ശനി: സൂര്യനിൽ നിന്നും ആറാമത്തെ ഗ്രഹം

ശനി എന്ന വാക്കാൽ വിവക്ഷിക്കാവുന്ന ഒന്നിലധികം കാര്യങ്ങളുണ്ട്. അവയെക്കുറിച്ചറിയാൻ ശനി (വിവക്ഷകൾ) എന്ന താൾ കാണുക.

വ്യാഴത്തിനു ശേഷമായി സൗരയൂഥത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ രണ്ടാമത്തെ ഗ്രഹവുമാണിത്. പാശ്ചാത്യർ റോമൻ ദേവനായ സാറ്റണിന്റെ (Saturn) നാമം ഇതിനു ചാർത്തിയിരിക്കുന്നു, ഗ്രീക്ക് ഐതിഹ്യത്തിലെ ക്രോണസും (സിയൂസിന്റെ പിതാവായ ടൈറ്റൻ), ബാബിലോണിയയിലെ നിനൂർത (Ninurta), ഹിന്ദു ഐതിഹ്യത്തിലെ ശനി എന്നിവ ഈ ഗ്രഹത്തിനെ ബന്ധപ്പെടുത്തിയാണ്. റോമൻ ദേവന്റെ അരിവാളിനെ സൂചിപ്പിക്കുന്നതാണ് ശനിയുടെ ചിഹ്നം (യൂണികോഡ്: ♄).

ശനി

ശനിയുടെ ചിത്രം - കസ്സീനി ഓർബിറ്റർ എടുത്തത്
വിശേഷണങ്ങൾ
ഉച്ചാരണം	/[invalid input: 'en-us-Saturn.ogg']ˈsætərn/
Adjectives	Saturnian, Cronian
ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ സവിശേഷതകൾ
ഇപ്പോക്ക് J2000.0
അപസൗരത്തിലെ ദൂരം	1,513,325,783 km 10.115 958 04 AU
ഉപസൗരത്തിലെ ദൂരം	1,353,572,956 km 9.048 076 35 AU
സെമി-മേജർ അക്ഷം	1,433,449,370 km 9.582 017 20 AU
എക്സൻട്രിസിറ്റി	0.055 723 219
പരിക്രമണകാലദൈർഘ്യം	10,759.22 days 29.4571 yr 24,491.07 Saturn solar days
സൈനോഡിക് പിരീഡ്	378.09 days
Average പരിക്രമണവേഗം	9.69 km/s
ശരാശരി അനോമലി	320.346 750°
ചെരിവ്	2.485 240° to Ecliptic 5.51° to Sun’s equator 0.93° to Invariable plane
പിണ്‌ഡത്തിൽ നിന്നുള്ള ആരോഹണ രേഖാംശം	113.642 811°
Argument of perihelion	336.013 862°
Known satellites	~ 200 observed (61 with secure orbits)
ഭൗതിക സവിശേഷതകൾ
ഗ്രഹമദ്ധ്യരേഖയുടെ ആരം	60,268 ± 4 km 9.4492 Earths
ധ്രുവീയ ആരം	54,364 ± 10 km 8.5521 Earths
Flattening	0.097 96 ± 0.000 18
ഉപരിതല വിസ്തീർണ്ണം	4.27×1010 km² 83.703 Earths
വ്യാപ്തം	8.2713×1014 km³ 763.59 Earths
പിണ്ഡം	5.6846×1026 kg 95.152 Earths
ശരാശരി സാന്ദ്രത	0.687 g/cm³ (less than water)
പ്രതല ഗുരുത്വാകർഷണം	10.44 m/s² 1.065 g
നിഷ്ക്രമണ പ്രവേഗം	35.5 km/s
Sidereal rotation period	10.57 hours (10 hr 34 min)
Equatorial rotation velocity	9.87 km/s 35,500 km/h
Axial tilt	26.73°
North pole right ascension	2 h 42 min 21 s 40.589°
North pole declination	83.537°
അൽബിഡോ	0.342 (Bond) 0.47 (geom.)
ഉപരിതല താപനില min mean max 1 bar level 134 K 0.1 bar 84 K
ദൃശ്യ കാന്തിമാനം	+1.47 to −0.24
കോണീയ വ്യാസം	14.5" — 20.1" (excludes rings)
അന്തരീക്ഷം
Scale height	59.5 km
ഘടന (വ്യാപ്തമനുസരിച്ച്)	~96% Hydrogen (H2) ~3% Helium ~0.4% Methane ~0.01% Ammonia ~0.01% Hydrogen deuteride (HD) 0.000 7% Ethane Ices: Ammonia water ammonium hydrosulfide(NH4SH)

ശനി, വ്യാഴം, യുറാനസ്, നെപ്റ്റ്യൂൺ എന്നിവയെ മൊത്തത്തിൽ വാതകഭീമന്മാർ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഇവയെ വ്യാഴസമാനമായ എന്നർത്ഥം വരുന്ന ജൊവിയൻ ഗ്രഹങ്ങൾ എന്നും വിളിക്കുന്നു. നാലിനും ഭൂമിയെക്കാൾ ഒരുപാട് വലിപ്പക്കൂടുതലുണ്ട്. മാത്രവുമല്ല, ഈ നാല് ഗ്രഹങ്ങൾക്കും ചുറ്റും വലയങ്ങളുമുണ്ട്. ഭൂമിയുടെ ശരാശരി വ്യാസാർദ്ധത്തിന്റെ ഒൻപത് മടങ്ങുണ്ട് ശനിയുടെ വ്യാസാർദ്ധം. ഭൂമിയുടെ 95 മടങ്ങ് പിണ്ഡമുണ്ടെങ്കിലും അതിബൃഹത്തായ വ്യാപ്തം കാരണം ശനിയുടെ സാന്ദ്രത ഭൂമിയുടെ എട്ടിലൊന്നു മാത്രമേയുള്ളൂ.

വലിയ പിണ്ഡമുള്ളത് വഴിയുണ്ടാകുന്ന ഗുരുത്വബലം കാരണം ശനിയിലെ സ്ഥിതി ഭൂമിയോട് താരതമ്യം ചെയ്യപ്പെടുമ്പോൾ വളരെ കഠിനമാണ്. ഇരുമ്പ്, നിക്കൽ, സിലിക്കൺ, ഓക്സിജൻ സംയുക്തങ്ങൾ എന്നിവയാലുള്ള കാമ്പ്, അതിന് ചുറ്റിലുമായി വളരെ ആഴത്തിലുള്ള ലോഹീയ ഹൈഡ്രജൻ, അതിനു പുറമേ ദ്രവിയ ഹൈഡ്രജനാലും ദ്രവിയ ഹീലിയത്താലുമുള്ള മറ്റൊരു പാളി. ഏറ്റവും പുറമേയായി വാതക പാളി. ഇതാണ് ശനിയുടെ ഘടന. ലോഹീയ ഹൈഡ്രജനിൽ സംഭവിക്കുന്ന വൈദ്യുതപ്രവാഹങ്ങൾ വഴിയാണ് ശനിയുടെ കാന്തികക്ഷേത്രം നിലനിൽക്കുന്നത് എന്നാണ് മനസ്സിലാക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്. ഇത് ഭൂമിയേക്കാൾ അല്പം ശക്തി കുറഞ്ഞതാണ്. വ്യാഴത്തിന്റെ ഏതാണ്ട് ഇരുപതിലൊന്ന് മാത്രം ശക്തി. പുറം അന്തരീക്ഷം ഏറെക്കുറെ നിർവികാരമാണെങ്കിലും ദീർഘകാലം നിലനിൽക്കുന്ന സവിശേഷതകൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെടാവുന്നതാണ്. കാറ്റുകളുടെ വേഗത മണിക്കൂറിൽ 1,800 കീലോമീറ്റർ വരെയാകാറുണ്ട്. ഇത് വ്യാഴത്തിലേതിനേക്കാൾ വളരെ കൂടുതലാണ്.

