زحل (Saturn)

زحل هو الكوكب السادس من الشمس وثاني أكبر كوكب في النظام الشمسي بعد المشتري. باعتباره عملاقًا غازيًا، يبلغ متوسط ​​نصف قطره حوالي تسعة أضعاف نصف قطر الأرض. في حين أن متوسط ​​كثافته يبلغ ثُمن كثافة الأرض فقط، إلا أن زحل أكبر منه بـ 95 مرة. على الرغم من حجمه الكبير، الذي يشبه تقريبًا كوكب المشتري، فإن كتلة زحل أقل من ثلث كتلة المشتري. ويدور حول الشمس على مسافة 9.59 وحدة فلكية (1,434 مليون كيلومتر)، مكملاً فترة مدارية مدتها 29.45 سنة.

زحل هو الكوكب السادس من الشمس وثاني أكبر كوكب في النظام الشمسي بعد المشتري. إنه عملاق غازي، يبلغ متوسط ​​نصف قطره حوالي 9 أضعاف قطر الأرض. تبلغ كثافته ثُمن متوسط ​​كثافة الأرض، ولكنها أكبر منه بـ 95 مرة. على الرغم من أن زحل كبير مثل كوكب المشتري تقريبًا، إلا أن كتلة زحل أقل من ثلث كتلته. يدور زحل حول الشمس على مسافة 9.59 وحدة فلكية (1,434 مليون كيلومتر)، مع فترة مدارية تبلغ 29.45 سنة.

من المفترض أن يتكون الجزء الداخلي من زحل من نواة صخرية، محاطة بطبقة عميقة من الهيدروجين المعدني، وطبقة وسيطة من الهيدروجين السائل والهيليوم السائل، وغلاف غازي خارجي. يُظهر الكوكب لونًا أصفر باهتًا، يُعزى إلى وجود بلورات الأمونيا في غلافه الجوي العلوي. يُعتقد أن التيار الكهربائي داخل طبقة الهيدروجين المعدني يولد المجال المغناطيسي لكوكب زحل. وفي حين أن هذا المجال أضعف من مجال الأرض، فإن عزمه المغناطيسي أكبر بـ 580 مرة بسبب حجم زحل الأكبر. وبالمقارنة، تبلغ قوة المجال المغناطيسي لزحل حوالي واحد على عشرين من قوة المجال المغناطيسي لكوكب المشتري. يبدو الغلاف الجوي الخارجي عمومًا عديم الملامح ومنخفض التباين، على الرغم من إمكانية ظهور ظواهر جوية طويلة الأمد. تصل سرعة الرياح على زحل إلى 1,800 كيلومتر في الساعة (1,100 ميل في الساعة).

يتميز الكوكب بنظام حلقات لامع وواسع النطاق، يتكون في الغالب من جزيئات الجليد، تكملها كميات أقل من الحطام الصخري والغبار. يدور ما لا يقل عن 285 قمرًا حول زحل، 63 منها تحمل أسماء رسمية؛ ولا يشمل هذا التعداد مئات الأقمار الصغيرة الموجودة داخل الحلقات. تيتان، أكبر قمر لزحل وثاني أكبر قمر في النظام الشمسي، يفوق كوكب عطارد في الحجم (وإن لم يكن في الكتلة) وهو فريد من نوعه باعتباره القمر الوحيد في النظام الشمسي الذي يمتلك غلافًا جويًا كبيرًا.

التسميات والرمزية الفلكية

سمي زحل نسبة إلى إله الثروة والزراعة الروماني، وهو والد الإله جوبيتر. تم إرجاع رمزه الفلكي، ()، إلى بردية أوكسيرينخوس اليونانية، حيث تم تعريفه على أنه حرف كابا رو اليوناني ذو خط أفقي، ويعمل كاختصار لـ Κρονος (كرونوس)، وهو الاسم اليوناني للكوكب (). تحول الرمز لاحقًا ليشبه حرف إيتا اليوناني الصغير، مع إضافة صليب إلى قمته في القرن السادس عشر لإضفاء الطابع المسيحي على هذا الشعار الوثني.

حدد الرومان اليوم السابع من الأسبوع باعتباره يوم السبت، Sāturni diēs، والذي يعني "يوم زحل"، تكريمًا لكوكب زحل.

الخصائص الفيزيائية

يُصنف زحل على أنه عملاق غازي، ويتكون في الغالب من الهيدروجين والهيليوم. إنه يفتقر إلى سطح صلب محدد، على الرغم من وجود نواة صلبة على الأرجح. والجدير بالذكر أن زحل هو الكوكب الوحيد في النظام الشمسي الذي يتمتع بمتوسط ​​كثافة أقل من كثافة الماء، أي أقل بنسبة 30% تقريبًا. في حين أن نواة زحل أكثر كثافة من الماء إلى حد كبير، فإن متوسط ​​الكثافة النوعية للكوكب هو 0.69 جم/سم³، وهي خاصية تتأثر بغلافه الجوي الواسع. تبلغ كتلة المشتري 318 مرة كتلة الأرض، بينما تبلغ كتلة زحل 95 مرة كتلة الأرض. ويشكل هذان الكوكبان معًا 92% من إجمالي كتلة الكواكب داخل النظام الشمسي.

البنية الداخلية

على الرغم من تركيبته الأولية المكونة من الهيدروجين والهيليوم، فإن غالبية كتلة زحل لا توجد في الطور الغازي. يتحول الهيدروجين إلى حالة سائلة غير مثالية عندما تتجاوز كثافته 0.01 جم/سم³، وهي حالة تتحقق في نصف قطر يشمل 99.9% من إجمالي كتلة زحل. تزداد درجة الحرارة والضغط والكثافة داخل باطن زحل بشكل مطرد نحو المركز، مما يؤدي إلى اتخاذ الهيدروجين لحالة معدنية في الطبقات الأعمق.

تشير نماذج الكواكب القياسية إلى أن البنية الداخلية لزحل مشابهة لبنية المشتري، وتتميز بنواة صخرية صغيرة محاطة بالهيدروجين والهيليوم، مع كميات ضئيلة من المواد المتطايرة المختلفة. ومع ذلك، يكشف تحليل تشوه جاذبيته أن زحل أكثر كثافة مركزيًا من كوكب المشتري، وبالتالي يحتوي على نسبة أكبر من المواد الأكثر كثافة من الهيدروجين بالقرب من مركزه. تتكون المناطق المركزية لزحل من حوالي 50% من الهيدروجين من حيث الكتلة، مقارنة بنسبة 67% للمشتري.

