حلقه های زحل (Rings of Saturn)

زحل گسترده‌ترین و پیچیده‌ترین سیستم حلقه‌ای را در میان تمام سیارات منظومه شمسی دارد. این حلقه ها شامل ذرات در حال گردش هستند که اندازه آنها از میکرومتر تا چند متر متغیر است و عمدتاً از یخ آب با ترکیبی جزئی از اجزای سنگی تشکیل شده اند.

اگرچه انعکاس حلقه ها درخشندگی درک شده زحل را افزایش می دهد، اما بدون کمک تلسکوپی از زمین نامحسوس باقی می مانند. در سال 1610، به دنبال مشاهدات تلسکوپی اولیه خود، گالیله گالیله اولین فردی بود که حلقه های زحل را مشاهده کرد. با این حال، دیدگاه او فاقد وضوح کافی برای تعیین مورفولوژی دقیق آنها بود. در سال 1655، کریستیان هویگنس به طور دقیق آنها را به عنوان یک قرص متمایز در اطراف زحل توصیف کرد. چارچوب نظری که نشان می‌دهد حلقه‌های زحل از حلقه‌های دقیقه‌ای متعدد تشکیل شده‌اند، به پیر-سیمون لاپلاس نسبت داده می‌شود.

سیستم حلقه تقسیمات متعددی را نشان می‌دهد که با کاهش قابل توجه در چگالی ذرات مشخص می‌شود. دو چنین شکافی توسط قمرهای تعبیه شده حفظ می‌شوند، در حالی که بسیاری دیگر با مکان‌های تشدید بی‌ثبات‌کننده مداری با ماهواره‌های مختلف زحل مطابقت دارند. با این حال، منشأ شکاف های اضافی هنوز به طور کامل شناخته نشده است. برعکس، رزونانس‌های تثبیت‌کننده به تداوم چندین حلقه از جمله حلقه Titan و حلقه G کمک می‌کنند. بسیار فراتر از سیستم حلقه اولیه، حلقه فوبی قرار دارد که تصور می‌شود از قمر فوبی سرچشمه گرفته است و در نتیجه مسیر مداری رتروگراد آن را به اشتراک می‌گذارد. این حلقه با صفحه مداری زحل همسطح است. با توجه به انحراف محوری زحل 27 درجه، حلقه فوبی به طور مشابه 27 درجه نسبت به حلقه‌های برجسته‌تر واقع در بالای صفحه استوایی زحل متمایل است.

دوران دقیق شکل‌گیری حلقه‌ها موضوعی است که نشان می‌دهد مناظره‌های اولیه منظومه شمسی در حال انجام است: تاریخچه، در حالی که داده‌های جدیدتر به‌دست‌آمده از کاسینی نشان‌دهنده تاریخ شکل‌گیری بسیار دیرتر است.

نمای کلی تاریخی

مشاهدات اولیه

در سال 1610، گالیله گالیله اولین کسی بود که حلقه‌های زحل را از طریق تلسکوپ خود رصد کرد، اگرچه ماهیت آنها را به درستی شناسایی نکرد. او به دوک توسکانی گفت: "سیاره زحل تنها نیست، بلکه از سه سیاره تشکیل شده است که تقریباً با یکدیگر تماس دارند و هرگز حرکت نمی کنند و نسبت به یکدیگر تغییر نمی کنند. آنها در یک خط موازی با زودیاک قرار گرفته اند و اندازه وسط (خود زحل) تقریباً سه برابر اندازه های جانبی است." او همچنین در محاوره از حلقه ها به عنوان "گوش های زحل" یاد می کند. در سال 1612، عبور زمین از صفحه حلقه آنها را نامرئی کرد و باعث شد که گالیله نظر گیج کننده ای را به دنبال داشته باشد: "من نمی دانم در موردی بسیار شگفت انگیز، نادیده گرفته شده و بدیع چه بگویم." او حدس زد: "آیا کیوان فرزندانش را بلعیده است؟" - اشاره ای به مصرف اسطوره ای تیتان زحل از فرزندانش برای جلوگیری از پیشگویی سرنگونی خود. سردرگمی او با ظهور مجدد حلقه ها در سال 1613 تشدید شد.

اخترشناسان پیشگام اغلب از آناگرام ها به عنوان روشی برای اعلام اولویت برای اکتشافات جدید قبل از انتشار رسمی یافته های خود استفاده می کردند. به عنوان مثال، گالیله از آنگرام "smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras" برای نشان دادن Altissimum planetam tergeminum observavi ("من دورترین سیاره را مشاهده کردم که شکل سه گانه دارد") استفاده کرد و بدین ترتیب ادعا کرد که رصد زحل را دارد.

در سال 1657، کریستوفر رن به عنوان استاد نجوم در کالج گرشام لندن منصوب شد. در حدود سال 1652، او مشاهداتی از زحل را با هدف روشن ساختن ظاهر عجیب و غریب آن انجام داده بود. فرضیه پیشنهادی او که در De corpore saturni مستند شده است، تقریباً وجود یک حلقه سیاره ای را مطرح می کند. با این وجود، رن مطمئن نبود که آیا این حلقه از نظر گرانشی از سیاره متمایز است یا از نظر فیزیکی به آن متصل است. قبل از انتشار فرضیه رن، کریستیان هویگنز نظریه خود را در مورد حلقه های زحل ارائه کرد. رن فوراً فرمول هویگنز را برتر از فرمول خود تصدیق کرد که منجر به سرکوب دائمی De corpore saturni شد. رابرت هوک همچنین در مشاهدات اولیه حلقه‌های زحل، به‌ویژه ثبت سایه‌هایی که بر روی آن‌ها انداخته شده بود، مشارکت داشت.

فرضیه حلقه هویگنز

در سال 1655، کریستیان هویگنس، با همکاری پدرش کنستانتین هویگنس، آسیاب عدسی را آغاز کرد که به او امکان ساخت یک تلسکوپ شکستی با قدرت 43× را داد. این ابزار امکان مشاهدات دقیق بی سابقه ای از زحل را فراهم کرد. هویگنس اولین کسی بود که پیشنهاد کرد زحل توسط حلقه ای مجزا از خود سیاره احاطه شده است. او در ابتدا این کشف را به شکل معمایی منتشر کرد و آن را به عنوان رشته حرف "aaaaaaaacccdeeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnooooppqrrsttttttuuuuu" ارائه کرد. سه سال پس از آن، او فاش کرد که این حروف رمزگذاری جمله لاتین Annulo cingitur، tenui، plano، nusquam coherente، ad eclipticam inclinato است، که ترجمه می شود: "[زحل] توسط یک سیاره نازک و مسطح احاطه شده است، در حلقه، در حال حاضر در حلقه، در اینجا قرار گرفته است. دایره البروج." فرضیه حلقه جامع او، همراه با کشف قمر زحل، تیتان، و ترسیم دقیق اولیه ابعاد منظومه شمسی، متعاقباً در Systema Saturnium در سال 1659 منتشر شد. با شکاف های مشخص از هم جدا شده اند. برجسته ترین این میانگاه ها متعاقباً بخش کاسینی نامگذاری شد. پهنای این تقسیم بندی خاص 4800 کیلومتر (3000 مایل) است و بین حلقه A و حلقه B قرار دارد.

پیر-سیمون لاپلاس در سال 1787 نشان داد که یک حلقه یکنواخت جامد ذاتاً فاقد ثبات است. در نتیجه او پیشنهاد کرد که حلقه‌های زحل از حلقه‌های جامد متعددی تشکیل شده‌اند.

جیمز کلرک ماکسول، در سال 1859، نشان داد که نه یک حلقه جامد غیریکنواخت، نه حلقه‌های جامد، و نه یک حلقه سیال پیوسته نمی‌توانند ثبات را حفظ کنند. این امر او را به این نتیجه رساند که سیستم حلقه باید از تعداد بی‌شماری ذرات کوچک تشکیل شده باشد که هر کدام به طور مستقل به دور زحل می‌چرخند. متعاقباً، تحقیقات سوفیا کووالوسکایا با اثبات این که حلقه‌های زحل نمی‌توانند به صورت مایع و تشکیلات حلقه‌ای شکل وجود داشته باشند، این موضوع را بیشتر تأیید کرد. تحقیقات طیف‌سنجی مستقلی که در سال 1895 توسط جیمز کیلر در رصدخانه آلگنی و آریستارخ بلوپلسکی در رصدخانه پولکوو انجام شد، متعاقباً صحت تحلیل نظری ماکسول را تأیید کرد.