ശനിക്ക് ഒൻപത് പൂർണ്ണവളയങ്ങളും മൂന്ന് അർദ്ധവളയങ്ങളുമുണ്ട്. കൂടുതൽ ഭാഗവും ഹിമത്താലുള്ള ഇവയിൽ പാറക്കഷ്ണങ്ങളും പൊടിപടലങ്ങളും അടങ്ങിയിട്ടുണ്ട്. അറിവിൽ ആകെ 82 ഉപഗ്രഹങ്ങൾ ഈ ഗ്രഹത്തെ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നുണ്ട്.സൗരയൂഥത്തിലെ ഏറ്റവും അധികം ഉപഗ്രഹങ്ങളുള്ള ഗ്രഹം എന്ന റെക്കോഡ് ശനിക്കാണ്. ശനിയുടെ പുതിയ 20 ഉപഗ്രഹങ്ങളെ കൂടി ഗവേഷകർ കണ്ടെത്തിയിരിക്കുന്നു.മുമ്പ് ഒന്നാം സ്ഥാനമുണ്ടായിരുന്ന വ്യാഴത്തിന് 79 ഗ്രഹങ്ങളാണുളളത്. യുഎസ് ഗവേഷണ കേന്ദ്രമായ കാർണെഗി ഇൻസ്റ്റിറ്റ്യൂഷൻ ഓഫ് സയൻസ് ആണ് കണ്ടുപിടിത്തത്തിന്നു പിന്നിൽഇതിൽ 53 എണ്ണത്തിനും ഔദ്യോഗിക നാമം നൽകപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. വളയങ്ങളിലുള്ള നൂറുകണക്കിന് “ചെറുപഗ്രഹങ്ങളെ” ഇതിൽ ഉൾ‍പ്പെടുത്തിയിട്ടില്ല. ശനിയുടെ ഏറ്റവും വലിയ ഉപഗ്രഹമായ ടൈറ്റൻ (ഉപഗ്രഹം) വ്യാഴത്തിന്റെ ഗാനിമീഡിനു ശേഷം സൗരയൂഥത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ രണ്ടാമത്തെ ഉപഗ്രഹമാണ്, ഇത് ബുധനേക്കാൾ വലിപ്പമുള്ളതും കണക്കിലെടുക്കാവുന്ന തരത്തിലുള്ള അന്തരീക്ഷമുള്ള സൗരയൂഥത്തിലെ ഏക ഉപഗ്രഹവുമാണ്.

 

കുറഞ്ഞ സാന്ദ്രത, വേഗത കൂടിയ ഭ്രമണം, ദ്രവീയ അവസ്ഥയെന്നിവ കാരണം ശനി ഒരു ഒബ്ലേറ്റ് ഗോളാഭമാണ്. അതായത് അതിന്റെ ധ്രുവഭാഗം പരന്നിരിക്കുന്നതും മധ്യരേഖാഭാഗം തള്ളിനിൽക്കുന്നതും ആണ്. മധ്യരേഖാഭാഗവും ധ്രുവഭാഗവും തമ്മിൽ വ്യാസാർദ്ധത്തിൽ ഏതാണ്ട് പത്ത് ശതമാനത്തിന്റെ അതായത് 60,268 കിലോമീറ്റർ മുതൽ 54,364 കിലോമീറ്റർ വരെയുള്ള വ്യത്യാസമുണ്ട്. മറ്റ് വാതക ഗ്രഹങ്ങളും ഇതേ പോലേ ഒബ്ലേറ്റ് ആണെങ്കിലും ഈ ഗ്രഹത്തിനോളം ഇല്ല. സൗരയൂഥത്തിൽ ജലത്തേക്കാൾ സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ ഒരേയൊരു ഗ്രഹമാണ് ശനി. ശനിയുടെ കാമ്പിന് ജലത്തേക്കാൾ സാന്ദ്രതയുണ്ടെങ്കിലും വാതക അന്തരീക്ഷം കാരണമായി മൊത്തത്തിലുള്ള ശരാശരി സാന്ദ്രത 0.69 ഗ്രം പ്രതി ഘന സെന്റീമീറ്റർ ആണ്. വ്യാഴത്തിന് ഭൂമിയേക്കാൾ 318 മടങ്ങ് പിണ്ഡമുണ്ടെങ്കിൽ ശനിക്ക് 95 മടങ്ങാണുള്ളത്, അതേ സമയം വ്യാഴത്തിന് ശനിയേക്കാൾ 20 ശതമാനം വലിപ്പക്കൂടുതലേയുള്ളൂ.

ആന്തരീക ഘടന

ശനിയുടെ അന്തർഘടനയെപ്പറ്റി നേരിട്ടുള്ള വിവരങ്ങളൊന്നും ലഭ്യമല്ലെങ്കിലും അത് വ്യാഴത്തിന് സമാനമാണെന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു. ചെറിയൊരു കാമ്പ് നിലനിൽക്കുന്നുണ്ടെങ്കിലും അതിനു ചുറ്റും ഭൂരിഭാഗവും ഹൈഡ്രജനും, ഹീലിയവുമായിരിക്കും. കാമ്പിന്റെ ഘടന ഭൂമിക്ക് സമാനമായിരിക്കുമെങ്കിലും കൂടുതൽ സാന്ദ്രമായിരിക്കും. ഇതിനെ പൊതിഞ്ഞ് കട്ടിയേറിയ ലോഹീയ ഹൈഡ്രജന്റെ പാളിയാണ്. ശേഷം ദ്രവീയ ഹൈഡ്രജന്റെയും, ഹീലിയത്തിന്റെയും പാളിയും പുറമേയായി വാതക അന്തരീക്ഷ പാളി ഏതാണ്ട് 1000 കിലോമീറ്റർ ഉയരം വരെ വ്യാപിച്ച് കിടക്കുന്നു. മറ്റ് പല ബാഷ്പ പദാർത്ഥങ്ങളുടെ സാന്നിദ്ധ്യവുമുണ്ട്. കാമ്പ് 9 മുതൽ 22 മടങ്ങ് വരെ ഭൗമപിണ്ഡങ്ങൾ വരുമെന്ന് കണക്കാക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. വളരെ തപ്തമായ അന്തർഭാഗമാണ് ശനിക്കുള്ളത്. ഏതാണ്ട് 11,700 ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസാണ് കാമ്പിലെ താപനില. സൂര്യനിൽ നിന്നും സ്വീകരിക്കുന്നതിന്റെ രണ്ടര മടങ്ങ് ഊർജ്ജം ശനി, ബഹിരാകാശത്തേക്ക് വികിരണം ചെയ്യുന്നുണ്ട്. കെൽവിൻ-ഹെൽമോൾട്ട്സ് ഗതികം വഴിയാണ് (മന്ദഗതിയിലുള്ള ഗുരുത്വ ചുരുങ്ങൽ) ഇത്തരത്തിലുള്ള അധിക ഊർജ്ജം ഉണ്ടാവുന്നത്. പക്ഷെ ശനിയുടെ താപോല്പാദനത്തിന്റെ വിശദീകരണം ഇത് മാത്രമല്ല. താരതമ്യേന ലഘുവായ ഹൈഡ്രജൻ മാധ്യമത്തിലൂടെ ഹീലിയത്തിന്റെ തുള്ളികൾ ആഴത്തിലേക്ക് ഊർന്ന് പോകുമ്പോൾ ഉണ്ടാകുന്ന ഘർഷണഫലമായാണ് ശനി ഇത്തരത്തിൽ കൂടുതൽ താപം ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്നത് എന്ന സിദ്ധാന്തം മുന്നോട്ട് വയ്ക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്.

ശനിയുടെ പുറം അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ 96.3 ശതമാനം ഹൈഡ്രജനും 3.25 ശതമാനം ഹീലിയവുമാണ്. അമോണിയ, അസറ്റലീൻ, ഈഥെയ്ൻ, ഫോസ്ഫൈൻ, മീഥെയ്ൻ എന്നിവയുടെ നേരിയ തോതിലുള്ള സാന്നിദ്ധ്യവും തിരിച്ചറിയപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. ശനിയുടെ മുകൾപ്പരപ്പിലുള്ള മേഘങ്ങൾ അമോണിയ പരലുകളാലുള്ളതാണ്, അതേസമയം താഴെതട്ടിലുള്ള മേഘങ്ങൾ അമോണിയം ഹൈഡ്രോസൾഫൈഡ് (NH₄SH) ജലം എന്നിവയാലുള്ളവയാണ്. സൂര്യനിലുള്ള ഹീലിയത്തിന്റെ അനുപാതം വച്ച് താരതമ്യം ചെയ്യുമ്പോൾ ശനിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ ഹീലിയത്തിന്റെ അംശം വളരെ കുറവാണ്.

