حلقات زحل

📅 آخر تحديث: ٢٧ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٧ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 28 صور
الموسوعة الحرة

مجموعة الحلقات الكاملة، التي التُقطت في 19 يوليو 2013 ، أثناء كسوف زحل للشمس من موقع المركبة الفضائية كاسيني ، التي تبعد 1.2 مليون كيلومتر (0.75 مليون ميل) عن زحل. تظهر الأرض كنقطة عند الساعة السابعة، بين الحلقتين G و E ، مع تضخيم سطوعها بشكل مصطنع في هذه الصورة.   

يمتلك زحل أكثر أنظمة الحلقات اتساعًا وتعقيدًا بين جميع كواكب المجموعة الشمسية . تتكون الحلقات من جسيمات تدور حول الكوكب، ويتراوح حجمها من الميكرومترات إلى الأمتار، [ 1 ] وهي مصنوعة بالكامل تقريبًا من جليد الماء، مع وجود كمية ضئيلة من المواد الصخرية .

على الرغم من أن الضوء المنعكس من حلقات زحل يزيد من سطوعه الظاهري ، إلا أنها غير مرئية بالعين المجردة من الأرض . في عام ١٦١٠، أي بعد عام من أولى ملاحظاته باستخدام التلسكوب ، أصبح غاليليو غاليلي أول من رصد حلقات زحل، مع أنه لم يتمكن من رؤيتها بوضوح كافٍ لتمييز طبيعتها الحقيقية. وفي عام ١٦٥٥، كان كريستيان هويغنز أول من وصفها بأنها قرص يحيط بزحل. [ ٢ ] ويمكن تتبع فكرة أن حلقات زحل تتكون من سلسلة من الحلقات الصغيرة إلى بيير سيمون لابلاس . [ ٢ ]

تحتوي الحلقات على فجوات عديدة تنخفض فيها كثافة الجسيمات بشكل حاد. اثنتان من هذه الفجوات تم مسحهما بواسطة أقمار مضمنة داخلها، والعديد منها يقع في مواقع رنين مداري غير مستقر معروف مع أقمار زحل . ولا تزال فجوات أخرى غير مفسرة. من ناحية أخرى، فإن الرنين المستقر مسؤول عن طول عمر العديد من الحلقات، مثل حلقة تيتان الصغيرة وحلقة G. تقع حلقة فويب، التي يُعتقد أنها نشأت من فويب، وبالتالي تشاركها حركتها المدارية التراجعية ، خارج الحلقات الرئيسية . وهي محاذية لمستوى مدار زحل. يبلغ ميل محور زحل 27 درجة، لذا تميل هذه الحلقة بزاوية 27 درجة بالنسبة للحلقات الأكثر وضوحًا التي تدور فوق خط استواء زحل.

لا يوجد إجماع حول وقت تشكل الحلقات: فبينما أشارت الدراسات التي استخدمت نماذج نظرية إلى أنها تشكلت في وقت مبكر من وجود النظام الشمسي، [ 3 ] تشير بيانات أحدث من كاسيني إلى تاريخ تشكل أحدث. [ 4 ]

تاريخ

الملاحظات المبكرة

تفاصيل من رسم غاليليو لكوكب زحل في رسالة إلى بيليساريو فينتا (1610)

كان غاليليو غاليلي أول من رصد حلقات زحل عام 1610 باستخدام تلسكوبه، لكنه لم يتمكن من تحديدها على حقيقتها. كتب إلى دوق توسكانا قائلاً: "كوكب زحل ليس وحيدًا، بل يتكون من ثلاث حلقات تكاد تتلامس، ولا تتحرك أو تتغير بالنسبة لبعضها البعض. وهي مرتبة في خط موازٍ لدائرة البروج ، والحلقة الوسطى (زحل نفسه) أكبر بثلاث مرات تقريبًا من الحلقتين الجانبيتين." [ 5 ] ووصف الحلقات أيضًا بأنها "آذان" زحل. في عام 1612، مرت الأرض عبر مستوى الحلقات، فاختفت عن الأنظار. وفي حيرة من أمره، قال غاليليو: "لا أدري ما أقول في مثل هذه الحالة المدهشة وغير المتوقعة والجديدة." [ 2 ] وتساءل: "هل ابتلع زحل أبناءه؟" - في إشارة إلى أسطورة التيتان زحل الذي التهم ذريته ليمنع نبوءة إطاحتهم به. [ 5 ] [ 6 ] ازداد ارتباكه عندما أصبحت الحلقات مرئية مرة أخرى في عام 1613. [ 2 ]

استخدم علماء الفلك الأوائل الجناس التصحيفي كشكل من أشكال الالتزام لإثبات اكتشافاتهم الجديدة قبل أن تصبح نتائجهم جاهزة للنشر. استخدم غاليليو الجناس التصحيفي " smaismrmil mepoetaleumibunenugt tauiras" (أي Altissimum planetam tergeminum observavi) ( أي Altissimum planetam tergeminum observavi) لاكتشاف حلقات زحل. [7] [ 8 ] [ 9 ]

في عام 1657، أصبح كريستوفر رين أستاذًا لعلم الفلك في كلية جريشام بلندن. وكان قد بدأ برصد كوكب زحل منذ حوالي عام 1652 بهدف تفسير مظهره. وقد دوّن فرضيته في كتابه " De corpore saturni"، حيث اقترب من اقتراح وجود حلقة للكوكب. ومع ذلك، لم يكن رين متأكدًا مما إذا كانت الحلقة مستقلة عن الكوكب أم متصلة به ماديًا. قبل نشر فرضية رين، قدّم كريستيان هويغنز فرضيته الخاصة بحلقات زحل. وعلى الفور، أدرك رين أن هذه الفرضية أفضل من فرضيته، ولم يُنشر كتاب " De corpore saturni" . وكان روبرت هوك من أوائل من رصدوا حلقات زحل، ولاحظ إلقاء الظلال عليها. [ 10 ]

فرضية حلقات هيغنز والتطورات اللاحقة

فرضية حلقات هيغنز في كتاب "نظام زحل " (1659)

بدأ كريستيان هويغنز بصقل العدسات مع والده قسطنطين هويغنز عام 1655، وتمكن من رصد زحل بتفاصيل أدق باستخدام تلسكوب انكساري بقوة تكبير 43 ضعفًا صممه بنفسه. كان أول من اقترح أن زحل محاط بحلقة منفصلة عنه، ونشر نتائجه بشكل مبهم على هيئة سلسلة الأحرف " aaaaaaa cccccdeeeeeghiiiiiii llllmm nnnnnnnnnoooopp qrrs tttttuuuuu " . [ 11] بعد ثلاث سنوات، كشف أن الأحرف هي حروف الجملة Annulo cingitur , tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato ("[زحل] محاط بحلقة رقيقة مسطحة، لا تلامس [جسم الكوكب] في أي مكان، مائلة إلى مسار الشمس"). [ 12 ] [ 2 ] [ 13 ] نشر فرضيته عن الحلقات في كتابه "نظام زحل " (1659)، والذي تضمن أيضًا اكتشافه لقمر زحل، تيتان ، بالإضافة إلى أول مخطط واضح لأبعاد النظام الشمسي . [ 14 ]