چهار فضاپیمای روباتیک رصد حلقه‌های زحل را از نزدیکی سیاره انجام داده‌اند. نزدیکترین برخورد پایونیر 11 با زحل در سپتامبر 1979 در فاصله 20900 کیلومتری (13000 مایل) رخ داد. این ماموریت با کشف حلقه F شناخته می شود. متعاقباً، نزدیک‌ترین نزدیک‌ترین مسیر Voyager 1 در نوامبر 1980، در فاصله 64200 کیلومتری (39900 مایل) رخ داد. اگر چه خرابی قطبش سنج نوری وویجر 1 را از دستیابی به وضوح مورد نظر خود برای مشاهدات حلقه ای باز داشت، تصاویر فضاپیما با این وجود جزئیات بی نظیری از سیستم حلقه را ارائه کرد و حلقه G را به نمایش گذاشت. وویجر 2'نزدیکترین پرواز در اوت 1981 در فاصله 41000 کیلومتری (25000 مایلی) رخ داد. Voyager 2' مجهز به یک قطبشگر نوری کاربردی، توانست سیستم حلقه را با وضوح بالاتری در مقایسه با Voyager 1 مشاهده کند که منجر به شناسایی حلقه‌های متعددی شد که قبلاً مشاهده نشده بود. فضاپیمای کاسینی ماموریت مداری خود را به دور زحل در ژوئیه 2004 آغاز کرد. تا به امروز، تصاویر کاسینی از حلقه ها، پیچیده ترین مشاهدات را نشان می دهند و مسئول شناسایی حلقه های اضافی هستند. دنباله: حلقه های A و B در سال 1675 توسط جووانی دومنیکو کاسینی شناسایی شدند. حلقه C در سال 1850 توسط ویلیام کرانچ باند و جورج فیلیپس باند. حلقه D در سال 1933 توسط نیکولای باراباشوف و بوریس سمیکین. حلقه E در سال 1967 توسط Walter A. Feibelman; Ring F در سال 1979 توسط Pioneer 11; و Ring G در سال 1980 توسط Voyager 1. حلقه‌های اولیه که از سیاره به سمت بیرون پیش می‌روند، C، B و A هستند، با بخش کاسینی، مهم‌ترین شکاف، که حلقه‌های B و A را مشخص می‌کند. اخیراً چندین حلقه کمتر برجسته شناسایی شده‌اند. حلقه D، به طور استثنایی کم نور، در نزدیکترین فاصله به سیاره قرار دارد. حلقه باریک F بلافاصله فراتر از حلقه A قرار دارد. دورتر حلقه های G و E به طور قابل توجهی ضعیف تر هستند. کل سیستم حلقه پیچیدگی عظیمی از ساختارها را در تمام مقیاس‌ها نشان می‌دهد که برخی از آن‌ها به اختلالات گرانشی قمرهای زحل نسبت داده می‌شوند، اما بخش قابل‌توجهی ناشناخته باقی مانده است.

مشاهده

انحراف محوری زحل 26.7 درجه تضمین می کند که پرسپکتیوهای متنوعی از حلقه های مرئی آن که صفحه استوایی آن را اشغال می کنند، از زمین در زمان های مختلف ارائه می شود. زمین تقریباً هر 13 تا 15 سال یکبار از صفحه حلقه عبور می کند، یعنی تقریباً نیمی از سال زحلی، با احتمالات تقریباً مساوی از یک یا سه گذر در طول هر یک از این رویدادها. آخرین عبور هواپیمای حلقه ای در 22 مه 1995، 10 اوت 1995، 11 فوریه 1996، 4 سپتامبر 2009 و 23 مارس 2025 انجام شد. رویدادهای آتی برای 15 اکتبر 2038، 1 آوریل 2039 و 9 ژوئیه 2039 برنامه ریزی شده است. دوره های رصدی بهینه برای عبور از صفحه حلقه ای، به ویژه زمانی که زحل در نزدیکی خورشید نیست، منحصراً با رویدادهای عبور سه گانه مرتبط است. در فواصل یکنواخت رخ می دهد. مسیر خورشید از جنوب به شمال در سراسر صفحه حلقه با طول جغرافیایی خورشیدمرکزی زحل که به 173.6 درجه می رسد، مصادف است، رویدادی که با وقوع در 11 اوت 2009، که تقریبی گذار زحل از صورت فلکی اسد به باکره است، نمونه ای از آن را نشان می دهد. متعاقبا، پس از فاصله زمانی 15.7 سال، طول جغرافیایی زحل به 353.6 درجه می رسد، در این نقطه، خورشید به سمت جنوب صفحه حلقه می رود. در هر چرخه مداری، خورشید به مدت 15.7 سال زمینی در شمال صفحه حلقه قرار می گیرد و پس از آن یک دوره 13.7 ساله در جنوب صفحه قرار می گیرد. تاریخ عبور از شمال به جنوب شامل 19 نوامبر 1995 و 6 مه 2025 است، در حالی که گذر از جنوب به شمال در 11 اوت 2009 و 23 ژانویه 2039 رخ داده است. در طول دوره حوالی یک اعتدال، روشنایی بیشتر حلقه ها به طور قابل توجهی کاهش می یابد، و در نتیجه ساختارها را متمایز می کند. هواپیما.

زحل الگوهای پیچیده ای از تغییرات درخشندگی را نشان می دهد. منبع اصلی این تغییرپذیری از جنبه تکاملی حلقه ها ناشی می شود که در هر مدار دو چرخه کامل را طی می کند. علاوه بر این، یک لایه تغییرپذیری اضافی توسط گریز از مرکز مدار سیاره تحمیل می‌شود، که منجر به تضادهای درخشان‌تر هنگام مشاهده از نیمکره شمالی در مقایسه با نیمکره جنوبی می‌شود.

ویژگی های عمومی

حلقه‌های اصلی متراکم در فاصله شعاعی از 7000 کیلومتر (4300 مایل) تا 80000 کیلومتر (50000 مایل) فراتر از استوای زحل، که دارای شعاع 60،300 کیلومتری (37،500 مایل) است، می‌چرخند. ضخامت محلی تخمینی آنها از حداقل 10 متر (32' 10 اینچ) تا حداکثر 1 کیلومتر (1093 یارد) متغیر است. این حلقه ها عمدتاً از 99.9٪ یخ آب خالص تشکیل شده اند که با ناخالصی های جزئی که به طور بالقوه شامل تولین ها یا سیلیکات ها هستند، تشکیل شده اند. اندازه.

ماموریت کاسینی به طور مستقیم جرم سیستم حلقه را از طریق تأثیر گرانشی آن در طول فاز مداری پایانی، که شامل مسیرهای بین حلقه‌ها و بالای ابرها بود، تعیین کرد. 0.13 جرم Mimas تقریباً دو سوم از کل ورقه یخ قطب جنوب است که در سطحی هشتاد برابر بیشتر از سطح زمین توزیع شده است 0.25 قسمت در میلیارد، این کسری جزئی از جرم کلی زحل را تشکیل می‌دهد.

در حالی که شکاف‌های حلقه برجسته، از جمله بخش کاسینی و شکاف انکه، از زمین قابل تشخیص هستند، فضاپیمای وویجر ساختار حلقه‌ای پیچیده‌ای را نشان داد که شامل هزاران شکاف و حلقه‌های باریک است. فرض بر این است که این معماری پیچیده از تأثیر گرانشی قمرهای متعدد زحل سرچشمه می‌گیرد که از طریق مکانیسم‌های مختلفی آشکار می‌شود. برخی از شکاف ها با عبور مهتاب های کوچک مانند پان، با پتانسیل برای اکتشافات بیشتر، پاک می شوند. همزمان، به نظر می‌رسد که برخی حلقه‌ها توسط فعل و انفعالات گرانشی ماهواره‌های کوچک چوپان، شبیه به نقش پرومتئوس و پاندورا در حفظ حلقه F، حفظ می‌شوند. شکاف‌های اضافی ناشی از فعل و انفعالات رزونانسی بین دوره‌های مداری ذرات درون شکاف و قمرهای دوردست‌تر و عظیم‌تر است. به عنوان مثال، میماس از طریق این مکانیسم، بخش کاسینی را حفظ می کند. علاوه بر این، سیستم حلقه امواج مارپیچی را نشان می‌دهد که توسط آشفتگی‌های گرانشی دوره‌ای قمرهای درونی در مکان‌های تشدید مخرب کمتر ایجاد می‌شوند.

