शनि : हा सूर्यकुलातील गुरूनंतरचा आकारमानाने दुसऱ्या क्रमाकांचा मोठा ग्रह आहे. सूर्यापासूनच्या अंतराच्या संदर्भात हा सहाव्या क्रमांकाचा ग्रह असून याची कक्षा पृथ्वीच्या वा मंगळाच्या कक्षेहून मोठी असल्याने याला ‘बहिर्ग्रह’ म्हणतात. विषुववृत्ताच्या पातळीत असलेली कड्यांची सुंदर मालिका हे शनीचे वैशिष्ट्य आहे [अर्थात सूर्यकुलातील इतर ग्रहांनाही कडी आहेत उदा., प्रजापती (युरेनस)]. शनीचे आकारमान प्रचंड असले, तरी त्याची सरासरी घनता इतकी कमी आहे की, तो पाण्यावर तरंगू शकेल. दाट वातावरणात व ग्रहाएवढ्या आकारमानाच्या टायटन हा उपग्रह हेही शनीचे वैशिष्ट्य आहे. याची प्रत शून्य असून नुसत्या डोळ्यांनी दिसणारा हा सर्वात दूरचा ग्रह आहे. हा पिवळसर दिसतो. शनीचे सर्वेक्षण करणे हे कृत्रिम उपग्रहांच्या वा अवकाशयानांच्या सध्याच्या प्रमुख आंतरराष्ट्रीय मोहिमांचे एक प्रमुख उद्दिष्ट असते (उदा., कासीनी अवकाश मोहीम). अमेरिकेच्या तीन अवकाशयानांनी या अतिशय दूरच्या ग्रहीय प्रणालीचे वेध आधीच घेतले आहेत. शनी ग्रहाशिवाय त्याची कडी, २२ उपग्रह व कणयुक्त चुंबकांबर यांचा य ग्रहीय प्रणालीत अंतर्भाव होतो.

अध्ययनाचा इतिहास : प्राचीन काळी नुसत्या डोळ्यांनी दिसणारा तारा या रूपात शनी ग्रह लोकांना माहीत होता. इतर चार ज्ञात ग्रहांप्रमाणेच शनीही स्थिर तारकासमूहांच्या किंवा नक्षत्रांच्या पार्श्वभूमीवर हलत असतो, याचीही कल्पना त्यांना होती. १७८१ सालापर्यंत हा माहीत असलेला सर्वांत दूरचा ग्रह होता. १६१० साली गॅलिलीओ यांनी सर्वप्रथम दूरदर्शकाचे शनीचे निरीक्षण केले. तेव्हा त्यांनी हा तिळ्याच्या रूपातील ग्रह असल्याने नमूद केले होते. लहान दूरदर्शक व प्रतियुतीच्या जवळ येताना त्याची कडी उघड होण्याचा अरुंद कोन यांमुळे त्यांना तीन ग्रह दिसल्यासारखे झाले अशी नोंद त्यांनी केली होती. कारण तेव्हा कडी त्यांच्या कडेच्या दिशेने समोर आली. नंतर कड्यांचे प्रतल उघड होऊ लागल्यावर त्यांनी त्यांचे वर्णन दोन भुजा किंवा दंड असे केले होते. अशा प्रकारे शनीच्या कड्यांचे नेमके स्वरूप त्यांच्या कधीच लक्षात आले नाही. १६५९ साली क्रिस्तीआन हायगेन्झ या डच ज्योतिर्विदांनी सर्वप्रथम शनीच्या अशा वेधांचे स्पष्टीकरण एक पातळ चापट कडे असे दिले. शनीचा सर्वांत मोठा टायटन हा उपग्रह त्यांनी १६५५ सालीच शोधून काढला होता. नंतरच्या तीनशे वर्षांत शनीचे दूरदर्शकांच्या मदतीने अधिकाधिक तपशीलवारपणे निरीक्षण करण्यात आले. यातून त्याला चार मुख्य कडी असल्याचे उघड झाले. त्यांना बाहेरून आत या क्रमाने ए,बी,सी डी अशी नावेही देण्यात आली. शिवाय पाचवे कडे हा प्रसृत (विखुरलेल्या) प्रकाशाचा पट्टा असून तो एंसिलेडस या उपग्रहाच्या कक्षेपाशी एकवटला असल्याचे लक्षात आले. टायटनच्या शोधानंतर वीस वर्षांच्या आत शनीच्या आणखी चार प्रमुख उपग्रहांचा शोध लागला. उदा., जे. डी. कासीनी यांनी आयापिटस (१६७१), रिआ (१६७२), टीथिस व डायोनी (१६८४) हे चार उपग्रह शोधून काढले. नंतर विम्यम हर्शेल यांनी मिसास एंसिलेडस (१७८९) तर बॉंड यांनी हायपेरिअन (१८४८) आणि विल्यम हेंरी पिकरिंग यांनी फीबी (१८९८) हे उपग्रह शोधून काढले. [⟶ उपग्रह].

गुरू ग्रहाकडे १९७९ साली पाठविलेले पायोनियर – ११ हे शनीच्या प्रणालीतून गेलेले पहिले अवकाशयान होय. या यानाचा उद्देश मुख्यतः गुरूचे निरीक्षण हा असल्याने यात शनीचे वेध घेण्याची खास सोय केलेली नव्हती. या अवकाशयानामुळे ए कड्याबाहेर एफ कडे असल्याचे उघड झाले. तसेच पृथ्वीवरून आधीच शोधून काढलेल्या एंसिलेडस या लहान उपग्रहाची खातरजमा या अवकाशयानाने झाली. या अवकाशयानातून शनी व टायटन यांच्या वातावरणांची तापमाने मोजण्यात आली. तसेच शनीच्या चुंबकांबराचा नकाशा तयार करण्यात आला.

व्हॉयेजर –१ व – २ ही अवकाशयाने अनुक्रमे १९८० व १९८१ साली शनीजवळून गेली. या अवकाशयानांमध्ये वेध घेणारी अत्यंत गुंतागुंतीची सुधारलेली उपकरणे होती. सध्या शनीविषयी असलेली पुष्कळशी माहिती या मोहिमांतून उपलब्ध झाली आहे. यांतून पुढील महत्त्वाचे शोध लागले शनीच्या कड्यांची संरचना गुंतागुंतीची असल्याचे समजले टायटनवर नायट्रोजनाचे दाट वातावरण असल्याचे उघड झाले. हिम असलेल्या अनेक उपग्रहांवर भिन्न प्रकारचे भूसांरचनिक आविष्कार आढळले आणि टायटनचे वातावरण व शनीचे चुंबकांबर यांच्यात होणाऱ्याआंतरक्रियेचे सर्वेक्षण (पाहणी) करण्यात आले. अवकाशयानांतून करण्यात आलेल्या या अनुसंधानाला (बारकाईने केलेल्या निरीक्षणाला) पूरक ठरणारी माहिती पृथ्वीवरून व पृथ्वीभोवती फिरणाऱ्याकृत्रिम उपग्रहांमधून केलेल्या निरीक्षणांतून मिळाली आहे. अशा प्रकारे शनीविषयीच्या माहितीत अचूकता येऊन मोठी भर पडली आहे.

कक्षा व भौतिकीय राशी : शनीची कक्षा काहीशी विवृत्ताकार (लंबवर्तुळाकार) किंवा जवळजवळ वर्तुळाकार असून तिची विमध्यता फक्त ०·०५६ एवढीच आहे [⟶ विवृत्त]. कक्षेचा अर्धबृहदाक्ष १४३ कोटी किमी. आहे. शनी उपसूर्यबिंदूत (म्हणजे सूऱ्यापासून किमान अंतरावर) असताना, त्यांच्यामध्ये १३४·८ कोटी किमी. अंतर असते तर शनी अपसूर्यबिंदूत (म्हणजे सूर्यापासून कमाल अंतरावर) असताना, त्यांच्यात १५०·८ कोटी किमी. अंतर असते. (सूर्य व शनी यांच्यातील सरासरी अंतराला ज्योतिषशास्त्रीय एकक म्हणतात). शनी पृथ्वीपासून सर्वात जवळ असताना त्यांच्यातील अंतर १२० कोटी किमी. पेक्षा अधिक तर पृथ्वीपासून तो सर्वात दूर असताना त्यांच्यामधील अंतर ९२ कोटी किमी. हून जास्त असते. शनीच्या कक्षेची पातळी व त्याच्या क्रांतिवृत्ताची पातळी यांमध्ये २·५ अंश एवढा कोन असतो [⟶ कक्षा]. यामुळे पृथ्वीप्रमाणेच शनीवरही ऋतू होतात. मात्र शनी सूऱ्यापासून फार दूर असल्याने तेथे तापमानातील (उष्णतेतील) फरक विशेष असणार नाही. शनीची कक्षेतील माध्य गती सेकंदाला ९·६५ किमी. असून सूऱ्याभोवती एक प्रदक्षिणा पूर्ण करण्यास त्याला २९·४६ वर्षे लागतात. यांपैकी १५ वर्षे ९ महिने त्याचा उत्तर गोलार्ध आणि १३ वर्षे ८ महिने दक्षिण गोलार्ध सूऱ्याकडे कललेला असतो. यामुळे तेथील ऋतू दीर्घकालीन (प्रत्येक सु. ७·३६ वर्षांचे) असतात. शनीच्या कड्यांच्या पातळीची उघडमीट होते, तेव्हा हे ऋतू पृथ्वीवरून पाहता येतात. शनीचा सांवासिक काल [लागोपाठच्या दोन युतीमधील काल ⟶ युती]. सु. ३७८ दिवस असून यांपैकी २४० दिवस तो मार्गी (पश्चिमेकडून पूर्वेला जाणारा) व १३८ दिवस वक्री (पूर्वेकडून पश्चिमेकडे जातो आहे असा भासणारा ) असतो.