ഹീലിയത്തേക്കാൾ പിണ്ഡമേറിയ മൂലകങ്ങളുടെ അനുപാതം കൃത്യമായി മനസ്സിലാക്കാൻ സാധിച്ചില്ലെങ്കിലും അവ സൗരയൂഥ രൂപീകരണ സമയത്തുണ്ടായിരുന്ന അനുപാതത്തിന് സമാനമായിരിക്കും എന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു. അവയുടെ മൊത്തം പിണ്ഡം ഭൂമിയുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 19 മുതൽ 31 വരെ മടങ്ങ് വരുമെന്ന് കണക്കാക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു, അവയിൽ ഭൂരിഭാഗവും ശനിയുടെ കാമ്പ് ഭാഗത്താണ് കാണപ്പെടുന്നത്.

മേഘപാളികൾ

വ്യാഴത്തേപോലെ ശനിയും ബാൻഡുകളായുള്ള ഘടന പ്രദർശിപ്പിക്കുന്നുണ്ട്, പക്ഷെ ശനിയുടെ ബാൻഡുകൾ മങ്ങിയതും മധ്യരേഖാ ഭാഗത്തിനടുത്ത് കൂടുതൽ വീതിയുള്ളവയുമാണ്. ഉള്ളിൽ ഏതാണ്ട് 10 കിലോമീറ്റർ കനത്തിലുള്ളതും -23 ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസ് താപനിലയോടു കൂടിയ ഒരു പാളി ജലഹിമത്താലുള്ളതാണ്. ഇതിനു മീതെ അമോണിയം ഹൈഡ്രോസൾഫൈഡ് ഹിമത്താലുള്ള പാളിയാണെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു, ഇത് ഏതാണ്ട് 50 കിലോമീറ്റർ കനത്തിലുള്ളതും -93 ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസ് താപനിലയുള്ളതുമാണ്. ഇതിനു മീതെ 80 കിലോമീറ്ററോളം അമോണിയ ഹിമ മേഘങ്ങളാണ്, ഈ ഭാഗത്തുള്ള താപനില -153 ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസാണ്. അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ മുകൾഭാഗത്തോട് ചേർന്ന് ഏതാണ്ട് 200 കിലോമീറ്റർ മുതൽ 270 കിലോമീറ്റർ വരെ പുറമേകാണപ്പെടുന്ന അമോണിയ മേഘങ്ങൾ, വാതക ഹൈഡ്രജൻ, വാതക ഹീലിയം എന്നിവ നിലനിൽക്കുന്നു. സൗരയൂഥത്തിലെ ഏറ്റവും വേഗതയേറിയ കാറ്റുകൾ ശനിയിലേതാണ്. പ്രതിമണിക്കൂറിൽ 1800 കിലോമീറ്റർ വേഗതയിൽ വരെ ഇവ വീശുന്നുണ്ട് എന്ന് വോയേജറിൽ നിന്നുള്ള വിവരങ്ങൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. വോയേജർ സമീപ പറക്കലുകൾ നടത്തുന്നത് വരെ ശനിയുടെ സൂക്ഷ്മ മേഘരൂപങ്ങൾ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിരുന്നില്ല. ഭൂമിയിൽ നിന്നുതന്നെ പതിവ് നിരീക്ഷണങ്ങൾക്ക് സഹായിക്കുന്ന ദൂരദർശിനികൾ പിൽക്കാലത്ത് നിർമ്മിക്കപ്പെടുകയുണ്ടായി.

 

സാധാരണഗതിയിൽ വർണ്ണരഹിതമായി കിടക്കുന്ന അന്തരീക്ഷം വ്യാഴത്തിലുള്ളതുപോലെ നീണ്ടകാലയളവോളം നിലനിൽക്കുന്ന ഓവലുകളും മറ്റ് സവിശേഷതകളും കാണിക്കുന്നു. 1990 ൽ ഹബിൾ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനി ശനിയുടെ മധ്യരേഖാഭാഗത്തിനടുത്തായി വലിയ വെളുത്ത മേഘം കണ്ടെത്തി, വൊയേജർ സന്ദർശന വേളയിലും ശേഷം 1994 ലും അതുണ്ടായിരുന്നില്ല, 1994 ൽ കുറച്ചുകൂടി ചെറിയ കൊടുങ്കാറ്റ് കണ്ടെത്തിയിരുന്നു. 1990 കണ്ടെത്തിയ കൊടുങ്കാറ്റ് ഭീമൻ വെള്ള പൊട്ടിന് ഉദാഹരണമാണ്, ശനിവർഷത്തിലൊരിക്കൽ മാത്രമുണ്ടാകുന്നതാണ് ഇത്, ഏതാണ്ട് 30 ഭൗമവർഷങ്ങൾക്ക് തുല്യമാണ് ഒരു ശനിവർഷം, ഉത്തര അയാനന്ത സമയത്താണ് ഇത് പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നത്. 1876, 1903, 1933, 1960 എന്നീ വർഷങ്ങളിലും ഭീമൻ വെള്ളപൊട്ടുകൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടിരുന്നു, ഇതിൽ 1933 ൽ ഉണ്ടായതായിരുന്നു ഏറ്റവും ശ്രദ്ധിക്കപ്പെട്ടത്. ഇതേ ക്രമം തുടരുകയാണെങ്കിൽ 2020 ൽ മറ്റൊരു പൊട്ട് പ്രത്യക്ഷപ്പെടും.

അടുത്ത കാലത്ത് കാസ്സിനി പേടകത്തിൽ നിന്നും ലഭിച്ച ചിത്രങ്ങളിൽ ശനിയുടെ ഉത്തരാർദ്ധഗോളം കടും നീലനിറത്തിലായിരുന്നു (വലതുവശത്തുള്ള ചിത്രം), യുറാനസിന്റേതും ഇതിനു സമാനമാണ്. നിലവിൽ ശനിയുടെ വളയങ്ങൾ ഉത്തരാർദ്ധഗോളത്തെ മറയ്ക്കുന്നതിനാൽ ഭൂമിയിൽ നിന്നുള്ള നിരീക്ഷണത്തിൽ ഈ നീലനിറം ദൃശ്യമാകില്ല. റെയ്‌ലീ വിസരണം (Rayleigh scattering) വഴിയുണ്ടാകുന്നതാകും ഈ നിറം.

ശനിയുടെ ഇൻഫ്രാറെഡ് ചിത്രത്തിൽ ദക്ഷിണധ്രുവത്തിൽ ഒരു ചൂടുള്ള ധ്രുവച്ചുഴി കണ്ടെത്തിയിരുന്നു, സൗരയൂഥത്തിലെ ഈ തരത്തിലുള്ള ഒരേയൊരു പ്രതിഭാസമാണിത്. −185 °C ആണ് ശനിയിലെ സാധാരണ താപനില, അതേ സമയം ചുഴിയിൽ താപനില −122 °C വരെ ആയി ഉയരുന്നു, തത്ഫലമായി ഇത് ശനിയിലെ ഏറ്റവും ചൂടുള്ള ഇടമായി കരുതുന്നു.