يُظهر نواة زحل، على الرغم من تشابهها من الناحية التركيبية مع نواة الأرض، كثافة أكبر. وقد مكّن تحليل لحظة جاذبية زحل، إلى جانب النماذج الفيزيائية الداخلية، من تحديد القيود المفروضة على كتلة النواة. في عام 2004، أشارت التقديرات العلمية إلى أن الكتلة الأساسية تتراوح بين 9 و22 مرة كتلة الأرض، أي ما يعادل قطرًا تقريبيًا يبلغ 20,000 كيلومتر (12,000 ميل). ومع ذلك، تشير البيانات المستمدة من حلقات زحل إلى نواة أكثر انتشارًا بشكل ملحوظ، تمتلك كتلة تعادل حوالي 17 كتلة أرضية ونصف قطر يمثل حوالي 60% من نصف قطر زحل الإجمالي. يغطى هذا اللب بطبقة كبيرة من الهيدروجين المعدني السائل، تليها طبقة سائلة من الهيدروجين الجزيئي المشبع بالهيليوم، والتي تتحول تدريجياً إلى حالة غازية مع زيادة الارتفاع. تمتد الطبقة الخارجية للغلاف الجوي لحوالي 1000 كيلومتر (620 ميل) وتتكون بالكامل من الغاز.

يمتلك زحل درجة حرارة داخلية عالية، حيث تصل درجة حرارة قلبه إلى 11700 درجة مئوية (21100 درجة فهرنهايت)، ويبعث طاقة في الفضاء 2.5 مرة أكثر مما يمتصه من الشمس. في حين أن الطاقة الحرارية لكوكب المشتري تنشأ من آلية كلفن-هيلمهولتز لضغط الجاذبية التدريجي، فإن هذه العملية وحدها قد لا تفسر بشكل كاف توليد حرارة زحل بسبب كتلته المنخفضة. تتضمن الآلية البديلة أو التكميلية المقترحة توليد الحرارة عن طريق "تساقط" قطرات الهيليوم في أعماق باطن زحل. ومع نزول هذه القطرات عبر الهيدروجين الأقل كثافة، تطلق قوى الاحتكاك الحرارة، مما يؤدي في الوقت نفسه إلى استنفاد طبقات الهيليوم الخارجية للغلاف الجوي لزحل. من المفترض أن هذه القطرات الهابطة يمكن أن تتجمع لتشكل غلافًا من الهيليوم يحيط بالقلب. كما تم افتراض حدوث هطول الأمطار الماسية داخل زحل والمشتري وعملاق الجليد أورانوس ونبتون.

الدوران

تظهر سمات زحل القابلة للرصد سرعات دوران تعتمد على خطوط العرض، مع فترات دوران مميزة تعزى إلى مناطق مختلفة، مما يعكس الملاحظات على كوكب المشتري. يستخدم علماء الفلك ثلاثة أنظمة متميزة لتحديد معدل دوران زحل. النظام الأول، بفترة 10^h 14^m 00^s (844.3°/d)، ويشمل المنطقة الاستوائية، والحزام الاستوائي الجنوبي، والحزام الاستوائي الشمالي. ومن المفترض أن تتمتع المناطق القطبية بمعدلات دوران مشابهة للنظام الأول. تم تحديد جميع خطوط العرض الأخرى لزحل، باستثناء المناطق القطبية الشمالية والجنوبية، على أنها النظام II وتم تخصيص فترة دوران تبلغ §1415§h 38^m 25.4^s (810.76°/d). النظام III يشير إلى معدل الدوران الداخلي لكوكب زحل. استنادًا إلى الانبعاثات الراديوية الكوكبية التي اكتشفتها Voyager 1 وVoyager 2، يُظهر النظام III فترة دوران تبلغ §2829§h 39^m 22.4^s (810.8°/d). لقد حل النظام III محل النظام II إلى حد كبير.

لا يزال تحديد فترة دوران دقيقة للجزء الداخلي من زحل يمثل تحديًا. أثناء اقترابها من زحل عام 2004، لاحظت المركبة الفضائية كاسيني زيادة ملحوظة في فترة الدوران الراديوي للكوكب، حيث وصلت تقريبًا 10^h 45^m 45^s ± 36^s. التقدير الشامل لمعدل دوران زحل الإجمالي، والذي تم تجميعه من قياسات متنوعة بواسطة مجسات كاسيني وفويجر وبايونير، هو §2223§h 32^m 35^s. تشير دراسات الحلقة C للكوكب إلى فترة دوران تبلغ §3132§h 33^m 38^{s + 1m 52s}
_{− 1^م 19^s}.

في مارس 2007، كشفت الملاحظات عن وجود تناقض بين تغيرات الانبعاثات الراديوية للكوكب وسرعة دوران زحل. من المحتمل أن يُعزى هذا الاختلاف إلى نشاط السخان الذي يحدث على قمر زحل إنسيلادوس. يتأين بخار الماء المنبعث إلى مدار زحل بسبب هذا النشاط، مما يولد قوة سحب على المجال المغناطيسي لزحل، مما يؤدي إلى إبطاء دورانه بشكل طفيف بالنسبة للدوران الداخلي للكوكب.

التفلطح

نظرًا لديناميكيات دورانه، يتخذ الكوكب شكلًا كرويًا مفلطحًا، يتميز بالتسطيح القطبي والانتفاخ الاستوائي. على وجه التحديد، يبلغ نصف قطرها الاستوائي 60,268 كيلومترًا (37,449 ميلًا)، ويتجاوز نصف قطرها القطبي البالغ 54,364 كيلومترًا (33,780 ميلًا) بأكثر من 10%. وبالمقارنة، فإن كوكب المشتري وأورانوس ونبتون، العمالقة الغازية الأخرى داخل النظام الشمسي، تظهر درجة أقل من التفلطح. يؤدي هذا التفاعل بين الانتفاخ الاستوائي ومعدل دوران الكوكب إلى جاذبية سطحية فعالة عند خط الاستواء تبلغ 8.96 م/ث² (29.4 قدم/ث²)، وهو ما يمثل 74% فقط من الجاذبية القطبية وأقل بشكل ملحوظ من جاذبية سطح الأرض. وعلى العكس من ذلك، فإن سرعة الهروب الاستوائية، حوالي 36 كم/ث (22 ميل/ث; 130,000 كم/س; 81,000 ميل في الساعة)، تتجاوز بشكل كبير سرعة الهروب من الأرض.