في عام 1675، اكتشف جيوفاني دومينيكو كاسيني أن حلقة زحل تتكون من حلقات أصغر متعددة تفصل بينها فجوات؛ [ 15 ] وقد سُميت أكبر هذه الفجوات لاحقًا بفجوة كاسيني . تمتد هذه الفجوة على مسافة 4800 كيلومتر (3000 ميل) بين الحلقة A والحلقة B. [ 16 ] 

في عام 1787، أثبت بيير سيمون لابلاس أن الحلقة الصلبة المنتظمة ستكون غير مستقرة، واقترح أن الحلقات تتكون من عدد كبير من الحلقات الصغيرة الصلبة. [ 17 ] [ 2 ] [ 18 ]

في عام 1859، أثبت جيمس كلارك ماكسويل أن الحلقة الصلبة غير المنتظمة، أو الحلقات الصلبة الصغيرة، أو الحلقة السائلة المتصلة، لن تكون مستقرة، مما يشير إلى أن الحلقة يجب أن تتكون من جزيئات صغيرة عديدة، تدور جميعها بشكل مستقل حول زحل. [ 19 ] [ 18 ] وفي وقت لاحق، وجدت صوفيا كوفاليفسكايا أيضًا أن حلقات زحل لا يمكن أن تكون أجسامًا سائلة حلقية الشكل. [ 20 ] [ 21 ] وأظهرت الدراسات الطيفية للحلقات، التي أجراها بشكل مستقل في عام 1895 كل من جيمس كيلر من مرصد أليغيني وأريستارخ بيلوبولسكي من مرصد بولكوفو، أن تحليل ماكسويل كان صحيحًا. [ 22 ] [ 23 ]

رصدت أربع مركبات فضائية آلية حلقات زحل من جوار الكوكب. اقتربت المركبة بايونير 11 من زحل لأقرب مسافة في سبتمبر 1979، على بُعد 20,900 كيلومتر ( 13,000 ميل) . [ 24 ] وكانت بايونير 11 مسؤولة عن اكتشاف الحلقة F. [ 24 ] واقتربت المركبة فوياجر 1 لأقرب مسافة في نوفمبر 1980، على بُعد 64,200 كيلومتر (39,900 ميل) . [ 25 ] حال عطل في جهاز قياس الاستقطاب الضوئي دون تمكّن فوياجر 1 من رصد حلقات زحل بالدقة المخطط لها؛ ومع ذلك، قدّمت الصور الملتقطة تفاصيل غير مسبوقة لنظام الحلقات، وكشفت عن وجود الحلقة G. [ 26 ] واقتربت المركبة فوياجر 2 لأقرب مسافة في أغسطس 1981، على بُعد 41,000 كيلومتر (25,000 ميل) . [ 25 ] سمح مقياس الاستقطاب الضوئي العامل في المركبة الفضائية فوياجر 2 برصد نظام الحلقات بدقة أعلى من فوياجر 1 ، وبالتالي اكتشاف العديد من الحلقات الصغيرة التي لم يسبق رؤيتها. [ 27 ] دخلت المركبة الفضائية كاسيني مدار زحل في يوليو 2004. [ 28 ] تُعد صور كاسيني للحلقات الأكثر تفصيلاً حتى الآن، وهي المسؤولة عن اكتشاف المزيد من الحلقات الصغيرة . [ 29 ]      

تُسمى الحلقات أبجديًا حسب ترتيب اكتشافها: [ 30 ] A وB عام 1675 بواسطة جيوفاني دومينيكو كاسيني ، وC عام 1850 بواسطة ويليام كرانش بوند وابنه جورج فيليبس بوند ، وD عام 1933 بواسطة نيكولاي باراباشوف وبوريس سيميكين ، وE عام 1967 بواسطة والتر أ. فيبلمان ، وF عام 1979 بواسطة بايونير 11 ، وG عام 1980 بواسطة فوياجر 1. الحلقات الرئيسية، بدءًا من الخارج من الكوكب، هي C وB وA، مع وجود فجوة كاسيني، وهي أكبر فجوة، تفصل بين الحلقتين B وA. وقد اكتُشفت عدة حلقات خافتة في الآونة الأخيرة. الحلقة D خافتة للغاية وهي الأقرب إلى الكوكب. تقع الحلقة F الضيقة خارج الحلقة A مباشرةً. وخلف ذلك توجد حلقتان باهتتان للغاية تُسميان G و E. تُظهر الحلقات قدراً هائلاً من البنية على جميع المقاييس، بعضها مرتبط باضطرابات أقمار زحل، ولكن الكثير منها لا يزال غير مُفسر. [ 30 ]

ملاحظة

يبلغ ميل محور زحل 26.7 درجة، مما يعني أن الأرض تحصل على مناظر متباينة لحلقاته، التي تقع الحلقات المرئية منها في مستوى خط استوائه، وذلك في أوقات مختلفة. [ 31 ] تعبر الأرض مستوى الحلقات كل 13 إلى 15 عامًا، أي كل نصف عام زحل تقريبًا، وتكون احتمالات حدوث عبور واحد أو ثلاثة عبورات متساوية تقريبًا في كل مرة. وقد حدثت آخر عبورات مستوى الحلقات في 22 مايو 1995، و10 أغسطس 1995، و11 فبراير 1996، و4 سبتمبر 2009، و23 مارس 2025؛ أما الأحداث القادمة فستحدث في 15 أكتوبر 2038، و1 أبريل 2039، و9 يوليو 2039. ولا تتوفر فرص مشاهدة مثالية لعبور مستوى الحلقات (مع عدم اقتراب زحل من الشمس) إلا خلال العبور الثلاثي. [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]

لا تتوزع اعتدالات زحل ، عندما تمر الشمس عبر مستوى حلقاته، بانتظام. تمر الشمس من الجنوب إلى الشمال عبر مستوى الحلقات عندما يكون خط طول زحل المركزي الشمسي 173.6 درجة (مثلاً في 11 أغسطس 2009)، وهو الوقت الذي يعبر فيه زحل من برج الأسد إلى برج العذراء تقريبًا. بعد 15.7 سنة، يصل خط طول زحل إلى 353.6 درجة، وتمر الشمس إلى الجانب الجنوبي من مستوى الحلقات. في كل دورة، تكون الشمس شمال مستوى الحلقات لمدة 15.7 سنة أرضية، ثم جنوب المستوى لمدة 13.7 سنة أرضية. [ أ ] تشمل تواريخ العبور من الشمال إلى الجنوب 19 نوفمبر 1995 و6 مايو 2025، بينما تشمل تواريخ العبور من الجنوب إلى الشمال 11 أغسطس 2009 و23 يناير 2039. [ 36 ] خلال الفترة المحيطة بالاعتدال، ينخفض ​​سطوع معظم الحلقات بشكل كبير، مما يتيح إجراء ملاحظات فريدة تُبرز السمات التي تنحرف عن مستوى الحلقة. [ 37 ]

يُظهر زحل أنماطًا معقدة في سطوعه. [ 38 ] ويعود معظم هذا التغير إلى تغير زاوية حلقاته، [ 39 ] [ 40 ] ويتكرر هذا التغير مرتين في كل دورة مدارية. ومع ذلك، يُضاف إلى ذلك تغير آخر ناتج عن انحراف مدار الكوكب، مما يجعله يُظهر تقابلات أكثر سطوعًا في نصف الكرة الشمالي مقارنةً بنصف الكرة الجنوبي. [ 41 ]