مشاهدات کاوشگر فضایی کاسینی نشان می‌دهد که حلقه‌های زحل دارای جوی مستقل و متمایز از حلقه‌های سیاره هستند. این اتمسفر عمدتاً از گاز اکسیژن مولکولی (O₂) تشکیل شده است که از طریق برهم کنش نور فرابنفش خورشیدی با یخ آب در داخل حلقه ها تشکیل می شود. تحریک بیشتر ماوراء بنفش و واکنش های شیمیایی شامل قطعات مولکول آب منجر به ایجاد و بیرون راندن موادی مانند O§4_{5§ می شود. مدل‌های جوی نیز وجود H§67§ را پیشنهاد می‌کنند. هر دو فضای O§89§ و H§1011§ بسیار ضعیف هستند. اگر روی حلقه ها متراکم شوند، ضخامت آنها تقریباً به یک اتم می رسد. علاوه بر این، حلقه‌ها دارای جوی نسبتاً کم هیدروکسید (OH) هستند. مشابه اتمسفر O§1213§، اتمسفر هیدروکسید ناشی از تجزیه مولکول های آب است، به ویژه زمانی که یون های پرانرژی مولکول های آب را که توسط قمر زحل انسلادوس به بیرون پرتاب می شوند، بمباران می کنند. علیرغم پراکندگی شدید آن، این جو با موفقیت از زمین با استفاده از تلسکوپ فضایی هابل شناسایی شد.}

تصاویر اخیر از حلقه‌های زحل، که توسط فضاپیمای ناسا در نزدیکی آگوست21CV گرفته شده است اعتدال، گسترش های موضعی قابل توجهی را فراتر از صفحه حلقه اسمی نشان می دهد. این جابه‌جایی می‌تواند تا 4 کیلومتر (2.5 مایل) در مرز شکاف Keeler برسد، پدیده‌ای که به مسیر مداری خارج از صفحه دافنیس، قمر مسئول تشکیل شکاف نسبت داده می‌شود.

تیم Cassini UVIS، تحت هدایت لری Esposito، در داخل شیء F13 شناسایی شده است. غیبت، با اندازه های متفاوت از 27 متر (89 فوت) تا 10 کیلومتر (6 مایل) در قطر. این اجسام شفافیت دارند، که نشان می دهد تجمعات گذرا از تخته های یخی، هر کدام چند متر اندازه دارند. اسپوزیتو فرض می‌کند که این فرآیند پویای تجمع ذرات و پراکندگی متعاقب آن نشان‌دهنده مکانیسم ساختاری حلقه‌های زحل است.

تشکیل و تکامل حلقه‌های اصلی زحل

سن تخمینی حلقه‌های زحل، مشروط به روش‌های بکار گرفته شده، تنوع قابل‌توجهی را نشان می‌دهد. در حالی که برخی فرضیه‌ها منشأ باستانی را پیشنهاد می‌کنند، که احتمالاً همزاد تشکیل زحل است، داده‌های کاسینی نشان‌دهنده سن بسیار جوان‌تر است، که نشان می‌دهد شکل‌گیری آنها در 100 میلیون سال گذشته رخ داده است، و سن آنها بین 10 میلیون تا 100 میلیون سال است. این فرضیه منشأ اخیر توسط مدل‌های جدیدی که شامل تخمین‌های جرم کم برای تکامل دینامیکی حلقه‌ها و با اندازه‌گیری شار غبار بین سیاره‌ای است، پشتیبانی می‌شود، که تخمین‌هایی از نرخ تاریک شدن حلقه‌ها در طول زمان را نشان می‌دهد. با توجه به تلفات مداوم مواد از حلقه ها، جرم گذشته آنها از جرم فعلی آنها بیشتر می شد. با این حال، تخمین جرم به تنهایی به طور قطعی تشخیصی نیست، زیرا حلقه‌های عظیمی که در اوایل تاریخ منظومه شمسی تشکیل شده‌اند، می‌توانند به جرمی قابل مقایسه با آنچه امروزه مشاهده می‌شود، تکامل یافته باشند. بر اساس نرخ تخلیه کنونی، پیش‌بینی می‌شود که حلقه‌ها در حدود 300 میلیون سال متلاشی شوند.

فرضیه‌های اولیه در مورد پیدایش حلقه‌های درونی زحل، شکل‌گیری آن‌ها را از بقایای یک یا چند قمر نشان می‌دهند. یکی از این فرضیه‌ها، که ابتدا توسط ادوارد روشه در قرن نوزدهم ارائه شد، نشان می‌دهد که حلقه‌ها از یک قمر سابق زحل (به نام Veritas، به نام الهه رومی که گفته می‌شود در یک چاه پنهان شده است) سرچشمه گرفته‌اند که مدارش تحلیل رفته و آن را به اندازه‌ای نزدیک می‌کند که توسط نیروهای جزر و مدی مختل شود. شبیه‌سازی‌های عددی انجام‌شده در سال 2022 از این نظریه پشتیبانی می‌کند، به طوری که نویسندگان این مطالعه نام "Chrysalis" را برای ماه متلاشی شده پیشنهاد کردند. یک نسخه جایگزین از این فرضیه پیشنهاد می‌کند که ماه پس از برخورد با یک دنباله‌دار یا سیارک قابل توجه تکه تکه شده است. علاوه بر این، شبیه‌سازی‌های 2023 نشان داد که برخورد دو قمر یخی می‌تواند دلیل کمیاب مشاهده‌شده مواد سنگی در حلقه‌های زحل باشد.

تکرار متعارف‌تر فرضیه ماه مختلط نشان می‌دهد که حلقه‌ها از زباله‌های قمری با قطر تقریباً 400 تا 600 کیلومتر (200 تا 400 مایل) تشکیل شده‌اند که اندازه آن کمی بیشتر از میماس است. آخرین بار در طول بمباران سنگین اواخر، تقریباً چهار میلیارد سال پیش، برخوردهایی با بزرگی کافی برای مختل کردن چنین قمری اتفاق افتاد.

R. M. Canup یک فرضیه معاصر ارائه کرد که نشان می‌دهد این حلقه‌ها بقایای گوشته یخی از یک قمر کاملاً بزرگتر به اندازه تیتان هستند. ظاهراً لایه بیرونی این قمر در دوران شکل‌گیری سیاره، زمانی که هنوز توسط یک سحابی گازی پوشانده شده بود، در حین حرکت مارپیچی به زحل، از بین رفته است. این مدل به دلیل کمبود مواد سنگی مشاهده شده در حلقه ها است. در ابتدا، فرض بر این است که این حلقه ها به طور قابل توجهی عظیم تر (تقریبا 1000 برابر) و گسترده تر از حالت فعلی خود بوده اند. موادی از نواحی بیرونی آن‌ها جمع شده و درونی‌ترین قمرهای زحل را تشکیل می‌دهند که تا تتیس امتداد می‌یابند، در نتیجه عدم وجود اجزای سنگی در ترکیب اکثر این قمرها را نیز روشن می‌کند. برخورد بعدی یا تکامل سرمای آتشفشانی انسلادوس، یکی دیگر از این قمرها، ممکن است باعث از دست دادن انتخابی یخ شود و چگالی آن را به مقدار فعلی آن 1.61 گرم بر سانتی متر³ افزایش دهد، در مقایسه با 1.15 برای Mimas و 0.97 برای تتیس. پیدایش قمرهای زحل را که تا رئا امتداد دارند روشن می کند. اگر این حلقه‌های عظیم اولیه هم از اجزای یخی و هم قطعات سنگی (با قطر بیش از 100 کیلومتر یا 60 مایل) تشکیل می‌شدند، این اجسام سیلیکات یخ اضافی انباشته می‌کردند. متعاقباً، برهمکنش‌های گرانشی با حلقه‌ها و نیروهای جزر و مدی زحل، آنها را به مدارهای دورتر پرتاب می‌کرد. در داخل محدوده Roche، اجسام صخره‌ای دارای چگالی کافی برای ایجاد مواد بیشتر هستند، قابلیتی که بین اجسام یخی با چگالی کمتر مشترک نیست. پس از خروج از سیستم حلقه، این قمرهای نوپا ممکن است از طریق ادغام های تصادفی دچار تکامل بیشتری شده باشند. این مکانیسم به طور بالقوه تغییرات مشاهده شده در محتوای سیلیکات را در میان قمرهای زحل تا رئا، در کنار روند قابل مشاهده کاهش نسبت سیلیکات نزدیکتر به سیاره توضیح می دهد. در نتیجه، رئا نشان‌دهنده قدیمی‌ترین قمر است که از این حلقه‌های اولیه سرچشمه می‌گیرد، با ماهواره‌های نزدیک‌تر به زحل که سن‌های تدریجی جوان‌تری را نشان می‌دهند.

درخشندگی و طبیعت بکر یخ آبی که حلقه‌های زحل را تشکیل می‌دهد به عنوان دلیلی بر این است که حلقه‌ها به طور قابل‌توجهی جوان‌تر یا جوان‌تر از خود حلقه‌ها هستند. معمولاً منجر به تاریک شدن آنها می شود. با این وجود، تحقیقات اخیر نشان می دهد که حلقه B دارای جرم کافی برای رقیق کردن مواد ورودی به طور موثر است، در نتیجه از تاریک شدن قابل توجه در طول عمر منظومه شمسی جلوگیری می کند. اجزای حلقه ممکن است تحت بازیافت قرار گیرند و توده هایی را در حلقه ها تشکیل دهند که متعاقباً در اثر ضربه تکه تکه می شوند. این مکانیسم می‌تواند ویژگی‌های ظاهراً جوان‌آمیز مواد خاصی را در سیستم حلقه توضیح دهد. محققان شواهدی را جمع آوری کرده اند که به پیدایش اخیر حلقه C اشاره می کند، بر اساس تجزیه و تحلیل داده ها از نقشه رادار تایتان کاسینی، که به طور خاص نسبت سیلیکات های سنگی موجود در این حلقه را بررسی می کند. اگر بخش قابل توجهی از این ماده از یک قنطورس یا قمر اخیراً منشعب شده باشد، سن حلقه C ممکن است 100 میلیون سال یا کمتر تخمین زده شود. برعکس، اگر این ماده عمدتاً ناشی از هجوم ریزشهاب‌سنگ‌ها باشد، سن آن تقریباً یک میلیارد سال خواهد بود.