الغلاف الجوي

يتكون الغلاف الجوي الخارجي لزحل بشكل أساسي من الهيدروجين الجزيئي (96.3% من حيث الحجم) والهيليوم (3.25% من حيث الحجم). والجدير بالذكر أن نسبة الهيليوم أقل بكثير من وفرته الكونية الملاحظة في الشمس. في حين أن الكمية الدقيقة للعناصر الأثقل من الهيليوم (المشار إليها بالمعدنية) لا تزال غير محددة، فمن المفترض أن نسبها النسبية تتماشى مع الوفرة البدائية التي تم تحديدها خلال نشأة النظام الشمسي. تُقدر الكتلة التراكمية لهذه العناصر الأثقل بما يتراوح بين 19 إلى 31 مرة كتلة الأرض، مع تركز جزء كبير منها داخل قلب زحل.

تم التعرف على المكونات الثانوية، بما في ذلك الأمونيا والأسيتيلين والإيثان والبروبان والفوسفين والميثان، في الغلاف الجوي لكوكب زحل. تتشكل الطبقات السحابية العليا من بلورات الأمونيا، بينما يُعتقد أن التكوينات السحابية الأعمق تشتمل إما على هيدروكبريتيد الأمونيوم (NH₄SH) أو الماء. يبدأ الإشعاع الشمسي فوق البنفسجي في التحلل الضوئي للميثان في الغلاف الجوي العلوي، مما يؤدي إلى سلسلة من التفاعلات الكيميائية الهيدروكربونية التي يتم نقل منتجاتها لاحقًا إلى الأسفل عبر التيارات الدوامية والانتشار. تؤثر الدورة الموسمية السنوية لزحل على هذه العملية الكيميائية الضوئية. وثقت مهمة كاسيني سلسلة مميزة من سمات السحب في خطوط العرض الشمالية، والتي يطلق عليها بالعامية "سلسلة اللآلئ"، والتي تمثل الخلوص داخل طبقات السحب الأكثر عمقًا.

طبقات السحابة

يُظهر الغلاف الجوي لزحل بنية ذات نطاقات مشابهة للغلاف الجوي لكوكب المشتري، على الرغم من أن نطاقاته باهتة إلى حد كبير وتظهر عرضًا أكبر بالقرب من خط الاستواء. تعكس المصطلحات المستخدمة لهذه النطاقات الجوية تلك المستخدمة لكوكب المشتري. ظلت أنماط السحب التفصيلية على كوكب زحل غير ملحوظة حتى تحليق المركبة الفضائية Voyager بالقرب منها في الثمانينيات. أتاحت التطورات اللاحقة في تكنولوجيا التلسكوبات الأرضية إجراء عمليات رصد روتينية لهذه الميزات.

يُظهر تكوين السحابة تنوعًا مع زيادة العمق والضغط. تتكون طبقات السحب العليا، التي تتميز بدرجات حرارة تتراوح بين 100-160 كلفن وضغط يتراوح بين 0.5-2 بار، من جليد الأمونيا. تبدأ سحب الجليد المائي عند ضغط 2.5 بار تقريبًا وتمتد إلى 9.5 بار، وتشتمل على درجات حرارة تتراوح من 185 إلى 270 كلفن. يوجد ضمن هذه الطبقة شريط متميز من جليد هيدروكبريتيد الأمونيوم، يمتد نطاق ضغط يتراوح من 3 إلى 6 بار ودرجات حرارة تتراوح بين 190 و235 كلفن. وتحتوي الطبقات العميقة، المعرضة لضغوط تتراوح بين 10 و20 بار ودرجات حرارة تتراوح من 270 إلى 330 كلفن، على منطقة قطرات محلول الأمونيا المائية.

على الرغم من أن الغلاف الجوي لزحل يتميز عادة بمظهر خافت، إلا أنه يظهر بشكل دوري سمات بيضاوية طويلة الأمد وظواهر أخرى مشابهة لتلك التي لوحظت على كوكب المشتري. في عام 1990، التقط تلسكوب هابل الفضائي صورة لسحابة بيضاء ضخمة بالقرب من خط استواء زحل، وهي ميزة غائبة خلال بعثات فوييجر. وقد لوحظت عاصفة أصغر لاحقًا في عام 1994. وكان حدث عام 1990 مثالاً على البقعة البيضاء العظيمة، وهي ظاهرة عابرة تتكرر تقريبًا مرة واحدة كل سنة زحل (ما يعادل حوالي 30 سنة أرضية)، وتتزامن عادةً مع الانقلاب الصيفي في نصف الكرة الشمالي.

تم توثيق الحالات السابقة للبقع البيضاء العظيمة في أعوام 1876 و1903 و1933 و عام 1960، وكانت عاصفة عام 1933 هي الأكثر رصدًا بدقة. تم تسجيل أحدث عاصفة هائلة في عام 2010. وفي عام 2015، استخدم الباحثون تلسكوب المصفوفة الكبيرة جدًا للتحقيق في الغلاف الجوي لكوكب زحل، حيث أبلغوا عن اكتشاف "بصمات طويلة الأمد لجميع العواصف العملاقة في خطوط العرض الوسطى، ومزيج من العواصف الاستوائية يصل عمرها إلى مئات السنين، وربما عاصفة أقدم لم يتم الإبلاغ عنها عند 70 درجة شمالًا".