الخصائص العامة

صورة محاكاة تستخدم الألوان لعرض بيانات حجم الجسيمات المستمدة من تقنية الاحتجاب الراديوي . يُظهر توهين الإشارات ذات الأطوال الموجية 0.94 و3.6 و13 سم، التي أرسلتها مركبة كاسيني عبر الحلقات إلى الأرض، وفرة الجسيمات ذات الأحجام المماثلة أو الأكبر من تلك الأطوال الموجية. يشير اللون البنفسجي (الحلقة B، الحلقة A الداخلية) إلى قلة الجسيمات التي يقل حجمها عن  5 سم (جميع الإشارات تتوهّن بشكل مماثل). أما اللونان الأخضر والأزرق (الحلقة C، الحلقة A الخارجية) فيشيران إلى شيوع الجسيمات التي يقل حجمها عن  5 سم وأقل من  1 سم على التوالي. المناطق البيضاء (الحلقة B) كثيفة للغاية بحيث لا تسمح بإرسال إشارة كافية. وتشير أدلة أخرى إلى أن الحلقات من A إلى C تحتوي على نطاق واسع من أحجام الجسيمات، يصل قطرها إلى عدة أمتار.

تمتد الحلقات الرئيسية الكثيفة من 7000 كيلومتر (4300 ميل) إلى 80000 كيلومتر (50000 ميل) من خط استواء زحل، الذي يبلغ نصف قطره 60300 كيلومتر (37500 ميل) ( انظر أدناه ). ويُقدّر سمكها المحلي بما يتراوح بين 10 أمتار (32 قدمًا و10 بوصات) [ 42 ] و1 كيلومتر (1093 ياردة) [ 43 ] ، وهي تتكون من 99.9% من جليد الماء النقي مع بعض الشوائب التي قد تشمل الثولينات أو السيليكات . [ 44 ] وتتكون الحلقات الرئيسية بشكل أساسي من جزيئات أصغر من 10 أمتار. [ 45 ]       

قاس مسبار كاسيني كتلة نظام الحلقات مباشرةً عبر تأثير جاذبيتها خلال مداراته الأخيرة التي مرت بين الحلقات وقمم السحب، ما أسفر عن قيمة 1.54 (± 0.49) × 10¹⁹ كجم ، أو 0.41 ± 0.13 وحدة كتلة ميماس . [ 4 ] وهذا يعادل حوالي ثلثي كتلة الغطاء الجليدي القطبي الجنوبي للأرض ، الممتد على مساحة سطحية أكبر بـ 80 مرة من مساحة الأرض. [ 46 ] [ 47 ] ويقترب هذا التقدير من قيمة 0.40 وحدة كتلة ميماس المستمدة من رصد كاسيني لموجات الكثافة في الحلقات A وB وC. [ 4 ] وهي نسبة ضئيلة من إجمالي كتلة زحل (حوالي 0.25 جزء في المليار ). أظهرت عمليات الرصد السابقة التي أجرتها مركبة فوياجر لموجات الكثافة في الحلقتين A وB، بالإضافة إلى مخطط العمق البصري، كتلة تبلغ حوالي 0.75 كتلة ميماس، [ 48 ] بينما أشارت عمليات الرصد اللاحقة والنمذجة الحاسوبية إلى أن هذا التقدير كان أقل من القيمة الحقيقية. [ 49 ] 

زحل وحلقاته A وB وC في الضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء (في الصورة المصغرة). في صورة الأشعة تحت الحمراء ذات الألوان الزائفة، يؤدي ارتفاع نسبة جليد الماء وكبر حجم الحبيبات إلى اللون الأزرق المخضر، بينما يؤدي ارتفاع نسبة المواد غير الجليدية وصغر حجم الحبيبات إلى اللون الأحمر.

على الرغم من إمكانية رؤية أكبر الفجوات في حلقات زحل، مثل فجوة كاسيني وفجوة إنكي ، من الأرض، فقد اكتشفت مركبة فوياجر الفضائية أن الحلقات تتميز ببنية معقدة تتألف من آلاف الفجوات والحلقات الدقيقة. يُعتقد أن هذه البنية تنشأ، بعدة طرق مختلفة، بفعل جاذبية أقمار زحل العديدة. بعض الفجوات تُزال بمرور أقمار صغيرة مثل بان ، [ 50 ] والتي قد يُكتشف المزيد منها لاحقًا، ويبدو أن بعض الحلقات تُحافظ عليها تأثيرات جاذبية الأقمار الصغيرة الراعية (على غرار ما يفعله بروميثيوس وباندورا في الحفاظ على الحلقة F). تنشأ فجوات أخرى من رنين بين الفترة المدارية للجسيمات في الفجوة وفترة قمر أكبر كتلة في الخارج؛ يحافظ ميمس على فجوة كاسيني بهذه الطريقة. [ 51 ] تتكون بنية أخرى في الحلقات من موجات حلزونية تنشأ بفعل الاضطرابات الجاذبية الدورية للأقمار الداخلية عند رنين أقل تأثيرًا. [ 52 ]

تشير بيانات مسبار كاسيني الفضائي إلى أن حلقات زحل تمتلك غلافًا جويًا خاصًا بها، منفصلًا عن غلاف الكوكب نفسه. يتكون هذا الغلاف من غاز الأكسجين الجزيئي ( O₂ ) الناتج عن تفاعل الأشعة فوق البنفسجية القادمة من الشمس مع جليد الماء في الحلقات. وتؤدي التفاعلات الكيميائية بين جزيئات الماء المتفتتة، بالإضافة إلى المزيد من التحفيز بالأشعة فوق البنفسجية ، إلى تكوين وانبعاث الأكسجين، من بين مواد أخرى . ووفقًا لنماذج هذا الغلاف الجوي، يوجد الهيدروجين (H₂) أيضًا. يتميز غلافا الأكسجين والهيدروجين بكثافة منخفضة للغاية ، لدرجة أنه لو تم تكثيف الغلاف الجوي بأكمله على الحلقات، لكان سمكه حوالي ذرة واحدة. [ 53 ] كما تمتلك الحلقات غلافًا جويًا مماثلًا من أيونات الهيدروكسيد (OH) بكثافة منخفضة. ومثل الأكسجين ، ينتج هذا الغلاف الجوي عن تفكك جزيئات الماء، ولكن في هذه الحالة يتم التفكك بواسطة أيونات عالية الطاقة تقصف جزيئات الماء المنبعثة من قمر زحل إنسيلادوس . وعلى الرغم من كثافته المنخفضة للغاية، فقد تم رصد هذا الغلاف الجوي من الأرض بواسطة تلسكوب هابل الفضائي. [ 54 ]

في عام 1980، حلقت المركبة الفضائية فوياجر 1 بالقرب من زحل، وأظهرت أن الحلقة F تتكون من ثلاث حلقات ضيقة بدت وكأنها مضفرة في بنية معقدة؛ ومن المعروف الآن أن الحلقتين الخارجيتين تتكونان من نتوءات وانحناءات وعقد تعطي وهم التضفير، مع وجود الحلقة الثالثة الأقل سطوعًا داخلهما. [ 55 ]