शनीची त्रिज्या पृथ्वीच्या त्रिज्येच्या नऊपट आहे आणि शनीचे घनफळ पृथ्वीच्या घनफळाच्या जवळजवळ ७६९ पट आहे. तथापि, शनीचे द्रवमान पृथ्वीच्या द्रव्यमानाच्या सु. ९५·१ पट एवढेच (किंवा सूर्याच्या द्रवव्यमानाच्या १/३५०० पट) आहे. यामुळे शनीची माध्य घनता सर्व ग्रहांमध्ये सर्वात कमी म्हणजे दर घ. सेमी. ला ०·६९ ग्रॅ. आहे. पाण्याच्या १ या घनतेपेक्षा ही घनता बरीच कमी असल्याने शनी पाण्यात तरंगू शकेल, असे म्हटले जाते. परिणामी शनीच्या मेघाच्छादित पृष्ठभागाचे माध्य गुरूत्व (पृथ्वीचे १ धरल्यास) ०·९३ म्हणजे ९·३ मी./से. एवढेच येते. यामुळे शनीवरील मुक्तिवेग ( त्याच्या गुरूत्वाकर्षणात मुक्त होण्यासाठी आवश्यक असणारा वेग) दर सेकंदाला ३४ किमी. वा थोडा जास्त आहे. शनी (किंवा त्याचे अंतरंग) स्वतःच्या अक्षाभोवतीची एक प्रदक्षिणा विषुववृत्तापाशी १० तास ४० मिनिटांमध्ये पूर्ण करतो. इतर अक्षवृत्तावर हा काळ काही मिनिटे अधिक असतो. शनीचा हा अक्षीय परिभ्रमणाचा वेग सर्व ग्रहांमध्ये सर्वाधिक आहे. हा जास्त वेग व कमी घनता यांच्यामुळे शनीच्या विषुववृत्तापाशी मोठा फुगवटा आला असून उलट ध्रुवांपाशी त्याला चपटेपणा आला आहे. शनीचा विषुववृत्तीय व्यास सु. १,२०,६६० किमी. आणि ध्रुवीय व्यास १,०८,३५० किमी आहे. अशा प्रकारे शनीची उपवृत्तकता (चपटेपणाचे मान) ०·१०२ म्हणजे पृथ्वीच्या उपवृत्तकतेच्या ३० पट आहे (उपवृत्तकता म्हणजे गोलाची विषुववृत्तीय त्रिज्या वजा त्याची ध्रुवीय त्रिज्या भागिले विषुववृत्तीय त्रिज्या ही राशी होय). नुसत्या डोळ्यांनी दिसणाऱ्यासर्व ग्रहांमध्ये सावकाश मार्गक्रमण करणारा म्हणून या ग्रहाला ‘मंद ग्रह’ किंवा ‘शनी’ हे नाव पडले आहे. (संस्कृतमध्ये हे असे म्हणतात: शैन: चरित इति शनैश्चर) शनीची अंतर्गत घडण व रचना काहीशी गुरूसारखी आहे. शनीचा घन गाभा ४२,००० किमी. व्यासाचा व त्याभोवती १०,००० किमी. जाडीचा गोठलेल्या द्रव्यांचा भाग (स्तर) असून त्याच्यावर (बाहेर) २४,००० किमी. जाडीचे वातावरण आहे. शनीचा गाभा धातूचा वा खडकांचा बनलेला असेल असे नाही.


दृश्य स्वरूप : माध्य प्रतियुतीच्या वेळी शनीची भासमान दृश्य प्रत + ०·७ असते. या वेळी शनीच्या कड्यांची कड दिसते व त्याचा परावर्तनांक किंवा परावर्तन गुणोत्तर (पृष्ठभागावर पडलेल्या एकूण प्रकाशाचा सर्व दिशांना परावर्तित होणारा अंश) ०·४७ असतो. शनीचा दृश्य कोनीय व्यास १७ ते २० सेकंद, तर कड्यांसह हा व्यास ४३ सेकंद असतो.

दूरदर्शकातून पाहिल्यास शनीचे बिंब लंबवर्तुळाकार दिसते. प्रभावी दूरदर्शकांतून कडेजवळ बिंब काळपट दिसते आणि त्यावर विषुववृत्ताला समांतर असे अनेक अस्पष्ट पट्ट दिसतात. पुष्कळदा तेजस्वी विषुववृत्तीय पट्टा व त्याच्या दोन्ही बाजूंना अधिक काळसर उष्णदेशीय पट्टा दिसतात. बिंबावर अस्थिर लहान-मोठे डागही कधीकधी दिसतात, तुलनेने लहान दूरदर्शकांतूनही शनीची कडी दिसू शकतात. शनीच्या स्वतःच्या कक्षेतील स्थानानुसार कड्यांची दृश्यमानता बदलते. कारण शनी व कडी यांचा भ्रमण-अक्ष आणि कक्षेच्या पातळीला लंब असणारी दिशा यांच्यात सु. २७ अंशांचा कोन असतो.

शनीवर दिसणारे ढगांचे थर गुरूच्या अशा थरांपेक्षा पुष्कळच अधिक समांग दिसतात. शनीवर गुरूप्रमाणे मोठा तांबडा डाग दिसत नाही. शनीवरील दृश्य वैशिष्ट्यांमध्ये आढळणारा विरोधाभास अस्पष्ट आहे. शनीवरील या वैशिष्ट्यांच्या हालचालींचा अभ्यास केला असता, शनीवरील वातावरणामधील अभिसरणाच्या तऱ्हा गुरूपेक्षा अगदी भिन्न असल्याचे कळू शकते. + ४० अक्षांशावर शनीचे वातावरण व अंतरंग एकाच गतीने फिरत असते विषुववृत्ताकडे जाताना वाऱ्याचे वेग नियमितपणे वाढत जातात व विषुवृत्तावर वाऱ्याचा वेग सेकंदाला ५०० मी. म्हणजे गुरूच्या तुलनेत चौपट एवढा वाढलेला आढळतो. पट्ट व पट्टे यांच्यातील संक्रमणानुसार गुरूवर होते, तसे पश्चिम व पूर्व वायुप्रवाहाचे एकांतरण व परस्परानुवर्तन होत नाही. अर्थात शनीवरील + ४० अक्षांशापेक्षा अधिक अक्षांश असलेले प्रदेश याला अपवाद आहेत. गुरू व शनी यांच्या वातावरणीय अभिसरणांतील हे मूलभूत फरक अहेत. कदाचित या दोन ग्रहांच्या गाभ्यांच्या सापेक्ष आकारमानांशी हे फरक निगडित असावेत. [⟶  गुरू – १].

वातावरण : शनीचे प्रकाशकीय वर्णपट काढण्यात आले आहेत. त्यांमध्ये मिथेनाचे (CH4) स्पष्ट शोषण पट्ट व अमोनियाचे (NH3) पुष्कळ अस्पष्ट पट्ट आढळले आहेत. हायड्रोजन रेणूच्या शोषणरेषाही यात आढळल्या आहेत. ढगांच्या वर असलेल्या वातावरणात असलेल्या वायूंच्या राशी (प्रमाणे) काढण्यात आल्या आहेत. दाबाच्या मदतीने रुंद केलेल्या हायड्रोजन-उत्सर्जन रेषांच्या अवरक्त (दृश्य वर्णपटातील तांबड्या रंगापलीकडील अदृश्य किरणांच्या मदतीने केलेल्या) निरीक्षणांवरून हीलियमाचे अस्तित्व व प्रमाण यांचा अप्रत्यक्ष रीतीने अंदाज करण्यात आला आहे.

सूर्याच्या उष्णतेने तापणाऱ्याशनीचे तापमान किती असले पाहिजे याचा अंदाज करून शनीचे काढलेले तापमान सु. ७६ के. एवढे येते. प्रत्यक्ष मोजण्यात आलेले शनीचे तापमान यापेक्षा जास्त म्हणजे ९२ के. एवढे आढळले. याचा अर्थ शनीच्या अंतरंगात उष्णतेचा स्रोत असून तो जवळजवळ गुरूवरील अशा स्रोताएवढा असावा. १२ मायक्रोमीटर तरंगलांबीच्या जवळ सापेक्षत: तीव्र ऊष्मीय उत्सर्जन आढळले. ते एथेनामुळे (C2H6) उत्पन्न झाल्याचे लक्षात आले व एथेन वातावरणाच्या वरच्या भागात मिथेनाच्या विदलनाने तयार झाले. गुरूप्रमाणे वातावरणीय भागात ऊष्मीय पर्यसन (उलटापालट) होत असल्याचे आढळले. येथे मिथेन व फॉस्फाइन यांचे उत्सर्जन पट्टही असल्याचे लक्षात आले. वातावरणाचा हा भाग ढगांच्या मुख्य थराच्या बराच वर आहे आणि तो मुख्यतः गोठलेल्या स्फटिकांचा बनला असावा व त्यात इतर द्रव्यांचे अधिमिश्रण झाल्याचे मानतात. यामुळे कधीकधी विषुववृत्तीय पट्ट्यात दिसणारा पिवळसर रंग येत असावा. वरवर पाहता शनीवरील अमोनियाचा तंतुमेघ [⟶ मेघ] अधिक दाट व अधिक सर्वव्यापी आहे. कारण त्याच्यामधून त्याच्या खालचे ढगांचे थर दिसत नाहीत. शनीच्या वातावरणाचे तापमान व गुरूत्व कमी असल्याने कदाचित असा फरक होत असावा. कारण या दोन्हींच्या एकत्रित परिणामामुळे ढगांचा थर फैलावला जाऊन घनतेत बदल होत असावा.