يمتلك زحل ثاني أسرع الرياح في النظام الشمسي، ولا يتفوق عليه سوى نبتون. كشفت البيانات الواردة من بعثات Voyager أن أقصى سرعة للرياح الشرقية تصل إلى 500 م/ث (1800 كم/ساعة). صورت ملاحظات المركبة الفضائية كاسيني في عام 2007 نصف الكرة الشمالي لزحل بلون أزرق لامع مميز، يشبه لون أورانوس، وهي ظاهرة تعزى على الأرجح إلى تشتت رايلي. حدد التحليل الحراري وجود دوامة قطبية دافئة في القطب الجنوبي لزحل، مما يمثل المثال الوحيد المعروف لمثل هذه الميزة داخل النظام الشمسي. في حين أن درجات الحرارة النموذجية لزحل تحوم حول -185 درجة مئوية، فإن درجات الحرارة داخل هذه الدوامة ترتفع كثيرًا إلى -122 درجة مئوية، مما يشير إلى أنها المنطقة الأكثر دفئًا على الكوكب.

أنماط السحب السداسية

لوحظ في البداية نمط موجة سداسية مستمرة، تقع حول الدوامة القطبية الشمالية عند خط عرض 78 درجة شمالًا تقريبًا، في صور Voyager. يبلغ طول كل جانب من هذا الشكل السداسي حوالي 14500 كيلومتر (9000 ميل)، وهو ما يتجاوز قطر الأرض. يدور الهيكل بأكمله بفترة 10^h 39^m 24^s، والتي تتوافق مع فترة الانبعاث الراديوي للكوكب ويُفترض أنها تطابق فترة الدوران داخل زحل. وعلى عكس السحب الجوية المرئية الأخرى، تحافظ هذه الميزة السداسية على موضع طولي ثابت. يظل الأصل الدقيق لهذا النمط موضوعًا لتكهنات علمية كبيرة، حيث يفترض العديد من الباحثين أنه موجة دائمة في الغلاف الجوي. نجحت التجارب المعملية التي تتضمن الدوران التفاضلي للسوائل في تكرار تكوينات متعددة الأضلاع مماثلة.

يكشف التصوير المأخوذ من تلسكوب هابل الفضائي (HST) للمنطقة القطبية الجنوبية عن تيار نفاث، على الرغم من أنه لا يُظهر دوامة قطبية قوية أو موجة ثابتة سداسية. في نوفمبر 2006، أعلنت ناسا أن بعثة كاسيني قد اكتشفت عاصفة "شبيهة بالإعصار" ثابتة في القطب الجنوبي، وتتميز بجدار عين مميز. قبل هذه المراقبة، تم تحديد سحب العين حصريًا على الأرض. على سبيل المثال، لم تصور الصور الملتقطة من المركبة الفضائية جاليليو جدار العين داخل البقعة الحمراء العظيمة لكوكب المشتري.

من المفترض أن هذه العاصفة القطبية الجنوبية استمرت لمليارات السنين. الدوامة مماثلة في الحجم للأرض وتتميز بسرعة رياح تبلغ 550 كم/ساعة.

الغلاف المغناطيسي

يمتلك زحل مجالًا مغناطيسيًا جوهريًا، يتميز بتكوين ثنائي القطب المغناطيسي البسيط والمتماثل. تبلغ شدة مجالها الاستوائي 0.2 غاوس (20 μT)، وهي تساوي تقريبًا واحدًا على عشرين من المجال المغناطيسي لكوكب المشتري وأضعف قليلاً من المجال المغناطيسي للأرض. وبالتالي، فإن الغلاف المغناطيسي لزحل أصغر بكثير من الغلاف المغناطيسي للمشتري.

عند دخول Voyager 2 إلى الغلاف المغناطيسي، أدى ضغط الرياح الشمسية المرتفع إلى تقييد نطاقه الأولي إلى 19 نصف قطر زحل فقط، أو 1.1 مليون كيلومتر (684000 ميل). ومع ذلك، فقد توسع لاحقًا في غضون ساعات قليلة وحافظ على هذا الحجم الأكبر لمدة ثلاثة أيام تقريبًا. من المرجح أن يتم توليد المجال المغناطيسي من خلال آلية مشابهة لآلية المشتري: تيارات داخل طبقة الهيدروجين المعدني السائل، تسمى دينامو الهيدروجين المعدني. يعمل هذا الغلاف المغناطيسي على تشتيت جزيئات الرياح الشمسية القادمة من الشمس بشكل فعال. يدور تيتان، أحد أقمار زحل، داخل النطاق الخارجي للغلاف المغناطيسي، ويساهم بالبلازما المشتقة من الجسيمات المتأينة في غلافه الخارجي. كما هو الحال مع الغلاف المغناطيسي للأرض، يولد كوكب زحل أيضًا شفقًا قطبيًا.

المدار والمراقبة

يحتفظ زحل بمسافة متوسطة تتجاوز 1.4 مليار كيلومتر (9 وحدات فلكية) من الشمس. يتحرك زحل بمتوسط ​​سرعة مدارية تبلغ 9.68 كم/ث، ويكمل دورة واحدة حول الشمس في 10759 يومًا أرضيًا، وهو ما يعادل تقريبًا 29+§34§⁄§56§ سنة. تؤدي هذه الفترة المدارية إلى رنين متوسط ​​الحركة يقارب 5:2 مع كوكب المشتري. يميل مدار زحل الإهليلجي بمقدار 2.48 درجة بالنسبة إلى المستوى المداري للأرض. في المتوسط، تبلغ مسافات الحضيض والأوج 9.195 وحدة فلكية و9.957 وحدة فلكية، على التوالي.

يمتلك زحل كويكب طروادة واحدًا محددًا فقط، يُسمى 2019 UO14. تم الإعلان عن تكوين طروادة رسميًا في سبتمبر 2024، حيث يدور الكويكب حول الشمس عند نقطة L§67§ Lagrange المستقرة، ويتم وضعه قبل زحل بمقدار 60 درجة في مداره. ويعني هذا الاكتشاف أن عطارد هو الآن الكوكب الوحيد الذي لا يوجد به أي كويكبات طروادة معروفة. تُعزى ندرة أحصنة طروادة زحل المعروفة إلى آليات الرنين المداري، بما في ذلك الرنين العلماني.