أظهرت صور جديدة للحلقات التقطتها مركبة كاسيني الفضائية التابعة لناسا حول الاعتدال الربيعي لكوكب زحل في 11 أغسطس/آب 2009، أن الحلقات تمتد بشكل ملحوظ خارج مستوى الحلقة الأصلي في بعض المواقع. ويصل هذا الإزاحة إلى 4 كيلومترات (2.5 ميل) عند حدود فجوة كيلر ، نتيجةً لمدار دافنيس خارج مستوى الحلقة ، وهو القمر الذي يُشكّل هذه الفجوة. [ 56 ]  

استخدم فريق كاسيني UVIS، بقيادة لاري إسبوزيتو، تقنية الاحتجاب النجمي لاكتشاف 13 جسماً ، يتراوح قطرها بين 27 متراً (89 دقيقة قوسية) و10  كيلومترات (6 أميال)، داخل الحلقة F. وهي شفافة، مما يشير إلى أنها تجمعات مؤقتة من صخور جليدية يبلغ قطرها بضعة أمتار. ويعتقد إسبوزيتو أن هذا هو التركيب الأساسي لحلقات زحل، حيث تتكتل الجسيمات معاً ثم تتناثر. [ 57 ]

صورة التقطها مسبار كاسيني الفضائي للجانب غير المضاء من حلقات زحل (10 أكتوبر 2013).

تكوين وتطور الحلقات الرئيسية

تتباين تقديرات عمر حلقات زحل تبايناً واسعاً، تبعاً للمنهجية المُستخدمة. فقد اعتُبرت قديمة جداً، تعود إلى فترة تكوّن زحل نفسه. إلا أن بيانات مركبة كاسيني الفضائية تُشير إلى أنها أحدث عمراً بكثير، إذ يُرجّح أنها تشكّلت خلال المئة مليون سنة الماضية، وبالتالي قد يتراوح عمرها بين عشرة ملايين ومئة مليون سنة. [ 4 ] [ 58 ] يستند سيناريو الأصل الحديث هذا إلى نموذج جديد لتقدير الكتلة المنخفضة للتطور الديناميكي للحلقات، وقياسات تدفق الغبار بين الكواكب، والتي تُسهم في تقدير معدل تعتيم الحلقات بمرور الوقت. [ 4 ] وبما أن الحلقات تفقد مادتها باستمرار، فمن المرجح أنها كانت أضخم في الماضي مما هي عليه الآن. [ 4 ] ولا يُعد تقدير الكتلة وحده دليلاً قاطعاً، إذ أن الحلقات ذات الكتلة العالية التي تشكّلت في بدايات تاريخ النظام الشمسي كانت ستتطور الآن إلى كتلة قريبة من تلك المقاسة. [ 4 ] وبناءً على معدلات الاستنزاف الحالية، قد تختفي هذه الحلقات خلال ثلاثمئة مليون سنة. [ 59 ] [ 60 ]

تتمثل الفرضيات الرئيسية المتعلقة بأصل حلقات زحل الداخلية في أنها تشكلت من حطام قمر واحد أو أكثر. إحدى هذه الفرضيات، التي طرحها إدوارد روش في القرن التاسع عشر، هي أن هذه الحلقات كانت في الأصل قمرًا تابعًا لزحل، تدهور مداره حتى اقترب بما يكفي ليتمزق بفعل قوى المد والجزر (انظر حد روش ). [ 61 ] تدعم المحاكاة العددية التي أُجريت عام 2022 هذه الفرضية؛ حيث اقترح مؤلفو تلك الدراسة اسم " الشرنقة " للقمر المدمر. [ 62 ] وثمة تفسير آخر لهذه الفرضية، وهو أن هذا القمر قد تفكك بعد اصطدامه بمذنب أو كويكب كبير . [ 63 ] وفي عام 2023، أظهرت المحاكاة أن اصطدام قمرين جليديين يفسر ندرة الصخور في حلقات زحل. [ 64 ]

رسم تخيلي من عام ٢٠٠٧ لتجمعات الجسيمات الجليدية التي تُشكّل أجزاء حلقات زحل التي تبدو صلبة من بعيد. هذه الكتل المتطاولة تتشكل وتتلاشى باستمرار. يبلغ قطر أكبر الجسيمات بضعة أمتار.
حلقات وأقمار زحل
تيثيس، هايبريون ، وبروميثيوس
تيثيس ويانوس

تتمثل إحدى الصيغ التقليدية لفرضية القمر الممزق في أن الحلقات تتكون من حطام قمر يتراوح  قطره بين 400 و600 كيلومتر (200 إلى 400 ميل)، أي أكبر قليلاً من ميمس . وكان آخر اصطدام كبير بما يكفي لتمزيق قمر بهذا الحجم خلال فترة القصف الشديد المتأخر قبل حوالي أربعة مليارات سنة. [ 65 ]

يُقدّم آر إم كانوب فرضيةً حديثةً تُشير إلى أن الحلقات قد تُمثّل جزءًا من بقايا الغلاف الجليدي لقمرٍ مُتمايزٍ أكبر بكثير، بحجم تيتان، فقد طبقته الخارجية أثناء دورانه الحلزوني حول الكوكب خلال الفترة التكوينية عندما كان زحل لا يزال مُحاطًا بسديم غازي. [ 66 ] [ 67 ] وهذا يُفسّر ندرة المواد الصخرية داخل الحلقات. كانت الحلقات في البداية أضخم بكثير (حوالي 1000 ضعف) وأوسع مما هي عليه الآن؛ وقد تجمّعت المواد في الأجزاء الخارجية من الحلقات لتُشكّل أقمار زحل الداخلية (الأقرب إلى زحل)، وصولًا إلى تيثيس ، مما يُفسّر أيضًا نقص المواد الصخرية في تكوين مُعظم هذه الأقمار. [ 67 ] ربما يكون التطور التصادمي أو البركاني الجليدي اللاحق لقمر إنسيلادوس، وهو قمر آخر من هذه الأقمار، قد تسبب في فقدان انتقائي للجليد من هذا القمر، مما رفع كثافته إلى قيمتها الحالية البالغة 1.61 جم/سم³ ، مقارنة بقيم 1.15 لميماس و0.97 لتيثيس. [ 67 ]

تم توسيع فكرة الحلقات الضخمة المبكرة لاحقًا لتفسير تكوين أقمار زحل حتى ريا. [ 68 ] إذا احتوت الحلقات الضخمة الأولية على كتل من المواد الصخرية (أكبر من 100  كيلومتر؛ 60 ميلًا في القطر) بالإضافة إلى الجليد، فإن هذه الأجسام السيليكاتية كانت ستتراكم عليها كميات أكبر من الجليد وتُقذف من الحلقات، نتيجةً للتفاعلات الجاذبية مع الحلقات والتفاعل المدّي مع زحل، إلى مدارات أوسع تدريجيًا. ضمن حد روش ، تكون كتل المواد الصخرية كثيفة بما يكفي لتراكم مواد إضافية، بينما لا تكون كتل الجليد الأقل كثافة كذلك. بمجرد خروجها من الحلقات، كان من الممكن أن تستمر الأقمار المتكونة حديثًا في التطور من خلال عمليات اندماج عشوائية. قد تفسر هذه العملية التباين في محتوى السيليكات في أقمار زحل حتى ريا، بالإضافة إلى الاتجاه نحو محتوى سيليكات أقل كلما اقتربنا من زحل. ستكون ريا حينها أقدم الأقمار المتكونة من الحلقات البدائية، بينما تكون الأقمار الأقرب إلى زحل أصغر سنًا تدريجيًا. [ 68 ]

