يمتلك زحل النظام الحلقي الأكثر اتساعًا وتعقيدًا بين جميع الكواكب الموجودة في النظام الشمسي. تتكون هذه الحلقات من جزيئات مدارية، تتراوح أحجامها من ميكرومتر إلى عدة أمتار، وتتكون في الغالب من جليد الماء، مع خليط بسيط من المكونات الصخرية.
يمتلك زحل النظام الحلقي الأكثر شمولاً وتعقيدًا من أي كوكب في النظام الشمسي. تتكون الحلقات من جزيئات تدور حول الكوكب، ويتراوح حجمها من ميكرومتر إلى متر، وهي مصنوعة بالكامل تقريبًا من جليد الماء، مع مكون ضئيل من مادة صخرية.
على الرغم من أن انعكاسية الحلقات تعزز سطوع زحل الملموس، إلا أنها تظل غير محسوسة من الأرض بدون مساعدة تلسكوبية. في عام 1610، وبعد ملاحظاته التلسكوبية الأولية، أصبح جاليليو جاليلي أول فرد يراقب حلقات زحل. ومع ذلك، فإن وجهة نظره تفتقر إلى الوضوح الكافي للتأكد من شكلها الدقيق. وبحلول عام 1655، وصفها كريستيان هويجنز بدقة بأنها قرص مميز يحيط بكوكب زحل. يُنسب الإطار النظري الذي يفترض أن حلقات زحل تتكون من العديد من الحلقات الدقيقة إلى بيير سيمون لابلاس.
يُظهر نظام الحلقات العديد من الانقسامات التي تتميز بانخفاض كبير في كثافة الجسيمات. يتم الحفاظ على اثنتين من هذه الفجوات بواسطة الأقمار المدمجة، في حين تتوافق العديد من الفجوات الأخرى مع مواقع الرنين المداري المزعزع للاستقرار مع أقمار زحل المختلفة. ومع ذلك، فإن أصول الفجوات الإضافية ليست مفهومة بالكامل بعد. على العكس من ذلك، تساهم الأصداء المستقرة في ثبات العديد من الحلقات، بما في ذلك Titan Ringlet وG Ring. بعيدًا عن نظام الحلقة الأولية تقع حلقة فيبي، والتي يُعتقد أنها نشأت من القمر فيبي وبالتالي تشترك في مسارها المداري الرجعي. هذه الحلقة متحدة المستوى مع المستوى المداري لزحل. بالنظر إلى الميل المحوري لزحل بمقدار 27 درجة، فإن حلقة فيبي تميل بالمثل بمقدار 27 درجة مقارنة بالحلقات الأكثر بروزًا الموجودة فوق المستوى الاستوائي لزحل.
يظل العصر الدقيق لتكوين الحلقات موضوعًا للنقاش المستمر: أشارت النمذجة النظرية في البداية إلى تكوين مبكر في تاريخ النظام الشمسي، في حين تشير البيانات الأحدث التي تم الحصول عليها من كاسيني إلى تاريخ تكوين لاحق إلى حد كبير.
نظرة تاريخية
الملاحظات الأولية
في عام 1610، أصبح جاليليو جاليلي أول من رصد حلقات زحل من خلال تلسكوبه، على الرغم من أنه لم يحدد طبيعتها بشكل صحيح. أبلغ دوق توسكانا أن "كوكب زحل ليس وحيدًا، بل يتكون من ثلاثة، تكاد تلامس بعضها البعض ولا تتحرك أو تتغير أبدًا بالنسبة لبعضها البعض. وهي مرتبة في خط موازٍ لدائرة البروج، والوسطى (زحل نفسه) يبلغ حجمه حوالي ثلاثة أضعاف حجم الأبراج الجانبية." كما أشار بالعامية إلى الحلقات باسم "آذان" زحل. وفي عام 1612، أدى مرور الأرض عبر المستوى الحلقي إلى جعلها غير مرئية، مما دفع غاليليو إلى التعليق الحائر: "لا أعرف ماذا أقول في حالة مثيرة للدهشة وغير متوقعة وجديدة للغاية". وتكهن قائلاً: "هل ابتلع زحل أطفاله؟" - في إشارة إلى استهلاك العملاق الأسطوري زحل لذريته لتجنب نبوءة الإطاحة به. واشتد ارتباكه عندما عاودت الحلقات الظهور في عام 1613.
كثيرًا ما استخدم علماء الفلك الرواد الجناس الناقصة كوسيلة لتأكيد أولوية الاكتشافات الجديدة قبل النشر الرسمي لنتائجهم. على سبيل المثال، استخدم غاليليو الجناس الناقص "smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras" لتمثيل Altissimum Planetam tergeminum observavi ("لقد لاحظت أبعد كوكب له شكل ثلاثي")، وبذلك ادعى ملاحظته لحلقات زحل.
في عام 1657، تم تعيين كريستوفر رين أستاذًا لعلم الفلك في كلية جريشام بلندن. بدءًا من عام 1652 تقريبًا، أجرى ملاحظات لكوكب زحل بهدف توضيح مظهره الغريب. فرضيته المقترحة، الموثقة في De corpore saturni، تفترض تقريبًا وجود حلقة كوكبية. ومع ذلك، ظل رين غير متأكد مما إذا كانت هذه الحلقة متميزة الجاذبية عن الكوكب أم أنها مرتبطة به جسديًا. قبل نشر فرضية رين، قدم كريستيان هويجنز نظريته الخاصة فيما يتعلق بحلقات زحل. اعترف رين على الفور بأن صياغة هويجنز متفوقة على صياغته، مما أدى إلى القمع الدائم لـ De corpore saturni. ساهم روبرت هوك أيضًا في الملاحظات المبكرة لحلقات زحل، ولا سيما توثيق الظلال الملقاة عليها.
فرضية حلقة Huygens والتطورات اللاحقة
في عام 1655، بدأ كريستيان هويجنز، بالتعاون مع والده كونستانتين هويجنز، في طحن العدسات، مما مكنه من بناء تلسكوب منكسر بقوة 43×. سمحت هذه الأداة بمراقبة تفصيلية غير مسبوقة لكوكب زحل. كان هويجنز أول من اقترح أن زحل كان محاطًا بحلقة متميزة عن الكوكب نفسه. قام في البداية بنشر هذا الاكتشاف في شكل غامض، حيث قدمه كسلسلة حروف "aaaaaaacccccdeeeeeegiiiiillllmmnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu". وبعد ثلاث سنوات، كشف أن هذه الحروف تشفر الجملة اللاتينية Annulo cingitur, Tenui, Plano, Nusquam coherente, ad eclipticam inclinato، والتي تُترجم إلى: "[زحل] محاط بحلقة رفيعة ومسطحة، لا تلامس [جسم الكوكب] في أي مكان، ويميل إلى مسير الشمس." تم نشر فرضيته الشاملة للحلقة، جنبًا إلى جنب مع اكتشافه لقمر زحل، تيتان، والترسيم الأولي الدقيق لأبعاد النظام الشمسي، لاحقًا في Systema Saturnium في عام 1659.
تأكد جيوفاني دومينيكو كاسيني، في عام 1675، من أن نظام حلقات زحل يتكون من عدة حلقات أصغر تفصل بينها فجوات مميزة. تم تعيين أبرز هذه الفجوات لاحقًا على قسم كاسيني. يمتد هذا التقسيم تحديدًا بعرض 4800 كيلومتر (3000 ميل) ويقع بين الحلقة A والحلقة B.
أثبت بيير سيمون لابلاس في عام 1787 أن الحلقة الصلبة بشكل موحد ستفتقر بطبيعتها إلى الاستقرار. وبالتالي اقترح أن حلقات زحل تتكون بدلاً من ذلك من عدد كبير من الحلقات الصلبة.
قدم جيمس كليرك ماكسويل، في عام 1859، دليلاً على أنه لا حلقة صلبة غير موحدة، ولا حلقات صلبة، ولا حلقة سائلة مستمرة يمكن أن تحافظ على الاستقرار. قاده هذا إلى استنتاج أن النظام الحلقي يجب أن يتكون من عدد لا يحصى من الجسيمات الصغيرة، كل منها يدور حول زحل بشكل مستقل. وفي وقت لاحق، أكدت أبحاث صوفيا كوفاليفسكايا ذلك من خلال إثبات أن حلقات زحل لا يمكن أن توجد كتكوينات سائلة على شكل حلقات. أكدت التحقيقات الطيفية المستقلة التي أجراها جيمس كيلر في مرصد أليغيني وأريستارخ بيلوبولسكي في مرصد بولكوفو في عام 1895 دقة التحليل النظري الذي أجراه ماكسويل.