الملاحظة

يعتبر زحل أبعد الكواكب الخمسة التي يمكن ملاحظتها بسهولة دون مساعدة بصرية من الأرض، إلى جانب عطارد والزهرة والمريخ والمشتري. (أورانوس، وأحيانًا 4 فيستا، يمكن رؤيتهما أيضًا بالعين المجردة تحت ظروف السماء المظلمة.) بالنسبة للعين المجردة، يظهر زحل في سماء الليل كنقطة مضيئة صفراء اللون. متوسط ​​حجمه الظاهري هو 0.46، مع انحراف معياري قدره 0.34. تنبع غالبية هذه التقلبات في الحجم من ميل النظام الحلقي بالنسبة لكل من الشمس والأرض. يتزامن القدر الأكثر سطوعًا، −0.55، مع الفترات التي يكون فيها مستوى الحلقات أكثر ميلًا، في حين يحدث القدر الأضعف، 1.17، عندما تكون الحلقات أقل ميلًا.

يكمل زحل دورته المدارية لمسير الشمس على خلفية الأبراج في دائرة الأبراج في حوالي 29.4 عامًا. عادةً ما تتطلب مراقبة حلقات زحل بدقة مميزة مساعدة بصرية، مثل منظار كبير جدًا أو تلسكوب صغير، يوفر تكبيرًا لا يقل عن 30 مرة.

أثناء عبور الأرض عبر المستوى الحلقي، وهو حدث يحدث مرتين كل سنة زحل (تقريبًا كل 15 سنة أرضية)، تصبح الحلقات غير محسوسة مؤقتًا بسبب رقتها الشديدة. وكان آخر مثال على هذا "الاختفاء" في عام 2025؛ ومع ذلك، تم استبعاد فرص المراقبة بسبب قرب زحل من الشمس.

يتم رصد زحل وحلقاته بشكل مثالي أثناء أو بالقرب من المعارضة، وهو تكوين كوكبي يحقق فيه الكوكب استطالة قدرها 180 درجة، وبالتالي يظهر في مقابل الشمس تمامًا في الكرة السماوية. تحدث معارضة زحل سنويًا - كل 378 يومًا تقريبًا - وتبلغ ذروتها في ذروة لمعان الكوكب. يمر كل من الأرض وزحل في مدارات غريبة الأطوار حول الشمس. يتسبب هذا الانحراف المداري في تقلب المسافات الخاصة بكل منهما عن الشمس، وبالتالي عن بعضها البعض، مما يؤدي إلى اختلافات في سطوع زحل الظاهري عبر المعارضات المتعاقبة. علاوة على ذلك، يبدو زحل أكثر سطوعًا عندما تكون حلقاته موجهة لتحقيق أقصى قدر من الرؤية. على سبيل المثال، أثناء تقابل زحل في 17 ديسمبر 2002، أظهر زحل أعظم سطوع له بسبب التوجه المناسب لحلقاته بالنسبة للأرض، على الرغم من أن زحل كان أقرب إلى الأرض والشمس في أواخر عام 2003.

من حين لآخر، يتم حجب زحل بواسطة القمر، مما يعني أن القمر يحجب زحل عن الرؤية الأرضية. كما هو الحال مع كواكب النظام الشمسي الأخرى، تظهر احتجابات زحل في "فصول" دورية. وعادةً ما تحدث هذه الأحداث شهريًا على مدار 12 شهرًا تقريبًا، تليها فترة توقف تقريبية مدتها خمس سنوات لا يتم خلالها تسجيل مثل هذا النشاط. يميل مدار القمر بعدة درجات مقارنة بمدار زحل، وبالتالي، تقتصر حالات الاحتجاب على الفترات التي يكون فيها زحل بالقرب من إحدى النقاط السماوية حيث يتقاطع المستويان المداريان (يؤثر كل من طول سنة زحل وفترة المبادرة العقدية البالغة 18.6 سنة أرضية لمدار القمر على الدورية).

الأقمار الصناعية الطبيعية

يمتلك زحل 285 قمرًا معروفًا، 63 منها حصلت على أسماء رسمية. تشير الأدلة إلى وجود عشرات إلى مئات الأقمار الصغيرة، بأقطار تتراوح بين 40 إلى 500 متر، داخل حلقات زحل؛ ومع ذلك، لا يتم تصنيفها على أنها أقمار حقيقية. ويشكل تيتان، وهو أكبر قمر، أكثر من 90% من الكتلة المدارية الإجمالية حول زحل، بما في ذلك حلقاته. من المفترض أن يمتلك ثاني أكبر أقمار زحل، ريا، نظامًا حلقيًا هشًا خاصًا به وغلافًا جويًا منتشرًا.

هناك عدد كبير من الأقمار المتبقية صغيرة الحجم، حيث يبلغ قطر 142 قمرًا أقل من 50 كيلومترًا. تاريخيًا، تم تسمية غالبية أقمار زحل بأسماء مشتقة من العمالقة في الأساطير اليونانية. تيتان هو القمر الصناعي الوحيد في النظام الشمسي الذي يتمتع بغلاف جوي كبير، ويُظهر عمليات كيميائية عضوية معقدة. علاوة على ذلك، فهو القمر الصناعي الوحيد المعروف بوجود بحيرات هيدروكربونية.

في 6 يونيو 2013، أعلن العلماء في IAA-CSIC عن اكتشاف هيدروكربونات عطرية متعددة الحلقات في الغلاف الجوي العلوي لتيتان، والتي تم تحديدها على أنها سلائف محتملة للحياة. بعد ذلك، في 23 يونيو 2014، قدمت وكالة ناسا أدلة دامغة تشير إلى أن النيتروجين الموجود في الغلاف الجوي لتيتان نشأ من مواد موجودة داخل سحابة أورت، والتي ترتبط عادةً بالمذنبات، وليس من المكونات البدائية التي شكلت زحل.

يعتبر إنسيلادوس، أحد أقمار زحل، في كثير من الأحيان موطنًا محتملاً للحياة الميكروبية بسبب تركيبه الكيميائي الذي يشبه تركيب المذنبات. ودعمًا لهذه الفرضية، تظهر جزيئات القمر الغنية بالملح تركيبًا "يشبه المحيط"، مما يشير إلى أن معظم الجليد المقذوف على إنسيلادوس ينشأ من تبخر المياه المالحة السائلة. علاوة على ذلك، اكتشف تحليق كاسيني في عام 2015 عبر عمود إنسيلادوس معظم المكونات الضرورية لدعم أشكال الحياة الميثانوجينية.