ഉത്തരധ്രുവത്തിലെ ഷഡ്ഭുജ രൂപ മേഘങ്ങൾ

 

ശനിയുടെ ഉത്തരധ്രുവത്തിലെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ 78°N സ്ഥാനത്ത് ഷഡ്ഭുജാകൃതിയിലുള്ള തരംഗരൂപമുണ്ട്, വൊയേജറിൽ നിന്നുള്ള ചിത്രത്തിലാണ് ഇത് ആദ്യമായി കണ്ടെത്തിയത്. ഹബിൾ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനിയെടുത്ത ദക്ഷിണ ധ്രുവത്തിന്റെ ചിത്രത്തിൽ ഉത്തരധ്രുവത്തിൽ നിന്നും വിഭിന്നമായി ശക്തമായ പ്രവാഹത്തിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യമാണ് മനസ്സിലാക്കാൻ സാധിക്കുന്നു, ധ്രുവച്ചുഴിയുടേയോ ഷ്ഡ്ഭുജാകൃതിയിലുള്ള തിരകളുടേയോ സാന്നിദ്ധ്യം ഇല്ലായിരുന്നു. കാസ്സിനി പേടകം ശനിയുടെ ദക്ഷിണ ധ്രുവത്തോട് ബന്ധിതമായ ഒരു ഹരിക്കെയ്നിന് സമാനമായ കൊടുങ്കാറ്റിനെ കണ്ടെത്തിയതായി 2006 ൽ നാസ അറിയിക്കുകയുണ്ടായി, അതിന് വ്യക്തമായ കണ്ണിന്റെ മതിൽ (eyewall) ഉണ്ടായിരുന്നു. ഭൂമിക്കു പുറത്ത് മറ്റൊരു ഗ്രഹത്തിലും ഇത്തരത്തിൽ കണ്ണിന്റെ മതിൽ കാണാൻ കഴിഞ്ഞിട്ടില്ലാത്തതിനാൽ ഇത് സവിശേഷ ശ്രദ്ധയാകർഷിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന് ഗലീലിയോ പേടകത്തിൽ നിന്നുള്ള വ്യാഴത്തിന്റെ ഭീമൻ ചുവന്ന പൊട്ടിന്റെ ചിത്രങ്ങളിലൊന്നും ഇത്തരത്തിലുള്ള കണ്ണിന്റെ മതിലിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യമില്ല.

ദക്ഷിണധ്രുവ ഷഡ്ഭുജാകൃതിയുടെ ഒരോ വശവും ഏതാണ്ട് 13,800 കിലോമീറ്റർ നീളമുള്ളവയാണ്, ഇത് ഭൂമിയുടെ വ്യാസത്തിനേക്കാളും വലിയ നീളമാണ്. ഈ രൂപം മൊത്തം 10 മണിക്കൂർ 39 മിനുട്ട് 24 സെക്കന്റ് സമയ ദൈർഘ്യത്തോടെ കറങ്ങുന്നുണ്ട്, ഈ ഇടവേള തന്നെയാണ് ഗ്രഹത്തിന്റെ റേഡിയോ ഉൽസർജ്ജനങ്ങളുടേതും, ഇത് തന്നെയാണ് ശനിയുടെ ആന്തരീക ഭാഗത്തിന്റെ കറക്കത്തിന്റെ ഇടവേളയെന്നും അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു. അന്തരീക്ഷത്തിൽ കാണപ്പെടുന്ന മറ്റ് മേഘങ്ങളെ പോലെ ഈ ഷഡ്ഭുജാകൃതിക്ക് രേഖാംശപരമായി സ്ഥാന ചലനം സംഭവിക്കുന്നില്ല.

ഈ രൂപം ഒട്ടേറെ അഭ്യൂഹങ്ങൾക്ക് ഹേതുവായിട്ടുണ്ട്. കൂടുതൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരും ഇത് അന്തരീക്ഷത്തിലുള്ള സ്റ്റാൻഡിങ്ങ്-വേവ് പാറ്റേൺ വഴിയുണ്ടാകുന്നതാണെന്നും ഷഡ്ഭുജാകൃതി തിരിച്ചറിയപ്പെടാത്ത് ദീപ്തി വഴിയുണ്ടാകുന്നതാണെന്നും കരുതുന്നു. പരീക്ഷണ ശാലകളിലെ കറങ്ങുന്ന ബക്കറ്റുകളിലെ ദ്രവങ്ങളിൽ ഇത്തരത്തിലുള്ള ഷഡ്ഭുജ രുപങ്ങൾ സൃഷ്ടിക്കാൻ കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്.

 

ശനിക്ക് സ്വതസ്സിദ്ധമായ ദ്വിധ്രുവ സമമിതി കാന്തിക ക്ഷേത്രമുണ്ട്. മധ്യാരേഖാഭാഗത്ത് അതിന്റെ ശക്തി വ്യാഴത്തിന്റേതിന്റെ ഇരുപതിലൊന്നാണ്, ഇതേതാണ്ട് 0.2 ഗോസ്സ് (20 µT) ആണ്, ഇത് ഭൂമിയുടേതിനേക്കാളും അല്പം ശക്തികുറഞ്ഞതാണ്. തത്ഫലമായി ശനിയുടെ കാന്തമണ്ഡലം വ്യാഴത്തിന്റേതിനേക്കാൾ വളരെ ചെറുതാണ്, ടൈറ്റന്റെ പരിക്രമണപഥവും കഴിഞ്ഞ് കുറച്ച് ദൂരം വരെ മാത്രമേ അതിന്റെ വ്യാപ്തിയുള്ളൂ. വ്യാഴത്തിലേതുപോലെ ലോഹീയ-ഹൈഡ്രജൻ ഡൈനാമോ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്ന ലോഹീയ ഹൈഡ്രജനിലെ പ്രവാഹങ്ങൾ വഴിയാണ് ശനിയിലും കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ രൂപപ്പെടുന്നത് എന്ന് അനുമാനിക്കുന്നു. മറ്റ് ഗ്രഹങ്ങളിലേതുപോലെ ഈ കാന്തികമണ്ഡലം സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള സൗരവാതങ്ങളിലെ കണികകളെ വ്യതിചലിപ്പിക്കാൻ പര്യാപ്തമാണ്. ശനിയുടെ ഉപഗ്രഹമായ ടൈറ്റൻ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്റെ പുറം ഭാഗത്തുകൂടെയാണ് പരിക്രമണം നടത്തുന്നത്, ടൈറ്റന്റെ പുറം അന്തരീക്ഷത്തിലുള്ള അയോണീകരിക്കപ്പെട്ട കണികകൾ കാന്തമണ്ഡലത്തിന് പ്ലാസ്മ പ്രദാനം ചെയ്യുന്നു.

1,400,000,000 കിലോമീറ്ററുകൾക്ക് (9 AU) മീതെയാണ് സൂര്യനിൽനിന്നുള്ള ശനിയുടെ ശരാശരി ദൂരം. പ്രതി സെക്കന്റിൽ 9.69 കിലോമീറ്റർ വേഗതയിൽ പരിക്രമണപാഥയിലൂടെ സഞ്ചരിക്കുന്ന ശനിക്ക് ഒരു പരിക്രമണം പൂർത്തിയാക്കാൻ ഏതാണ്ട് 10,759 ഭൗമദിനങ്ങൾ അഥവാ 29½ ഭൗവവർഷങ്ങൾ വേണം. ശനിയുടെ ദീർഘവൃത്ത പരിക്രമണപഥം ഭൂമിയുടെ പരിക്രമണ തലത്തോട് 2.48° ചെരിഞ്ഞാണുള്ളത്. 0.056 ഉത്കേന്ദ്രതയുള്ളതിനാൽ അപസൗരത്തിനും ഉപസൗരത്തിനുമിടയിലുള്ള സഞ്ചാരത്തിനിടയിൽ സൂര്യനുമായുള്ള അകലത്തിൽ 155,000,000 കിലോമീറ്ററിന്റെ വ്യത്യാസം വരുന്നു.