قامت أربع مركبات فضائية آلية بمراقبة حلقات زحل من مسافة قريبة من الكوكب. حدث أقرب لقاء لبايونير 11 مع زحل في سبتمبر 1979، على مسافة 20,900 كيلومتر (13,000 ميل). يعود الفضل لهذه المهمة في اكتشاف الحلقة F. بعد ذلك، حدث أقرب اقتراب للمركبة فوييجر 1 في نوفمبر 1980، على مسافة 64,200 كيلومتر (39,900 ميل). على الرغم من أن خللًا في مقياس الاستقطاب الضوئي أعاق Voyager 1 من تحقيق الدقة المقصودة لعمليات رصد الحلقة، إلا أن صور المركبة الفضائية قدمت تفاصيل لا مثيل لها عن نظام الحلقة وكشفت النقاب عن الحلقة G. تم إجراء أقرب رحلة جوية لـ Voyager 2 في أغسطس 1981، على مسافة 41000 كيلومتر (25000 ميل). تمكنت Voyager 2'، المزودة بمقياس استقطاب ضوئي وظيفي، من مراقبة النظام الحلقي بدقة فائقة مقارنة بـ Voyager 1، مما أدى إلى التعرف على العديد من الحلقات الصغيرة التي لم يتم ملاحظتها سابقًا. بدأت المركبة الفضائية كاسيني مهمتها المدارية حول زحل في يوليو 2004. وحتى الآن، تمثل صور الحلقات التي التقطتها كاسيني أكثر الملاحظات تعقيدًا، وهي مسؤولة عن تحديد الحلقات الصغيرة الإضافية.
تم تحديد حلقات زحل أبجديًا بناءً على تسلسل اكتشافها: تم تحديد الحلقتين A وB في عام 1675 بواسطة جيوفاني دومينيكو كاسيني؛ الحلقة C في عام 1850 من تصميم ويليام كرانتش بوند وجورج فيليبس بوند؛ الحلقة D في عام 1933 من قبل نيكولاي باراباشوف وبوريس سيميكين؛ الحلقة E في عام 1967 من تصميم والتر أ.فيبيلمان؛ الحلقة F عام 1979 من شركة Pioneer 11؛ والحلقة G عام 1980 بواسطة Voyager 1. تتقدم الحلقات نحو الخارج من الكوكب، وهي الحلقات C وB وA، مع وجود فجوة كاسيني، وهي الفجوة الأكثر أهمية، والتي تحدد الحلقتين B وA. وقد تم التعرف على العديد من الحلقات الأقل بروزًا في الآونة الأخيرة. وتقع الحلقة D، وهي خافتة بشكل استثنائي، في الأقرب إلى الكوكب. تقع الحلقة F الرفيعة خلف الحلقة A مباشرة. علاوة على ذلك، توجد حلقات G وE الخافتة بشكل ملحوظ. يُظهر النظام الحلقي بأكمله تعقيدًا هائلاً في الهياكل عبر جميع المقاييس، ويُعزى بعضها إلى اضطرابات الجاذبية الناتجة عن أقمار زحل، ومع ذلك يظل جزء كبير منها غير مفسر.
الملاحظة
يضمن الميل المحوري لزحل البالغ 26.7 درجة إمكانية الحصول على منظورات متنوعة لحلقاته المرئية، التي تشغل خط الاستواء، من الأرض في أوقات مختلفة. تعبر الأرض المستوى الحلقي تقريبًا كل 13 إلى 15 عامًا، أي ما يعادل حوالي نصف سنة زحل، مع احتمالات متساوية تقريبًا لحدوث عبور فردي أو ثلاثي خلال كل حدث من هذا القبيل. تمت آخر معابر الطائرة الدائرية في 22 مايو 1995، و10 أغسطس 1995، و11 فبراير 1996، و4 سبتمبر 2009، و23 مارس 2025؛ تمت جدولة الأحداث القادمة في 15 أكتوبر 2038، و1 أبريل 2039، و9 يوليو 2039. وترتبط فترات المراقبة المثالية لعبور المستوى الحلقي، خاصة عندما لا يكون زحل على مقربة من الشمس، حصريًا بأحداث العبور الثلاثي.
لا تحدث اعتدالات زحل، المحددة بمرور الشمس عبر المستوى الحلقي، على فترات منتظمة. يتزامن مسار الشمس من الجنوب إلى الشمال عبر المستوى الدائري مع خط طول مركز الشمس لزحل الذي يصل إلى 173.6 درجة، وهو حدث يتجسد في وقوعه في 11 أغسطس 2009، والذي يقارب انتقال زحل من كوكبة الأسد إلى برج العذراء. بعد ذلك، وبعد فترة 15.7 سنة، يصل خط طول زحل إلى 353.6 درجة، وعند هذه النقطة تعبر الشمس إلى الجانب الجنوبي من المستوى الدائري. خلال كل دورة مدارية، تظل الشمس في موقعها شمال المستوى الدائري لمدة 15.7 سنة أرضية، تليها فترة 13.7 سنة جنوب المستوى. تشمل تواريخ العبور من الشمال إلى الجنوب 19 نوفمبر 1995 و6 مايو 2025، بينما حدثت عمليات العبور من الجنوب إلى الشمال في 11 أغسطس 2009 و23 يناير 2039. خلال الفترة المحيطة بالاعتدال، تتضاءل إضاءة معظم الحلقات بشكل كبير، مما يتيح عمليات رصد مميزة تؤكد على انحراف الهياكل عن المستوى الدائري.
يُظهر زحل أنماطًا معقدة من اختلافات اللمعان. ينبع المصدر السائد لهذا التباين من الجانب المتطور للحلقات، التي تمر بدورتين كاملتين في كل مدار. علاوة على ذلك، يتم فرض طبقة إضافية من التباين بسبب الانحراف المركزي لمدار الكوكب، مما يؤدي إلى مزيد من المعارضة المضيئة عند ملاحظتها من نصف الكرة الشمالي مقارنة بالنصف الجنوبي.
الخصائص العامة
تمتد الحلقات الرئيسية الكثيفة مسافة شعاعية من 7000 كيلومتر (4300 ميل) إلى 80000 كيلومتر (50000 ميل) خلف خط استواء زحل، الذي يبلغ نصف قطره 60300 كيلومتر (37500 ميل). ويتراوح سُمكها المحلي المقدّر من حد أدنى يبلغ 10 أمتار (32 قدمًا و10 بوصات) إلى كيلومتر واحد (1093 ياردة) بحد أقصى. وتتكون هذه الحلقات في المقام الأول من 99.9% من جليد الماء النقي، تتخللها شوائب بسيطة من المحتمل أن تشتمل على الثولينات أو السيليكات. ويبلغ حجم الجسيمات المكونة للحلقات الرئيسية في الغالب أقل من 10 أمتار.
مهمة كاسيني مباشرة تم التأكد من كتلة النظام الحلقي من خلال تأثير الجاذبية خلال المرحلة المدارية النهائية، والتي تضمنت مسارات بين الحلقات وقمم السحب، مما أدى إلى قيمة كتلة تبلغ 1.54 (± 0.49) × 1019 كجم، أي ما يعادل 0.41 ± 0.13 كتلة ميماس، وتعادل هذه الكتلة حوالي ثلثي كتلة الأرض الجليدية الإجمالية في القطب الجنوبي مساحة السطح أكبر بثمانين مرة من مساحة الأرض، ويتوافق هذا التقدير بشكل وثيق مع قيمة كتلة ميماس البالغة 0.40 والتي تم الحصول عليها من ملاحظات كاسيني لموجات الكثافة داخل الحلقات A وB وC. ويمثل هذا حوالي 0.25 جزءًا في المليار، ويشكل جزءًا صغيرًا من الكتلة الإجمالية لكوكب زحل، باستخدام موجات الكثافة في الحلقتين A وB وملف تعريف العمق البصري. ما يقرب من 0.75 كتلة ميماس، ومع ذلك، أشارت الملاحظات اللاحقة والنمذجة الحسابية إلى أن هذا الرقم أقل من الواقع.
بينما يمكن تمييز الفجوات الحلقية البارزة، بما في ذلك قسم كاسيني وفجوة إنكي، من الأرض، كشفت مركبة فوييجر الفضائية عن بنية حلقية معقدة تضم آلاف الفجوات والحلقات الرفيعة. يُفترض أن هذه البنية المعقدة نشأت من تأثير الجاذبية لأقمار زحل العديدة، والتي تظهر من خلال آليات مختلفة. يتم سد بعض الفجوات من خلال عبور الأقمار الصغيرة، مثل بان، مع إمكانية اكتشافات إضافية عديدة؛ في الوقت نفسه، يبدو أن بعض الجنيات يتم الحفاظ عليها من خلال تفاعلات الجاذبية للأقمار الصناعية الصغيرة، على غرار أدوار بروميثيوس وباندورا في الحفاظ على الحلقة F. تنجم الفجوات الإضافية عن التفاعلات الرنانة بين الفترات المدارية للجسيمات داخل الفجوة وتلك الخاصة بالأقمار الضخمة والأكثر بعدًا؛ ميماس، على سبيل المثال، يحافظ على قسم كاسيني من خلال هذه الآلية. علاوة على ذلك، يُظهر النظام الحلقي موجات حلزونية، تولدها اضطرابات الجاذبية الدورية للأقمار الداخلية في مواقع الرنين الأقل اضطرابًا.