استُشهد بسطوع ونقاء جليد الماء في حلقات زحل كدليل على أن هذه الحلقات أحدث بكثير من زحل نفسه، [ 58 ] إذ كان من شأن تساقط الغبار النيزكي أن يؤدي إلى تعتيم الحلقات. مع ذلك، تشير أبحاث جديدة إلى أن الحلقة B قد تكون ضخمة بما يكفي لتخفيف المواد المتساقطة، وبالتالي تجنب التعتيم الكبير على مدار عمر النظام الشمسي. قد تُعاد تدوير مواد الحلقات على شكل كتل من داخلها، ثم تتفكك بفعل الاصطدامات. وهذا من شأنه أن يفسر حداثة بعض المواد داخل الحلقات. [ 69 ] وقد جمع باحثون أدلة تشير إلى نشأة حديثة للحلقة C من خلال تحليل بيانات رادار كاسيني تيتان ، الذي ركز على تحليل نسبة السيليكات الصخرية داخل هذه الحلقة. إذا كان جزء كبير من هذه المواد ناتجًا عن جرم سماوي أو قمر تفكك حديثًا، فقد يكون عمر هذه الحلقة في حدود 100 مليون سنة أو أقل. من ناحية أخرى، إذا كانت المادة قد أتت في المقام الأول من تدفق النيازك الدقيقة، فسيكون عمرها أقرب إلى مليار سنة. [ 70 ]

تشير الأبحاث القائمة على معدلات تساقط المواد على زحل إلى أن عمر نظام الحلقات أصغر بكثير، إذ يبلغ مئات الملايين من السنين. تتساقط مواد الحلقات باستمرار بشكل حلزوني نحو زحل؛ وكلما زادت سرعة هذا التساقط، قصر عمر نظام الحلقات. إحدى الآليات تتضمن سحب الجاذبية لحبيبات جليد الماء المشحونة كهربائيًا من الحلقات على طول خطوط المجال المغناطيسي للكوكب، وهي عملية تُعرف باسم "مطر الحلقات". وقد استُنتج أن معدل هذا التدفق يتراوح بين 432 و2870 كيلوغرامًا في الثانية باستخدام رصد تلسكوب كيك  الأرضي ؛ ونتيجةً لهذه العملية وحدها، ستختفي الحلقات في غضون...292 +818 −124 مليون سنة. [ 71 ] أثناء عبورها الفجوة بين الحلقات والكوكب في سبتمبر 2017، رصدت مركبة كاسيني الفضائية تدفقًا استوائيًا لمواد متعادلة الشحنة من الحلقات إلى الكوكب بمعدل 4800-44000  كجم/ثانية. [ 72 ] بافتراض ثبات معدل هذا التدفق، فإن إضافته إلى عملية "مطر الحلقات" المستمرة يشير إلى أن الحلقات قد تختفي في أقل من 100 مليون سنة. [ 71 ] [ 73 ]

البنية الفيزيائية للحلقات

تُعدّ الحلقتان A وB أكثر أجزاء نظام حلقات زحل كثافةً، ويفصل بينهما قسم كاسيني (الذي اكتشفه جيوفاني دومينيكو كاسيني عام 1675 ). إلى جانب الحلقة C، التي اكتُشفت عام 1850 وتُشبه قسم كاسيني في خصائصها، تُشكّل هذه المناطق الحلقات الرئيسية . تتميز الحلقات الرئيسية بكثافتها العالية واحتوائها على جزيئات أكبر حجمًا من الحلقات الغبارية الرقيقة . تشمل هذه الأخيرة الحلقة D، التي تمتدّ نحو الداخل حتى قمم سحب زحل، والحلقتين G وE، وحلقات أخرى خارج نظام الحلقات الرئيسية. تُوصف هذه الحلقات المنتشرة بأنها "غبارية" نظرًا لصغر حجم جزيئاتها (غالبًا حوالي ميكرومتر واحد )؛ ويتكون تركيبها الكيميائي، مثل الحلقات الرئيسية، من جليد الماء بشكل شبه كامل. أما الحلقة F الضيقة، الواقعة قبالة الحافة الخارجية للحلقة A، فيصعب تصنيفها؛ فبعض أجزائها كثيفة للغاية، ولكنها تحتوي أيضًا على كمية كبيرة من الجزيئات بحجم الغبار.

فسيفساء بالألوان الطبيعية لصور كاميرا كاسيني ذات الزاوية الضيقة للجانب غير المضاء من حلقات زحل D و C و B و A و F (من اليسار إلى اليمين) التي التقطت في 9 مايو 2007 (المسافات إلى مركز الكوكب).
صور مائلة (بزاوية 4 درجات) التقطتها مركبة كاسيني لحلقات زحل C وB وA (من اليسار إلى اليمين؛ تظهر الحلقة F بشكل خافت في الصورة العلوية بالحجم الكامل عند عرضها بسطوع كافٍ). الصورة العلوية: فسيفساء ألوان طبيعية لصور التقطتها كاميرا كاسيني بزاوية ضيقة للجانب المضاء من الحلقات في 12 ديسمبر 2004. الصورة السفلية: عرض مُحاكى تم إنشاؤه من رصد احتجاب راديوي أُجري في 3 مايو 2005. يُستخدم اللون في الصورة السفلية لتمثيل معلومات حول أحجام جزيئات الحلقات (انظر شرح الصورة الثانية في المقال لمزيد من التوضيح).