വ്യത്യസ്ത അക്ഷാംശങ്ങളുടെ ഭ്രമണവേഗതയിൽ വ്യത്യാസം കാണാപ്പെടുന്നതിനാൽ വ്യാഴത്തിലേതു പോലെ അവയെ പ്രത്യേകം മേഖലകളാക്കി തിരിച്ചിട്ടുണ്ട്: സിസ്റ്റം I എന്ന രീതിയിൽ മധ്യരേഖാഭാഗത്ത് 10 മണിക്കൂർ 14 മിനുട്ട് 00 സെക്കന്റ് (844.3°/d) ആണ് വേഗം, ഇത് ദക്ഷിണ മധ്യരേഖാ ബെൽട്ടിന്റെ ഉത്തരവശം മുതൽ ഉത്തര മധ്യരേഖാ ബെൽട്ടിന്റെ ദക്ഷിണവശം വരെയുള്ള ഭാഗമാണ്. മറ്റുള്ള എല്ലാ അക്ഷാംശങ്ങളും 10 മണിക്കൂർ 39 മിനുട്ട് 24 സെക്കന്റ് (810.76°/d) ആയി നിശ്ചയിച്ചിരിക്കുന്നു, ഇത് സിസ്റ്റം II ആണ്. റേഡിയോ വികിരണങ്ങളെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള് സിസ്റ്റം III പ്രകാരം ഭ്രമണകാലം 10 മണിക്കൂർ 39 മിനുട്ട് 22.4 സെക്കന്റ് (810.8°/d) ആണ്, ഇത് സിസ്റ്റം II നോട് വളരെ അടുത്തതായതിനാൽ ഇത് സിസ്റ്റം II നെ അസാധുവാക്കിയിട്ടുണ്ട്.

 

ആന്തരീക ഭാഗത്തിന്റെ കൃത്യമായ ഭ്രമണവേള അറിയുക ബുദ്ധിമുട്ടാണ്. ശനിയുടെ റേഡിയോ ഭ്രമണദൈർഘ്യത്തിൽ ഗണ്യമായ വർദ്ധനവുണ്ടായതായി 2004 ൽ ശനിയെ സമീപിക്കുന്നതിനിടെ കാസ്സിനി പേടകം കണ്ടെത്തി, 10 മണിക്കൂർ 45 മിനുട്ട് 45 സെക്കന്റ് (± 36 സെക്കന്റ്) ആയിരുന്ന പുതിയ ഭ്രമണ ദൈർഘ്യം. ഈ മാറ്റത്തിനുള്ള കാരണത്തെപ്പറ്റിയുള്ള ശരിയായ അറിവ് അജ്ഞാതമാണെങ്കിലും, റേഡിയോ സ്രോതസ്സിനു മറ്റൊരു അക്ഷാംശത്തിലേക്ക് മാറിയതാകാം ഇതിനു കാരണമെന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു, അല്ലാതെ ശനിയുടെ ഭ്രമണത്തിന് മാറ്റം സംഭവിച്ചിരിക്കാനിടയില്ല.

റേഡിയോ വികിരണത്തിന്റെ ഭ്രമണം ശനിയുടെ ഭ്രമണത്തിനു അവലംബമാകില്ലെന്ന് 2007 മാർച്ചിൽ കണ്ടെത്തുകയുണ്ടായി, ഗ്രഹത്തിന്റെ ഭ്രമണത്തെ കൂടാതെ മറ്റ് ഘടകങ്ങളേയും ആശ്രയിചുണ്ടാകുന്ന പ്ലാസ്മ ഡിസ്കിൽ നിന്നുണ്ടാകുന്നതാണ് റേഡിയോ വികിരണം. ഇത്തരത്തിൽ ഭ്രമണത്തിലുണ്ടായ മാറ്റം ശനിയുടെ ഉപഗ്രഹമായ എൻസിലാഡസിൽ (Enceladus) സംഭവിക്കുന്ന ഗെയ്സർ പ്രവർത്തനങ്ങൾ കാരണമാകാമെന്ന് റിപ്പോർട്ട് ചെയ്യപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. ഈ പ്രവർത്തനങ്ങൾ വഴി ശനിയുടെ ചുറ്റിലുമുള്ള പരിക്രമണ പഥത്തിലേക്ക് ഉത്‌വമിക്കുന്ന ജലബാഷ്പങ്ങൾ ചാർജ്ജ് കൈവരിക്കുകയും ശനിയുടെ കാന്തീകക്ഷേത്രത്തിന് 'ഭാരം' വർദ്ധിപ്പിക്കുകയും ശനിയുടെ ഭ്രമണത്തിനാപേക്ഷികമായി കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ഭ്രമണത്തിന്റെ വേഗത കുറക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. നിലവിൽ ശനിയുടെ കാമ്പിന്റെ ഭ്രമണം മനസ്സിലാക്കുന്നതിന് മാർഗ്ഗങ്ങളൊന്നുമില്ല എന്ന് പ്രസ്താവിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു.

അവസാനമായി കണക്കാക്കിയ ശനിയുടെ ഭ്രമണദൈർഘ്യം 10 മണിക്കൂർ, 32 മിനുട്ട്, 35 സെക്കന്റ് ആണ്, കാസ്സിനി, വൊയേജർ, പയനിയർ തുടങ്ങിയ പേടകങ്ങളിൽ നിന്നും ലഭിച്ച വിവരങ്ങൾ, മറ്റ് സ്രോതസ്സുകളിൽ നിന്നുള്ള വിവരങ്ങൾ എന്നിവയൊക്കെ ഉപയോഗിച്ച് 2007 ൽ ഗണിച്ചെടുത്തതാണിത്.

 

വളരെയധികം പ്രസിദ്ധമാണ് ശനിയുടെ വളയങ്ങൾ, ഈ വളയങ്ങൾ ശനിയെ സൗരയൂഥത്തിലെ ഏറ്റവും പെട്ടെന്ന് ശ്രദ്ധിക്കപ്പെടുന്ന വസ്തുവാക്കി മാറ്റിയിരിക്കുന്നു. ശനിയുടെ മധ്യരേഖയിൽ നിന്നും 6,630 കിലോമീറ്റർ ഉയരം മുതൽ 120,700 കിലോമീറ്റർ ഉയരം വരെ ശരാശരി 20 മീറ്റർ കനത്തോടുകൂടി ഇവ കിടക്കുന്നു, ഇവയുടെ ഘടകങ്ങളിൽ 93 ശതമാനവും ജലഹിമമാണ്, ചെറിയ അളവിൽ തോലിനും (tholin) ഏതാണ്ട് ഏഴ് ശതമാനത്തോളം അനിയത കാർബണും അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. ചെറിയ പൊടിപടലങ്ങളുടെ വലിപ്പം മുതൽ ചെറുവാഹനങ്ങളുടെ വലിപ്പം വരേയുള്ള ഘടകങ്ങൾ ഈ വളയങ്ങളിലുണ്ട്. ഈ വളയങ്ങൾ രൂപീകരണത്തെപ്പറ്റി രണ്ട് സിദ്ധാന്തങ്ങൾ നിലവിലുണ്ട്. ആദ്യ സിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച് ഈ വളയങ്ങൾ ശനിയുടെ തകർന്ന ഉപഗ്രഹാവശിഷ്ടങ്ങളിൽ നിന്നും ഉണ്ടായതാണ്. ശനി രൂപപ്പെട്ട നെബുലയിലെ ബാക്കിയുള്ള ഭാഗത്തിൽ നിന്നും രൂപം കൊണ്ടതാണ് ഈ വളയങ്ങളെന്നാണ് രണ്ടാമത്തെ സിദ്ധാന്തം ഉന്നയിക്കുന്നത്. ഉപഗ്രഹമായ എൻസെലാഡസിലെ ഹിമ അഗ്നിപർവ്വതങ്ങളിൽ നിന്നും വരുന്നവയാണ് മധ്യവലയങ്ങളിൽ കാണപ്പെടുന്ന ഹിമകണങ്ങൾ.

പ്രധാന വളയങ്ങൾ കഴിഞ്ഞ് 12 ദശലക്ഷം കിലോമീറ്റർ മുതൽ വ്യാപിച്ചു കിടക്കുന്ന സ്പാർസ് ഫോബ് വളയമാണ്, ഉപഗ്രഹമായ ഫോബിനെ പോലെ മറ്റ് വളയങ്ങളോട് 27 ഡിഗ്രി ചെരിഞ്ഞ് പശ്ചാത്ഗതിയിലാണ് ഇതിന്റെ ചലനം.