بررسی‌های پیش‌بینی‌شده بر روی نرخ ورود مواد به زحل، سن جوان‌تری را برای سیستم حلقه‌ای که صدها میلیون سال تخمین زده می‌شود، پشتیبانی می‌کند. مواد حلقه دائماً به سمت زحل مارپیچ می‌شوند. نرخ ریزش بیشتر با طول عمر کوتاه‌تر سیستم حلقه مرتبط است. یکی از مکانیسم های پیشنهادی، گرانش را توصیف می کند که دانه های یخ آب با بار الکتریکی را از حلقه ها در امتداد خطوط میدان مغناطیسی سیاره می کشد، پدیده ای که به عنوان "باران حلقه ای" نامیده می شود. مشاهدات زمینی تلسکوپ Keck این نرخ جریان را بین 432 تا 2870 کیلوگرم بر ثانیه استنباط کردند. در نتیجه، تنها بر اساس این فرآیند، پیش‌بینی می‌شود که حلقه‌ها در حدود ~292+818
-124 میلیون سال متلاشی شوند. فضاپیمای کاسینی در طی گذر سپتامبر 2017 خود از شکافی که حلقه‌ها و سیاره را از هم جدا می‌کند، یک شار استوایی از مواد خنثی از نظر بار خنثی از حلقه‌ها به سمت زحل را شناسایی کرد که از 4800 تا 44000 کیلوگرم بر ثانیه متغیر بود. با فرض پایداری این نرخ هجوم، افزودن آن به فرآیند جاری "باران حلقه ای" نشان می دهد که حلقه ها می توانند در کمتر از 100 میلیون سال ناپدید شوند.

ساختار فیزیکی حلقه ها

حلقه‌های A و B مهم‌ترین اجزای سیستم حلقه‌ای زحل را نشان می‌دهند که توسط بخش کاسینی مشخص شده‌اند، که جووانی دومنیکو کاسینی آن را در سال 1675 کشف کرد. حلقه C، که در سال 1850 شناسایی شد و ویژگی‌های مشابهی با بخش کاسینی نشان می‌دهد، به این مناطق می‌پیوندد تا به این مناطق می‌پیوندد. این حلقه‌های اولیه چگالی بیشتری را نشان می‌دهند و ذرات بزرگ‌تری را در مقایسه با حلقه‌های غبارآلود پراکنده‌تر تشکیل می‌دهند. دسته دوم حلقه D را در بر می گیرد که به سمت داخل به سمت مرز جوی زحل امتداد می یابد، همراه با حلقه های G و E و دیگر تشکیلات واقع در خارج از سیستم حلقه اصلی. این حلقه‌های پراکنده به دلیل ابعاد کوچک ذرات تشکیل‌دهنده‌شان، که اغلب به یک میکرومتر می‌رسد، به عنوان «غبارآلود» شناخته می‌شوند. ترکیب شیمیایی آنها، شبیه به حلقه های اصلی، عمدتاً از یخ آب تشکیل شده است. حلقه باریک F، که بلافاصله فراتر از مرز بیرونی حلقه A قرار گرفته است، چالش های طبقه بندی را ارائه می دهد. در حالی که بخش های خاصی به طور قابل توجهی متراکم هستند، مقدار قابل توجهی از ذرات به اندازه گرد و غبار را نیز در خود جای داده است.

نمای اجمالی جامع سازه

ویژگی های ساختاری حلقه C

ویژگی های ساختاری بخش کاسینی

• منبع:

عناصر ساختاری حلقه A

حلقه D

حلقه D داخلی ترین و به ویژه ضعیف ترین جزء سیستم حلقه را نشان می دهد. در سال 1980، ماموریت ویجر 1 سه حلقه مجزا را در این ساختار شناسایی کرد که با نام‌های D73، D72 و D68، با D68 به عنوان درونی‌ترین حلقه گسسته نسبت به زحل قرار گرفت. تقریباً 25 سال پس از آن، تصاویر فضاپیمای کاسینی نشان داد که D72 تحت انبساط و انتشار قابل توجهی قرار گرفته است، و همزمان 200 کیلومتر (100 مایل) به سیاره نزدیک‌تر شده است.

حلقه D یک ساختار ریز در مقیاس فضایی را به نمایش می‌گذارد. این ساختار که در ابتدا در شکاف بین حلقه‌ای بین حلقه C و D73 مشاهده شد، متعاقباً در طول اعتدال زحل در سال 2009 تعیین شد که گستره شعاعی 19000 کیلومتری (12000 مایل) را در بر می‌گیرد و از حلقه D تا مرز داخلی حلقه B می‌رسد. این امواج به عنوان یک پیکربندی مارپیچی از موج‌های عمودی تعبیر می‌شوند که دارای دامنه‌هایی از 2 تا 20 متر هستند. کاهش زمانی مشاهده شده در دوره امواج - از 60 کیلومتر (40 مایل) در سال 1995 به 30 کیلومتر (20 مایل) تا سال 2006 - نشان می دهد که این الگو احتمالاً در اواخر سال 1983 سرچشمه گرفته است. فرض بر این است که این منشاء نتیجه برخورد یک ابر زباله است، تخمین زده شده از 1^{1 دنباله دار، که متعاقباً حلقه ها را از صفحه استوایی متمایل کرد. به طور مشابه، یک الگوی مارپیچی قابل مقایسه در سیستم حلقه اولیه مشتری به اختلال ناشی از برخورد مواد دنباله دار شومیکر-لوی 9 در سال 1994 نسبت داده شده است.}

حلقه C

حلقه C به عنوان یک حلقه گسترده و در عین حال کم رنگ مشخص می شود که در داخل حلقه B قرار دارد. کشف آن در سال 1850 به ویلیام و جورج باند نسبت داده می شود، اگرچه ویلیام آر داوز و یوهان گال نیز به طور مستقل آن را مشاهده کردند. ویلیام لاسل متعاقباً آن را به دلیل ترکیب ظاهری مواد تیره‌تر از آنچه در حلقه‌های درخشان‌تر A و B یافت می‌شود، «حلقه کرپ» نامید.

برآوردها ضخامت عمودی آن را 5 متر (16 فوت) و جرم آن را تقریباً 1.1 × 10 کیلوگرم می‌دانند.^{18 عمق نوری آن از 0.05 تا 0.12 متغیر است. این عمق نوری نشان می‌دهد که بین 5 تا 12 درصد از نوری که عمود بر حلقه فرو می‌افتد ضعیف می‌شود، و وقتی از منظر بالای سر به آن نگاه می‌شود، حلقه تقریباً شفاف می‌شود. در طول اعتدال زحل در سال 2009، موج‌های مارپیچی با طول موج 30 کیلومتری، که ابتدا در حلقه D شناسایی شدند، مشاهده شدند که در سراسر حلقه C منتشر می‌شوند.}

شکاف کلمبو و رینگلت تایتان

شکاف کلمبو در ناحیه داخلی حلقه C قرار دارد. در درون این شکاف، حلقه‌ی کلمبوی درخشان و در عین حال باریک قرار دارد که در فاصله مرکزی ۷۷۸۸۳ کیلومتری (۴۸۳۹۴ مایلی) از زحل قرار دارد و مورفولوژی کمی بیضوی و نه کاملاً دایره‌ای را نشان می‌دهد. این حلقه به دلیل رزونانس مداری آن با قمر تیتان، علاوه بر این، حلقه تیتان نیز نامیده می شود. در این شعاع مداری خاص در داخل سیستم حلقه، دوره تقدیم یک ذره حلقه دقیقاً با دوره حرکت مداری تیتان مطابقت دارد، در نتیجه، اپید این حلقه برون‌مرکز به‌طور پیوسته به سمت تیتان جهت‌گیری می‌کند.

شکاف Maxwell و Ringlet

شکاف Maxwell در بخش بیرونی حلقه C قرار دارد. این شکاف همچنین شامل یک سازند متراکم و غیر دایره ای است که به نام Maxwell Ringlet شناخته می شود. از جنبه های متعدد، این حلقه شباهت به حلقه ε اورانوس دارد. هر دو حلقه ساختارهای موج مانندی را در مناطق مرکزی خود نشان می دهند. اگرچه فرض بر این است که موج در حلقه ε ناشی از تأثیر گرانشی قمر کوردلیا اورانیا است، اما تا جولای 2008 هیچ قمری در شکاف ماکسول شناسایی نشده بود.