गुरूशी तुलना केल्यास शनीला सूऱ्यापासून मिळणाऱ्याऊष्मीय ऊर्जेपेक्षा त्याच्या अंतर्गत स्रोतापासून अधिक उष्णता मिळते. मात्र असे असले, तरी शनीकडून उत्सर्जित होणारी एकूण ऊर्जा ही गुरूच्या तुलनेत १/२ एवढीच आहे. याचा अर्थ शनीचे वातावरण काहीसे अधिक निश्चल वा शांत असले पाहिजे, असा होतो. मात्र १९९० साली पृथ्वीवरून केलेल्या निरीक्षणांच्या वेळी शनीचा बिंबाचा विषुववृत्तीय भाग तेजस्वी झालेला आढळला व नंतर तो पसरायला सुरूवात झाली (१९९२). शनीच्या अक्षीय परिभ्रमणाच्या दिशेत तेजस्वी ढगांचे क्षेत्र विभागले जात असल्याचे अवकाशात पाठविलेल्या हबल दूरदर्शकातून घेतलेल्या वेधांमध्ये स्पष्टपणे दिसून आले. याचा सरळ अर्थ पुढीलप्रमाणे लावता येतो : शनीच्या दृश्य पृष्ठभागाच्या खाली खोलवर असलेल्या विक्षोभाने उभ्या दिशेतील अभिसरणाला चालना मिळते व यातून अमोनियाच्या ढगांचे संघनन होऊ लागते. मग या ढगांना वतावरणाच्या अधिक उंचीवरील अभिसरणक्षम भागातील वाऱ्याची दिशा व वेग प्राप्त होतात. शनीच्या बिंबाच्या अशा प्रकाशमान घटनांवरून त्याच्या वातावरणातील उष्णतासंक्रमण छोट्या छोट्या कालावधींनी बदलत असल्याचे सूचित होते.

शनीच्या वातावरणातील तापमानाच्या बदलत्या परिस्थितीवरून उंचीनुसार एका किमान मर्यादेपर्यंत घटत जाणाऱ्या तापमानाचा नमुनेदार आकृतिबंध प्रत्ययास येतो. या पलीकडे उंची वाढत जाते तसे तापमान एकदम मोठ्या प्रमाणात वाढते.

व्हॉयेजर अवकशयानात करण्यात आलेल्या प्रयोगांवरून शनीच्या वातावरणात हायड्रोजन व हीलियम हे मुख्य घटक असल्याचे दिसून आले. कार्बन, नायट्रोजन व ऑक्सिजन ही सर्वात विपुल जड मूलद्रव्ये असून वातावरणात ती मुख्यतः अनुक्रमे मिथेन, अमोनिया व पाणी या रूपात आढळतात. मिथेन सनतापमंडलात जाऊन तेथे त्याचे प्रकाशीय विश्लेषणाद्वारे (प्रकाशाच्या ऊर्जेचे रासायनिक बदल घडून येण्याच्या क्रियेद्वारे) अधिक जड हायड्रोकार्बनांमध्ये परिवर्तन होते. यांपैकी काही हायड्रोकार्बनांचे संघनन होऊन वायुकलिले तयार होतात. शनीच्या वातावरणातील मूलद्रव्ये ओळखण्याचे पुष्कळसे काम पृथ्वीवरील व अवकाशातील अवरक्त दूरदर्शकांमार्फत करण्यात आले आहे. [⟶ ग्रह वातावरण].


अंतर्गत संरचना : शनीचा चपटेपणा व त्याचे गुरूत्वीय क्षेत्र यांचे मापन करून त्याच्या अंतरंगाची संरचना व संघटन यांविषयीचे अंदाज व्यक्त करण्यात येतात. शनीच्या उपग्रहांच्या कक्षा व त्याच्या कड्यांची स्थाने यांचे प्रकाशीय मार्गनिरीक्षण करून मुख्यत्वे शनीचा चपटेपणा व गुरूत्वीय क्षेत्र ठरविण्यात आले आहेत. व्हॉयेजर तसेच कड्यांच्या मागे जाणाऱ्या ताऱ्याचे पृथ्वीवरून घेतलेले वेध यांच्या मदतीने हे मार्गनिरीक्षण करण्यात आले. तसेच रेडिओ कंप्रतांच्या (सु. १० किलोहर्टझ ते १०० गिगॅहर्टझ दरम्यानच्या कंप्रतांच्या कंप्रता म्हणजे दर सेकंदास होणाऱ्या कंपनाची संख्या) मदतीने शनीचे निरीक्षण करण्यात आले. शनीच्या वातावरणात खाली जावे, तसे तापमान स्थिरपणे वाढत जात असल्याचे या निरीक्षणांतून सूचित झाले आहे. शनीच्या अंतर्गत संरचनेविषयीच्या सैद्धांतिक प्रतिकृती गुरूसाठी असलेल्या प्रतिकृतींसारख्याच आहेत. म्हणजे दाट गाभ्याभोवती विद्युत संवाहक किंवा धातवीय स्थितीत पोहोचलेला संपीडित (दाबलेल्या) स्थितीतील हायड्रोजन असून या स्थितीतून तो अतिशय खोलवरच्या वातावरणात हळूहळू विलीन होत असतो (हायड्रोजनाचे दोन अणू असलेले रेणू उच्च दाबाच्या अवस्थेत गेले म्हणजे संवहन कक्षांतील इलेक्ट्रॉन हायड्रोजनाच्या अणुकेंद्रांमध्ये जातात. या विद्युत संवाहक अवस्थेला धातवीय हायड्रोजन म्हणतात. या अवस्थेविषयी भाकीत वा अनुमान करण्यात आले आहे. कारण यासाठी लागणारा मेगॅबार दाब निर्माण करण्यात अडचणी आहेत). गुरू व शनी यांच्या आकारमानांत तफावत असली, तरी ते जवळजवळ सारखीच ऊर्जा प्रारित करतात. याचा अर्थ आकारमानाने लहान शनीमध्ये गुरूत्वीय आकुंचनाशिवाय कोणता तरी जादा ऊर्जास्रोत असला पाहिजे. यासाठी गाभ्याभोवतीच्या द्रवरूप हायड्रोजनात हीलीअम सावकाश विरघळण्याची क्रिया पुरेशी ठरेल. तसेच यामुळे शनीच्या वातावरणातील हायड्रोजनसापेक्ष हीलिअम कमी विपुल का आहे, तेही स्पष्ट होईल.

गुरू व शनी सापेक्षतया एकसारखे असलेले खस्थ पदार्थ आहेत. त्यांचे स्थूल संघटन सूर्य व इतर तारे यांच्या संघटनाच्या जवळपासचे आहे आणि दोन्हीत हायड्रोजन व हीलिअम यांचे प्रमाण विपुल आहे. या अर्थाने त्यांच्या द्रव्यमानाचा मोठा हा संपूर्ण सूर्यकुल ज्या आदिम द्रव्यापासून बनले आहे, त्या द्रव्याचाच बनलेला आहे. उलट इतर ग्रहांवर टप्प्याटप्प्याने विभाजनाच्या प्रक्रिया होत जाऊन तेथील वजनाला हकले असलेले बहुतेक वायू निघून गेले. तथापि, सूऱ्याच्या तुलनेत शनी व गुरू या ग्रहांमध्ये मिथेन व हायड्रोजन यांच्यावरून ठरविण्यात आलेले C/H चे मान (मात्रा) वाढलेले आढळते. यावरून हे दोन ग्रह एका दोन टप्प्यांच्या प्रक्रियेद्वारे निर्माण झाल्याचे सूचित होते. या प्रक्रियेमुळे सुरूवातीला मोठा गाभा व गौण वातावरण निर्माण झाले आणि नंतर सभोवतालच्या अभ्रिकेतून वायूंचा एक थर अवपातित झाला म्हणजे आत कोसळला. शनीविषयीच्या सर्व सैद्धांतिक प्रतिकृतींमध्ये असे संक्रमण आढळते. मात्र थरांच्या तपशिलात फरक आढळतो. व्हॉयेजरवरील निरीक्षणांद्वारे या प्रतिकृतींमधील काही गोष्टींची खातरजमा झाली आहे.