 

കുറഞ്ഞത് 62 ഉപഗ്രഹങ്ങളെങ്കിലും ശനിക്കുണ്ട്. ടൈറ്റനാണ് ഏറ്റവും വലിയ ഉപഗ്രഹം, ശനിക്കുചുറ്റിലുമുള്ള എല്ലാ ഉപഗ്രഹങ്ങളുടേയും വളയങ്ങളുടേയും മൊത്തം പിണ്ഡത്തിന്റെ 90 ശതമാനവും ടൈറ്റനിലാണ്. രണ്ടാമത്തെ വലിയ ഉപഗ്രഹം റിയ (Rhea) ആണ്, ഇതിന് സ്വന്തമായി നേരിയ വളയവ്യവസ്ഥയുണ്ടായിരിക്കാൻ സാധ്യതയുണ്ട്. മറ്റ് ഉപഗ്രഹങ്ങളിൽ കൂടുതലും വളരെ ചെറുതാണ്: 34 എണ്ണത്തിന്റെ വ്യാസം 10 കിലോമീറ്ററിൽ താഴെയുള്ളവയും, 14 എണ്ണത്തിന്റെ വ്യാസം 50 കിലോമീറ്ററിൽ താഴെയുള്ളവയുമാണ്. ഉപഗ്രഹങ്ങളിൽ ഭൂരിഭാഗമെണ്ണത്തിനും ഗ്രീക്ക് ഐതിഹ്യത്തിലെ ടൈറ്റനുകളുടെ പേരുകളാണ് നൽകിയിരിക്കുന്നത്. 2013 ജൂൺ 6൹ IAA-CSIC (Instituto de Astrofísica de Andalucía) ലെ ശാസ്ത്രജ്ഞർ ടൈറ്റന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ മേൽപാളിയിൽ പോളിസൈക്ലിക് അരോമാറ്റി ഹൈഡ്രോകാർബ്ബണിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യമുള്ളതായി കണ്ടെത്തി.

എൻസിലാഡസ് എന്ന ഉപഗ്രഹത്തിൽ ഏകകോശജീവികൾ ഉണ്ടാകാനുള്ള സാദ്ധ്യതയുണ്ട്. ഭൂമിയിലെ സമുദ്രത്തിനോടു സമാനമായ ജലശേഖരം എൻസിലാഡസിൽ ഉണ്ട് എന്നത് ഇതിന്റ് സൂചനയായി കാണാം.

ശനിയുടെ നിരീക്ഷണ ചരിത്രത്തെ മൂന്ന് ഘട്ടങ്ങളാക്കി തിരിക്കാം. പുരാതന കാലത്ത് മറ്റ് നിരീക്ഷണ ഉപകരണങ്ങൾ കണ്ടെത്തുന്നതിനു മുൻപ് നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങളാണ് ആദ്യത്തേത്. 17 നൂറ്റാണ്ട് മുതൽ ദൂരദർശിനികളിൽ കൂടിയുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങൾ തുടങ്ങി. പേടകങ്ങളുപയോഗിച്ച് പരിക്രമണം നടത്തിയോ സമീപ പറക്കലുകൾ നടത്തിയോ ഉള്ള നിരീക്ഷണമാണ് പിന്നെയുള്ളത്. ഇരുപത്തൊന്നാം നൂറ്റാണ്ടിലും ഭൂമിയിൽ നിന്നുമായും, കാസ്സിനി ഓർബിറ്ററിൽ നിന്നുമായും നിരീക്ഷണങ്ങൾ തുടരുന്നു.

പുരാതന നിരീക്ഷണങ്ങൾ

പുരാതന കാലം മുതലേ ശനിയെ മനുഷ്യൻ നിരീക്ഷിച്ചിരുന്നു. പുരതനകാലത്ത് സൗരയൂഥത്തിലെ അറിയപ്പെടുന്ന അഞ്ച് ഗ്രഹങ്ങളിൽ ഏറ്റവും ദൂരെയുള്ളത് ഇതായിരുന്നു, പല ഐതിഹ്യങ്ങളിലും ശനിക്ക് വിശേഷ സ്ഥാനമുണ്ട്. ബാബിലോണിലെ വാനനിരീക്ഷകർ ശനിയെ ശാസ്ത്രീയമായി നിരീക്ഷിക്കുകയും അതിന്റെ ചലനങ്ങൾ രേഖപ്പെടുത്തി വയ്ക്കുകയും ചെയ്തു. പുരാതന റോമൻ ഐതിഹ്യത്തിലെ സാറ്റണസ് ദേവന്റെ പേരാണ് പാശ്ചാത്യർ ഗ്രഹത്തിന് നൽകിയിരിക്കുന്നത്, കൃഷിയുടേയും കൊയ്ത്തിന്റേയും ദേവനായിരുന്നു അത്. ഗ്രീക്കുകാരുടെ ക്രോണസ്സിനു തുല്യമായി റോമക്കാർ കരുതിയ ദൈവമാണ് സാറ്റണസ്. ഗ്രീക്കുകാർ ഏറ്റവും അകലെയുള്ള ഗ്രഹത്തിന് ക്രോണസ്സിന്റെ പേര് ചാർത്തിയിരുന്നു, റോമക്കാർ അത് പിന്തുടരുകയായിരുന്നു.

അലക്സ്സാണ്ട്രിയയിൽ ജീവിക്കുകയായിരുന്ന ഗ്രീക്ക് ചിന്തകൻ ടോളമി ശനിയുടെ വിയുതി ദർശിക്കുകയുണ്ടായി, അതുവഴി അതിന്റെ പരിക്രമണത്തെ കുറിച്ചുള്ള ആദ്യവിവരങ്ങൾ ലഭിച്ചു. ഹിന്ദു ജ്യോതിഷത്തിൽ നവഗ്രഹങ്ങൾ എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഒൻപത് ജ്യോതിഷ വസ്തുക്കളുണ്ട്. അതിൽ ശനിയുമുണ്ട്, എല്ലാവരേയും അവരുടെ ജീവിതത്തിലെ പ്രവർത്തനങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ ന്യായവിധി നടപ്പാകുന്നത് ശനിയാണ്. അഞ്ചാം നൂറ്റാണ്ടിലെ ഇന്ത്യൻ ജ്യോതിശാസ്ത്ര ഗ്രഹന്ഥമായ സൂര്യ സിദ്ധാന്തത്തിൽ ശനിയുടെ വ്യാസം 73,882 മൈലാണെന്ന് പറയുന്നുണ്ട്, ഇതിന് നിലവിൽ അറിയുന്ന വ്യാസവുമായി ഒരു ശതമാനത്തിന്റെ വ്യത്യാസമേ ഉള്ളൂ. പുരാതന ചൈനക്കാരും ജപ്പാൻ‌കാരും ഗ്രഹത്തെ ഭൂമി നക്ഷത്രം (土星) എന്നാണ് വിശേഷിപ്പിച്ചത്. പ്രകൃതിയിലെ വസ്തുക്കളെ പഞ്ചമൂലകങ്ങളായി തിരിച്ചിരുന്നതിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തിലായിരുന്നു അത്.

പുരാതന ഹീബ്രുവിൽ ശനിയെ 'ശബ്ബതൈ' എന്നാണ് വിളിച്ചിരുന്നത്. അതിന്റെ മാലാഖയായിരുന്നു കാസ്സിയേൽ. അതിന്റെ യുക്തിയുടെ ആത്മാവാണ് ഏജിയെൽ (layga) അതിന്റെ ദുരാത്മാ വശമാണ് സെയ്സെൽ (lzaz). അറബിയിൽ നിന്നും വന്ന് 'സുഹ്ൽ' (زحل) എന്ന പേരിലാണ് ഒട്ടോമൻ തുർക്കി, ഉർദു, മലായ് എന്നിവയിൽ ശനി അറിയപ്പെടുന്നത്.