في أبريل 2014، أعلن علماء ناسا عن احتمال تكوين قمر جديد داخل الحلقة A لكوكب زحل، استنادًا إلى الصور التي التقطتها كاسيني في 15 أبريل 2013.

حلقات الكواكب

يُعرف زحل في الغالب بنظامه المميز من حلقات الكواكب، والتي تساهم في هويته البصرية الفريدة. تمتد هذه الحلقات من 6630 إلى 120700 كيلومتر (4120 إلى 75000 ميل) من خط استواء زحل ويبلغ متوسط ​​سمكها حوالي 20 مترًا (66 قدمًا). يتكون تركيبها بشكل أساسي من جليد الماء، مكملاً بكميات ضئيلة من شوائب الثولين وطبقة متناثرة تبلغ حوالي 7٪ من الكربون غير المتبلور. تختلف الجسيمات الفردية داخل الحلقات في الحجم، بدءًا من بقع الغبار المجهرية وحتى الأجسام التي يصل قطرها إلى 10 أمتار. على الرغم من أن الكواكب الغازية العملاقة الأخرى تتميز أيضًا بأنظمة حلقات، إلا أن نظام زحل هو الأكثر شمولاً والأكثر وضوحًا من الناحية المرئية.

لا يزال العمر الدقيق لحلقات زحل موضوعًا للنقاش العلمي. يفترض أحد المنظورين أن الحلقات قديمة، حيث تشكلت بالتزامن مع زحل من مادة سديمية بدائية منذ حوالي 4.6 مليار سنة، أو بعد وقت قصير من القصف العنيف المتأخر (منذ حوالي 4.1 إلى 3.8 مليار سنة). على العكس من ذلك، تشير نظرية أخرى إلى أصل أصغر بكثير، وتقدر أن تكوينها كان قبل حوالي 100 مليون سنة. اقترح فريق بحث من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا، مؤيدًا للفرضية الأخيرة، أن الحلقات تمثل بقايا قمر زحل المتفكك، والذي أطلقوا عليه اسم "الكريساليس".

تقع حلقة فيبي المنتشرة على بعد 12 مليون كيلومتر (7.5 مليون ميل) من الكوكب، خلف نظام الحلقة الأولية. تُظهر هذه الحلقة ميلًا قدره 27 درجة مقارنة بالحلقات الأخرى، وتعكس القمر فيبي، وتحافظ على مدار رجعي.

تعمل العديد من أقمار زحل، مثل باندورا وبروميثيوس، كأقمار راعية، حيث تحصر الحلقات بفعل الجاذبية وتمنع تشتتها. بالإضافة إلى ذلك، يولّد كل من Pan وAtlas موجات كثيفة خطية دقيقة داخل حلقات زحل، مما سهل عمليات تحديد أكثر دقة لكتلتيهما.

تاريخ المراقبة والاستكشاف

يمكن تصنيف تاريخ مراقبة زحل واستكشافه إلى ثلاث فترات متميزة: (1) عمليات الرصد بالعين المجردة قبل العصر الحديث، (2) عمليات الرصد التلسكوبية التي بدأت من الأرض في القرن السابع عشر، و(3) زيارات المجسات الفضائية الآلية، إما من خلال المهام المدارية أو عمليات الطيران القريبة. خلال القرن الحادي والعشرين، استمرت عمليات الرصد التلسكوبي من المنشآت الأرضية، بما في ذلك المراصد التي تدور حول الأرض مثل تلسكوب هابل الفضائي، وحتى إخراجه من الخدمة في عام 2017، من المركبة المدارية كاسيني المتمركزة حول زحل.

المراقبة ما قبل التلسكوبية

تم التعرف على كوكب زحل منذ عصور ما قبل التاريخ وكان له أهمية أسطورية كبيرة في التاريخ المسجل المبكر. قام علماء الفلك البابليون بمراقبة وتوثيق الحركات السماوية لكوكب زحل بدقة. في اليونانية القديمة، تمت الإشارة إلى الكوكب باسم Φαίνων فينون، بينما كان يُعرف خلال الفترة الرومانية باسم "نجم زحل" أو "نجم الشمس (هيليوس)." في الأساطير الرومانية القديمة، كان كوكب فينون يُقدس باعتباره مقدسًا لإله زراعي، ومنه اشتق الكوكب اسمه المعاصر. لقد ساوى الرومان إلههم ساتورنوس مع الإله اليوناني كرونوس. في اليونانية الحديثة، لا يزال يُطلق على الكوكب اسم كرونوس —Κρόνος: كرونوس.

صاغ العالم اليوناني بطليموس حساباته لمدار زحل باستخدام الملاحظات التي تم إجراؤها أثناء معارضة الكوكب. في علم التنجيم الهندوسي، يتم تعريف زحل باسم "شاني"، وهو أحد الكيانات الفلكية التسعة المعروفة باسم نافاجراهاس، ويُعتقد أنه يصدر حكمًا بناءً على تصرفات الفرد. أشارت الثقافات الصينية واليابانية القديمة إلى زحل باسم "نجم الأرض" أو "نجم التربة" (土星)، وهو تصنيف متجذر في نظام العناصر الخمسة التقليدي المستخدم لتصنيف الظواهر الطبيعية.

في اللغة العبرية، يُشار إلى زحل باسم شاباتاي. تم تحديد Cassiel على أنه الملاك المرتبط به. روحها الخيّرة، أو ذكائها، هي "Agăşl" (بالعبرية: агиал، بالحروف اللاتينية:"Agyal)، في حين أن نظيره الخبيث، أو الشيطان، هو Zȃzȇl (Hebrew: זאזל, romanized: Zazl). يتميز زازيل بأنه ملاك قوي، يتم استحضاره كثيرًا في الممارسات السحرية السليمانية، ويُشار إليه بشكل خاص بفعاليته في "استحضار الحب". في اللغة التركية العثمانية والأردية والماليزية، يُشار إلى زازيل باسم "زُهال"، وهي تسمية نشأت من العربية (العربية: زحل، بالحروف اللاتينية: زُهال).