تكشف عمليات الرصد التي أجراها المسبار الفضائي كاسيني أن حلقات زحل تحافظ على غلاف جوي مستقل، يختلف عن الغلاف الجوي للكوكب. يتكون هذا الغلاف الجوي بشكل أساسي من غاز الأكسجين الجزيئي (O2)، والذي يتشكل من خلال تفاعل ضوء الأشعة فوق البنفسجية الشمسية مع جليد الماء داخل الحلقات. يؤدي المزيد من التحفيز فوق البنفسجي والتفاعلات الكيميائية التي تتضمن شظايا جزيء الماء إلى تكوين وطرد مواد مثل O§45§. تشير نماذج الغلاف الجوي أيضًا إلى وجود H§67§. كلا الغلافين الجويين O§89§ وH§1011§ ضعيفان للغاية؛ وإذا تم تكثيفها على الحلقات، فإن سمكها سيقارب ذرة واحدة. بالإضافة إلى ذلك، تمتلك الحلقات جوًا متناثرًا نسبيًا من هيدروكسيد (OH). على غرار الغلاف الجوي O§1213§، ينتج الغلاف الجوي الهيدروكسيد عن تفكك جزيئات الماء، وتحديدًا عندما تقصف الأيونات النشطة جزيئات الماء التي يقذفها قمر زحل إنسيلادوس. وعلى الرغم من تناثره الشديد، فقد تم اكتشاف هذا الغلاف الجوي بنجاح من الأرض باستخدام تلسكوب هابل الفضائي.
أثناء تحليقها بالقرب من كوكب زحل عام 1980، كشفت Voyager 1 أن الحلقة F تتكون من ثلاث حلقات ضيقة، تظهر في البداية كبنية معقدة ومضفرة. أوضح التحليل اللاحق أن الحلقتين الخارجيتين تتميزان بمقابض ومكامن الخلل والكتل المميزة، مما يخلق الوهم البصري للتضفير، في حين توجد حلقة ثالثة أقل إضاءة داخليًا.
الصور الحديثة لحلقات زحل، التي التقطتها المركبة الفضائية كاسيني التابعة لناسا بالقرب من اعتدال 11 أغسطس 2009، توضح امتدادات محلية كبيرة خارج مستوى الحلقة الاسمية. يمكن أن يصل هذا الإزاحة إلى 4 كيلومتر (2.5 ميل) عند حدود فجوة كيلر، وهي ظاهرة تعزى إلى المسار المداري خارج المستوى للقمر دافنيس، القمر المسؤول عن تشكيل الفجوة.
قام فريق كاسيني UVIS، تحت إشراف لاري إسبوزيتو، بتحديد 13 جسمًا داخل الحلقة F من خلال احتجاب النجوم، بأحجام تتراوح من 27 مترًا (89). قدم) إلى 10 كم (6 أميال) في القطر. تظهر هذه الأجسام شفافية، مما يشير إلى أنها عبارة عن تجمعات عابرة من الصخور الجليدية، يبلغ حجم كل منها عدة أمتار. يفترض إسبوزيتو أن هذه العملية الديناميكية لتكتل الجسيمات وانتشارها اللاحق تمثل الآلية الهيكلية الأساسية لحلقات زحل.
تكوين وتطور حلقات زحل الرئيسية
يُظهر العمر المقدر لحلقات زحل تباينًا كبيرًا، ويعتمد على المنهجيات المستخدمة. في حين أن بعض الفرضيات تقترح أصلًا قديمًا، يحتمل أن يكون معاصرًا لتكوين زحل، فإن البيانات الواردة من كاسيني تشير إلى عمر أصغر بكثير، مما يشير إلى أن تكوينها قد حدث خلال 100 مليون سنة الماضية، مما يضع عمرها بين 10 ملايين و100 مليون سنة. يتم دعم فرضية الأصل الحديثة هذه من خلال نماذج جديدة تتضمن تقديرات كتلة منخفضة للتطور الديناميكي للحلقات، ومن خلال قياسات تدفق الغبار بين الكواكب، والتي تبلغ تقديرات معدل سواد الحلقات بمرور الوقت. ونظرًا لفقدان المواد المستمر من الحلقات، فإن كتلتها السابقة كانت ستتجاوز كتلتها الحالية. ومع ذلك، تقديرات الكتلة وحدها ليست تشخيصًا نهائيًا، حيث أن الحلقات الضخمة التي تشكلت في وقت مبكر من تاريخ النظام الشمسي يمكن أن تطورت إلى كتلة مماثلة لتلك المرصودة اليوم. واستنادًا إلى معدلات الاستنفاد الحالية، فمن المتوقع أن تتبدد الحلقات خلال 300 مليون سنة تقريبًا.
تفترض الفرضيات الأولية المتعلقة بنشأة حلقات زحل الداخلية أنها تشكلت من بقايا قمر واحد أو أكثر. إحدى هذه الفرضيات، التي طرحها في البداية إدوارد روش في القرن التاسع عشر، تشير إلى أن الحلقات نشأت من قمر زحل سابق (يُسمى فيريتاس، على اسم إلهة رومانية قيل إنها تختبئ في بئر) والذي اضمحل مداره، مما جعله قريبًا بدرجة كافية بحيث لا يمكن تعطيله بواسطة قوى المد والجزر. وتدعم عمليات المحاكاة العددية التي أجريت في عام 2022 هذه النظرية، حيث يقترح مؤلفو الدراسة تسمية "الشرنقة" للقمر المتفكك. تقترح نسخة بديلة من هذه الفرضية أن القمر انقسم بعد اصطدامه بمذنب كبير أو كويكب. علاوة على ذلك، أظهرت عمليات المحاكاة لعام 2023 أن اصطدام قمرين جليديين يمكن أن يفسر الندرة الملحوظة للمواد الصخرية داخل حلقات زحل.
يفترض تكرار أكثر تقليدية لفرضية القمر المعطل أن الحلقات تتكون من حطام قمر يبلغ قطره حوالي 400 إلى 600 كيلومتر (200 إلى 400 ميل)، وهو حجم يتجاوز قليلاً حجم ميماس. حدثت آخر اصطدامات ذات حجم كافٍ لتعطيل مثل هذا القمر خلال القصف الثقيل المتأخر، منذ حوالي أربعة مليارات سنة.
ر. اقترح إم كانوب فرضية معاصرة تشير إلى أن الحلقات تشكل بقايا من الوشاح الجليدي لقمر متمايز أكبر بكثير وبحجم تيتان. يُزعم أن الطبقة الخارجية لهذا القمر قد تم تجريدها أثناء صعوده إلى زحل خلال عصر تكوين الكوكب، عندما كان لا يزال محاطًا بسديم غازي. ويفسر هذا النموذج ندرة المواد الصخرية الملحوظة داخل الحلقات. في البداية، من المفترض أن هذه الحلقات كانت أكبر بكثير (حوالي 1000 مرة) وأوسع من حالتها الحالية. من المحتمل أن تكون المواد من مناطقها الخارجية قد تراكمت لتشكل الأقمار الداخلية لزحل، وتمتد إلى تيثيس، مما يوضح أيضًا غياب المكونات الصخرية في تكوين معظم هذه الأقمار. قد يكون التصادم اللاحق أو التطور البركاني الجليدي لإنسيلادوس، وهو أحد هذه الأقمار، قد تسبب في فقدان انتقائي للجليد، مما زاد من كثافته إلى قيمته الحالية البالغة 1.61 جم/سم3، مقارنة بـ 1.15 لميماس و0.97 لتيثيس.
تم توسيع مفهوم الحلقات البدائية الكبيرة لاحقًا لتوضيح نشأة أقمار زحل. تمتد حتى ريا. إذا كانت هذه الحلقات الضخمة الأولية تحتوي على مكونات جليدية وشظايا صخرية (يتجاوز قطرها 100 كيلومتر أو 60 ميلًا)، فإن هذه الأجسام السيليكاتية قد تراكمت جليدًا إضافيًا. وفي وقت لاحق، كانت تفاعلات الجاذبية مع الحلقات وقوى المد والجزر من زحل قد قذفتها إلى مدارات بعيدة بشكل متزايد. داخل حد روش، تمتلك الأجسام الصخرية كثافة كافية لتراكم المزيد من المواد، وهي قدرة لا تتقاسمها الأجسام الجليدية الأقل كثافة. عند الخروج من النظام الحلقي، ربما تكون هذه الأقمار الناشئة قد خضعت لمزيد من التطور عبر عمليات الدمج العشوائية. من المحتمل أن تفسر هذه الآلية التباين الملحوظ في محتوى السيليكات بين أقمار زحل حتى ريا، إلى جانب الاتجاه الملحوظ المتمثل في انخفاض نسبة السيليكات بالقرب من الكوكب. وبالتالي، سيمثل ريا أقدم قمر نشأ من هذه الحلقات البدائية، مع إظهار الأقمار الصناعية الأقرب إلى زحل أعمارًا أصغر سنًا بشكل تدريجي.