പതിനേഴാം നൂറ്റാണ്ട് മുതൽ പത്തൊൻപതാം നൂറ്റാണ്ടുവരേയുള്ള യൂറോപ്യൻ നിരീക്ഷണങ്ങൾ

ശനിയുടെ വളയങ്ങൾ വീക്ഷിക്കാൻ കുറഞ്ഞത് 15 മില്ലീമീറ്ററെങ്കിലും വ്യാസമുള്ള ദൂരദർശിനി ആവശ്യമായതിനാൽ തന്നെ 1610 ൽ ഗലീലിയോ ആദ്യമായി വീക്ഷിക്കുന്നത് വരെ അവയെ പറ്റി അറിവില്ലായിരുന്നു. ശനിയുടെ വശങ്ങളിലുള്ള രണ്ട് ഉപഗ്രഹങ്ങളെന്നായിരുന്നു ഗലീലിയോ വിചാരിച്ചത്. ക്രിസ്റ്റ്യൻ ഹ്യൂഗൻസ് കൂടുതൽ വലിപ്പമുള്ള ദൂരദർശിനി ഉപയോഗിച്ച് നിരീക്ഷച്ചതിലൂടെയായിരുന്നു അവയുടെ യഥാർത്ഥ്യം വെളിപ്പെട്ടത്. ശനിയുടെ ഉപഗ്രഹമായ ടൈറ്റനേയും ഹ്യൂഗൻസ് കണ്ടെത്തുകയുണ്ടായി. കുറച്ച് കാലങ്ങൾക്ക് ശേഷം ഗിയോവന്നി ഡൊമെനിക്കോ കാസ്സിനി നാല് ഉപഗ്രഹങ്ങളെ കൂടി കണ്ടെത്തി, ഇയാപെറ്റസ്, റിയ, ടെതിസ്, ഡയോൺ എന്നിവയായിരുന്നു അവ. 1675 ൽ കാസ്സിനി ഒരു വിടവ് കണ്ടെത്തുകയുണ്ടായി, കാസ്സിനി ഡിവിഷൻ എന്ന പേരിലാണതറിയപ്പെടുന്നത്.

1789 ൽ വില്യം ഹെർഷെൽ മറ്റ് രണ്ട് ഉപഗ്രഹങ്ങളെ കൂടി കണ്ടെത്തുന്നത് വരെ പ്രധാനപ്പെട്ട കണ്ടെത്തലുകളൊന്നുമുണ്ടായില്ല. അനിയത രൂപമുള്ളതും ടൈറ്റനുമായി പരിക്രമണ അനുരണനത്തിലുള്ളതുമായ ഹൈപേരിയൺ (Hyperion) എന്ന ഉപഗ്രഹത്തെ 1848 ൽ ബ്രിട്ടീഷ് സംഘം കണ്ടെത്തി.

1899 ൽ വില്യം ഹെന്രി പിക്കറിങ്ങ് ഫോബ് (Phoebe) യെ കണ്ടെത്തി, അനിയതവും മറ്റ് വലിയ ഉപഗ്രഹങ്ങളെ പോലെയല്ലാത്ത പൊരുത്തമില്ലാത്ത കറക്കം കാഴ്ച വെക്കുന്നതുമാണ് ഈ ഉപഗ്രഹം. ഈ തരത്തിൽ ആദ്യമായി കണ്ടെത്തുന്ന ഉപഗ്രഹമാണ് ഫോബ്, പശ്ചാത്ഗതിയിലുള്ള പരിക്രമണം (}retrograde orbit) പൂർത്തിയാക്കാൻ ഒരു വർഷത്തിൽ കൂടുതലെടുക്കുന്നു. ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ ആദ്യകാലത്ത് നടത്തിയ ഗവേഷണങ്ങളുടെ ഫലമായി 1944 ൽ ടൈറ്റന് കട്ടിയുള്ള ഒരു അന്തരീക്ഷമുണ്ടെന്ന കാര്യം കണ്ടെത്തി, സൗരയൂഥത്തിലെ മറ്റ് ഉപഗ്രഹങ്ങൾക്കൊന്നുമില്ലാത്ത സവിശേഷതയാണിത്.

ആധുനിക പേടക ദൗത്യങ്ങൾ

പയനിയർ 11 ന്റെ സമീപനം

ആദ്യമായി ശനിയെ സന്ദർശിച്ച ബഹിരാകാശവാഹനം പയനിയർ 11 ആണ്, 1979 സെപ്റ്റംബറിലാണ് ഇത്. ഗ്രഹത്തിന്റെ മേഘങ്ങളുടെ മുകൽതട്ടിൽ നിന്നും 20,000 കിലോമീറ്റർ അകലെയായിരുന്നു പേടകം. ഗ്രഹത്തിന്റേയും അതിന്റെ ഏതാനും ഉപഗ്രഹങ്ങളുടേയും കുറഞ്ഞ റെസല്യൂഷനിലുള്ള ചിത്രങ്ങൾ പകർത്തുകയുണ്ടായി, ഉപരിതല സവിശേഷതകൾ പ്രകടമാകുംതക്കവണ്ണം വ്യക്തത ചിത്രങ്ങൾക്കുണ്ടായിരുന്നില്ല. വലയങ്ങളെക്കുറിച്ചും പേടകം പഠനം നടത്തി; നേരിയ F-വലയത്തെ കുറിച്ചുള്ള വിവരങ്ങളും, വലയങ്ങൾക്കിടയിൽ കാണുന്ന ഇരുണ്ട വിടവിലൂടെ സൂര്യന്റെ ദിശയിലേക്ക് നോക്കുമ്പോൾ തിളക്കത്തോടെ കാണുന്നതിനാൽ അവ ശൂന്യമല്ലെന്ന വിവരവും നൽകി. ടൈറ്റന്റെ താപനിലയും പയനിയർ 11 കണക്കാക്കുകയുണ്ടായി. 14.90 W/m^2 സൗരപ്രസരണം (Solar Irradiance) മാത്രമേ ലഭിക്കുന്നുള്ളൂ എന്നതിനാൽ പയനിയർ പകർത്തിയ ശനിയുടെ ചിത്രങ്ങൾ കാര്യമായി വ്യക്തത കുറഞ്ഞവയായിരുന്നു, ഇതേ സമയം വ്യാഴത്തിന് ലഭിക്കുന്നത് 400 W/m^2 സൗരപ്രസരണമാണ്. ശേഷം സംഭവിച്ച ദൗത്യങ്ങളിൽ ഛായാഗ്രാഹി സാങ്കേതികവിദ്യ മെച്ചപ്പെടുകയായിരുന്നു.

വോയേജർ

1980 നവംബർ മാസത്തിൽ വോയെജർ 1 ശനിയുടെ സമീപത്തു കൂടി കടന്നു പോയി. ശനിയുടെയും അതിന്റെ വലയങ്ങളുടെയും ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെയും കൂടുതൽ വ്യക്തതയുള്ള ചിത്രങ്ങൾ അത് ഭൂമിയിലേക്കയച്ചു. ടൈറ്റാന്റെ വളരെ സമീപത്തു കൂടി കടന്നു പോവുകയും അതിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തെ കുറിച്ച് കൂടുതൽ വിവരങ്ങൾ ലഭ്യമാക്കുകയും ചെയ്തു. അതോടൊപ്പം ഇതിന്റെ പ്രതലം ദൃശ്യപ്രകാശത്തിന് അപ്രാപ്യമാണെന്നു മനസ്സിലക്കാനും സാധിച്ചു. അതുകൊണ്ടുതന്നെ ഉപരിതലത്തെ കുറിച്ചുള്ള വിവരങ്ങളൊന്നും ലഭ്യമായില്ല.

ഒരുവർഷത്തിനു ശേഷം 1981 ആഗസ്റ്റിൽ വോയെജർ 2 കൂടുതൽ നിരീക്ഷണങ്ങൾക്കായി ശനിയുടെ സമീപത്തെത്തി. ശനിയുടെ ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെ കൂടുതൽ ചിത്രങ്ങൾ വോയെജർ 2ൽ നിന്നും ലഭ്യമയി. ദൗർഭഗ്യവശാൽ ഇതിന്റെ കാമറാ പ്ലാറ്റ്ഫോം രണ്ടു ദിവസത്തേക്കു നിശ്ചലമായി. അതുകൊണ്ട് മുൻകൂട്ടി തീരുമാനിച്ചിരുന്ന പല ചിത്രങ്ങളും എടുക്കാൻ സാധിച്ചില്ല.