الملاحظات التلسكوبية قبل الرحلة الفضائية

تتطلب دقة حلقات زحل وجود تلسكوب بفتحة لا تقل عن 15 ملم. وظل وجودها غير مؤكد حتى لاحظها كريستيان هويجنز في عام 1655 ثم نشر النتائج التي توصل إليها في عام 1659. وفي وقت سابق، في عام 1610، قام جاليليو، باستخدام تلسكوب بدائي، بتفسير مظهر زحل غير الكروي بشكل خاطئ على أنه قمرين متميزين يحيطان بالكوكب.

أدى تطبيق هيجنز للتكبير التلسكوبي المعزز إلى دحض هذه الفرضية السابقة، مما أدى إلى المراقبة النهائية للحلقات. علاوة على ذلك، يُنسب إلى هويجنز اكتشاف تيتان، أكبر أقمار زحل. وفي وقت لاحق، حدد جيوفاني دومينيكو كاسيني أربعة أقمار إضافية: إيابيتوس، ريا، تيثيس، وديوني. في عام 1675، حددت كاسيني أيضًا الفجوة البارزة داخل الحلقات، والتي تُعرف الآن باسم قسم كاسيني.

توقفت الاكتشافات الجديدة المهمة حتى عام 1789، عندما حدد ويليام هيرشل قمرين آخرين، ميماس وإنسيلادوس. تم اكتشاف القمر الصناعي هايبريون غير المنتظم الشكل، والذي يتميز بالرنين المداري مع تيتان، لاحقًا في عام 1848 من قبل فريق بحث بريطاني.

في عام 1899، حدد ويليام هنري بيكرينغ فيبي، وهو قمر صناعي غير منتظم للغاية ينحرف عن الدوران المتزامن الذي لوحظ في أقمار زحل الأكبر حجمًا. كان هذا بمثابة الاكتشاف الأولي لمثل هذا القمر الصناعي، والذي يتميز بمداره الرجعي وفترة مداره التي تزيد عن عام واحد. طوال أوائل القرن العشرين، بلغت الأبحاث المتعلقة بتيتان ذروتها في عام 1944 بتأكيد غلافه الجوي الكثيف، وهي خاصية لا مثيل لها بين أقمار النظام الشمسي الأخرى.

مهمات الرحلات الفضائية

التحليق بايونير 11

في سبتمبر 1979، نفذت المركبة الفضائية بايونير 11 التحليق الافتتاحي بالقرب من زحل، حيث اقتربت من مسافة 20000 كيلومتر (12000 ميل) من قمم سحب الكوكب. في حين تم الحصول على صور لزحل والعديد من أقماره، إلا أن دقة هذه الصور لم تكن كافية لتحديد المعالم السطحية. علاوة على ذلك، قام المسبار بفحص نظام حلقات زحل، وحدد الحلقة F الدقيقة ولاحظ أن فجوات الحلقات المظلمة تبدو مضيئة عند النظر إليها بزاوية طور عالية (باتجاه الشمس)، مما يشير إلى وجود مادة جسيمية دقيقة ومبعثرة للضوء. بالإضافة إلى ذلك، أجرى بايونير 11 قياسات لدرجة حرارة تيتان.

مركبة Voyager Flyby

وصل المسبار Voyager 1 إلى نظام زحل في نوفمبر 1980. وأرسلت هذه المهمة الصور الأولية عالية الدقة للكوكب وحلقاته وأقماره الصناعية. ونتيجة لذلك، تم رصد السمات السطحية على عدة أقمار لأول مرة. نفذت Voyager 1 تحليقًا قريبًا من تيتان، مما عزز بشكل كبير فهم الغلاف الجوي للقمر. وأكدت المهمة أن الغلاف الجوي لتيتان معتم بالنسبة للأطوال الموجية المرئية، مما يحول دون مراقبة تفاصيل سطحه. أدى هذا التحليق إلى تغيير مسار المركبة الفضائية، وتوجيهها خارج المستوى البروسي للنظام الشمسي.

وبعد عام تقريبًا، في أغسطس 1981، بدأت فوييجر 2 في استكشاف نظام زحل. تم الحصول على صور قريبة إضافية لأقمار زحل، إلى جانب الملاحظات التي تشير إلى تغيرات في الغلاف الجوي والنظام الحلقي. حدث عطل أثناء التحليق، مما تسبب في عدم تشغيل منصة الكاميرا القابلة للتوجيه الخاصة بالمسبار لعدة أيام، مما أدى إلى فقدان بعض عمليات التصوير المجدولة. تم استخدام مجال جاذبية زحل لاحقًا لإعادة توجيه مسار المركبة الفضائية نحو أورانوس.

حدد كلا المسبارين وتحققا من وجود العديد من الأقمار الصناعية غير المعروفة سابقًا والتي تدور بالقرب من حلقات زحل أو داخلها، بالإضافة إلى اكتشاف فجوة ماكسويل الضئيلة (الواقعة داخل الحلقة C) وفجوة كيلر (تقسيم بعرض 42 كم في الحلقة A).

المركبة الفضائية Cassini–Huygens

حقق المسبار الفضائي كاسيني-هويجنز مدارًا حول زحل بنجاح في 1 يوليو 2004. وقبل دخوله المداري، في يونيو 2004، أجرى تحليقًا قريبًا من فيبي، وأرسل صورًا عالية الدقة وبيانات علمية. أثناء تحليق كاسيني بالقرب من تيتان، أكبر أقمار زحل، كشف التصوير الراداري عن بحيرات واسعة النطاق والسواحل المرتبطة بها، والتي تضم العديد من الجزر والتكوينات الجبلية. نفذت المركبة المدارية تحليقين بالقرب من تيتان قبل نشر مسبار هويجنز في 25 ديسمبر (كانون الأول) 2004. وبعد ذلك، نجح هويجنز في الهبوط إلى سطح تيتان في 14 يناير (كانون الثاني) 2005.

بدءًا من أوائل عام 2005، استخدم الباحثون المركبة الفضائية كاسيني لمراقبة نشاط البرق على زحل. أظهرت تفريغات البرق المرصودة شدة أكبر بحوالي 1000 مرة من البرق الأرضي.