चुंबकांबर व प्रारण पट्ट : शनीला चुंबकांबर व पकडलेल्या इलेक्ट्रॉनांचे पट्ट आहेत, यांविषयीचा तर्क सुरूवातीला डेकॅमीटर तरंगलांबीच्या ऊष्मीयेतर (अ-ऊष्मीय) प्रारणाच्या निरीक्षणांवरून करण्यात आला व नंतर पायोनियर व व्हॉयेजर अवकाशयानांतून घेण्यात आलेल्या निरीक्षणांच्या मदतीने शनीच्या चुंबकीय क्षेत्राचा तपशीलवार नकाशा तयार करण्यात आला. शनीच्या चुंबकीय क्षेत्राची ध्रुवता [⟶ चुंबकत्व] गुरूच्या चुंबकीय क्षेत्राच्या ध्रुवतेसारखी असून पृथ्वीवरील होकायंत्र या ग्रहांवर नेल्यास ते तेथे उत्तरेऐवजी दक्षिण दिशा दर्शवितात. शनीचे चुंबकीय परिबल ४·३ x १०२८ गौस घ. सेंमी. ( ४·३ x १०१८ टेस्ला ह. मी) एवढे म्हणजे पृथ्वीपेक्षा ५०० पट व गुरूच्या १/३४ पट आहे. कारण पृथ्वीपेक्षा शनीचे आकारमान अधिक आहे. धावतीय (विद्युत संवाहक) हायड्रोजनाच्या थरामधील अभिसरणात्मक हालचालींमुळे कदाचित शनीचे चुंबकीय क्षेत्र निर्माण होत असावे.

सूर्यापासून येणारा आयनिभूत (विद्युत् भारित) हायड्रोजन व हीलिअम यांचा प्रवाह सेकंदाला ३०० ते १,००० किमी. वेगाने सूर्यकुलात सर्वत्र वाहत असतो, त्याला ‘सौरवात’ म्हणतात. शनीकडे येणारे सौरवातामधील विद्युत् भारित कण त्याच्या चुंबकीय क्षेत्राने विचलित होतात आणि या प्रवाहात पोकळी वा रिकामी जागा निर्माण होते. तिला शनीचे चुंबकांबर म्हणतात. या चुंबकांबराचा वक्र भाग शनीपासून सौरवातात चढउतार होत असल्याने हे अंतर (म्हणजे पर्यायाने चुंबकांबराचे क्षेत्र) बदलू शकते. सौरवाताच्या उलट बाजूला चुंबकांबर पुच्छ रूपात सौरवाताच्या विरूद्ध दिशेत अनेक ज्योतिषशास्त्रीय एकक एवढ्या अंतरापर्यंत पसरलेले असते. प्रसंगी सौरवातील कण शनीच्या चुंबकीय रेषांमध्ये पकडले जातात. उपग्रहांच्या पृष्ठभागांवर या विद्युत् भारित कणांचा भडिमार होतो आणि त्यामुळे या पृष्ठभागांवरून अलग केले गेलेले अणूही विद्युत् भारित होऊ शकतात. याचा एकूण परिणाम पुढीलप्रमाणे होतो : शनीचे चुंबकांबर हायड्रोजन, हीलिअम, ऑक्सिजन व इतर आयनीभूत कणांनी भरलेले म्हणजे आयनद्रायुक्त असते [⟶ आयनद्रायु भौतिकी]. हे कण चुंबकीय रेषांना अनुसरून हलतात. अखेरीस ते विसरणाच्या प्रक्रियांनी चुंबकांबराच्या बाहेर घालविले जातात अथवा ते उच्च अक्षवृत्तीय प्रदेशाकडे जातात. तेथे चुंबकीय रेषा ग्रहाकडे केंद्राभिमुख झालेल्या असतात आणि परिणामी त्यांच्याबरोबर या कणांचे वातावरणाबरोबर आघात होतात.

विद्युत् भारित कणयुक्त चुंबकांबराचे परिणाम गूढ, गंभीर असावेत. उदा., उपग्रहांच्या पृष्ठभागांवर या कणांच्या भडिमाराने सर्वांत बाहेर असलेल्या द्रव्यांनी सूक्ष्मसंरचना बदलते व त्याचे वर्णपटीय दर्शनही बदलते. पृष्ठभागावरील काही द्रव्यांमधील रासायनिक विक्रियांनी समग्र अंतरंगाच्या संदर्भात पृष्ठभागाचे संघटन बदलू शकते. कड्यावर हे कण आदळून कड्यातील कणांवर विविध माध्य आकारमान लहान होते. तसेच सर्वांत लहान व सूक्ष्म कणांवर विविध कर्षण क्रिया होऊन कड्यातील नक्त द्रव्य कमी होते. कड्यांच्या प्रणालीत गूढ आरे आहेत. चुंबकांबरातील कणांच्या कड्यांवरील भडिमाराचा परिणाम हा या आऱ्याच्या निर्मितीमधील एक घटक असावा. शनीच्या वातावरणात असे कण घुसून ध्रुवीय प्रकाशनिर्मिती होते. सौरवाताच्या तीव्रतेनुसार टायटन उपग्रह कधी चुंबकांबरामध्ये व कधी त्याच्या बाहेर असतो. या दोन्ही वेळी चुंबकांबरातील विद्युत भारित कण त्याच्या वातावरणावर आदळत असतात. यामुळे वातावरणाच्या वरील भागाचे रासायनिक संघटन अनपेक्षित रीतीने बदलते व कालानुरुप त्यात फरक पडतो. चुंबकांबरातील कण, अवकाशातून येणारे अतिशय भेदक विश्वकिरण व सूऱ्याच्या लघुतरंगलांबीचे प्रकाशकण (फोटॉन) यांच्यामुळे नायट्रोजन रेणूंचे तुकडे होतात. नायट्रोजनाचे असे अणू कालपरत्वे सावकाशपणे सूर्यकुलाबाहेर जातात.

चुंबकांबरातील शनीकडे आतल्या बाजूला विसरित होणारे कण उपग्रह शोषतात. कारण आतल्या बाजूची कणांची विस्थापनाची त्वरा कणांच्या गतिज ऊर्जेवर अवलंबून असते. याचा पुढील विलक्षण परिणाम होतो. यामुळे उपग्रहाच्या कक्षेतील गतीशी तुल्य अशी रेखावृत्तावरील विस्थापन त्वरा असणारे इलेक्ट्रॉन शोषले जात नाहीत. त्यामुळे प्रत्येक उपग्रहाच्या आतील बाजूस एकच ऊर्जा असणारे असंख्य इलेक्ट्रॉन असतात [⟶ चुंबकांबर].

स्थिरविद्युत् विसर्जने व १,००० ते १०,००० मी. तरंगलांबीचे प्रारण हे शनीवरील रेडिओ स्फोटाचे दोन मुख्य प्रकार व्हॉयेजरवरील रेडिओ ज्योतिषशास्त्रीय उपकरणावर नोंदले गेले. हे अधूनमधून होणारे स्फोट कसे निर्माण होतात, हे स्पष्ट झालेले नाही. मात्र शनीवरील स्थिरविद्युत् विसर्जने शनीच्या वातावरणात उत्पन्न होत असतात, असा विचार पुढे आला आहे. या दोन्ही घटनांवर शनीच्या चुंबकांबरातील व कदाचित सौरवातातील अनेक प्रक्रियांचा परिणाम होत असावा.

शनीच्या कड्यांच्या भागात विद्युत भारित कणांचे पट्ट नाहीत. पृथ्वीच्या वातावरणात होणाऱ्या तडिताघाताच्या विसर्जनामधून निर्माण होणाऱ्या प्रारणाशी साम्य असलेले रेडिओ संकेत शनीच्या कड्यांमधील भागात असल्याचे व्हॉयेजर अवकाशयानाच्या निरीक्षणांत लक्षात आले होते.


शनीची कडी : कड्यांची भव्य व गुंतागुंतीची प्रणाली (मालिका) हे शनीचे खास उल्लेखनीय असे ठळक वैशिष्ट्य आहे. या प्रणालीचे बाहेरून आत ए, बी, सी व डी असे भाग पडले जातात. कड्याच्या बाहेरच्या कड्याच्या अगदी लगतच एफ हे कडे असून त्याही पलीकडे जी आणि ई ही कडी आहेत. चार मुख्य कड्यांचे अनेक उपविभागांत विभाजन करण्यात आले असून त्यांना उपकडी म्हणतात. याचा अर्थ शनीभोवती हजारो कडी आहेत. व्हॉयेजर- १ व- २ वरून केलेल्या निरीक्षणांवरूनही असेच दिसले आहे, अशा अरुंद कड्यांची जाडी सु. १० किमी. एवढी असल्याचे अनुमानही या निरीक्षणांवरून केले आहे. या कड्यांतही सु. १ किमी. जाडी असणारी आणखी अरुंद कडी असू शकतील.

शनीच्या कड्यांची प्रणाली लाखो लहानमोठ्या कणांची व खडबडीत दगडगोट्यांची बनलेली असून हे कण शनीच्या विषुववृत्तीय पटलात (सपाट) व बहुधा वर्तुळाकार कक्षांमध्ये जणू उपग्रहांप्रमाणे स्वतंत्रपणे फिरत असतात. वर्णपटीय निरीक्षणांवरून कड्याचे तुटकतुटक, अशनींसारखे स्वरूप प्रत्यक्षच प्रत्ययास आले आहे. कड्याची आतली कडा त्याच्या बाहेर असलेल्या कड्यापेक्षा अधिक वेगाने शनीभोवती फिरत असल्याचे तसेच ग्रहापासून उपकड्या एवढ्या अंतरावर असणारा उपग्रह ज्या वेगाने फिरला असता, तेवढ्या अचूक वेगाने प्रत्येक उपकड्यांतील द्रव्य फिरत असल्याचेही या निरीक्षणांवरून उघड झाले.