الهيكل العام

الاسم [ ب ]المسافة من مركز زحل (كم) [ ج ]العرض (كم) [ ج ]السُمك (م)ملحوظات
حلقة D66,900 –76,5177500أقل من 30اشتبه به بيير جورين (1967)، وأكده بايونير 11 (1979) [ 77 ]
الحلقة ج74,658 – 92,000175005اكتشفها ويليام وجورج بوند في عام 1850 [ 78 ]
يحضر92,000 –117,580255005-15تم اكتشافها، إلى جانب الحلقة A، بواسطة جاليليو جاليلي في عام 1610. تم الكشف عن بنية الحلقة بواسطة هويغنز في عام 1655 [ 2 ]
قسم كاسيني117,580 –122,1704700 اكتشفها جيوفاني كاسيني عام 1676 [ 79 ]
خاتم122,170 –136,7751460010-30تم اكتشافها، إلى جانب الحلقة B، بواسطة جاليليو جاليلي في عام 1610. تم الكشف عن بنية الحلقة بواسطة هويغنز في عام 1655 [ 2 ]
قسم روش136,775 – 139,3802600 يحدها الحلقة F (اكتشاف بايونير 11 - 1979)، سميت على اسم المركبة الفضائية ثم على اسم إدوارد روش (2007) [ 80 ]
حلقة F140,180 [ د ]30 – 500 تم اكتشافه بواسطة بايونير 11 (1979) [ 81 ] [ 82 ]
خاتم يانوس/إبيميثيوس [ هـ ]149,000 – 154,0005000 يانوس وإبيميثيوس​
حلقة G166,000 – 175,0009000 تم تصويرها لأول مرة بواسطة فوياجر 1 (1980) [ 26 ]
قوس حلقة الميثون [ هـ ]194,230؟ الميثون
قوس حلقة أنثي [ هـ ]197,665؟ أنثي
حلقة بالين [ هـ ]211,000 – 213,5002500 بالين
خاتم الخطوبة180,000 – 480,000300,000أكثر من 2000  كمتمت ملاحظته في عام 1907 من قبل جورج فورنييه ؛ تم تأكيده من قبل والتر فيبلمان في عام 1980 [ 2 ] [ 83 ]
فيبي رينغ~4,000,000 – >13,000,0009,900,000 –12,800,000 [ 84 ]2,330,000  كميتكون من مواد قذفت بفعل اصطدامات على القمر فويب ؛ تم اكتشافه في عام 2009 بواسطة آن فيربيسر ومايكل سكروتسكي ودوغلاس هاميلتون [ 84 ] [ 85 ] [ 86 ]

بنية الحلقة C

الاسم [ ب ]المسافة من مركز زحل (كم) [ ج ] [ د ]العرض (كم) [ ج ]تمت تسميته بعد
كولومبو غاب77,870150جوزيبي "بيبي" كولومبو
تيتان رينغليت77,87025تيتان ، قمر زحل
ماكسويل غاب87,491270جيمس كليرك ماكسويل
ماكسويل رينغليت87,49164جيمس كليرك ماكسويل
فجوة بوند88,70030ويليام كرانش بوند وجورج فيليبس بوند
1.470R S Ringlet88,71616نصف قطره
1.495R S Ringlet90,17162نصف قطره
داوز غاب90,21020ويليام روتر داوز

هياكل قسم كاسيني

الاسم [ ب ]المسافة من مركز زحل (كم) [ ج ] [ د ]العرض (كم) [ ج ]تمت تسميته بعد
فجوة هيغنز117,680285–400كريستيان هيغنز
خصلة شعر هيغنز117,848حوالي 17كريستيان هيغنز
هيرشل غاب118,234102ويليام هيرشل
راسل غاب118,61433هنري نوريس راسل
جيفريز غاب118,95038هارولد جيفريز
كويبر غاب119,4053جيرارد كويبر
فجوة لابلاس119,967238بيير سيمون لابلاس
فجوة بيسل120,24110فريدريش بيسل
بارنارد غاب120,31213إدوارد إيمرسون بارنارد

هياكل الحلقة أ

الاسم [ ب ]المسافة من مركز زحل (كم) [ ج ] [ د ]العرض (كم) [ ج ]تمت تسميته بعد
فجوة إنكي133,589325يوهان إنكه
كيلر غاب136,50535جيمس كيلر

حلقة D

صورة التقطتها مركبة كاسيني لحلقة D الخافتة، مع حلقة C الداخلية أسفلها.

الحلقة D هي الحلقة الداخلية، وهي خافتة للغاية. في عام 1980، رصدت المركبة الفضائية فوياجر 1 داخل هذه الحلقة ثلاث حلقات صغيرة سُميت D73 وD72 وD68، وكانت D68 هي الحلقة الصغيرة الأقرب إلى زحل. بعد حوالي 25 عامًا، أظهرت صور كاسيني أن الحلقة D72 أصبحت أوسع وأكثر انتشارًا بشكل ملحوظ، وتحركت باتجاه الكوكب مسافة 200  كيلومتر (100 ميل). [ 88 ]

يوجد في الحلقة D بنية دقيقة ذات أمواج تفصل بينها مسافة 30 كم (20 ميلاً). وقد رُصدت هذه البنية  لأول مرة في الفجوة بين الحلقة C والحلقة D73، [ 88 ]  وتم اكتشافها خلال اعتدال زحل عام 2009، حيث امتدت لمسافة شعاعية قدرها 19000 كم (12000 ميل) من الحلقة D إلى الحافة الداخلية للحلقة B. [ 89 ] [ 90 ] وتُفسر هذه الأمواج على أنها نمط حلزوني من تموجات رأسية يتراوح اتساعها بين 2 و20 متراً. [ 91 ] إن حقيقة تناقص دورة الموجات بمرور الوقت (من 60  كم؛ 40 ميلاً في عام 1995 إلى 30  كم؛ 20 ميلاً بحلول عام 2006) تسمح باستنتاج أن هذا النمط ربما يكون قد نشأ في أواخر عام 1983 نتيجة اصطدام سحابة من الحطام (بكتلة ≈10^ 12 كجم) من مذنب متفكك، مما أدى إلى إمالة الحلقات خارج المستوى الاستوائي. [ 88 ] [ 89 ] [ 92 ] وقد نُسب نمط حلزوني مماثل في الحلقة الرئيسية لكوكب المشتري إلى اضطراب ناتج عن اصطدام مواد من المذنب شوميكر-ليفي 9 في عام 1994. [ 89 ] [ 93 ] [ 94 ]

الحلقة ج

منظر للحلقة الخارجية C؛ تقع فجوة ماكسويل مع حلقة ماكسويل الصغيرة على جانبها الأيمن أعلى ويمين المركز. تقع فجوة بوند فوق شريط فاتح عريض باتجاه أعلى اليمين؛ وتقع فجوة داوز داخل شريط داكن أسفل الزاوية العلوية اليمنى مباشرةً.

الحلقة C هي حلقة واسعة ولكنها خافتة تقع داخل الحلقة B. اكتشفها ويليام وجورج بوند عام 1850 ، على الرغم من أن ويليام ر. داوز ويوهان غال رصداها بشكل مستقل أيضًا. أطلق عليها ويليام لاسيل اسم "حلقة الكريب" لأنها بدت مكونة من مادة أغمق من الحلقتين A وB الأكثر سطوعًا. [ 78 ]

يُقدّر سُمكها الرأسي بخمسة أمتار (16 قدمًا)، وكتلتها بحوالي 1.1 × 10^ 18 كيلوغرامًا، ويتراوح عمقها البصري بين 0.05 و0.12. أي أن ما بين 5 و12 بالمئة من الضوء الساقط عموديًا عبر الحلقة محجوب، ما يجعلها شبه شفافة عند النظر إليها من الأعلى. وقد رُصدت التموجات الحلزونية ذات الطول الموجي 30 كيلومترًا، والتي ظهرت لأول مرة في الحلقة D، خلال اعتدال زحل عام 2009، وامتدت عبر الحلقة C (انظر أعلاه).  