في عام 2006، أعلنت وكالة ناسا أن المسبار كاسيني اكتشف مؤشرات على وجود خزانات مياه سائلة تحت السطح، تقع على عمق عشرات الأمتار فقط تحت السطح، والتي تظهر على شكل ينابيع ماء حارة على إنسيلادوس، أحد أقمار زحل. تقوم هذه السخانات بإخراج جزيئات جليدية إلى مدار زحل من الفتحات الموجودة في المنطقة القطبية الجنوبية للقمر. تم توثيق أكثر من 100 من هذه السخانات على إنسيلادوس. بحلول مايو 2011، أعلن علماء ناسا أن القمر إنسيلادوس "يظهر باعتباره الموقع الأكثر ملاءمة للحياة خارج الأرض داخل النظام الشمسي كما هو مفهوم حاليًا."

كشفت الصور التي التقطتها كاسيني عن حلقة كوكبية لم تكن معروفة سابقًا، وتقع خلف حلقات زحل الأولية الأكثر سطوعًا ولكن ضمن الحلقتين G وE. يُعتقد أن تكوين هذه الحلقة ناتج عن اصطدام نيزك يانوس وإبيمثيوس. في يوليو 2006، كشفت الصور الفوتوغرافية عن بحيرات هيدروكربونية بالقرب من القطب الشمالي لتيتان، وهو اكتشاف تم تأكيده لاحقًا في يناير 2007. بحلول مارس 2007، تم تحديد بحار هيدروكربونية واسعة بالقرب من القطب الشمالي، مع اقتراب أكبر مساحة من أبعاد بحر قزوين. علاوة على ذلك، في أكتوبر 2006، حدد المسبار عاصفة شبيهة بالإعصار يبلغ قطرها 8000 كيلومتر (5000 ميل)، مكتملة بجدار العين، وتقع في القطب الجنوبي لزحل.

بين عامي 2004 و2 نوفمبر 2009، حدد المسبار ثمانية أقمار صناعية جديدة وتحقق منها. في أبريل 2013، أرسلت كاسيني صورًا تصور إعصارًا في القطب الشمالي لزحل، وهي ظاهرة جوية يبلغ حجمها عشرين ضعف حجم الأعاصير الأرضية، وتتميز بسرعات رياح تتجاوز 530 كيلومترًا في الساعة (330 ميلاً في الساعة). في 15 سبتمبر 2017، نفذت المركبة الفضائية كاسيني-هويجنز المرحلة "النهائية الكبرى" من مهمتها، والتي تضمنت عمليات عبور متعددة عبر الفجوات بين زحل ونظام حلقاته الداخلية. وانتهت المهمة بدخول كاسيني إلى الغلاف الجوي.

المهمات المستقبلية المحتملة

يظل الاستكشاف المستدام لزحل مسعى ممكنًا لناسا، ومتكاملًا ضمن برنامجها المستمر New Frontiers. في السابق، طلبت وكالة ناسا مقترحات لمهمة زحل، والتي تضمنت تطوير مسبار دخول الغلاف الجوي لزحل وإجراء تحقيقات محتملة حول قابلية السكن والكشف المحتمل عن الحياة على أقمار زحل، تيتان وإنسيلادوس، والتي سهلتها مهمة Dragonfly.

التصوير في الخيال

لقد كان كوكب زحل موضوعًا متكررًا في الروايات الخيالية منذ عام 1752 على الأقل، بدءًا من رواية فولتير Micromégas. صورت الصور الأدبية الأولية زحل كجسم صلب، على النقيض من الأوصاف اللاحقة الأكثر دقة له ككوكب غازي. تظهر أيضًا أقمار زحل، وخاصة تيتان، بشكل متكرر في سياقات خيالية.

أقمار زحل الطبيعية

• أقمار زحل
• إحصاءات الكواكب داخل النظام الشمسي
• نظرة عامة على كوكب زحل

ملاحظات

المراجع

ألكساندر، آرثر فرانسيس أودونيل (1980) [1962]. كوكب زحل – تاريخ المراقبة والنظرية والاكتشاف. دوفر. ردمك 978-0-486-23927-9.

• ألكسندر، آرثر فرانسيس أودونيل (1980) [1962]. كوكب زحل – تاريخ من المراقبة والنظرية والاكتشاف. دوفر. رقم ISBN 978-0-486-23927-9.جور، ريك (1981). "فوييجر 1 في زحل: ألغاز الحلقات." ناشيونال جيوغرافيك، 160 (1): 3–31. بيب كود:1981NaGe..160....3G. INISTPASCALGEODEBRGM8320090635. title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=articl e&rft.jtitle=National+geographic&rft.atitle=Voyager+1+at+Saturn%3A+riddles+of+the+rings&rft .volume=160&rft.issue=1&rft.pages=3-31&rft.date=1981&rft_id=info%3Abibcode%2F1981NaGe. .160....3G&rft.aulast=Gore&rft.aufirst=Rick&rfr_id=info%3Asid%2Fen.
• كارتونين، هانو؛ كروجر، بيكا؛ أوجا، هيكي؛ بوتانين، ماركو؛ دونر، كارل يوهان، محررون. (2017). علم الفلك الأساسي. دوى:10.1007/978-3-662-53045-0. ISBN 978-3-662-53044-3.سيدلمان، ب. كينيث؛ وآخرون. (2007). "تقرير مجموعة العمل التابعة للاتحاد الفلكي الدولي/ الفريق الاستشاري الدولي المعني بإحداثيات رسم الخرائط وعناصر الدوران: 2006." الميكانيكا السماوية وعلم الفلك الديناميكي، 98 (3): 155–180. بيب كود:2007CeMDA..98..155S. دوى:10.1007/s10569-007-9072-y.de Pater, Imke; Lissauer, Jack J. (2015). علوم الكواكب (الطبعة الثانية المحدثة). مطبعة جامعة كامبريدج. ص. 250.رقم ISBN 978-0-521-85371-2.
  • نظرة عامة على كوكب زحل من قبل مديرية المهام العلمية التابعة لناسا
  • مصطلحات نظام زحل من قبل معجم الاتحاد الفلكي الدولي لتسميات الكواكب
  • محاكاة تفاعلية ثلاثية الأبعاد للجاذبية لنظام كرونيان أرشفة 17 أغسطس 2020 في آلة Wayback.