पृथ्वीवरून होणारे कड्यांचे दर्शन : शनीची कडी केवळ दूरदर्शकांमधूनच दिसतात. शनीचे कड्यांसहित दृश्य हे उथळ बशीत चेंडू ठेवल्याप्रमाणे दूरदर्शकातून दिसते. पृथ्वी व शनी यांच्या सापेक्ष स्थानांनुसार कडी पृथ्वीवरून लंबवर्तुळासारखी दिसतात. कारण शनीची कक्षा व विषुववृत्त यांच्या पातळीत २६० ४९’ एवढा, तर शनीची कक्षा व पृथ्वीचे क्रांतिवृत्त यांच्या पातळीत २० ४९’ एवढा कोन आहे. जेव्हा कडी दृष्टीरेषेशी २७ अंशाचा कोन करतात, तेव्हा ती जास्त विस्तृत (चापट बाजू उघड झालेली) दिसतात. या वेळी त्यांच्या उत्तर किंवा दक्षिण पृष्ठभागाचे निरीक्षण चांगले करता येते. ती ग्रहापासून अलग असल्याचे व त्यांच्यात फटी असल्याचेही या वेळी चांगले लक्षात येते. जेव्हा पृथ्वी शनीची विषुववृत्तीय पातळी ओलांडते, तेव्हा कडी अगदी बारीक रेषेसारखी दिसतात किंवा अदृश्य झाल्यासारखी वाटतात. या वेळी सूर्य संस्तंभी [संपातापासून जास्तीत जास्त दूर ⟶ संस्तंभ संपात] असतो. यानंतर सु. ४·५ वर्षांनी शनी संपाती [⟶ संपात] येतो, तेव्हा कड्यांची पातळी दृष्टिरेषेत येते. पृथ्वीच्या कक्षेतील स्थानानुसार दृष्टिरेषा किंचित बदलते. यामुळे कड्याच्या विचलन कोनाचे अल्पसे वार्षिक दोलन (कंपन) होते. जेव्हा विचलन शून्य अंशाच्या जवळपास असते, तेव्हा पृथ्वी कड्यांचे प्रतल एकदा वा तीन वेळा ओलांडू शकते. अशा कडेलगतच्या दिकस्थितीत असताना अंधुक उपग्रह व दूरस्थ कडी यांचा मागोवा घेणे शक्य होते. कारण सर्वसाधारण परिस्थितीत कड्यांच्या मुख्य प्रणालीकडून परावर्तीत झालेल्या तेजस्वी प्रकाशामुळे उपग्रह व कडी दिसत नाहीत.

नामकरण व संरचना : ए हे बाहेरचे कडे तेजस्वी असून त्याचा बाहेरील व्यास २,७२,००० किमी. व आतील व्यास २,४२,००० किमी. आहे. या कड्यात तरंगांसारखे अनेक आकृतिबंध दिसतात. त्यांच्यावरून उपग्रहांमुळे गुरूत्वीय विक्षोभ होत असल्याचे सूचित होते. या कड्यातील अंधुक फटीला बऱ्याचदा ‘एंके फट’ म्हणतात [⟶ एंके, योहान फ्रांट्स]. या फटीत अरुंद, विवृत्ताकार, तुटक व कुरळे (पीळयुक्त) कडे व पॅन हा लहान उपग्रह आहे. आणि बी या कड्यांना विभागणाऱ्या रुंद (सु. ४,०३० किमी.) फटीला ‘कासीनी फट’ म्हणतात. या तथाकथित फटीतील द्रव्याची किमान पाच पृथक कडी बनली असून या प्रत्येक कड्यात कोणती तरी अंतर्गत संरचना असलेली आढळते.

बी कडे हे कड्यांच्या सर्वात तेजस्वी भाग आहे. त्याचा आतील व्यास १,८३,००० किमी. तर बाहेरील व्यास २,३५,००० किमी. आहे. या कड्यात द्रव्याची घनता सर्वाधिक असलेली आढळते. या कड्याचे आतले भाग किंचित कमी तेजस्वी असून तेथे कडे अधिक पारदर्शकही आहे. या कड्यातील आरे त्याच्यापेक्षा अधिक तेजस्वी आहेत. याचा अर्थ त्यांच्यात लहान कण असावेत अशी अपेक्षा आहे. कदाचित विद्युत् चुंबकीय प्रेरणांमुळे हे कण कड्याच्या पातळीच्या वर उचलले जातात. शनीच्या छायेतून वर आल्यावर दिसणारे त्यांचे स्वरुप तेज:शिखांसारखे असते. त्यांचे तेज:शिखांसारखे हे गुणधर्म त्यांच्या निर्मितीच्या दृष्टीने महत्त्वाचे धागेदोरे आहेत. अर्थात त्यांच्या निर्मितीविषयीचा वाद अजून चालू आहे.

सी कड्याला कधीकधी क्रेप किंवा चुणीदार (सुरकुत्या असलेले) कडे म्हणतात. हे कडे बरेच अंधुक व अधिक पारदर्शक आहे. शनीच्या बिंबाच्या पार्श्वभूमीवर हे कडे प्रक्षेपात धूसर पट्ट्यासारखे दिसते. ते आकाशाच्या पार्श्वभूमीवर अगदी अंधुक दिसते. त्याचा बाह्य व्यास १,८३,००० किमी. व आतला व्यास १,४६,००० किमी. आहे. याचा अर्थ या कड्याची आतली कडा शनीच्या दृश्य ढगाळ भागाच्या वरील कडेपासून फक्त ११,५०० किमी. एवढीच दूर आहे.

सी कडे व ग्रह यांच्यामध्ये डी कडे आहे. डी कडे सी कड्यापेक्षा अंधुक आहे. व्हॉयेजरवरून घेतलेल्या छायाचित्रणावरून डी कडे असल्याची खातरजमा झाली.

कड्याची सुरूवात एन्सिलेडस या उपग्रहाच्या कक्षेच्या आतून व शनीपासून सु. १,८०,००० किमी. अंतरावर होते. कडे डायोनी या उपग्रहाच्या कडेपलीकडे पसरलेले असून शनीपासून ४,८०,००० किमी. अंतरावर ते दिसेनासे होते. एन्सिलेडस या उपग्रहाच्या कक्षेच्या अगदी लगत हे कडे पुष्कळ अधिक तेजस्वी दिसते. यावरुन हा उपग्रह या कड्यातील प्रकाशमान द्रव्याच्या निर्मितीला कोणत्या तरी रीतीने कारणीभूत होत असावा, असे सूचित होते. हे कडे द्रव्याच्या अगदी सूक्ष्म कणांचे बनलेले असून हे द्रव्य अल्पायू असते. या उपग्रहावरील पुनरावृत्त व अलीकडील काळात घडलेल्या ज्वालामुखीक्रियेने हे द्रव्य निर्माण होत असल्याचे दिसते.

कड्याच्या अगदी जवळच एफ कडे आहे व त्याचा सरासरी व्यास २,८१,००० किमी. आहे. एफ कड्याचे प्रत्यक्षात पाचहून अधिक स्वतंत्र पेड आहेत. हे सर्व पेड एकाच पातळीत नसण्याची शक्यता आहे. सर्वात तेजस्वी पेडांच्या कक्षा विवृत्तापासून काहीशा वेगळ्या झालेल्या दिसतात. यावरून गुरूत्वाशिवाय इतर प्रेरणा यामागे असल्याचे दिसते. कदाचित आत जडविल्या गेल्यासारख्या चार लहान उपग्रहांमुळे एफ कडे त्याच्या जागेवर पकडून ठेवले गेले आहे. तिसऱ्याउपग्रहाने कड्याची बाहेरील कडा आहे तेथेच राहते आणि चौथ्या उपग्रहामुळे एंके फट तयार झाली आहे.

जी कडे पातळ असून त्याचे स्वरूप कड्यासारखे आहे. मात्र जी कड्याशी निगडित असलेला उपग्रह आढळला नाही. त्यामुळे जी कड्याच्या द्रव्याचा स्रोत व आहे तेथे टिकून राहण्याची क्षमता यांचा उलगडा झालेला नाही. जी कडे मिमास उपग्रहाच्या कक्षेच्या आत आहे.

पृथ्वी व चंद्र यांतील माध्य अंतर ३,८४,००० किमी. आहे. तसेच शनी व त्याची कडी ( कड्याची बाह्य कडा वगळून) ही पृथ्वी व चंद्र यांच्यामधील अवकाशात अगदी चपखलपणे बसतील.

या जवळजवळ वर्तुळाकार कड्यांशिवाय बी कड्यात अस्थायी अरीय बाबी आहेत, त्यांना आरे म्हणतात. हे आरे म्हणजे मायक्रोमीटर (मीटरच्या दशलक्षांश भागाएवढ्या) आकारमानाच्या विद्युत भारित कणांचे ढग आहेत, असे दिसते. सुरूवातीला या कणांचे नियंत्रण शनीच्या चुंबकीय क्षेत्राद्वारे होत होते. नंतर लवकरच हे कण अधिक मोठ्या कणांप्रमाणे केप्लरीय कक्षांमध्ये [विवृत्तीय कक्षांमध्ये ⟶ ग्रह] गेले.