تم تقديم اللمعان والطبيعة البكر للجليد المائي الذي يتكون من حلقات زحل كدليل على أن الحلقات أصغر سنًا بكثير من زحل نفسه، نظرًا لأن التراكم المستمر للغبار النيزكي سيؤدي عادةً إلى سوادها. ومع ذلك، تشير الأبحاث الحديثة إلى أن الحلقة B تمتلك كتلة كافية لتخفيف المواد الواردة بشكل فعال، وبالتالي منع حدوث سواد كبير طوال عمر النظام الشمسي. قد تخضع مكونات الحلقة لإعادة التدوير، وتشكل كتلًا داخل الحلقات التي يتم تجزئتها لاحقًا بسبب التأثيرات. يمكن لهذه الآلية أن تفسر الخصائص التي تبدو شبابية لبعض المواد داخل النظام الحلقي. جمع الباحثون أدلة تشير إلى نشأة حديثة للحلقة C، استنادًا إلى تحليل البيانات من Cassini Titan Radar Mapper، والذي فحص على وجه التحديد نسبة السيليكات الصخرية الموجودة في هذه الحلقة. إذا نشأ جزء كبير من هذه المادة من قنطور أو قمر تم تعطيله مؤخرًا، فقد يُقدر عمر الحلقة C بـ 100 مليون سنة أو أقل. وعلى العكس من ذلك، إذا كانت المادة ناتجة في المقام الأول عن تدفق النيازك الدقيقة، فإن عمرها سيقترب من مليار سنة.
تميل الأبحاث المبنية على معدل سقوط المواد إلى زحل إلى دعم عمر أصغر للنظام الحلقي، يقدر بمئات الملايين من السنين. تلتف مادة الحلقة بشكل حلزوني نحو زحل؛ يرتبط معدل السقوط الأعلى بعمر أقصر للنظام الحلقي. تصف إحدى الآليات المقترحة سحب الجاذبية لحبيبات الجليد المائي المشحونة كهربائيًا من الحلقات على طول خطوط المجال المغناطيسي للكوكب، وهي ظاهرة تسمى "المطر الحلقي". استنتجت ملاحظات تلسكوب كيك الأرضي أن معدل التدفق يتراوح بين 432 و2870 كجم/ثانية. وبالتالي، واستنادًا إلى هذه العملية فقط، من المتوقع أن تتبدد الحلقات خلال حوالي ~292+818
−124 مليون سنة. أثناء عبورها في سبتمبر 2017 عبر الفجوة التي تفصل بين الحلقات والكوكب، حددت المركبة الفضائية كاسيني تدفقًا استوائيًا لمواد متعادلة الشحنة من الحلقات باتجاه زحل، يتراوح بين 4800 إلى 44000 كجم/ثانية. وبافتراض استقرار معدل التدفق هذا، فإن إضافته إلى عملية "المطر الحلقي" الجارية تشير إلى أن الحلقات يمكن أن تختفي في أقل من 100 مليون سنة.
البنية الفيزيائية للحلقات
تمثل الحلقتان A وB أهم مكونات نظام حلقات زحل، والتي حددها قسم كاسيني، الذي اكتشفه جيوفاني دومينيكو كاسيني عام 1675. أما الحلقة C، التي تم تحديدها عام 1850 وتظهر خصائص مشابهة لقسم كاسيني، فتربط هذه المناطق لتشكل الحلقات الرئيسية. تتميز هذه الحلقات الأولية بكثافة أكبر وتحتوي على جزيئات أكبر مقارنةً بالحلقات المتربة الأكثر انتشارًا. تشمل الفئة الأخيرة الحلقة D، التي تمتد إلى الداخل نحو الحدود الجوية لكوكب زحل، جنبًا إلى جنب مع الحلقتين G وE والتكوينات الأخرى الواقعة خارج نظام الحلقة الرئيسية. تم تصنيف هذه الحلقات المنتشرة على أنها "مغبرة" نظرًا للأبعاد الدقيقة للجزيئات المكونة لها، والتي تقارب في كثير من الأحيان ميكرومترًا واحدًا؛ يتكون تركيبها الكيميائي، المشابه لتركيب الحلقات الرئيسية، في الغالب من جليد الماء. الحلقة F النحيفة، المتوضعة مباشرة خارج الحدود الخارجية للحلقة A، تمثل تحديات في التصنيف؛ وفي حين أن بعض الأجزاء تكون كثيفة بشكل ملحوظ، إلا أنها تحتوي أيضًا على كمية كبيرة من جزيئات بحجم الغبار.
نظرة عامة هيكلية شاملة
الخصائص الهيكلية للحلقة C
الميزات الهيكلية لقسم كاسيني
- المصدر:
العناصر الهيكلية للحلقة A
الحلقة D
تمثل الحلقة D العنصر الأعمق والخافت بشكل ملحوظ في نظام الحلقة. في عام 1980، حددت مهمة Voyager 1 ثلاث حلقات مميزة داخل هذا الهيكل، سُميت D73 وD72 وD68، مع وضع D68 كأعمق حلقية منفصلة بالنسبة إلى زحل. بعد حوالي 25 عامًا، كشفت الصور الملتقطة من المركبة الفضائية كاسيني أن D72 قد خضع لتوسيع وانتشار كبيرين، وهاجر في نفس الوقت مسافة 200 كيلومتر (100 ميل) بالقرب من الكوكب.
تُظهر الحلقة D بنية دقيقة النطاق تتميز بموجات متباعدة بمقدار 30 كيلومترًا (20 ميلًا). تمت ملاحظته في البداية ضمن الفجوة بين الحلقات بين الحلقة C وD73، وتم تحديد هذا الهيكل لاحقًا خلال اعتدال زحل لعام 2009 ليمتد على مدى شعاعي يبلغ 19000 كم (12000 ميل)، ويصل من الحلقة D إلى الحدود الداخلية للحلقة B. يتم تفسير هذه الموجات على أنها تكوين حلزوني من التموجات الرأسية، تتراوح سعاتها من 2 إلى 20 مترًا. يشير الانخفاض الزمني الملحوظ في فترة الموجات - من 60 كيلومترًا (40 ميلًا) في عام 1995 إلى 30 كيلومترًا (20 ميلًا) بحلول عام 2006 - إلى أن هذا النمط من المحتمل أن يكون قد نشأ في أواخر عام 1983. ويُفترض أن هذا الأصل هو نتيجة اصطدام سحابة حطام، تقدر بـ ≈1012 كجم، المستمدة من مذنب مجزأ، مما أدى لاحقًا إلى ميل الحلقات. بعيدا عن المستوى الاستوائي. وعلى نحو مماثل، يُعزى النمط الحلزوني المماثل داخل نظام الحلقة الأولية لكوكب المشتري إلى الاضطراب الناجم عن تأثير مادة من المذنب شوميكر-ليفي 9 في عام 1994.
الحلقة C
تتميز الحلقة C بأنها حلقة واسعة ولكنها باهتة، وتقع داخل الحلقة B. يعود الفضل في اكتشافه في عام 1850 إلى ويليام وجورج بوند، على الرغم من أن ويليام آر دوز ويوهان جالي لاحظا ذلك بشكل مستقل أيضًا. أطلق عليها ويليام لاسيل لاحقًا اسم "حلقة الكريب"، وذلك نظرًا لتركيبتها الظاهرة من مادة أغمق من تلك الموجودة في الحلقتين A وB الأكثر إضاءة.
تضع التقديرات سمكها الرأسي عند 5 أمتار (16 قدمًا) وكتلتها بحوالي 1.1 × 1018 كجم. ويتراوح عمقها البصري من 0.05 إلى 0.12. يشير هذا العمق البصري إلى أن ما بين 5% و12% من الضوء الساقط عموديًا على الحلقة يتم تخفيفه، مما يجعل الحلقة شفافة تقريبًا عند النظر إليها من منظور علوي. خلال اعتدال زحل عام 2009، لوحظ أن التموجات الحلزونية ذات الطول الموجي 30 كيلومترًا، والتي تم تحديدها في البداية في الحلقة D، تنتشر عبر الحلقة C بأكملها.
فجوة كولومبو وتيتان رينجليت
تقع فجوة كولومبو داخل المنطقة الداخلية للحلقة C. يوجد داخل هذه الفجوة حلقة كولومبو المضيئة والنحيفة، والتي تقع على مسافة مركزية تبلغ 77883 كيلومترًا (48394 ميلًا) من زحل، وتظهر شكلًا بيضاويًا قليلاً وليس دائريًا تمامًا. يُشار إلى هذه الحلقة أيضًا باسم Titan Ringlet، نظرًا لرنينها المداري مع القمر Titan. عند هذا نصف القطر المداري المحدد داخل النظام الحلقي، تتطابق فترة الحركة المقلوبة للجسيم الحلقي بدقة مع فترة الحركة المدارية لتيتان، وبالتالي يتم توجيه حنية هذه الحلقة اللامركزية بشكل ثابت نحو تيتان.
ماكسويل جاب ورينجليت
تقع فجوة ماكسويل داخل الجزء الخارجي من الحلقة C. تشمل هذه الفجوة أيضًا تكوينًا كثيفًا غير دائري يُعرف باسم ماكسويل رينجليت. في جوانب عديدة، تشبه هذه الحلقة حلقة ε الخاصة بأورانوس. تظهر كلتا الحلقتين هياكل تشبه الموجة داخل مناطقهما المركزية. على الرغم من أن الموجة في حلقة ε يُفترض أنها ناتجة عن تأثير جاذبية قمر أورانوس كورديليا، إلا أنه لم يتم التعرف على أي قمر داخل فجوة ماكسويل اعتبارًا من يوليو 2008.