കാസ്സിനി-ഹ്യൂജെൻസ് പേടകം

 

2004 ജൂലൈ ഒന്നിന് കാസ്സിനി-ഹ്യൂജെൻസ് പേടകം ശനിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിൽ പ്രവേശിച്ചു. ഇതിനു മുമ്പുതന്നെ ശനിയെയും അതിന്റെ ഉപഗ്രഹ-വലയവ്യവസ്ഥയെയും കുറിച്ച് വിശദമായി പഠിച്ചിരുന്നു. 2004ൽ തന്നെ ശനിയുടെ ഒരു ഉപഗ്രഹമായ ഫീബി(Phoebe)യുടെ സമീപത്തു കൂടി പോവുകയും ഉയർന്ന റസലൂഷനിലുള്ള ചിത്രങ്ങൾ ഭൂമിയിലേക്കയക്കുകയും ചെയ്തിരുന്നു. ഹ്യൂജെൻസ് പേടകം 2004 ഡിസംബർ 25ന് കസ്സിനിയിൽ നിന്നു വേർപെട്ട് ടൈറ്റാനിലേക്ക് താഴ്ന്നിറങ്ങി. 2005 ജനുവരി 14ന് അത് ടൈറ്റാന്റെ ഉപരിതലത്തെ സ്പർശിച്ചു. തുടർന്ന് നിരവധി വിവരങ്ങളാണ് അത് ലഭ്യമാക്കിയത്. ടൈറ്റാനിലെ ഗർത്തങ്ങളെയും പർവ്വതങ്ങളെയും കുറിച്ചുള്ള വിവരങ്ങൾ ഭൂമിയിൽ ലഭ്യമായി. കാസ്സിനി അതിന്റെ നിരീക്ഷണപ്പറക്കലുകൾ തുടർന്നു.

2005 ആദ്യത്തിൽ തന്നെ ശനിയിലെ ശക്തിയേറിയ ഇടമിന്നലുകളെ കുറിച്ചുള്ള വിവരങ്ങൾ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ലഭ്യമയി. ഭൂമിയിലെ മിന്നലിനെക്കാൾ ഏകദേശം ആയിരം മടങ്ങ് ശക്തി കൂടിയവയായിരുന്നു ഇവ.

ശനിയുടെ മറ്റൊരു ഉപഗ്രഹമായ എൻസിലാഡസിൽ വൻതോതിൽ ദ്രവജലത്തിന്റെ ശേഖരമുള്ളതായി 2006ൽ നാസ റിപ്പോർട്ടു ചെയ്തു. ഇതിന്റെ ദക്ഷിണധ്രുവത്തിൽ നിന്നും ധാരാളം ഹിമകണങ്ങൾ ചീറ്റിത്തെറിക്കുന്നതിന്റെ ചിത്രങ്ങൾ പുറത്തുവന്നു. ഭൂമിക്കു പുറത്ത് ജീവൻ കാണാൻ ഏറ്റവും സാധ്യതയുള്ള പ്രദേശമായി ഇതിനെ കാണാമെന്ന് 2006 മെയ് മാസത്തിൽ നാസ പ്രഖ്യാപിച്ചു.

2006 ജൂൺ മാസത്തിൽ കാസ്സിനിയിൽ നിന്നും ലഭിച്ച ചിത്രങ്ങളിൽ നിന്നും ടൈറ്റന്റെ ഉത്തരധ്രുവപ്രദേശത്ത് ഹൈഡ്രോകാർബൺ തടാകങ്ങൾ ഉള്ളതിന്റെ തെളിവുകൾ കിട്ടി. 2007 ജനുവരിയിൽ ഇതു സ്ഥിരീകരിച്ചു. 2007 മാർച്ചിൽ ലഭിച്ച ചിത്രങ്ങളിൽ ഉത്തരധ്രുവത്തിൽ കാസ്പിയൻ കടലിനോളം വലിപ്പമുള്ള ഹൈഡ്രോകാർബൺ കടലുകൾ തന്നെ ഉള്ളതിന്റെ തെളിവുകൾ ഉണ്ടായിരുന്നു. 2006 ഒക്ടോബർ മാസത്തിൽ ശനിയുടെ ദക്ഷിണധ്രുവത്തിൽ 8,000കി.മീറ്റർ വ്യാസമുള്ള ഒരു ചുഴലിക്കൊടുങ്കാറ്റ് കണ്ടെത്തി.

2004 മുതൽ 2009 നവംബർ 2 വരെയുള്ള നിരീക്ഷണത്തിനിടയിൽ കാസ്സിനി ശനിയുടെ എട്ട് പുതിയ ഉപഗ്രഹങ്ങളെ കണ്ടെത്തി. 74 ഭ്രമണങ്ങൾ പൂർത്തിയാക്കി 2008ൽ അതിന്റെ ഒന്നാംഘട്ടദൗത്യം പൂർത്തിയാക്കി. തുടർന്ന് ഈ ദൗത്യം 2010 വരെയും പിന്നീട് 2017 വരെയും ദീർഘിപ്പിച്ചു.

നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്കൊണ്ട് വീക്ഷിക്കാൻ കഴിയുന്ന അഞ്ച് ഗ്രഹങ്ങളിൽ ഏറ്റവും അകലെയുള്ളത് ശനിയാണ്. ബുധൻ, ശുക്രൻ, ചൊവ്വ, വ്യാഴം എന്നിവയാണ് കണ്ണുകൊണ്ട് നേരിട്ട് കാണാവുന്ന മറ്റ് ഗ്രഹങ്ങൾ (യുറാനസും 4 വെസ്റ്റയും നന്നേ ഇരുണ്ട രാത്രികളിൽ നേരിട്ട് കാണാം). +1 നും 0 നും ഇടയിലുള്ള ദൃശ്യകാന്തിമാനത്തോടെ രാത്രി ആകാശത്തിൽ തെളിഞ്ഞ മഞ്ഞകലർന്ന പൊട്ടായി ശനിയെ കാണാം. രാശിചക്രത്തിലെ നക്ഷത്രരാശികളുടെ പശ്ചാത്തലത്തിൽ ഒരു ദീർഘവൃത്ത പ്രദക്ഷിണത്തിന് ഈ ഗ്രഹം ഏതാണ്ട് 29½ വർഷങ്ങളെടുക്കും. ഗ്രഹത്തിന്റെ വളയങ്ങൾ കാണണമെങ്കിൽ കൂടുതൽ പേർക്കും 20 ഇരട്ടി വലിപ്പത്തിൽ ഗ്രഹം വീക്ഷിക്കണം, ഇതിനായി ബൈനോക്കുലറുകൾ, ടെലിസ്കോപ്പ് തുടങ്ങിയ ഉപയോഗിക്കേണ്ടിവരും.

രാത്രി ആകാശത്തിൽ മിക്കവാറും ഈ ഗ്രഹത്തെ കാണാൻ കഴിയും. എങ്കിലും ഗ്രഹവും അതിന്റെ വളയങ്ങളും ഏറ്റവും നന്നായി ദൃശ്യമാകുന്നത് അത് ഖഗോളത്തിൽ സൂര്യന് എതിർവശത്തോ അതിനടുത്തായോ വരുമ്പോഴാണ്. 2003 ന്റെ അവസാനത്തിൽ ശനി ഭൂമിയോടും സൂര്യനോടും കൂടുതൽ അടുത്ത് വന്നിരുന്നുവെങ്കിലും, 2002 ഡിസംബർ 17 ആം തിയ്യതിയിൽ ഗ്രഹം വളരെ തിളക്കത്തോടെ ദൃശ്യമായിരുന്നു. ഭൂമിക്കാപേക്ഷികമായി അതിന്റെ വളയങ്ങൾ പ്രത്യേക രീതിയ ക്രമീകരിച്ച് വന്നാതിനാലായിരുന്നു അങ്ങനെ സംഭവിച്ചത്.