उत्पत्ती व स्वरूप : ग्रहापासून त्याच्या त्रिजेच्या २·४४ पटींपेक्षा कमी अंतरावर असणाऱ्या त्याच्याच घनतेच्या द्रवरूप द्रव्यापासून उपग्रह निर्माण होऊ शकणार नाही, हे ई. रोश यांनी १८८९ साली सिद्ध केले. या अंतराच्या आत उपग्रहाच्या स्वतःच्या गुरुत्वापेक्षा भंजक वेलीय प्रेरणा (ग्रहाच्या गुरूत्वापेक्षा क्षेत्राची प्रणवता म्हणजे क्रमिकता) अधिक मोठ्या असतील परंतु खडक वा हिम यांचा बनलेला उपग्रह अधिक शक्तिशाली प्रेरणांनी एकत्रित धरून ठेवला जातो आणि म्हणून ग्रहाच्या गुरूत्वीय क्षेत्रामुळे ग्रहापासून त्याच्या त्रिज्येच्या १·३५ अंतराहून अधिक अंतरावर फुटणार नाही. वस्तुतः एफ कडे व त्याचा पालक उपग्रह ही २·३३ त्रिज्यीय अंतरावर म्हणजे रोश मऱ्यादेच्या अगदी आत आहेत. शनीचा एखादा उपग्रह रोश मऱ्यादेच्या आत आल्याने तो भंग पावून बनलेल्या तुकड्यांपासून शनीची कडी बनली असावीत, अशी एक परिकल्पना आहे.

शनीच्या कड्यांची प्रणाली असंख्य कणांची बनलेली असून तिचे द्रव्यमान कमी आहे. ही प्रणाली अधिक मोठ्या उपग्रहांद्वारे निर्माण होणाऱ्याविक्षोभांसारखे बाह्य विक्षोभ असतानाही स्थिर राहू शकते, असे १८५९ साली जेम्स क्लार्क मॅक्सवेल यांनी दाखवून दिले होते. कड्यांच्या या प्रणालीचे द्रव्यमान बरेच कमी म्हणजे चंद्राच्या द्रव्यमानाच्या निम्म्याहून कमी आहे. शनीच्या कड्यांचे प्रमुख विभाग अलग होण्यास अंशतः प्रमुख उपग्रहांमुळे होणारे आवर्ती विक्षोभ कारणीभूत आहेत. अशाच रीतीने गुरूच्या विक्षोभामुळे लघुग्रहांच्या पट्ट्यामधील कर्कवुड फटी निर्माण होतात. [⟶ लघुग्रह]. अशा अनेक लहान विभाजनांचे (विभाग बनण्याचे) कारण अजून स्पष्टपणे कळलेले नाही. या फटीत छोटे उपग्रह असू शकतील व त्यांच्यामुळे सुटी, स्वतंत्र कडी स्थित होत असतील, असे सुचविण्यात आले आहे. कारण एफ कडे त्याच्या दोन उपग्रहांनी स्थिर झाले आहे. परंतु एंके फट वगळता काळजीपूर्वक शोध घेतल्यानंतरही कोणत्याही फटीत कोणताही लहान (५ ते १० किमी. व्यासाचा) उपग्रह आढळला नाही.

शनीच्या कड्यांचा परावर्तन वर्णपट हा पाण्यापासून बनलेल्या हिमाच्या वर्णपटासारखा आहे आणि नंतरच्या मापनांवरून या निष्कर्षांची खातरजमा झाली. कडी रडार तरंग चांगल्या रीतीने परावर्तित करतात. यावरून त्यांच्यामध्ये काही सापेक्षतः मोठे (सु. १ किमी. व्यासाचे) खंड असू शकतील असे सूचित होते. या कणांचे प्रभावी सरासरी आकारमान १ मी. असल्याचे दिसून आले आहे. कड्यांच्या प्रणालीची माध्य जाडी चांगल्या प्रकारे ठरविता आलेली नाही. मात्र कड्यांमार्फत ताऱ्याच्या होणाऱ्यापिधानाचे व्हॉयेजरमधून निरीक्षण करण्यात आले व त्यांवरून कड्याची बाहेरची कडा फक्त सु. १५० मी. जाड असल्याचे दिसून आले. कड्यांची जाडी सर्वसाधारणपणे १ किमी. पेक्षा जास्त नसावी.

कड्यांतील बहुसंख्य कणांचे आकारमान अनेक सेंमी. ते अनेक मी. आहे. अर्थात याहून सूक्ष्म म्हणजे मीटरच्या दशलक्षांश भागाएवढे सूक्ष्मकणही त्यांत असावेत. तसेच तात्पुरत्या अभिवृद्धीने लहान गोट्यांपासून घराएवढे मोठे खंड तयार होतात. मात्र असे गतिमान अल्पायू पदार्थ बहुधा वेलीय परिणामांनी त्वरीत फुटतात. ए, बी आणि सी कड्यांचे संघटन भिन्न असल्याचे दिसते. आणि बी कड्यांपेक्षा सी कडे व कासीनी फट यांमधील द्रव्य कमी लाल आहे. जमिनीवरून घेतलेल्या वेधांवरून कड्यांमधील कण मोठ्या प्रमाणात पाण्यापासून बनलेल्या हिमाचे आहेत, असे दिसते. शनीवर पाण्याचे हिम पुरेसे बाष्पनशील म्हणजे वाफेच्या रूपात उडून जाणारे आहेत.

उपग्रह : शनीला सर्व ग्रहांपेक्षा जास्त म्हणजे ज्ञात २२ उपग्रह आहेत. यांपैकी टायटन हा सर्वात मोठा व तेजस्वी असून तो लहान दूरदर्शकातून दिसतो. इतर उपग्रह पुष्कळच अंधुक आहेत. यानुस व एपिमेथिअस हे दोन अंतउपग्रह अगदी जवळजवळ एकाच कक्षेत आहेत. आणखी तीन जादा उपग्रहांपैकी एक उपग्रह डायोनी या उपग्रहाच्या कक्षेतील अग्रेसर व अनुसरणी लांग्रांजियन बिंदूत असून इतर दोन टीथिस या उपग्रहाच्या कक्षेतील अग्रेसर व अनुसरणी लांग्रांजियन बिंदूत असतात (ग्रहाच्या कक्षेवर त्याच्याभोवती फिरणाऱ्या पदार्थाच्या ६० पुढे म्हणजे अग्रेसर किंवा ६० मागे म्हणजे अनुसरणी या ठिकाणी लांग्रांजियन बिंदू असून या तीन पदार्थांनी समभुज त्रिकोण तयार होतो). दोन उपग्रह मिमास या उपग्रहाच्या कक्षेतील लांग्रांजियन बिंदूवर आहेत. एक उपग्रह डायोनी उपग्रहाच्या कुलातील सदस्य आहे आणि चौथा उपग्रह टीथिस व डायोनी यांच्या दरम्यानच्या कक्षेत आहे. या चार उपग्रहांचे पुरेसे तपशीलवार चांगले वेध घेण्यात आलेले नाहीत. त्यामुळे त्यांच्या कक्षा निश्चित करता आलेल्या नाहीत. हे सर्व उपग्रह लहान म्हणजे १०० किमी. पेक्षा कमी व्यापाचे व अनियमित (ओबडधोबड) आहेत. मूळ उपग्रह आणि कडी यांच्यामध्ये सुरूवातीच्या काळात आघात झाल्याचा हे चार उपग्रह हा पुरावा आहे.

फीबी हा सर्वात बाहेरचा (शनीच्या त्रिज्येत २१५ पट अंतरावर) लहान उपग्रह असून तो वक्री दिशेत (इतर सर्व उपग्रहांच्या विरुद्ध दिशेत व सूऱ्याभोवतीच्या शनीच्या दिशेत) उच्च विमध्यता (०·१६) असलेल्या कक्षेत फिरतो. या दोन वैशिष्ट्यांमुळे फीबी अनियमित उपग्रहांच्या गटात मोडतो. असे अनियमित उपग्रह ते ज्याच्याभोवती फिरतात, त्या ग्रहाने पकडलेले उपग्रह असतात. म्हणजे मूळ सौर अभ्रिकेपासून ग्रह निर्माण होताना त्याच्याच बरोबर असे उपग्रह तयार झालेले नसतात. फीबीचा परावर्तनांक अगदी कमी असून तो हिममय पदार्थाप्रमाणे वाटत नाही तर आदिम लघुग्रह किंवा कार्बनी अशनी यांच्यासारखा वाटतो. इतर उपग्रह याच्यापेक्षा पुष्कळच अधिक तेजस्वी असल्याचे त्यांच्या निश्चित करण्यात आलेल्या परावर्तनांकांवरून दिसते (आयापिटस या उपग्रहाची काळसर बाजू हा याबाबतीतील अपवाद आहे). फीबीचा स्वतःभोवती फिरण्याचा म्हणजे अक्षीय परिभ्रमणाचा काळ फक्त ९ तास आहे. हा काळ त्याच्या शनीभोवतीच्या कक्षीय परिभ्रमणाच्या ५५० दिवस या काळाशी अजिबात समकालिक (जुळणारा) नाही. (टायटनची माहिती पुढे स्वतंत्र उपशीर्षकाखाली दिली आहे.)