حلقه B

حلقه B به عنوان گسترده ترین، درخشان ترین و عظیم ترین حلقه در میان منظومه حلقه ای زحل است. ضخامت تخمین زده شده آن از 5 تا 15 متر، با عمق نوری بین 0.4 و بیش از 5 در نوسان است، که نشان می دهد بیش از 99٪ نور فرودی در مناطق خاصی از حلقه B مسدود شده است. تغییرات قابل توجهی در چگالی و روشنایی حلقه B را مشخص می کند، که اکثر این پدیده ها در حال حاضر فاقد توضیح علمی هستند. این تغییرات به صورت حلقه های متحدالمرکز و باریک ظاهر می شوند، علیرغم اینکه خود حلقه B فاقد شکاف های مشخص است. در حاشیه بیرونی خود، حلقه B ساختارهای عمودی را نشان می دهد که می تواند تا 2.5 کیلومتر (1.5 مایل) از صفحه حلقه اصلی منحرف شود. این نشان دهنده انحراف قابل توجهی از ضخامت عمودی معمولی حلقه های A، B و C است که معمولاً تقریباً 10 متر (30 فوت) است. فرض بر این است که چنین شکل‌گیری‌های عمودی ناشی از تأثیر گرانشی قمرهای تعبیه‌شده کشف‌نشده است.

تحقیق انجام‌شده در سال 2016، با استفاده از اختفای ستاره‌ای برای تجزیه و تحلیل امواج چگالی مارپیچی، نشان داد که چگالی سطح حلقه B بین 40 تا 140 گرم است. این اندازه‌گیری کمتر از تخمین‌های قبلی است و نشان‌دهنده یک همبستگی حداقلی بین عمق نوری حلقه و چگالی جرم آن است، رابطه‌ای که در حلقه‌های A و C نیز مشاهده می‌شود. جرم کل حلقه B در محدوده 7 تا 24×10¹⁸ کیلوگرم تخمین زده شده است. برای مقاصد مقایسه ای، میماس دارای جرم 37.5ק1415§18 کیلوگرم است.

Spokes

قبل از سال 1980، ویژگی های ساختاری حلقه های زحل صرفاً به نیروهای گرانشی نسبت داده می شد. با این حال، تصاویر بعدی از فضاپیمای وویجر، ویژگی‌های شعاعی را در حلقه B نشان داد که پره‌ها نامیده می‌شوند. این ویژگی‌ها به دلیل حضور پایدار و رفتار چرخشی‌شان، که با دینامیک مداری ناسازگار بود، توضیحی را از طریق مکانیک گرانشی به چالش کشیدند. این پره ها در نور پس پراکنده به صورت تیره و در نور پراکنده رو به جلو روشن هستند، با این انتقال نوری در زاویه فاز تقریباً 60 درجه رخ می دهد. فرضیه غالب در مورد ترکیب پره ها بیان می کند که این پره ها شامل ذرات غبار میکروسکوپی هستند که از صفحه حلقه اولیه توسط دافعه الکترواستاتیکی معلق می شوند و تقریباً همزمان با مگنتوسفر زحل می چرخند. مکانیسم دقیق تولید این پره ها هنوز مشخص نشده است. یک توضیح پیشنهادی نشان می‌دهد که اختلالات الکتریکی، مانند رعد و برق در اتمسفر زحل یا برخوردهای ریز شهاب‌سنگ روی حلقه‌ها، می‌توانند عوامل ایجادکننده باشند. یک نظریه جایگزین نشان می‌دهد که پره‌ها شباهت زیادی به پدیده‌هایی مانند درخشش افق ماه یا شناور شدن غبار دارند، و در عوض توسط میدان‌های الکتریکی شدید در سراسر پایان‌دهنده ذرات حلقه ایجاد می‌شوند، نه به‌وسیله اختلالات الکتریکی عمومی.

پره‌ها برای تقریباً بیست سال، تا 20-20 سال، بدون مشاهده باقی ماندند. کاوشگر فضایی با ورود کاسینی به زحل در اوایل سال 2004، پره ها قابل تشخیص نبودند. بر اساس مدل‌هایی که تلاش می‌کنند شکل‌گیری آن‌ها را روشن کنند، برخی از دانشمندان این فرضیه را مطرح کردند که پره‌ها تا سال 2007 دوباره ظاهر نخواهند شد. علی‌رغم این پیش‌بینی‌ها، تیم تصویربرداری کاسینی به جستجوی پره‌ها در تصاویر حلقه ادامه داد و در نهایت دوباره آنها را در عکس‌های گرفته شده در عکس‌های گرفته شده از ویژگی‌های exhial 5 5 سپتامبر رصد کردند. پدیده ای که در اواسط زمستان و نیمه تابستان زحل ناپدید می شود و متعاقباً با نزدیک شدن زحل به اعتدال خود دوباره ظاهر می شود. این فرضیه که پره ها یک اثر فصلی را نشان می دهند که با دوره مداری 29.7 ساله زحل همبستگی دارد، از ظهور تدریجی آنها در مراحل آخر ماموریت کاسینی تأیید شد.

مهتاب

در طول اعتدال سال 2009، یک مهتاب که در حلقه B تعبیه شده بود، از طریق سایه ای که پیش بینی می کرد، شناسایی شد. قطر تخمینی آن 400 متر (1300 فوت) است. این قمر نام موقت S/2009 S 1 را دریافت کرد.

بخش کاسینی

بخش کاسینی منطقه‌ای به اندازه 4800 کیلومتر (3000 مایل) عرض را تشکیل می‌دهد که بین حلقه‌های A و B زحل قرار دارد. کشف آن در سال 1675 به جیووانی کاسینی نسبت داده می شود که آن را از رصدخانه پاریس با استفاده از یک تلسکوپ شکستی مجهز به عدسی شیئی 2.5 اینچی، فاصله کانونی 20 فوتی و بزرگنمایی 90 برابری مشاهده کرد. هنگامی که از زمین مشاهده می شود، به صورت یک فضای خالی باریک و تاریک در داخل سیستم حلقه ظاهر می شود. با این وجود، ماموریت Voyager نشان داد که این شکاف ظاهری در واقع پر از مواد حلقه‌ای است که شباهت زیادی به حلقه C دارند. این تقسیم زمانی که از سمت بدون نور حلقه ها مشاهده می شود، می تواند درخشان به نظر برسد، پدیده ای که به چگالی نسبتا کم مواد نسبت داده می شود که انتقال نور بیشتر را در عمق آن تسهیل می کند.

مرز داخلی بخش کاسینی عمدتاً تحت تأثیر یک تشدید مداری قوی است. به طور خاص، ذرات حلقه ای که در اینجا قرار دارند، تشدید مداری 2:1 را با ماه میماس نشان می دهند. این تشدید منجر به اختلالات گرانشی تجمعی از Mimas می شود که مدار این ذرات را بی ثبات می کند و در نتیجه کاهش مشخصی در چگالی حلقه ایجاد می کند. برعکس، منشأ بسیاری از شکاف‌های مشاهده شده بین حلقه‌ها در بخش کاسینی مشخص نشده است.

Huygens Gap

شکاف هویگنس، که در سال 1981 از تصاویر مخابره شده توسط وویجر 2 شناسایی شد، در مرز داخلی بخش کاسینی قرار دارد. درون این شکاف، رینگلت متراکم و غیرعادی هویگنس قرار دارد. حلقه تغییرات آزیموتالی نامنظمی را هم در عرض هندسی و هم در عمق نوری خود نشان می‌دهد، که احتمالاً به دلیل نزدیکی آن به رزونانس 2:1 با Mimas و تأثیر گرانشی لبه خارجی غیرعادی حلقه B است. یک حلقه باریک اضافی بلافاصله در خارج از حلقه هویگنز قرار گرفته است.

یک حلقه

حلقه A بیرونی ترین حلقه های درخشان اصلی زحل را تشکیل می دهد. مرزبندی داخلی آن، بخش کاسینی است، در حالی که مرز خارجی متمایز آن، نزدیک به مسیر مداری اطلس قمر کوچک است. حلقه A به صورت عرضی توسط شکاف انکه در حدود 22٪ از کل عرض حلقه به سمت داخل از حاشیه بیرونی آن قرار گرفته است. شکاف باریک تر، شکاف Keeler، در 2٪ از عرض حلقه از لبه بیرونی آن قرار دارد.

ضخامت تخمینی حلقه A بین 10 تا 30 متر است، چگالی سطح آن بین 35 تا 40 گرم بر سانتی متر است²، و جرم کل آن تقریباً 4 محاسبه می شود. 5×10¹⁸ کیلوگرم، که کمی کمتر از جرم هایپریون است. عمق نوری آن از 0.4 تا 0.9 در نوسان است.