فجوة كولومبو وتيتان رينغليت

تقع فجوة كولومبو في الحلقة C الداخلية. وداخل هذه الفجوة تقع حلقة كولومبو الصغيرة الساطعة والضيقة، والتي تتمركز على بُعد 77,883  كيلومترًا (48,394 ميلًا) من مركز زحل، وهي بيضاوية الشكل قليلًا وليست دائرية. تُسمى هذه الحلقة أيضًا حلقة تيتان الصغيرة لأنها تخضع لرنين مداري مع قمر تيتان . [ 95 ] في هذا الموقع داخل الحلقات، يتساوى طول ترنح الأوج لجزيء الحلقة مع طول الحركة المدارية لتيتان، بحيث يشير الطرف الخارجي لهذه الحلقة اللامركزية دائمًا نحو تيتان. [ 95 ]

ماكسويل غاب ورينغليت

تقع فجوة ماكسويل ضمن الجزء الخارجي من الحلقة C. وتحتوي أيضًا على حلقة كثيفة غير دائرية، تُعرف بحلقة ماكسويل. وتتشابه هذه الحلقة في كثير من النواحي مع حلقة إبسيلون لكوكب أورانوس . وتوجد تراكيب موجية في منتصف كلتا الحلقتين. وبينما يُعتقد أن الموجة في حلقة إبسيلون ناتجة عن قمر أورانوس كورديليا ، لم يُكتشف أي قمر في فجوة ماكسويل حتى يوليو 2008. [ 96 ]

يحضر

الحلقة B هي الأكبر والأكثر سطوعًا والأضخم كتلةً بين الحلقات. يُقدّر سمكها بين 5 و15 مترًا، ويتراوح عمقها البصري من 0.4 إلى أكثر من 5، [ 97 ] مما يعني أن أكثر من 99% من الضوء المار عبر بعض أجزاء الحلقة B يُحجب. تحتوي الحلقة B على تباين كبير في كثافتها وسطوعها، يكاد يكون جميعه غير مُفسّر. هذه التباينات متحدة المركز، وتظهر على شكل حلقات صغيرة ضيقة، على الرغم من أن الحلقة B لا تحتوي على أي فجوات. في بعض الأماكن، تحتوي الحافة الخارجية للحلقة B على هياكل رأسية تنحرف حتى 2.5 كيلومتر (1.5 ميل) عن مستوى الحلقة الرئيسية، وهو انحراف كبير عن السمك الرأسي للحلقات الرئيسية A وB وC، والذي يبلغ عمومًا حوالي 10 أمتار (حوالي 30 قدمًا). يمكن أن تتشكل الهياكل الرأسية بفعل أقمار صغيرة غير مرئية مُدمجة. [ 98 ] 

أشارت دراسة أجريت عام 2016 على موجات الكثافة الحلزونية باستخدام الاحتجابات النجمية إلى أن كثافة سطح الحلقة B تتراوح بين 40 و140 غ/سم² ، وهي أقل مما كان يُعتقد سابقًا، وأن العمق البصري للحلقة لا يرتبط ارتباطًا وثيقًا بكثافتها الكتلية (وهي نتيجة سُجلت سابقًا للحلقتين A وC). [ 97 ] [ 99 ] وقُدِّرت الكتلة الإجمالية للحلقة B بحوالي 7 إلى24 × 10^ 18 كجم. وهذا يُقارن بكتلة ميماس البالغة37.5 × 10^ 18 كجم. [ 97 ]

صورة ملونة عالية الدقة (حوالي 3 كيلومترات لكل بكسل) للحلقة B الداخلية المركزية (من 98,600 إلى 105,500 كيلومتر؛ من 61,300 إلى 65,600 ميل من مركز زحل). تظل البنى الظاهرة (من حلقات صغيرة بعرض 40 كيلومترًا؛ 25 ميلًا في المركز إلى نطاقات بعرض 300-500 كيلومتر؛ من 200 إلى 300 ميل على اليمين) واضحة المعالم حتى عند مقاييس أصغر من دقة الصورة.
الحافة الخارجية للحلقة B، كما تُرى قرب الاعتدال، حيث تُلقي هياكل عمودية يصل ارتفاعها إلى 2.5 كيلومتر (1.5 ميل) ظلالًا، يُحتمل أنها ناتجة عن أقمار صغيرة غير مرئية مُدمجة. تقع فجوة كاسيني في الأعلى. [ 98 ] [ f ]

المتحدثون

تظهر خطوط داكنة على الجانب المضاء بنور الشمس من الحلقة B في صور كاسيني ذات زاوية الطور المنخفضة . هذا فيديو ذو معدل بت منخفض. نسخة منخفضة الدقة من هذا الفيديو

حتى عام 1980، كان يُعتقد أن بنية حلقات زحل ناتجة حصراً عن تأثير قوى الجاذبية . ثم أظهرت صورٌ التقطتها مركبة فوياجر الفضائية ملامحَ شعاعية في الحلقة B ، تُعرف باسم "الأشعة" ، [ 100 ] [ 101 ] والتي لم يكن من الممكن تفسيرها بهذه الطريقة، إذ لم يتوافق استمرارها ودورانها حول الحلقات مع ميكانيكا المدارات الجاذبية . [ 102 ] تظهر الأشعة داكنةً في الضوء المتناثر للخلف ، ومضيئةً في الضوء المتناثر للأمام ؛ ويحدث هذا الانتقال عند زاوية طور تقارب 60 درجة . الفرضية السائدة بشأن تكوين الأشعة هي أنها تتكون من جزيئات غبار مجهرية معلقة بعيداً عن الحلقة الرئيسية بفعل التنافر الكهروستاتيكي ، حيث تدور بشكل متزامن تقريباً مع الغلاف المغناطيسي لزحل. لا تزال الآلية الدقيقة لتوليد الأشعة غير معروفة. وقد اقتُرح أن الاضطرابات الكهربائية قد تكون ناجمة إما عن صواعق في غلاف زحل الجوي أو عن اصطدامات نيازك دقيقة بالحلقات. [ 102 ] وبدلاً من ذلك، يُقترح أن تكون هذه الأشعة مشابهة جدًا لظاهرة تُعرف باسم توهج أفق القمر أو تعليق الغبار، وأنها ناتجة عن مجالات كهربائية مكثفة عبر خط الفصل بين ذرات القمر وجزيئات الحلقة، وليس عن اضطرابات كهربائية. [ 103 ]

لم تُشاهد هذه الأذرع مرة أخرى إلا بعد نحو خمسة وعشرين عامًا، وهذه المرة بواسطة مسبار كاسيني الفضائي. لم تكن هذه الأذرع مرئية عندما وصل كاسيني إلى زحل في أوائل عام 2004. وتكهن بعض العلماء بأنها لن تُرى مجددًا حتى عام 2007، استنادًا إلى نماذج حاولت وصف تكوينها. ومع ذلك، واصل فريق التصوير التابع لكاسيني البحث عن هذه الأذرع في صور الحلقات، وظهرت لاحقًا في صور التُقطت في 5 سبتمبر 2005. [ 104 ]

يبدو أن هذه الخطوط ظاهرة موسمية ، إذ تختفي في منتصف شتاء زحل ومنتصف صيفه، ثم تعود للظهور مع اقتراب زحل من الاعتدال . وقد دعمت الفرضيات القائلة بأن هذه الخطوط قد تكون ظاهرة موسمية، تتغير تبعًا لدوران زحل الذي يستغرق 29.7 عامًا، ظهورها التدريجي في السنوات الأخيرة من مهمة كاسيني. [ 105 ]

القمر الصغير

في عام ٢٠٠٩، خلال الاعتدال الربيعي والخريفي، تم اكتشاف قمر صغير مُدمج في الحلقة B من خلال ظله. ويُقدّر قطره بنحو ٤٠٠ متر (١٣٠٠ قدم) . [ ١٠٦ ] وقد أُطلق على هذا القمر الصغير التسمية المؤقتة S/٢٠٠٩ S ١. كما رُصد قمر صغير آخر في الحلقة B في عام ٢٠٠٩، ولكن تم الإبلاغ عنه لاحقًا في يونيو ٢٠٢٦. ويُطلق على هذا القمر الصغير الآن التسمية S/٢٠٠٩ S ٢. [ ١٠٧ ]  

قسم كاسيني

صورة لقسم كاسيني التقطتها مركبة كاسيني الفضائية. تقع فجوة هيغنز على حدوده اليمنى، بينما تقع فجوة لابلاس باتجاه مركزه. كما توجد عدة فجوات أخرى أضيق. القمر الظاهر في الخلفية هو ميمس .