इतर उपग्रहांची अनेक वैशिष्ट्ये आहेत. सर्वांचे विशिष्ट गुरुत्व १ च्या जवळपास आहे. यावरून मुख्यतः हिममय संघटन सूचित होते. अर्थात घनतेत यदृच्छपणे लहानसे फरक आढळतात. याचा अर्थ घनतेमधील बदलाची प्रवृत्ती गुरू ग्रहातल्याप्रमाणे नाही. शनीचे लहान उपग्रह हे संघटनाच्या बाबतीत धूमकेतूंच्या गाभ्यासारखे आहेत, असे पुष्कळदा सुचविण्यात येते. घनतेमधील या अल्प फरकांवरून हिमात जडविल्या गेलेल्या खडकाळ द्रव्याच्या प्रमाणांमध्ये तफावत असल्याचे उघड होते. एन्सिलेडस व आयापिटस यांच्याव्यतिरिक्त इतर उपग्रहांच्या पृष्ठभागांवर आघातांनी निर्माण झालेली विवरे (खळगे) आढळतात. एंन्सिलेडसच्या पृष्ठभागाच्या मोठ्या पृष्ठभागावर अशी विवरे नाहीत. यावरुन या पृष्ठभागावर अलीकडच्या काळात परिणाम होऊन तो नव्याने तयार झाला आहे, असे दिसते. सुधारित पृष्ठभाग व असाधारण उच्च परावर्तनक्षमता (जवळजवळ १००%) यांच्यावरून त्यांच्यात अंतर्गत हालचाल झाल्याचे सूचित होते (उदा.,ज्वालामुखी क्रिया). या हालचालीने हिममय पृष्ठभाग अंशतः वितळला वा त्याचे चूर्ण झाले आणि ई कड्यामध्ये असलेल्या कणसमुदायांतील सूक्ष्म कणांची निर्मिती होऊन ते बाहेर टाकले गेले. आयापिटसाच्या अनुसरणी अर्धगोल त्याच्या अग्रेसर अर्धगोलापेक्षा सहापट तेजस्वी आहे, असे वैशिष्ट असलेला तो सूर्यकुलातील एकमेव खस्थ पदार्थ आहे. या अनियमित वा असाधारण वैशिष्ट्यांचे कारण माहीत नाही. हायपेरिअन व फीबी हे उपग्रह वगळता शनीचे सर्व उपग्रह शनीभोवती फिरताना त्यांचा एकच अर्धगोल शनीकडे राहील अशा प्रकारे त्यांचे कक्षीय परिभ्रमण होते. म्हणजे त्यांचे अक्षीय परिभ्रमणाचे काळ कक्षीय परिभ्रमणकाळाएवढे असतात. चंद्राप्रमाणे हा वेलीय घर्षणाचा परिणाम आहे [⟶ भरती – ओहोटी]. हायपेरिअनाचे अक्षीय परिभ्रमण अलीकडच्या काळात झालेल्या त्याच्या टकरीचे निदर्शक असू शकेल. हायपेरिअन हा आयापिटस व टायटन यांच्या दरम्यान आहे. तो बराचसा काळसर दिसतो आणि जवळच्या अधिक मोठ्या उपग्रहांमुळे त्याच्या कक्षेला उच्च विकेंद्रता आली आहे. ही त्याची वैशिष्ट्ये आहेत. त्याच्या पृष्ठभागाचे दर्शन पुरेशा स्पष्टतेने झालेले नाही. यामुळे त्याची उत्पत्ती व इतिहास यांची अगदीच थोडी माहिती आहे. तो एखादा अधिक मोठ्या खस्थ पदार्थाचा अवशेष असावा.

शनीच्या कड्यांमध्ये पडलेल्या फटी त्यांच्यावरील उपग्रहांच्या आकर्षणामुळे पडलेल्या आहेत. योग्य परिस्थितीत उपग्रहाच्या छाया शनीवर व कड्यांवर पडतात. तसेच उपग्रहाची बिंबे शनीच्या बिंबावरून सरकत जातात म्हणजे त्यांची शनीवरील अधिक्रमणे होतात. उलट शनीकडून उपग्रहांची पिधाने होतात.

मिमासएवढे वा अधिक आकारमानाच्या शनीच्या उपग्रहांना ‘नियमित उपग्रह’ म्हणतात. असा प्रत्येक उपग्रह तेजस्वी (मात्र टायटनवर सधोन धुके आहे), गोलाकार आणि कमी विकेंद्रता व तिर्यककोन (कल) असलेली कक्षा असलेला आहे. घनतेवरून हे उपग्रह (मुख्यतः पाण्याच्या) हिमाचे बनलेले असून त्यांच्यात खडक व लोह अत्यल्प आहेत. तसेच अमोनिया, मिथेन, कार्बन डाय-ऑक्साइड कदाचित कार्बन मोनॉक्साइड व नायट्रोजन अत्यल्प प्रमाणात असावेत. वर्णपटांवरून पाण्याचे हिम ओळखू आले आहे. या उपग्रहांचा भूवैज्ञानिक इतिहास अगदी भिन्न असून तो अंशतः आकारमानावरून समजला आहे. कारण सारख्या आकारमानाच्या उपग्रहांमध्ये विवरयुक्त जुन्या पृष्ठभागावर नंतर क्रिया होऊन त्याची पुनर्निर्मिती होण्याचे प्रमाण भिन्नभिन्न आढळते. टीथिस व डायोनी हे उपग्रह सुरूवातीच्या काळात क्रियाशील होते पण आता ते तसे राहिले नाहीत. या दोन्हींवर पुष्कळ उंचवटे व घळी आहेत. तसेच टीथिसवर अनेक व काही मोठी विवरे आहेत तर डायोनीवर सपाट प्रदेश व कमी विवरे आहेत. एन्सिलेडसच्या पृष्ठभागावर पुनर्निर्मितीची पुष्कळ क्रिया झाली असून तेथे थोडी सपाट व उंचवटे असणारी मैदाने आणि थोडीच विवरे आहेत.

टायटन : शनीच्या इतर उपग्रहांपेक्षा टायटनचे आकारमान पुष्कळच जास्त असल्याने येथे त्याचा स्वतंत्रपणे विचार केला आहे. मोठ्या दूरदर्शकांतून दिसणाऱ्या टायटनचे बिंब मापन करण्याएवढे मोठे दिसते. वातावरणासहित त्याचा भासमान सरासरी व्यास ५,८०० किमी. आहे. सूऱ्याच्या येऊन पडणाऱ्याप्रारणामुळे प्रकाशरासायनिक विक्रिया होऊन बनलेल्या दाट वायुकलिल द्रव्यांनी हे वातावरण भरलेले आहे. टायटनच्या घनरूप भागाचा व्यास ५,१५० किमी. आहे म्हणजे टायटनचे आकारमान गुरूच्या गॅनिमीड व कॅलिस्टो या दोन उपग्रहांच्या दरम्यानचे किंवा बुधापेक्षा थोडे जास्त आहे. टायटनचे द्रव्यमान चंद्राच्या द्रव्यमानाच्या दुप्पट व घनता दर घ. सेंमी. ला १·९ ग्रॅम आहे (चंद्राची घनता दर घ. सेंमी. ला ३·३ ग्रॅम आहे.) कमी घनतेवरून टायटन मोठ्या प्रमाणात हिममय द्रव्याचा बनलेला असावा. याचा अर्थ चंद्र व अंतर्ग्रह (शुक्र, बुध) यांच्यापेक्षा टायटनचे रासायनिक संघटन अगदी वेगळे आहे. तसेच उच्च रेणुभारांच्या वायूंचे वातावरण धरून ठेवण्याइतपत टायटन मोठा व थंड आहे. टायटनभोवती मिथेनाचे वातावरण असल्याचे निश्चितपणे लक्षात आले आहे. या वातावरणाच्या वरच्या भागात ऊष्मीय उत्क्रमण (पर्यसन) आढळते. तेथील तापमान मोजले असता ते १७५ के. एवढे उच्च आढळले. सूऱ्याचे जंबुपार (दृश्य वर्णपटातील जांभळ्या रंगापलीकडील अदृश्य) प्रारण वायुकलिलात शोषले गेल्यामुळे तापमान इतके वाढते. रेणवीय नायट्रोजन (N2) वातावरणाचा एक मुख्य घटक आहे. या वातावरणाचा पृष्ठभागावर १·५ बार (१.५ x १० पास्कल) एवढा दाब पडतो. पृथ्वीवर सस.ला असणाऱ्यावातावरणाच्या दाबापेक्षा हा दाब दीडपट आहे. टायटनचा पृष्ठभाग इतका थंड (९४+-२ के.) आहे की, तेथे मिथेन व एथेन द्रवीभूत होऊ शकतील. वातावरणातील रासायनिक घडामोडींतून मुख्यतः एथेन तयार होत असण्याची शक्यता आहे. यामुळे या हायड्रोकार्बन रसायनाची सरोवरे टायटनच्या पृष्ठभागावर असू शकतील. टायटनच्या वातावरणात वायुकलिल पदार्थांशिवाय विविध प्रकारची कार्बनी संयुगे आहेत. उदा., सायनोअँसिटिलीन (HC3N), हायड्रोजन सायनाइट (HCN), प्रोपेन (C3H8) वगैरे. अशा प्रकारचे टायटनचे वातावरण ही कार्बनी द्रव्यांनी समृद्ध असलेली अगदी जटिल रासायनिक प्रणाली आहे. म्हणजे जीव अवतरण्याआधीच्या जीवपूर्व पृथ्वीच्या स्थितीचे या स्थितीशी नैसर्गिक साधर्म्य आहे. यामुळे आदिम पृथ्वीच्या रासायनिक उत्क्रांतीच्या कल्पनांची तपासणी करण्याच्या दृष्टीने भावी काळातील अनुसंधानांमध्ये या उपग्रहाचा नैसर्गिक प्रयोगशाळा म्हणून उपयोग करून घेता येऊ शकेल.

