ನಾಸಾ ತಾಣ