مثل حلقه B، محیط بیرونی حلقه A توسط رزونانس های مداری حفظ می شود، اگرچه مجموعه خاصی از برهمکنش ها به طور قابل توجهی پیچیده تر است. تأثیر اولیه آن از رزونانس 7:6 با ژانوس و اپیمته، تکمیل شده توسط رزونانس 5:3 با میماس و چندین رزونانس مربوط به پرومتئوس و پاندورا ناشی می شود. علاوه بر این، دیگر تشدیدهای مداری، امواج چگالی مارپیچی متعددی را در حلقه A (و تا حدی کمتر، در حلقه‌های دیگر) القا می‌کنند که تا حد زیادی ویژگی‌های ساختاری آن را مشخص می‌کند. اصول فیزیکی حاکم بر این امواج با آنهایی که تشکیلات بازوی مارپیچی در کهکشان ها را روشن می کند یکسان است. امواج خمشی مارپیچی که در حلقه A نیز مشاهده شده و با همان چارچوب نظری توضیح داده شده است، به‌عنوان موج‌های عمودی درون حلقه به جای اختلالات فشاری ظاهر می‌شوند.

در آوریل 2014، دانشمندان ناسا شکل‌گیری اولیه یک ماه جدید را در نزدیکی مرز خارجی حلقه ثبت کردند.

Encke Gap

شکاف انکه، ناپیوستگی 325 کیلومتری (200 مایلی) در حلقه A، در مرکز زحل در فاصله 133590 کیلومتری (83000 مایلی) از هسته زحل قرار دارد. وجود آن به قمر کوچک پان نسبت داده می شود که مداری را در این منطقه حفظ می کند. تصاویر به دست آمده توسط کاوشگر کاسینی وجود حداقل سه حلقه باریک و پیچیده را در داخل شکاف نشان داده است. امواج چگالی مارپیچی، قابل مشاهده در هر دو جناح شکاف، توسط رزونانس‌هایی با قمرهای مجاور واقع در بیرون حلقه‌ها ایجاد می‌شوند، در حالی که پان خود مجموعه‌ای از بیداری‌های مارپیچی اضافی ایجاد می‌کند.

یوهان انکه شخصاً این شکاف را مشاهده نکرد. نامگذاری آن به مشارکت او در مشاهدات حلقه افتخار می کند. این شکاف به طور مستقل توسط جیمز ادوارد کیلر در سال 1888 کشف شد. متعاقباً، دومین شکاف برجسته در حلقه A، که توسط ویجر شناسایی شد، به عنوان شکاف Keeler به رسمیت شناختن کار او نامگذاری شد.

شکاف انکه به‌عنوان شکاف R در شکاف کامل طبقه‌بندی می‌شود. قبل از شفاف سازی تعاریف اتحادیه بین المللی نجوم (IAU) در سال 2008، ابهام اصطلاحی بین شکاف و تقسیم وجود داشت. در نتیجه، این جدایی گاهی اوقات به عنوان "بخش انکه" نامیده می شد.

Keeler Gap

شکاف کیلر یک ناپیوستگی 42 کیلومتری (26 مایلی) در داخل حلقه A را تشکیل می دهد که تقریباً در فاصله 250 کیلومتری (150 مایلی) از حاشیه بیرونی حلقه قرار دارد. قمر کوچک دافنیس، که در 1 می 2005 شناسایی شد، در این شکاف به دور این شکاف می چرخد ​​و در نتیجه حالت شفاف خود را حفظ می کند. عبور مداری دافنیس امواجی را در امتداد لبه‌های شکاف ایجاد می‌کند، پدیده‌ای که بیشتر توسط گریز از مرکز مداری جزئی آن تعدیل می‌شود. با توجه به تمایل مداری اندک دافنیس نسبت به صفحه حلقه، این امواج دارای یک جزء عمود بر صفحه هستند که تا 1500 متر بالاتر از آن امتداد دارد.

شکاف Keeler توسط Voyager شناسایی شد و متعاقباً به افتخار ستاره شناس جیمز ادوارد کیلر نامگذاری شد. خود کیلر قبلاً شکاف انکه را برای ادای احترام به یوهان انکه کشف و نامگذاری کرده بود.

ماهواره های ملخی

در سال 2006، چهار "ماهواره" کوچک در تصاویر کاسینی از حلقه A شناسایی شد. این قمرها با قطر تقریبی صد متر برای رصد مستقیم بسیار کوچک هستند. در عوض، کاسینی اختلالات متمایز شکل "پروانه" را که آنها ایجاد می کنند، تشخیص می دهد که چندین کیلومتر طول می کشد. پیش‌بینی‌ها حاکی از آن است که حلقه A هزاران مورد از این قبیل را در خود جای داده است. تا سال 2007، شناسایی 8 قمر اضافی نشان داد که آنها در یک کمربند 3000 کیلومتری (2000 مایلی) قرار دارند که تقریباً در فاصله 130000 کیلومتری (80000 مایلی) از هسته زحل قرار دارد. تا سال 2008، بیش از 150 قمر ملخی فهرست‌بندی شده بودند که یکی از آنها به‌طور مداوم برای چندین سال تحت نظارت قرار گرفته بود که Bleriot نامیده می‌شد.

بخش Roche

منطقه بینابینی که حلقه A و حلقه F را از هم جدا می‌کند، بخش Roche نامگذاری شده است، یک نامگذاری به افتخار ادوارد روش، فیزیکدان فرانسوی. این تقسیم‌بندی را باید از حد روشه متمایز کرد، که نزدیکی را مشخص می‌کند که در آن یک جرم آسمانی قابل توجه، هنگام نزدیک شدن به سیاره‌ای مانند زحل، توسط نیروهای جزر و مدی سیاره مختل می‌شود. بخش Roche که در حاشیه سیستم حلقه اولیه قرار دارد، در واقع نزدیک به حد زحل است، عاملی که ناتوانی حلقه‌ها را در ادغام شدن در یک ماه توضیح می‌دهد.

مثل بخش کاسینی، بخش Roche فاقد ماده نیست، بلکه شامل یک تفاوت مادی است. ترکیب این ماده شبیه به آن چیزی است که در حلقه های D، E و G ضعیف و غبار آلود یافت می شود. در بخش Roche، دو منطقه خاص غلظت گرد و غبار بالایی را در مقایسه با منطقه اطراف نشان می‌دهند. اینها توسط تیم تصویربرداری کاوشگر کاسینی شناسایی شدند و نام‌های موقت دریافت کردند: R/2004 S 1، واقع در امتداد مسیر مداری قمر اطلس. و R/2004 S 2، در فاصله 138900 کیلومتری (86300 مایلی) از هسته زحل، داخل تا مدار پرومته.

حلقه F

حلقه F بیرونی ترین حلقه مجزای زحل را نشان می دهد و به طور بالقوه فعال ترین حلقه به صورت پویا در منظومه شمسی است که ویژگی هایی را نشان می دهد که در بازه های زمانی ساعتی تکامل می یابند. این حلقه در فاصله 3000 کیلومتری (2000 مایل) فراتر از مرز خارجی حلقه A قرار دارد. تیم تصویربرداری پایونیر 11 این حلقه را در سال 1979 کشف کرد. باریکی بسیار زیاد آن مشخص می شود و تنها چند صد کیلومتر به صورت شعاعی گسترش یافته است. از نظر تاریخی، فرض بر این بود که دو قمر چوپان، پرومتئوس و پاندورا، که در مدارهای درونی و بیرونی می چرخند، انسجام خود را حفظ کرده اند. با این حال، تحقیقات معاصر نشان می دهد که تنها پرومتئوس به طور قابل توجهی در محدود کردن آن نقش دارد. شبیه‌سازی‌های عددی نشان می‌دهند که حلقه از یک اختلال جزئی به دنبال برخورد بین پرومتئوس و پاندورا منشأ گرفته است.

تصاویر با وضوح بالا بعدی از کاوشگر کاسینی نشان می‌دهد که حلقه F شامل یک حلقه هسته مرکزی است که توسط یک رشته مارپیچی احاطه شده است. این مشاهدات بیشتر نشان می‌دهد که در طول رویارویی پرومتئوس با حلقه در آپوآپسیس آن، تأثیر گرانشی ماه با «برافزایش» مواد، پیچ خوردگی‌ها و گره‌هایی را در حلقه F ایجاد می‌کند و در نتیجه کانالی تاریک در ناحیه داخلی حلقه تشکیل می‌دهد. با توجه به اینکه پرومتئوس با سرعتی بیشتر از مواد تشکیل دهنده حلقه F به دور زحل می چرخد، هر کانال متوالی تقریباً 3.2 درجه جلوتر از سلف خود بریده می شود.

تا سال 2008، فعالیت دینامیکی بیشتری مشاهده شد که نشان می دهد که اقمار ناچیز و غیرمشاهده ای به دلیل چرخش پیوسته قمرهای F در حال حرکت به دور آن هستند. آشفتگی های پرومتئوس یکی از این قمرهای کوچک به طور موقت به عنوان S/2004 S 6 شناسایی شد.