शनी प्रणालीची उत्पत्ती : मोठ्या ग्रहांच्या निर्मिती आणि युग्मताऱ्याची (तारकायुगुलांची) निर्मिती यांमध्ये सुस्पष्ट भेद असतो, हे सर्वसाधारणपणे स्वीकारण्यात आलेले मत आहे. खडक व हिम (बर्फ) यांच्या बनलेल्या आद्यग्रहांची अभिवृद्धी होऊन मोठा गाभा बनतो. हा गाभा वाढत्या त्वरेने हायड्रोजन व हीलिअम वायू आकर्षून घेतो. अशा प्रकारे सुरूवातीला जड मूलद्रव्य आणि हायड्रोजन-हीलिअम घटक विभक्त होतात आणि हायड्रोजन-हीलिअम घटकामुळे आत येत असलेल्या खडकाळ व हिमयुक्त आद्यग्रहांच्या विस्तारणाचा बाह्य आवरणामध्ये विलयन (विद्रवण) होण्याचा मार्ग मोकळा होतो. सध्या प्रचलित असलेल्या प्रतिकृतीनुसांर ग्रहांच्या गाभ्यात असे द्रव्य असते या निष्कर्षाचे याद्वारे स्पष्टीकरण होते. भार असलेली (द्रव्यमानयुक्त) आवरणे निर्माण होण्यासाठी पुरेसा वायू असलेल्या आसमंतामध्ये शनी व गुरू त्यांच्या स्थानामुळे अथवा कालपरत्वे एवढे द्रव्य पकडून ठेवू शकले नाहीत. शनीच्या प्रणालीच्या निर्मितीप्रक्रियेत वायू व धूळ यांची तबकडी निर्माण झाली. शनीच्या अभिवृद्धीच्या वेळी उच्च कोनीय संवेग असलेल्या द्रव्याचे अतिशय वेगाने आतमध्ये पतन होऊन किंवा आधीच्या आवरणाचा संकोच होताना उच्च कोनीय संवेगाच्या द्रव्याच्या आनुषंगिक प्रभावाद्वारे ही तबकडी निर्माण झाली असावी. ती मुख्यत्वे हायड्रोजन व हीलिअम यांची बनलेली होती. कदाचित खडक व हिम निर्माण करणारे सौर मिश्रण तिच्यात असावे. मात्र याबद्दल मतभेद आहेत. ग्रहांपेक्षा उपग्रहांची खडक व हिम यांच्यापासून झालेली अभिवृद्धी अतिशय जलदपणे झाली असेल. याचबरोबर काही उपग्रह वायूच्या कर्षणाने (ओढीने) शनीच्या आधीच्या आवरणात लुप्त झाले असतील. लहान नियमित उपग्रहांच्या परिवारातील प्रचंड टायटनचे अस्तित्व शनिनिर्मितीच्या कोणत्याही प्रतिकृतीद्वारे चांगले स्पष्ट करता येत नाही.

शनीच्या प्रणालीचा नंतरचा इतिहास चांगल्या प्रकारे समजलेला नाही. तिचे सध्याचे विशेषतः कड्यांच्या प्रणालीच्या निर्मितीच्या संदर्भात दिसणारे स्वरूप निश्चित होण्यात आधीच्या उपग्रहांमधील टकरी व कदाचित ते फुटणे या गोष्टींचा वाटा आहे, हे उघड आहे. गुरूच्या तुलनेत कदाचित शनीच्या नियमित उपग्रहांतील अधिक लहान उपग्रहांच्या वृद्धीमुळे उपग्रह भंग पावणे व दाट कड्यांची प्रणाली प्रस्थापित होणे या गोष्टी अधिक सुलभपणे झाल्या असतील. शनीच्या प्रणालीची उत्क्रांती चालूच आहे. उदा., सूर्या भोवती फिरणाऱ्या धूमकेतूंचे प्रसंगविशेषी आघात होतात व त्यांमुळे उपग्रहांच्या पृष्ठभागांत व टायटनच्या पृष्ठभाग-वातावरण या प्रणालीत बदल होतात वेलीय उत्क्रांतीने कडी व उपग्रह यांच्या कक्षा बदलत आहेत (व बहुधा एन्सिलेडस तापत आहे) आणि शनीच्या अंतर्गत उष्णतेचे सावकाशपणॆ प्रारण होऊन त्याच्या अंतरंगातून हीलिअम अलग होत आहे.


भवितव्य : १९९५-९८ दरम्यान गुरूचे गॅलिलीओ दूरदर्शकाद्वारे समन्वेषण (बारकाईने पाहणी) करण्यात आले. मग शनीचे समन्वेषण करणारी अतिशय महत्त्वाकांक्षी कासीनी अवकाश मोहीम आखण्यात आली. तीनुसार १९९७ मध्ये शनीकडे जाणारे अवकाशयान सोडण्यात आले. शनीच्या कक्षेत फिरेल असे यान अमेरिकेने तयार केले आहे तर युरोपात बनविलेली हायगेन्झ एषणी २००४ साली या यानातून शनीच्या कक्षेत सोडण्यात आली. नंतर ती एषणी टायटनच्या गूढ वातावरणात दोन तासांहून अधिक काळ खाली गेली. अमेरिकन व युरोपिअन शास्त्रज्ञांच्या पथकांनी बनविलेल्या उपकरणांच्या मदतीने त्या वातावरणाचे रासायनिक स्वरूप, गतिकी व भौतिक गुणधर्म यांचे पृथक्करण करण्यात आले. तसेच पृष्ठभागांच्या प्रतिमा मिळविण्यात आल्या. ही एषणी पृष्ठभागावर उतरताना टिकून राहिली. त्यामुळे पृष्ठभागाचे थेट नमुने घेणे शक्य झाले. एषणीच्या या मोहिमेनंतर दोन वर्ष शनीभोवती फिरत राहणारे यान शनीच्या वातावरण, उपग्रह, कडी व चुंबकांबर यांचे अनुसंधान (बारकाईने निरीक्षण) करील. तसेच पृथ्वीवरील दूरनियंत्रण प्रणालीच्या मदतीने टायटनचे अनुसंधान पुढे चालू राहील. या मोहिमेतील सुविकसित उपकरणांमुळे व्हॉयेजर -१ व -२ मोहिमांपेक्षा शनीच्या या अनुसंधानात थोडी पण उपयुक्त अशी सुधारणा होईल. त्यात टायटनच्या पृष्ठभागाचे छायाचित्रण, उपग्रह व कडी यांच्या पृष्ठभागांचे अधिक सुविकसित (तपशीलवार) प्रतिमादर्शन, वर्णपटवैज्ञानिक निरीक्षण आणि चुंबकांबराचे थेट प्रतिमादर्शन या गोष्टी साध्य होतील. आर्थिक मऱ्यादांमुळे ही मोहीम सोपी नाही. सूर्यकुलांतील सर्वांत सुंदर व गुंतागुंतीच्या ग्रहप्रणालीचे आंतरराष्ट्रीय पातळीवरील समन्वेषण करण्याची प्राप्त झालेली संधी, हा या महत्त्वाकांक्षी मोहिमेचा फायदा होय. अवकाशयान गुरूजवळून जाताना त्यातून घेतलेली गुरूच्या उपग्रहाची छायाचित्रे जानेवारी २००१ मध्ये पृथ्वीवर धाडली गेली.

फलज्योतिष : फलज्योतिषात शनीला असाधारण महत्त्व आहे. शनी सामान्य लोकांना उपद्रव देऊ लागल्यामुळे त्याला संतुष्ट करण्यासाठी शंकराने त्याला मकर व कुंभ राशींचा स्वामी केले, अशी कथा आहे. तूळ राशीत तो उच्चीचा व मेष राशीत नीचीचा मानतात. शनी हा पापग्रह व दुष्टग्रह असला, तरी जन्मपत्रिकेत तो शुभस्थानी असल्यास व्यक्तीला यश व धन प्राप्त होते, असे मानतात. शनीची साडेसाती ही फलज्योतिषातील प्रसिद्ध कल्पना आहे. व्यक्तीची स्वतःची रास तसेच या राशीच्या पुढची व मागची रास अशा एकूण तीन राशींमधून शनीचे भ्रमण होणे म्हणजे त्या व्यक्तीला साडेसाती आहे, असे म्हणतात. एका राशीतून जाण्याला शनीला सर्वसाधारणपणे अडीच वर्ष लागतात. अशा रीतीने या तीन राशींतून शनीचे भ्रमण पूर्ण होण्यास साडेसात वर्षे एवढा अवधी लागतो. त्यामुळे या घटनेला साडेसाती हे नाव पडले आहे.

पाहा : उपग्रह खगोल  भौतिकी गुरु-१ ग्रह सूर्यकुल.

संदर्भ : 1. Alexander, A.F. O’ D. The Planet Saturn : A History of Observation, Theory and Discovery, New York, 1962.

2. Beatty, J. K Chaikah, A., Eds. The New Solar System, 1990.

3. Hubbard, W.B. Planetary Interiors, New York, 1984.

4. Morrison, D. Owmen, T. The Planetary System, 1995.

5. Morrison D. Voyages to Saturn, Washington, D.C., 1982.

6. Rothery, D.A. Satellited of the Outer Planets : Words in their Own Right, Oxford, 1992.

7. Shirly, J.H. Fairbridge, R.W., Eds. Encyclopedia of Planetary Sciences, London, 1997.

मराठे, स.चि. ठाकूर, अ.ना.

शनि

Close Menu
Skip to content