الحلقة B
تعتبر الحلقة B هي الأكثر اتساعًا وإضاءة وضخامة بين نظام حلقات زحل. ويتراوح سمكها التقديري من 5 إلى 15 مترًا، ويتراوح العمق البصري بين 0.4 ويتجاوز 5، مما يشير إلى أن أكثر من 99% من الضوء الساقط محجوب في مناطق معينة من الحلقة B. هناك اختلافات كبيرة في الكثافة والسطوع تميز الحلقة B، وتفتقر غالبية هذه الظواهر حاليًا إلى تفسير علمي. تظهر هذه الاختلافات على شكل حلقات ضيقة متحدة المركز، على الرغم من أن الحلقة B نفسها خالية من الفجوات المميزة. في محيطها الخارجي، تعرض الحلقة B هياكل عمودية يمكن أن تنحرف حتى 2.5 كيلومتر (1.5 ميل) عن مستوى الحلقة الأساسي. ويمثل هذا خروجًا كبيرًا عن السُمك الرأسي النموذجي للحلقات A وB وC، والذي يبلغ عمومًا حوالي 10 أمتار (30 قدمًا). يُفترض أن مثل هذه التكوينات الرأسية ناتجة عن تأثير جاذبية الأقمار الصغيرة المدمجة غير المكتشفة.
كشفت الأبحاث التي أجريت في عام 2016، والتي استخدمت الاحتجابات النجمية لتحليل موجات الكثافة الحلزونية، أن كثافة سطح الحلقة B تتراوح من 40 إلى 140 جم/سم2. هذا القياس أقل من التقديرات السابقة ويشير إلى وجود ارتباط ضئيل بين العمق البصري للحلقة وكثافتها الكتلية، وهي علاقة لوحظت أيضًا في الحلقتين A وC. من المقدر أن الكتلة الإجمالية للحلقة B تقع في حدود 7 إلى 24×1018 كيلوغرام. ولأغراض المقارنة، تمتلك ميماس كتلة 37.5ק1415§18 كيلوغرام.
المتحدث
قبل عام 1980، كانت الخصائص الهيكلية لحلقات زحل تُعزى فقط إلى قوى الجاذبية. ومع ذلك، كشفت الصور اللاحقة التي التقطتها المركبة الفضائية فوييجر عن ميزات شعاعية داخل الحلقة B، تسمى المكبرات. تحدت هذه الميزات التفسير من خلال ميكانيكا الجاذبية بسبب وجودها المستمر وسلوكها الدوراني، والذي كان غير متوافق مع الديناميكيات المدارية. تظهر هذه الخطوط على أنها داكنة في الضوء المتناثر من الخلف ومشرقة في الضوء المتناثر من الأمام، مع حدوث هذا التحول البصري عند زاوية طور تقارب 60 درجة. تفترض الفرضية السائدة المتعلقة بتكوين المتحدث أنها تتكون من جزيئات غبار مجهرية، ترتفع من مستوى الحلقة الأولية عن طريق التنافر الكهروستاتيكي، وأنها تدور بشكل متزامن تقريبًا مع الغلاف المغناطيسي لزحل. الآلية الدقيقة المسؤولة عن توليد هذه المتحدث لا تزال غير محددة. يشير أحد التفسيرات المقترحة إلى أن الاضطرابات الكهربائية، مثل البرق داخل الغلاف الجوي لزحل أو تأثيرات النيازك الدقيقة على الحلقات، يمكن أن تكون عوامل مسببة. تفترض نظرية بديلة أن الأسلاك تحمل تشابهًا قويًا مع ظواهر مثل توهج الأفق القمري أو ارتفاع الغبار، وبدلاً من ذلك يتم تحفيزها بواسطة مجالات كهربائية مكثفة عبر نهاية جسيمات الحلقة، بدلاً من الاضطرابات الكهربائية العامة.
وظلت الأسلاك غير ملحوظة لمدة خمسة وعشرين عامًا تقريبًا، حتى تم اكتشافها بواسطة المسبار الفضائي كاسيني. عند وصول كاسيني إلى زحل في أوائل عام 2004، لم يكن من الممكن تمييز المتحدث. واستنادًا إلى نماذج تحاول توضيح تكوينها، افترض بعض العلماء أن المتحدث لن يظهر مرة أخرى حتى عام 2007. وعلى الرغم من هذه التوقعات، واصل فريق التصوير كاسيني البحث عن المتحدث في الصور الحلقية، وفي نهاية المطاف رصدهم مرة أخرى في الصور التي تم التقاطها في 5 سبتمبر 2005.
يُظهر المتحدث خصائص ظاهرة موسمية، حيث اختفى أثناء منتصف الشتاء ومنتصف الصيف في كوكب زحل، وبعد ذلك تظهر مرة أخرى مع اقتراب زحل من الاعتدالين. اكتسبت الفرضية القائلة بأن الخيوط تمثل تأثيرًا موسميًا، يرتبط بالفترة المدارية لزحل البالغة 29.7 عامًا، تأكيدًا من ظهورها التدريجي مرة أخرى خلال المراحل الأخيرة من مهمة كاسيني.
القمر
خلال فترة الاعتدال الربيعي لعام 2009، تم التعرف على قمر صغير ضمن الحلقة B من خلال الظل الذي سلطه. ويقدر قطره بـ 400 متر (1300 قدم). حصل هذا القمر الصغير على التصنيف المؤقت S/2009 S 1.
قسم كاسيني
يشكل قسم كاسيني منطقة يبلغ عرضها 4800 كيلومتر (3000 ميل)، وتقع بين الحلقتين A وB لزحل. يُنسب اكتشافها في عام 1675 إلى جيوفاني كاسيني، الذي رصدها من مرصد باريس باستخدام تلسكوب منكسر مزود بعدسة موضوعية مقاس 2.5 بوصة، وطول بؤري 20 قدمًا، وتكبير 90x. عند النظر إليها من الأرض، تظهر على شكل فراغ ضيق ومظلم داخل النظام الحلقي. ومع ذلك، كشفت مهمة Voyager أن هذه الفجوة الواضحة مملوءة في الواقع بمادة حلقية تظهر تشابهًا كبيرًا مع الحلقة C. يمكن أن يبدو التقسيم مضيئًا عند ملاحظته من الجانب غير المضاء للحلقات، وهي ظاهرة تعزى إلى كثافة المادة المنخفضة نسبيًا والتي تسهل انتقال الضوء بشكل أكبر عبر عمقها.
تتأثر الحدود الداخلية لقسم كاسيني في المقام الأول بالرنين المداري القوي. على وجه التحديد، تُظهر جزيئات الحلقة الموجودة هنا رنينًا مداريًا بنسبة 2:1 مع القمر ميماس. يؤدي هذا الرنين إلى اضطرابات الجاذبية التراكمية من ميماس، والتي تزعزع استقرار مدارات هذه الجسيمات وبالتالي تنتج انخفاضًا واضحًا في كثافة الحلقة. على العكس من ذلك، فإن أصول العديد من الفجوات الأخرى التي تمت ملاحظتها بين الجنيحات داخل قسم كاسيني لا تزال غير واضحة.
هويجنز جاب
تقع فجوة هويجنز، التي تم تحديدها في عام 1981 من الصور المرسلة بواسطة فوييجر 2، على الحدود الداخلية لقسم كاسيني. داخل هذه الفجوة توجد منطقة Huygens Ringlet الكثيفة والغريبة الأطوار. تُظهر الحلقة اختلافات سمتية غير منتظمة في كل من عرضها الهندسي وعمقها البصري، ويُحتمل أن تُعزى إلى قربها من الرنين 2:1 مع ميماس وتأثير الجاذبية للحافة الخارجية اللامركزية للحلقة B. يتم وضع حلقة ضيقة إضافية مباشرة خارج حلقة Huygens.
خاتم
تشكل الحلقة A الحلقة الخارجية من حلقات زحل الساطعة الرئيسية. ترسيمها الداخلي هو قسم كاسيني، في حين أن حدودها الخارجية المميزة تقارب المسار المداري للقمر الصغير أطلس. تنقسم الحلقة A بشكل عرضي بواسطة فجوة إنكي، وتقع عند حوالي 22% من إجمالي عرض الحلقة إلى الداخل من محيطها الخارجي. توجد فجوة أكثر دقة، وهي فجوة كيلر، عند 2% من عرض الحلقة من حافتها الخارجية.
يتراوح سمك الحلقة A التقديري من 10 إلى 30 مترًا، وتتراوح كثافة سطحها بين 35 و40 جم/سم2، وتقدر كتلتها الإجمالية بحوالي 4 إلى 5×1018 كجم، وهي أقل بقليل من كتلة هايبريون. ويتراوح عمقها البصري من 0.4 إلى 0.9.