از سال 2023، فرضیه مورفولوژی توده‌ای مشخصه حلقه F ناشی از «حضور هزاران جسم والد کوچک (به اندازه 1.0 تا 0.1 کیلومتر) است که با هم برخورد می‌کنند و رشته‌هایی با ریزمتر متراکم‌تر به وجود می‌آورند. در طی چند ماه روی بدن مادر در یک رژیم حالت ثابت. "

حلقه های بیرونی

حلقه Janus/Epimetheus

یک حلقه گرد و غبار ضعیف حوزه مداری ژانوس و اپیمتهئوس را احاطه کرده است، ویژگی که از تصاویر بدست آمده در نور پراکنده رو به جلو توسط فضاپیمای کاسینی در سال 2006 تشخیص داده می شود. این حلقه ابعاد شعاعی تقریباً 5000 کیلومتر (3000 مایل) را نشان می دهد. پیدایش آن به ذراتی نسبت داده می‌شود که در اثر برخورد شهاب‌سنگ از سطح قمرها خارج می‌شوند و متعاقباً یک حلقه پراکنده در طول مسیر مداری مربوطه خود تشکیل می‌دهند.

حلقه G

حلقه G، حلقه ای باریک و کم نور، تقریباً در میانه راه بین حلقه F و ابتدای حلقه E قرار دارد و مرز داخلی آن در حدود 15000 کیلومتر (10000 مایل) در داخل مدار میماس قرار دارد. این حلقه دارای یک کمان روشن‌تر در نزدیکی لبه داخلی خود است که یادآور کمان‌های مشاهده شده در حلقه‌های نپتون است که تقریباً یک ششم محیط آن را در بر می‌گیرد. این کمان بر روی Aegaeon، قمری با قطر نیم کیلومتر (500 یارد) قرار دارد و با تشدید مداری 7:6 با میماس در موقعیت خود قرار دارد. این قوس شامل ذرات یخی است که قطر برخی از آنها به چندین متر می رسد، در حالی که بقیه حلقه G شامل گرد و غباری است که از درون این قوس منشا می گیرد. عرض شعاعی قوس تقریباً 250 کیلومتر (150 مایل) است، که تضاد قابل توجهی با عرض کلی حلقه G 9000 کیلومتری (6000 مایل) است. تخمین زده می شود که این قوس حاوی موادی معادل یک قمر کوچک یخی به قطر تقریباً صد متر است. ذرات گرد و غبار که از اژه و دیگر اجسام منشأ درون قوس در اثر برخوردهای ریز شهاب‌سنگ جابجا شده‌اند، به دلیل برهم‌کنش با مگنتوسفر زحل به بیرون مهاجرت می‌کنند. پلاسما در این مگنتوسفر با میدان مغناطیسی زحل که به طور قابل توجهی سریعتر از حرکت مداری حلقه G می چرخد، می چرخد. این ذرات ریز به تدریج در اثر ضربه های بعدی فرسایش یافته و توسط کشش پلاسما پراکنده می شوند. در طول هزاره‌ها، حلقه کاهش جرم تدریجی را تجربه می‌کند که به طور مداوم با تأثیرات بیشتر بر روی Aegaeon دوباره پر می‌شود.

قوس حلقه متون

قوس حلقوی ظریف، که ابتدا در سپتامبر 2006 شناسایی شد، تقریباً 10 درجه طول جغرافیایی دارد و با قمر متون مرتبط است. فرض بر این است که مواد تشکیل دهنده این قوس، گرد و غباری است که به دنبال برخوردهای ریزشهاب سنگ از متون خارج می شود. محصور شدن این غبار در داخل قوس به رزونانس 14:15 با میماس نسبت داده می شود، مکانیزمی مشابه با مکانیسم حاکم بر محصور شدن قوس G Ring. متون تحت تأثیر این رزونانس یکسان، یک حرکت لیبراسیونی در مدار خود نشان می‌دهد و با دامنه طولی 5 درجه به جلو و عقب نوسان می‌کند.

طاق حلقه Anthe

قوس حلقه ای ضعیف، که برای اولین بار در ژوئن 2007 شناسایی شد، تقریباً بیش از 20 درجه طول جغرافیایی گسترش یافته و به ماه Anthe مرتبط است. اعتقاد بر این است که مواد درون این قوس از گرد و غباری تشکیل شده است که در اثر برخوردهای ریز شهاب سنگ از آنته خارج شده است. محصور شدن این غبار در داخل قوس با رزونانس 10:11 با میماس توضیح داده شده است. در نتیجه، Anthe تحت یک رانش طولی در مدار خود قرار می‌گیرد و به دلیل رزونانس یکسان، بیش از 14 درجه طول جغرافیایی نوسان می‌کند.

حلقه پالن

یک حلقه غبار ضعیف همراه با پالن می‌چرخد، پدیده‌ای که با تصاویری که فضاپیمای کاسینی در سال 2006 در نور پراکنده به جلو ثبت کرده بود، آشکار شد. این حلقه دارای وسعت شعاعی تقریباً 2500 کیلومتری (1500 مایل) است. منشأ آن در ذراتی است که در اثر برخوردهای شهاب‌سنگ از سطح پالن به بیرون پرتاب می‌شوند، که متعاقباً یک حلقه پراکنده در امتداد مسیر مداری آن تشکیل می‌دهند.

حلقه E

وجود حلقه E، که تا سال 1980 تایید نشده بود، موضوعی بحث برانگیز در میان اخترشناسان بود که قدمت آن حداقل به سال 1908 بازمی‌گردد. در گزارشی تاریخی از مشاهدات زحل، آرتور فرانسیس اودونل الکساندر رصد اولیه چیزی را که بعداً حلقه E نامیده شد به ژرژ فورنیه اعتبار می‌دهد. در 5 سپتامبر 1907، در مونت روارد، فورنیه یک "منطقه نورانی" را گزارش کرد که "حلقه درخشان بیرونی را احاطه کرده است." سال بعد، در 7 اکتبر 1908، E. Schaer به طور مستقل از رصدخانه ژنو "حلقه تاریک جدیدی را ... که حلقه های درخشان زحل را احاطه کرده است" مشاهده کرد. تحقیقات بعدی توسط دبلیو بویر، تی. لوئیس و آرتور ادینگتون، که به دلیل کشف شایر انجام شد، نشانه هایی از یک حلقه ناپیوسته مطابق با توصیف شایر را شناسایی کرد، اگرچه آنها مشاهدات خود را "نامشخص" توصیف کردند. پس از اینکه ادوارد بارنارد با استفاده از پیشرفته‌ترین تلسکوپ جهان در آن زمان نتوانست هیچ مدرکی دال بر چنین حلقه‌ای کشف کند، شک و تردید در مورد وجود حلقه E در میان بیشتر ستاره‌شناسان افزایش یافت. با وجود این، E. M. Antoniadi از حضور حلقه در یک نشریه در سال 1909 حمایت کرد و به مشاهدات ویلیام رای در 26 دسامبر 1861 در مورد "نور بسیار ضعیف ... به طوری که این تصور را ایجاد کرد که حلقه تاریک است."

برخلاف حلقه‌های A، B، و C، حداقل عمق نوری و ابعاد عمودی قابل توجه حلقه E نیاز به دید لبه‌ای دارد، هم‌ترازی که فقط هر 14 تا 15 سال یکبار اتفاق می‌افتد. در نتیجه، مشاهدات حلقه E تا دهه 1960 از سر گرفته نشد. در حالی که برخی گزارش‌ها کشف E Ring را به والتر فیبلمن در سال 1966 نسبت می‌دهند، مقاله بعدی او که در سال بعد منتشر شد، بحث‌های جاری و سابقه تاریخی گسترده مشاهدات را تأیید و یا رد حضور حلقه را تأیید کرد. فایبلمن با احتیاط تفسیر خود را از داده ها به عنوان نشان دهنده یک حلقه جدید ارائه کرد و آن را "فقط آزمایشی" نامید. تحلیل مجدد بعدی از مشاهدات اولیه فیبلمن، که در پیش بینی پرواز پایونیر 11 زحل انجام شد، دوباره شواهد مربوط به این حلقه بیرونی را "متزلزل" توصیف کرد. حتی مشاهدات پلاریمتری انجام شده توسط پایونیر 11 در طول پرواز در سال 1979، حلقه E را به طور قطعی شناسایی نکرد، اگرچه وجود آن از اندازه‌گیری ذرات، تشعشع و میدان مغناطیسی استنباط شد. تایید قطعی وجود E Ring سرانجام در مقاله ای در سال 1980 توسط Feibelman و Klinglesmith به دنبال تجزیه و تحلیل مجدد دیجیتالی مشاهدات 1966 و چندین رصد مستقل با استفاده از تلسکوپ های زمینی و فضایی به دست آمد.

