حلقات زحل

2013 أطلس الكون

مور ، السير باتريك مور

مؤسسة الكويت للتقدم العلمي

علم الفلك

حلقات زحل

يعتبر نظام حلقات زحل فريدًا من نوعه، ويختلف تمامًا عن الحلقات الداكنة والخفية للمشترى، وأورانوس، ونبتون. رصدت حلقات زحل لأول مرة في القرن السابع عشر، وتم تفسيرها على يد كريستيان هوجنز، في عام 1659 في كتابه ‘Systema saturnium’؛ وفيما مضى قد كان زحل يعتبر كوكبًا ثلاثيًا.

هناك حلقتان ساطعتان (B و A) وواحدة داخلية باهتة هي الحلقة C والتي تعرف بالحلقة الداكنة أو الرقيقة لأنها شبه شفافة. يفصل بين الحلقتين الساطعتين فجوة تعرف باسم قسم كاسيني (Cassini Division) تكريمًا لـ ج. د. كاسيني (G. D. Cassini)، الذي اكتشفها عام 1675. ولقد تم ذكر وجود عدد من الحلقات الأبهت، سواء داخل أو خارج النظام الرئيسي، قبل عصر الفضاء، لكن لم يكن هناك ثمة تأكيد قاطع. النظام الرئيسي قريب نسبيًا من الكوكب، ويقع بالفعل داخل حدود روش – بمعنى أنه عند أدنى مسافة يستطيع جسم ضعيف فيها أن ينجو دون أن يضطرب بسبب الجاذبية. وتقع الحافة الخارجية للحلقة A على بعد 135,200 كيلومتر (84,000 ميل)من مركز كوكب زحل، بينما ميماس (Mimas)، وهو أقرب الأقمار التابعة التي تم التعرف عليها قبل البعثات الفضائية، فيقع أبعد من ذلك بكثير على مسافة 185,600 كيلومتر (116,000 ميل(.

تمتد الحلقات من نصف قطر داخلي يبلغ 67,000 كيلومتر (42,000 ميل)حتى نصف قطر خارجي يبلغ 480,000 كيلومتر (380,000 ميل)، وتبلغ سماكتها بضعة مئات من الأمتار (ما يصل إلى 1000 قدم)، بقطر إجمالي يبلغ 960,000 كيلومتر (600,000 ميل). ونسبة السماكة إلى القطر هي حوالي 1:1 مليون. حينما تكون الحلقات مجانبة لنا تختفي تمامًا. وتحدث هذه المشاهدات من الجنب على فترات فاصلة هي 13 سنة 9 أشهر، و15 سنة و9 أشهر بالتناوب، كما حدث عام 1966، و1980، و1995، و2009، و2025. ويرجع هذا التفاوت إلى اختلاف مركز مدار كوكب زحل.

خلال الفترة الفاصلة القصيرة، يميل القطب الجنوبي نحو الشمس – أي أنه فصل الصيف في نصف الكرة الجنوبي – وهناك جزء من نصف الكرة الشمالي تحجبه الحلقات. خلال هذا الوقت يمر زحل بالحضيض الشمسي، ويتحرك بأقصى سرعته. أما خلال الفترة الفاصلة الأطول، يميل القطب الشمالي نحو الشمس، فتحجب أجزاء من نصف الكرة الجنوبي، وحينها يمر زحل بالأوج الشمسي ويتحرك بأدنى سرعة له.

الحلقات في أفضل حالاتها تكون خفية عندما تمر الأرض عبر المستوى الرئيسي أو عندما تفعل الشمس ذلك. ومن الخطأ الزعم بأنها تختفي تمامًا، إذ يمكن متابعتها في جميع الأوقات باستخدام مقاريب قوية، لكن لا يمكن رؤيتها باستخدام المعدات الأصغر حجمًا، وهي في أفضل حالاتها تبدو كخطوط باهتة ورقيقة جدًا من الضوء.

لا يمكن أن توجد حلقة صلبة أو سائلة على هذه المسافة القريبة من زحل (لو كان بالفعل بإمكان حلقة مثل هذه أن تتشكل في المقام الأول). لقد كان معروفًا منذ زمن طويل أن الحلقات تتكون من جسيمات صغيرة، وأن جميعها تدور حول الكوكب مثل أقمار ضئيلة الحجم. وليس هناك سر حول تركيبتها، فهي تتكون من مزيج من الصخور والماء الجليدي.

من بين الحلقتين الرئيسيتين، الحلقة B هي الأشد سطوعًا. قسم كاسيني بارز للغاية حينما يكون النظام مائلاً جدًا نحو الأرض، وحتى قبل بعثات بايونير وفويجير تم الإشارة إلى وجود عدة أقسام ثانوية، إلا أنه واحد فقط (قسم إينكا التابع للحلقة A) هو الذي تم تأكيد وجوده، وكان الاعتقاد أن الأقسام الأخرى ليست سوى ’أمواج‘ فيما يظل حلقة منتظمة ومتجانسة لدرجة كبيرة.

في عام 1850، رصد كل من و. س. W. C. و ج. ب. بوند G. P. Bond نطاقًا مظلمًا عبر كوكب زحل وداخل الحلقة B، واستنتج س. و. تاتل (C. W. Tuttle) أنه ربما يكون نتيجة لحلقة داكنة. وفي عام 1907 أعلن الراصد الفرنسي ج. فورنيير (G. Fournier) عن اكتشاف حلقة مظلمة داخل الحلقة C، وإنْ لم يتم التمكن من تأكيد ذلك في حينه، وأصبحت معروفة بالحلقة D. قامت فويجير بتأكيد وجودها وعثرت على الحلقات E، و F، و G.

كان يعتقد أن قسم كاسيني تكون بشكل رئيسي بسبب الاضطرابات الجذبية للقمر ميماس الذي يبلغ 400 كيلومتر (250 ميل)، والذي تم اكتشافه على يد ويليام هرشل منذ عام 1789. أي جسيم يتحرك في ذلك القسم سيمتلك فترة دوران تبلغ نصف فترة ميماس بالضبط، وستتسبب الطفرات المتراكمة في دفعه بعيدًا عن ’المنطقة المحرمة‘. يوجد هناك بلا شك شيء من الصحة في ذلك، لكن اكتشافات فويجير أظهرت أنه لا بد من وجود تأثيرات أخرى ذات صلة أيضًا. واتضح أن الحلقات تختلف كليًا عن أي شيء كان متوقعًا قبل تلك البعثات الفضائية.

[KSAGRelatedArticles] [ASPDRelatedArticles]