على غرار الحلقة B، يتم الحفاظ على المحيط الخارجي للحلقة A من خلال الرنين المداري، على الرغم من أن المجموعة المحددة من التفاعلات أكثر تعقيدًا إلى حد كبير. ينبع تأثيرها الأساسي من الرنين 7:6 مع يانوس وإبيمثيوس، مكملاً بمساهمات من الرنين 5:3 مع ميماس والعديد من الأصداء التي تشمل بروميثيوس وباندورا. علاوة على ذلك، فإن الرنينات المدارية الأخرى تحفز العديد من موجات الكثافة الحلزونية داخل الحلقة A (وبدرجة أقل، في الحلقات الأخرى)، والتي تحدد إلى حد كبير خصائصها الهيكلية. إن المبادئ الفيزيائية التي تحكم هذه الموجات مطابقة لتلك التي توضح تشكيلات الأذرع الحلزونية في المجرات. تظهر موجات الانحناء الحلزونية، التي يتم ملاحظتها أيضًا داخل الحلقة A والتي يتم تفسيرها بنفس الإطار النظري، على شكل تموجات رأسية داخل الحلقة بدلاً من الاضطرابات الانضغاطية.
في أبريل 2014، وثق علماء ناسا التشكل الأولي المحتمل لقمر جديد قريب من الحدود الخارجية للحلقة A.
إنكي جاب
تقع فجوة إنكي، وهي فجوة يبلغ عرضها 325 كيلومترًا (200 ميل) داخل الحلقة A، في موقع مركزي على مسافة 133,590 كيلومترًا (83,000 ميلًا) من قلب زحل. ويعزى وجودها إلى القمر الصغير بان، الذي يحتفظ بمدار داخل هذه المنطقة. كشفت الصور التي حصل عليها مسبار كاسيني عن وجود ثلاث حلقات ملتوية ونحيفة على الأقل داخل الفجوة. تتولد موجات الكثافة الحلزونية، التي يمكن ملاحظتها على جانبي الفجوة، عن طريق الرنين مع الأقمار المجاورة الموجودة خارج الحلقات، في حين أن بان نفسه يولد سلسلة إضافية من الاستيقاظ المتصاعد.
لم يلاحظ يوهان إنكي هذه الفجوة شخصيًا؛ تسمياتها تكرم مساهماته في ملاحظات الحلقة. تم اكتشاف الفجوة بشكل مستقل بواسطة جيمس إدوارد كيلر في عام 1888. وبعد ذلك، تم تسمية الفجوة البارزة الثانية داخل الحلقة A، والتي حددها Voyager، بـ Keeler Gap تقديرًا لعمله.
تم تصنيف فجوة Encke على أنها فجوة نظرًا لاحتوائها بالكامل داخل الحلقة A. قبل توضيح الاتحاد الفلكي الدولي (IAU) للتعريفات في عام 2008، كان هناك غموض في المصطلحات بين الفجوة والتقسيم؛ وبالتالي، كان يُشار إلى هذا الانفصال أحيانًا باسم "قسم إنكي".
كيلر جاب
تشكل فجوة كيلر فجوة عرضية تبلغ 42 كيلومترًا (26 ميلًا) داخل الحلقة A، وتقع على بعد حوالي 250 كيلومترًا (150 ميلًا) من المحيط الخارجي للحلقة. ويدور القمر الصغير دافنيس، الذي تم التعرف عليه في 1 مايو 2005، داخل هذه الفجوة، وبالتالي يحافظ على حالته الصافية. يولد العبور المداري لدافنيس موجات على طول حواف الفجوة، وهي ظاهرة تم تعديلها بشكل أكبر من خلال الانحراف المداري البسيط. ونظرًا للميل المداري الطفيف لدافنيس بالنسبة للمستوى الحلقي، فإن هذه الموجات تمتلك عنصرًا متعامدًا مع المستوى، ويمتد حتى 1500 متر فوقه.
تم التعرف على فجوة كيلر بواسطة Voyager وتم تسميتها لاحقًا تكريمًا لعالم الفلك جيمس إدوارد كيلر. كان كيلر نفسه قد اكتشف سابقًا فجوة إنكي وأطلق عليها اسمًا تكريمًا ليوهان إنكي.
أقمار المروحة
في عام 2006، تم التعرف على أربعة "أقمار صغيرة" صغيرة ضمن صور كاسيني للحلقة A. يبلغ قطر هذه الأقمار حوالي مائة متر، وهي صغيرة جدًا بحيث لا يمكن مراقبتها بشكل مباشر؛ وبدلاً من ذلك، تكتشف كاسيني الاضطرابات المميزة على شكل "المروحة" التي تولدها، والتي تمتد لعدة كيلومترات. تشير التوقعات إلى أن الحلقة A تؤوي الآلاف من هذه الكيانات. بحلول عام 2007، أشار تحديد ثمانية أقمار إضافية إلى حصرها الأولي في حزام يبلغ طوله 3000 كيلومتر (2000 ميل)، يقع على بعد حوالي 130000 كيلومتر (80000 ميل) من قلب زحل. بحلول عام 2008، تمت فهرسة أكثر من 150 قمرًا صغيرًا مروحيًا، وتم تصنيف أحدها تحت المراقبة المستمرة لعدة سنوات تحت اسم بليريوت.
قسم روش
تم تسمية المنطقة الخلالية التي تفصل بين الحلقة A والحلقة F بقسم روش، وهي تسمية تكريمًا للفيزيائي الفرنسي إدوارد روش. ويجب تمييز هذا التقسيم عن حد روش، الذي يحدد القرب الذي عنده جرم سماوي كبير، عندما يقترب من كوكب مثل زحل، سوف يتعطل بسبب قوى المد والجزر للكوكب. يقع قسم روش على محيط نظام الحلقات الأولية، وهو بالفعل قريب من حد روش الخاص بزحل، وهو عامل يفسر عدم قدرة الحلقات على الاندماج لتكوين قمر.
على غرار قسم كاسيني، لا يخلو قسم روش من المادة ولكنه يشمل طبقة منتشرة من المواد. يشبه تكوين هذه المادة تلك الموجودة في الحلقات الضعيفة والمتربة D وE وG. داخل قسم روش، تظهر منطقتان محددتان تركيزات مرتفعة من الغبار مقارنة بالمنطقة المحيطة. تم التعرف عليها من قبل فريق التصوير التابع للمسبار كاسيني وحصلت على تسميات مؤقتة: R/2004 S 1، الواقعة على طول المسار المداري للقمر أطلس؛ وR/2004 S 2، يتمركزان على بعد 138,900 كيلومتر (86,300 ميل) من قلب زحل، داخل مدار بروميثيوس.
الحلقة F
تمثل الحلقة F الحلقة الخارجية المنفصلة لزحل ومن المحتمل أن تكون الحلقة الأكثر نشاطًا ديناميكيًا داخل النظام الشمسي، وتظهر ميزات تتطور على مدار فترات زمنية كل ساعة. وتقع على بعد 3000 كيلومتر (2000 ميل) خارج الحدود الخارجية للحلقة A. اكتشف فريق التصوير بايونير 11 هذه الحلقة في عام 1979. وتتميز بنحافتها الشديدة، فهي تمتد فقط بضع مئات من الكيلومترات قطريا. تاريخيًا، كان من المفترض أن اثنين من الأقمار الراعيّة، بروميثيوس وباندورا، يدوران داخليًا وخارجيًا، يحافظان على تماسكهما؛ ومع ذلك، تشير الأبحاث المعاصرة إلى أن بروميثيوس وحده هو الذي ساهم بشكل كبير في حبسها. تقترح عمليات المحاكاة العددية أن الحلقة نشأت من اضطراب جزئي بعد اصطدام بين بروميثيوس وباندورا.
تكشف الصور اللاحقة عالية الدقة من مسبار كاسيني أن الحلقة F تتكون من حلقة مركزية مركزية محاطة بخيط حلزوني. توضح هذه الملاحظات أيضًا أنه خلال مواجهات بروميثيوس مع الحلقة عند ذروة نشوئها، يؤدي تأثير جاذبية القمر إلى إحداث مكامن الخلل والعقد داخل الحلقة F عن طريق "تراكم" المواد، وبالتالي تشكيل قناة مظلمة في المنطقة الداخلية للحلقة. نظرًا لأن بروميثيوس يدور حول زحل بسرعة أكبر من المادة المكونة للحلقة F، فإن كل قناة متتالية محفورة بحوالي 3.2 درجة قبل سابقتها.
بحلول عام 2008، تمت ملاحظة نشاط ديناميكي إضافي، مما يشير إلى أن الأقمار الصغيرة غير المرصودة التي تدور داخل الحلقة F تعبر باستمرار قلبها الضيق بسبب اضطرابات الجاذبية من بروميثيوس. تم تحديد أحد هذه الأقمار الصغيرة مؤقتًا على أنه S/2004 S 6.
اعتبارًا من عام 2023، يُفترض أن الشكل المتكتل المميز للحلقة F ناتج عن "وجود الآلاف من الأجسام الأم الصغيرة (حجمها من 1.0 إلى 0.1 كيلومتر) التي تتصادم وتنتج خيوطًا كثيفة من جزيئات بحجم ميكرومتر إلى سنتيمتر والتي تتراكم مرة أخرى على مدار بضعة أشهر على الأجسام الأم في نظام الحالة المستقرة."