حلقه E، که به عنوان دومین حلقه بیرونی قرار دارد، وسعت فوق‌العاده وسیعی را نشان می‌دهد. این شامل ذرات ریز متعدد، از میکرون تا زیر میکرون در اندازه، متشکل از یخ آب مخلوط با سیلیکات، دی اکسید کربن و آمونیاک است. این حلقه بین مسیرهای مداری میماس و تیتان قرار دارد. متمایز از حلقه های دیگر، حلقه E از ذرات میکروسکوپی به جای قطعات ماکروسکوپی یخ تشکیل شده است. در سال 2005، منشا مواد تشکیل‌دهنده حلقه E به‌عنوان توده‌های آتشفشانی منجمد شده از «راه‌راه‌های ببر» واقع در ناحیه قطبی جنوبی قمر انسلادوس شناسایی شد. برخلاف حلقه های اولیه، حلقه E دارای ضخامتی بیش از 2000 کیلومتر (1000 مایل) است که با فاصله آن از انسلادوس به تدریج افزایش می یابد. علاوه بر این، تشکیلات پیچک مانندی که در حلقه E مشاهده شده است به انتشار گازهای گلخانه ای فعال ترین جت های قطب جنوب انسلادوس نسبت داده می شود.

ذرات حلقه E تمایلی به تجمع در قمرهایی دارند که در وسعت آن در حال چرخش هستند، عمدتاً به دلیل گریز از مرکز مداری ذرات و نزدیکی محورهای نیمه اصلی دیگر قمرها به محور انسلادوس. ذراتی که با قمرهایی روبرو می شوند که به دور انسلادوس می چرخند، معمولاً با سرعت بالاتری حرکت می کنند و در نزدیکی مرکز آنها قرار می گیرند و در نتیجه بر اضلاع انتهایی قمرها تأثیر می گذارند. برعکس، ذراتی که با قمرهایی روبرو می‌شوند که به دور انسلادوس می‌چرخند، آهسته‌تر حرکت می‌کنند و در نزدیکی کانون‌های خود قرار می‌گیرند، بنابراین به نیمکره‌های پیشرو قمرها برخورد می‌کنند. این مکانیسم ضربه دیفرانسیل باعث می‌شود ژانوس، اپیمته و میماس ضلع‌های انتهایی درخشان‌تری را نشان دهند، در حالی که تتیس، دیون و رئا در نیمکره‌های اصلی خود درخشندگی بیشتری نشان می‌دهند. علاوه بر این، استوای نیمکره پیشرو تتیس با تجمع مواد در حال فرورفتن به طور ظریف آبی رنگ شده است. قمرهای تروجان، از جمله Telesto، Calypso، Helene و Polydeuces، به طور قابل توجهی تحت تأثیر مدارهای آنها از صفحه حلقه قرار می گیرند. این تعامل منجر به پوشیده شدن سطوح آنها با مواد روشن می شود که متعاقباً ویژگی های توپوگرافی موجود را صاف می کند.

حلقه فیبی

در اکتبر 2009، کشف یک دیسک ضعیف از مواد در داخل مدار فیبی اعلام شد. در زمان کشف، این دیسک در تراز لبه‌ای نسبت به زمین مشاهده شد. این سازند را می توان به طور کلی به عنوان یک حلقه اضافی مشخص کرد. این حلقه علیرغم اندازه بسیار زیادش که از زمین برابر با دو ماه کامل به نظر می رسد، تقریباً نامحسوس باقی می ماند. کشف آن توسط تلسکوپ فضایی اسپیتزر مادون قرمز ناسا تسهیل شد و در تمام وسعت مشاهدات اولیه مشاهده شد که از 128 تا 207 برابر شعاع زحل را در بر می گرفت. محاسبات بعدی حاکی از گسترش بالقوه آن به بیرون تا 300 شعاع زحل و به سمت داخل به مدار یاپتوس در 59 شعاع زحل است. حلقه متعاقبا با استفاده از فضاپیمای WISE، Herschel و Cassini مورد بررسی قرار گرفت. مشاهدات WISE وسعت آن را از حداقل بین 50 تا 100 تا 270 شعاع زحل نشان می‌دهند که مرز داخلی توسط تابش خیره کننده سیاره پنهان شده است. داده‌های به‌دست‌آمده توسط WISE همچنین نشان می‌دهد که ذرات حلقه عمدتاً کوچک هستند، با شعاع بیش از 10 سانتی‌متر، 10٪ یا کمتر از کل سطح مقطع را تشکیل می‌دهند.

فوبی مداری را به دور زحل در فاصله 180 تا 250 شعاع سیاره ای حفظ می کند. سیستم حلقه مرتبط ضخامت تقریباً 40 شعاع را نشان می دهد. با توجه به اینکه ذرات حلقه فرض بر این است که از برخوردها (هر دو ریز شهاب‌سنگ و بزرگتر) روی فیبی منشأ می‌گیرند، انتظار می‌رود که آنها حرکت مداری رتروگراد آن را به اشتراک بگذارند، که برخلاف مدار پیش رونده ماه درونی مجاور، یاپتوس است. این حلقه خاص در داخل صفحه مداری زحل قرار دارد و به دایره البروج نزدیک می شود و در نتیجه تمایلی 27 درجه نسبت به صفحه استوایی زحل و سایر حلقه های آن نشان می دهد. شیب مداری فوئب نسبت به صفحه مداری زحل 5 درجه است (که اغلب به دلیل حرکت رتروگراد آن به صورت 175 درجه بیان می شود)، و جابجایی عمودی حاصل در بالا و پایین صفحه حلقه دقیقاً با ضخامت حلقه مشاهده شده 40 شعاع زحل مطابقت دارد. دهه 1970 توسط استیون سوتر. کشف بعدی آن به Anne J. Verbiscer و Michael F. Skrutskie وابسته به دانشگاه ویرجینیا و Douglas P. Hamilton از دانشگاه مریلند، کالج پارک نسبت داده می شود. قابل ذکر است، این سه محقق قبلاً تحصیلات تکمیلی را به طور مشترک در دانشگاه کرنل دنبال کرده بودند.

مواد حلقه تحت مهاجرت به داخل قرار می‌گیرد، فرآیندی که توسط انتشار مجدد تابش خورشیدی انجام می‌شود و سرعت آن با اندازه ذرات همبستگی معکوس دارد. به عنوان مثال، یک ذره 3 سانتی متری می تواند فاصله نزدیکی فیبه تا یاپتوس را در تمام طول عمر منظومه شمسی طی کند. در نتیجه، این ماده در حال مهاجرت بر نیمکره اصلی یاپتوس تأثیر می گذارد. در حالی که تجمع این ماده باعث تیره شدن و قرمز شدن جزئی نیمکره اصلی یاپتوس می شود (مشابه مشاهدات روی قمرهای اورانوس اوبرون و تیتانیا)، این دلیل مستقیم رنگ آمیزی متمایز دو رنگ ماه نیست. درعوض، ذرات ریزگرد یک مکانیسم بازخورد مثبت را آغاز می‌کند که شامل خود تفکیک حرارتی است که با تصعید یخ از مناطق گرم‌تر و متراکم شدن بخار بعدی به مناطق سردتر مشخص می‌شود. این فرآیند در نهایت یک پسماند تاریک "تاخیر" را در اکثر مناطق استوایی نیمکره اصلی یاپتوس رسوب می‌کند و تضاد کاملی با سازندهای یخی درخشانی ایجاد می‌کند که نواحی قطبی و اکثر نیمکره‌های دنباله‌دار آن را می‌پوشانند.

گالیله گالیله اولین فردی بود که مشاهدات حلقه های زحل را مستند کرد و در سال 1610 به این نقطه عطف دست یافت.

• گالیله گالیله - اولین کسی که حلقه های زحل را در سال 1610 مشاهده کرد
• کریستیان هویگنس اولین کسی بود که به طور رسمی وجود یک ساختار حلقه‌ای را در اطراف زحل پیشنهاد کرد، فرضیه‌ای که او در سال 1655 مطرح کرد.
• جیووانی کاسینی با کشف جدایی متمایز بین حلقه‌های A و B زحل، معروف به بخش کاسینی، در سال 1675 اعتبار دارد.
• ادوار روشه، ستاره شناس فرانسوی، مکانیسمی را که توسط آن ماهواره ای که وارد محدوده روش زحل می شود، می تواند متلاشی شود و در نتیجه به شکل گیری حلقه های سیاره کمک کند، توضیح داد.

یادداشت های ویرایشی

مراجعات علمی

• گره حلقه های سیاره ای: منظومه حلقه ای زحل
• نام‌گذاری حلقه‌های زحل از صفحه نام‌گذاری سیاره‌ای USGS
• همه آنچه که یک ذهن کنجکاو باید درباره سیستم های حلقه سیاره ای با دکتر مارک شوالتر بداند (پادکست وسیم اختر با مارک شوالتر)
• انیمیشن با وضوح بالا توسط کوین ام. گیل از پل هوایی حلقه B بیرونی در اعتدال (از دقیقه اول شروع به یکنواخت شدن کمتر می کند). برای اطلاعات بیشتر به آلبوم حلقه ها مراجعه کنید
• انیمیشن با وضوح بالا توسط نیک استیونز از زحل و حلقه های آن از مدار استوایی و قطبی و از شیرجه در زیر حلقه ها. برای اطلاعات بیشتر به فهرست مراجعه کنید