الحلقات الخارجية
حلقة يانوس/Epimetheus
تحيط حلقة غبار ضعيفة بالمجال المداري لكوكبي يانوس وإبيمثيوس، وهي ميزة تم تمييزها من الصور التي تم التقاطها في الضوء المبعثر للأمام بواسطة المركبة الفضائية كاسيني في عام 2006. تُظهر هذه الحلقة بُعدًا نصف قطري يبلغ حوالي 5000 كيلومتر (3000 ميل). ويعزى نشوئها إلى الجسيمات المقذوفة من أسطح الأقمار عن طريق اصطدام النيازك، والتي تشكل بعد ذلك حلقة منتشرة على طول مساراتها المدارية.
الحلقة G
تقع الحلقة G، وهي حلقة رفيعة وباهتة بشكل ملحوظ، في منتصف الطريق تقريبًا بين الحلقة F وبداية الحلقة E، وتقع حدودها الداخلية على بعد حوالي 15000 كيلومتر (10000 ميل) داخل مدار ميماس. تتميز هذه الحلقة بقوس أكثر سطوعًا بشكل مميز بالقرب من حافتها الداخلية، يذكرنا بالأقواس التي لوحظت في حلقات نبتون، والتي تمتد حوالي سدس محيطها. يتمركز هذا القوس حول إيجايون، وهو قمر صغير يبلغ قطره نصف كيلومتر (500 ياردة)، ويتم الحفاظ عليه في موضعه بواسطة رنين مداري بنسبة 7:6 مع ميماس. من المفترض أن يتكون القوس من جزيئات جليدية، يصل قطر بعضها إلى عدة أمتار، بينما يتكون الجزء المتبقي من الحلقة G من الغبار الناشئ من داخل هذا القوس. يبلغ العرض الشعاعي للقوس حوالي 250 كيلومترًا (150 ميلًا)، وهو تناقض ملحوظ مع العرض الإجمالي للحلقة G الذي يبلغ 9000 كيلومتر (6000 ميل). تشير التقديرات إلى أن القوس يحتوي على مادة تعادل قمرًا جليديًا صغيرًا يبلغ قطره حوالي مائة متر. تهاجر جزيئات الغبار، التي تم إزاحتها من بحر إيجيون والأجسام المصدرية الأخرى داخل القوس بسبب تأثيرات النيازك الدقيقة، إلى الخارج بسبب التفاعلات مع الغلاف المغناطيسي لزحل. تتناغم البلازما الموجودة داخل هذا الغلاف المغناطيسي مع المجال المغناطيسي لكوكب زحل، والذي يدور بشكل أسرع بكثير من الحركة المدارية للحلقة G. تتآكل هذه الجسيمات الدقيقة تدريجيًا بسبب التأثيرات اللاحقة وتنتشر بسبب سحب البلازما. على مدار آلاف السنين، تعرضت الحلقة لفقدان الكتلة تدريجيًا، والتي يتم تجديدها باستمرار من خلال المزيد من التأثيرات على بحر إيجايون.
قوس حلقة الميثون
يمتد القوس الدائري الدقيق، الذي تم تحديده لأول مرة في سبتمبر 2006، على حوالي 10 درجات من خط الطول ويرتبط بالقمر ميثون. من المفترض أن تكون المادة التي يتكون منها هذا القوس هي الغبار المنبعث من الميثون بعد اصطدام النيازك الدقيقة. يُعزى حبس هذا الغبار داخل القوس إلى رنين 14:15 مع ميماس، وهي آلية مشابهة لتلك التي تحكم حبس قوس الحلقة G. وتحت تأثير هذا الرنين المتطابق، يُظهر الميثون حركة تحررية في مداره، ويتأرجح ذهابًا وإيابًا بسعة طولية قدرها 5 درجات.
قوس الحلقة Anthe
يمتد القوس الدائري الخافت، الذي تم اكتشافه لأول مرة في يونيو 2007، على ما يقرب من 20 درجة من خط الطول ويرتبط بالقمر أنثي. يُعتقد أن المادة الموجودة داخل هذا القوس تتكون من الغبار الذي تم إزاحته من Anthe بواسطة تأثيرات النيازك الدقيقة. يتم تفسير حبس هذا الغبار داخل القوس من خلال رنين 10:11 مع ميماس. ونتيجة لذلك، يتعرض أنثي لانحراف طولي في مداره، حيث يتأرجح على 14 درجة من خط الطول بسبب نفس الرنين.
حلقة باليني
تدور حلقة غبار خافتة مع باليني، وهي ظاهرة كشفت عنها الصور الملتقطة في الضوء المبعثر للأمام بواسطة المركبة الفضائية كاسيني في عام 2006. تمتلك هذه الحلقة نطاقًا قطريًا يبلغ حوالي 2500 كيلومتر (1500 ميل). أصله يكمن في الجسيمات المقذوفة من سطح باليني عن طريق اصطدام النيازك، والتي تشكل فيما بعد حلقة منتشرة على طول مساره المداري.
الحلقة E
كان وجود الحلقة E، الذي لم يتم تأكيده حتى عام 1980، موضوعًا مثيرًا للجدل بين علماء الفلك ويرجع تاريخه إلى عام 1908 على الأقل. في تقرير تاريخي لملاحظات زحل، ينسب آرثر فرانسيس أودونيل ألكساندر الفضل إلى جورج فورنييه في المراقبة الأولية لما سيُطلق عليه لاحقًا اسم الحلقة E. في 5 سبتمبر 1907، في مونت ريفارد، أبلغ فورنييه عن "منطقة مضيئة" "تحيط بالحلقة المضيئة الخارجية". في العام التالي، في 7 أكتوبر 1908، لاحظ إي. شاير بشكل مستقل "حلقة داكنة جديدة... تحيط بحلقات زحل المضيئة" من مرصد جنيف. حددت التحقيقات اللاحقة التي أجراها دبليو بوير، وتي لويس، وآرثر إدينجتون، بناءً على اكتشاف شاير، دلائل على وجود حلقة متقطعة تتوافق مع وصف شاير، على الرغم من أنهم وصفوا ملاحظاتهم بأنها "غير مؤكدة". بعد أن فشل إدوارد بارنارد، باستخدام التلسكوب الأكثر تقدمًا في العالم، في اكتشاف أي دليل على وجود مثل هذه الحلقة، زادت الشكوك حول وجود الحلقة E بين معظم علماء الفلك. على الرغم من ذلك، دعا إي إم أنطونيادي إلى وجود الخاتم في منشور عام 1909، مشيرًا إلى ملاحظة ويليام راي في 26 ديسمبر 1861، عن "ضوء خافت جدًا... وذلك لإعطاء الانطباع بأنه كان الحلقة المعتمة."
على النقيض من الحلقات A وB وC، فإن الحد الأدنى من العمق البصري للحلقة E والبعد الرأسي الكبير يستلزمان منظور عرض من الحافة، وهي محاذاة تحدث مرة واحدة فقط كل 14-15 عامًا. ونتيجة لذلك، لم يتم استئناف مراقبة الحلقة E حتى ستينيات القرن العشرين. في حين أن بعض الروايات تنسب اكتشاف الحلقة E إلى والتر فيبلمان في عام 1966، فإن ورقته اللاحقة، التي نُشرت في العام التالي، أقرت بالنقاش المستمر والسجل التاريخي الشامل للملاحظات الداعمة والدحضة لوجود الحلقة. قدم فيبلمان تفسيره للبيانات بحذر باعتباره مؤشرا على حلقة جديدة، واصفا إياها بأنها "مؤقتة فقط". إعادة تحليل لاحقة لملاحظات فيبلمان الأولية، والتي تم إجراؤها تحسبًا لتحليق بايونير 11 بالقرب من زحل، وصفت مرة أخرى الدليل على هذه الحلقة الخارجية بأنها "مهتزة". حتى الملاحظات الاستقطابية التي أجراها بايونير 11 أثناء تحليقه عام 1979 لم تحدد بشكل قاطع الحلقة E، على الرغم من أنه تم استنتاج وجودها من قياسات الجسيمات والإشعاع والمجال المغناطيسي. تم أخيرًا التأكيد النهائي على وجود الحلقة E في ورقة بحثية عام 1980 كتبها Feibelman وKlinglesmith، بعد إعادة التحليل الرقمي لملاحظات عام 1966 والعديد من الملاحظات المستقلة باستخدام كل من التلسكوبات الأرضية والفضائية.
تُظهر الحلقة E، التي تم وضعها باعتبارها الحلقة الخارجية الثانية، مساحة واسعة بشكل استثنائي. وهو يشتمل على العديد من الجزيئات الدقيقة، التي يتراوح حجمها من ميكرون إلى ميكرون فرعي، وتتكون من جليد الماء المختلط بالسيليكات وثاني أكسيد الكربون والأمونيا. تقع هذه الحلقة بين المسارات المدارية لميماس وتيتان. تتميز الحلقة E، عن غيرها من الحلقات، بأنها تتكون من جسيمات مجهرية بدلاً من شظايا جليدية مجهرية. في عام 2005، تم تحديد أصل المادة المكونة للحلقة E على أنها أعمدة بركانية جليدية تنبعث من "خطوط النمر" الموجودة في المنطقة القطبية الجنوبية للقمر إنسيلادوس. على عكس الحلقات الأولية، تمتلك الحلقة E سمكًا يتجاوز 2000 كيلومتر (1000 ميل)، والذي يزداد تدريجيًا مع بعده عن إنسيلادوس. علاوة على ذلك، فإن التكوينات الشبيهة بالمحلاق التي لوحظت داخل الحلقة E تعزى إلى الانبعاثات الصادرة عن نفاثات القطب الجنوبي الأكثر نشاطًا على إنسيلادوس.
تظهر جسيمات الحلقة ميلا للتراكم على الأقمار التي تدور داخل امتدادها، ويرجع ذلك في المقام الأول إلى الانحراف المداري للجسيمات وقرب المحاور شبه الرئيسية للأقمار الأخرى من محور إنسيلادوس. عادة ما تتحرك الجسيمات التي تواجه أقمارًا تدور داخل إنسيلادوس بسرعة أعلى، حيث تكون بالقرب من مراكزها، وبالتالي تؤثر على الجوانب الخلفية للأقمار. على العكس من ذلك، فإن الجسيمات التي تواجه الأقمار التي تدور خارج إنسيلادوس تميل إلى التحرك بشكل أبطأ، حيث تكون بالقرب من مراكزها، وبالتالي تضرب نصفي الكرة الأرضية الرئيسيين للأقمار. تؤدي آلية التأثير التفاضلي هذه إلى إظهار يانوس وإبيمثيوس وميماس لجوانب خلفية أكثر سطوعًا، بينما يُظهر تيثيس وديون وريا سطوعًا معززًا في نصفي الكرة الأرضية الرئيسيين. علاوة على ذلك، فإن خط الاستواء في نصف الكرة الأرضية الرئيسي لتيثيس يتلون باللون الأزرق بمهارة بسبب تراكم المواد المتساقطة. تتأثر أقمار طروادة، بما في ذلك تيليستو وكاليبسو وهيلين وبوليديوس بشكل ملحوظ، حيث تعبر مداراتها المستوى الحلقي. ويؤدي هذا التفاعل إلى أن تصبح أسطحها مغطاة بمادة لامعة، مما يؤدي بالتالي إلى تلطيف السمات الطبوغرافية الموجودة.
خاتم فيبي
في أكتوبر 2009، أُعلن عن اكتشاف قرص هش من المواد يقع داخل مدار فيبي مباشرةً. وفي وقت اكتشافه، تمت ملاحظة هذا القرص في محاذاة حافة بالنسبة للأرض. يمكن وصف هذا التكوين على نطاق واسع بأنه حلقة إضافية. على الرغم من حجمها الهائل، الذي يبدو يعادل قمرين مكتملين عند النظر إليها من الأرض، إلا أن الحلقة تظل غير محسوسة تقريبًا. تم تسهيل اكتشافه بواسطة تلسكوب سبيتزر الفضائي الذي يعمل بالأشعة تحت الحمراء التابع لناسا، وتم رصده عبر المدى الكامل للملاحظات الأولية، والذي يمتد من 128 إلى 207 أضعاف نصف قطر زحل. تشير الحسابات اللاحقة إلى احتمال امتداده إلى الخارج إلى 300 نصف قطر زحل وإلى الداخل إلى مدار إيابيتوس عند 59 نصف قطر زحل. تم فحص الحلقة لاحقًا باستخدام المركبات الفضائية WISE وHerschel وCassini. تشير ملاحظات WISE إلى مدى يتراوح بين 50 و100 إلى 270 نصف قطر زحل على الأقل، مع حجب وهج الكوكب للحدود الداخلية. تشير البيانات التي حصل عليها WISE أيضًا إلى أن جزيئات الحلقة صغيرة في الغالب، وأن تلك الجسيمات التي يزيد نصف قطرها عن 10 سم تشكل 10% أو أقل من إجمالي مساحة المقطع العرضي.
تحتفظ فيبي بمدار حول زحل على مسافة تمتد من 180 إلى 250 نصف قطر كوكبي. يُظهر نظام الحلقة المرتبط سمكًا يبلغ حوالي 40 نصف قطر. نظرًا للافتراض بأن جزيئات الحلقة تنشأ من التأثيرات (سواء النيزكية الدقيقة أو الأكبر) على فيبي، فمن المتوقع أن تشترك في حركتها المدارية التراجعية، وهو ما يتعارض مع المدار التقدمي للقمر الداخلي المجاور، إيابيتوس. تقع هذه الحلقة المحددة داخل المستوى المداري لزحل، بشكل يقارب مسير الشمس، وبالتالي تظهر ميلًا بمقدار 27 درجة بالنسبة إلى المستوى الاستوائي لزحل وحلقاته الأخرى. يبلغ الميل المداري لفيبي 5 درجات بالنسبة إلى المستوى المداري لزحل (يتم التعبير عنه كثيرًا بـ 175 درجة بسبب حركته التراجعية)، وتتوافق الإزاحة الرأسية الناتجة أعلى وأسفل مستوى الحلقة بدقة مع سماكة الحلقة المرصودة البالغة 40 نصف قطر زحل.
تم افتراض الوجود النظري لهذه الحلقة في البداية في السبعينيات من قبل ستيفن سوتر. ويعزى اكتشافه اللاحق إلى آن ج. فيربيسر ومايكل ف. سكروتسكي، المنتسبين إلى جامعة فيرجينيا، ودوغلاس بي. هاميلتون، من جامعة ميريلاند، كوليدج بارك. ومن الجدير بالذكر أن هؤلاء الباحثين الثلاثة سبق لهم متابعة الدراسات العليا بشكل تعاوني في جامعة كورنيل.
تخضع المادة الحلقية للهجرة إلى الداخل، وهي عملية مدفوعة بإعادة انبعاث الإشعاع الشمسي، حيث ترتبط سرعتها عكسيًا بحجم الجسيمات. على سبيل المثال، سيقطع جسيم قطره 3 سم المسافة من قرب فيبي إلى إيابيتوس طوال عمر النظام الشمسي بأكمله. وبالتالي، تؤثر هذه المادة المهاجرة على نصف الكرة الأرضية الرئيسي لإيابتوس. في حين أن تراكم هذه المادة يؤدي إلى سواد واحمرار بسيط في نصف الكرة الرئيسي لإابيتوس (مماثل للملاحظات على أقمار أورانوس أوبيرون وتيتانيا)، إلا أن هذا ليس السبب المباشر لتلوين القمر المميز ذي اللونين. وبدلاً من ذلك، تبدأ الجسيمات المتساقطة آلية ردود فعل إيجابية تتضمن الفصل الحراري الذاتي، الذي يتميز بتسامي الجليد من المناطق الأكثر دفئًا وتكثيف البخار اللاحق إلى المناطق الأكثر برودة. تؤدي هذه العملية في نهاية المطاف إلى ترسب بقايا "تأخر" داكنة عبر غالبية المنطقة الاستوائية في نصف الكرة الأرضية الرئيسي لإابيتوس، مما يخلق تناقضًا صارخًا مع التكوينات الجليدية المضيئة التي تغطي المناطق القطبية ومعظم نصف الكرة الأرضية الخلفي.
كان جاليليو جاليلي أول فرد يوثق ملاحظات حلقات زحل، وقد حقق هذا الإنجاز في عام 1610.
- جاليليو جاليلي – أول شخص لاحظ حلقات زحل، عام 1610
- كان كريستيان هويجنز أول من اقترح رسميًا وجود بنية حلقية تحيط بكوكب زحل، وهي فرضية تقدم بها في عام 1655.
- يعود الفضل إلى جيوفاني كاسيني في اكتشاف الفصل الواضح بين حلقتي زحل A وB، المعروف باسم قسم كاسيني، في عام 1675.
- أوضح إدوارد روش، وهو عالم فلك فرنسي، الآلية التي يمكن من خلالها أن يتفكك القمر الصناعي الذي يدخل إلى حد روش الخاص بكوكب زحل، مما يساهم في تكوين حلقات الكوكب.
ملاحظات تحريرية
المراجع العلمية
- عقدة حلقات الكواكب: نظام حلقات زحل
- تسميات حلقات زحل من صفحة تسميات الكواكب التابعة لهيئة المسح الجيولوجي الأمريكية
- كل ما يجب أن يعرفه العقل الفضولي عن أنظمة حلقات الكواكب مع الدكتور مارك شوالتر (بودكاست وسيم أختار مع مارك شوالتر)
- رسوم متحركة عالية الدقة بواسطة Kevin M. Gill لجسر علوي للحلقة B الخارجية عند الاعتدال (تبدأ في أن تصبح أقل تجانسًا بعد الدقيقة الأولى)؛ راجع ألبوم Rings للمزيد
- رسوم متحركة عالية الدقة لنيك ستيفنز من كوكب زحل وحلقاته من مدار استوائي وقطبي، ومن الغوص أسفل الحلقات؛ انظر القائمة للمزيد