فجوة كاسيني هي منطقة يبلغ عرضها 4800 كيلومتر (3000 ميل) بين حلقتي زحل A و B. اكتُشفت عام 1675 على يد جيوفاني كاسيني في مرصد باريس باستخدام تلسكوب انكساري مزود بعدسة موضوعية قطرها 2.5 بوصة وبُعد بؤري 20 قدمًا وتكبير 90 ضعفًا . [ 108 ] [ 109 ] من الأرض، تظهر الفجوة كفجوة سوداء رفيعة بين الحلقات. مع ذلك، اكتشف مسبار فوياجر أن الفجوة نفسها مليئة بمادة حلقية تُشبه إلى حد كبير الحلقة C. [ 96 ] قد تبدو الفجوة ساطعة عند النظر إلى الجانب غير المضاء من الحلقات ، نظرًا لأن الكثافة المنخفضة نسبيًا للمادة تسمح بمرور المزيد من الضوء عبر سُمك الحلقات.  

تخضع الحافة الداخلية لقسم كاسيني لرنين مداري قوي. تدور جسيمات الحلقة في هذا الموقع مرتين مقابل كل دورة للقمر ميمس . [ 110 ] يتسبب الرنين في تراكم قوى جذب ميمس على هذه الجسيمات الحلقية، مما يُزعزع استقرار مداراتها ويؤدي إلى انقطاع حاد في كثافة الحلقة. مع ذلك، لا تزال العديد من الفجوات الأخرى بين الحلقات الصغيرة داخل قسم كاسيني غير مُفسَّرة. [ 111 ]

فجوة هيغنز

اكتُشفت فجوة هيغنز عام 1981 من خلال صور أرسلتها المركبة الفضائية فوياجر 2، [ 112 ] وتقع على الحافة الداخلية لقسم كاسيني. تحتوي هذه الفجوة على حلقة هيغنز الكثيفة واللامركزية في مركزها. تُظهر هذه الحلقة تغيرات سمتية غير منتظمة في العرض الهندسي والعمق البصري، والتي قد تكون ناجمة عن الرنين القريب بنسبة 2:1 مع نجم ميمس وتأثير الحافة الخارجية اللامركزية للحلقة B. توجد حلقة ضيقة إضافية خارج حلقة هيغنز مباشرةً. [ 96 ]

خاتم

تتطابق الحلقة المركزية لفجوة إنكي في الحلقة A مع مدار بان ، مما يعني أن جسيماتها تتذبذب في مدارات على شكل حدوة حصان .

الحلقة A هي الحلقة الخارجية من بين الحلقات الكبيرة الساطعة. حدها الداخلي هو فجوة كاسيني ، وحدها الخارجي الحاد قريب من مدار القمر الصغير أطلس . تنقطع الحلقة A عند نقطة تبعد 22% من عرضها الخارجي، وتُعرف باسم فجوة إنكي . أما الفجوة الأضيق، التي تبعد 2% من عرض الحلقة عن حافتها الخارجية، فتُسمى فجوة كيلر .

يُقدّر سُمك الحلقة A بما يتراوح بين 10 و30 مترًا، وكثافة سطحها بما يتراوح بين 35 و40 غ/سم² ، وكتلتها الإجمالية بما يتراوح بين 4 و5 × 10^ 18 كجم [ 97 ] (أقل بقليل من كتلة هايبريون ). يتراوح عمقه البصري من 0.4 إلى 0.9. [ 97 ]

على غرار الحلقة B، تُحافظ الرنينات المدارية على الحافة الخارجية للحلقة A، وإن كانت في هذه الحالة مجموعة أكثر تعقيدًا. ويتأثر هذا المحيط بشكل أساسي بالرنين 7:6 مع يانوس وإبيميثيوس، بالإضافة إلى مساهمات أخرى من الرنين 5:3 مع ميماس، ورنينات متنوعة مع بروميثيوس وباندورا . [ 113 ] [ 114 ] كما تُثير رنينات مدارية أخرى العديد من موجات الكثافة الحلزونية في الحلقة A (وإلى حد أقل، في حلقات أخرى أيضًا)، والتي تُفسر معظم بنيتها. وتخضع هذه الموجات لنفس الفيزياء التي تصف الأذرع الحلزونية للمجرات . أما موجات الانحناء الحلزونية، الموجودة أيضًا في الحلقة A والتي تخضع لنفس النظرية، فهي عبارة عن تموجات رأسية في الحلقة وليست موجات ضغط. [ 115 ]

في أبريل 2014، أفاد علماء ناسا برصد المرحلة التكوينية المحتملة لقمر جديد بالقرب من الحافة الخارجية للحلقة A. [ 116 ] [ 117 ]

فجوة إنكي

تُحدث حركة بان عبر فجوة إنكي في الحلقة A موجات حافة وآثار حلزونية (غير ذاتية الانتشار) [ 118 ] أمامها وداخلها. أما الحزم الأخرى الأكثر التفافًا فهي موجات كثافة حلزونية .

فجوة إنكي هي فجوة يبلغ عرضها 325 كيلومترًا (200 ميل) داخل الحلقة A ، وتقع على بُعد 133,590  كيلومترًا (83,000 ميل) من مركز زحل. [ 119 ] وتنتج هذه الفجوة عن وجود القمر الصغير بان ، [ 120 ] الذي يدور داخلها. وقد أظهرت صور مسبار كاسيني وجود ثلاث حلقات رقيقة معقودة على الأقل داخل الفجوة. [ 96 ] وتنتج موجات الكثافة الحلزونية المرئية على جانبيها عن رنين مع أقمار قريبة خارج الحلقات، بينما يُحدث بان مجموعة إضافية من الدوامات الحلزونية. [ 96 ]

لم يرصد يوهان إنكه هذه الفجوة بنفسه، بل سُميت تكريمًا لملاحظاته على الحلقة. وقد اكتشفها جيمس إدوارد كيلر عام ١٨٨٨. [ ٧٨ ] أما الفجوة الرئيسية الثانية في الحلقة A ، التي اكتشفها مسبار فوياجر ، فقد سُميت فجوة كيلر تكريمًا له. [ ١٢١ ]

تُعتبر فجوة إنكي فجوة لأنها تقع بالكامل داخل الحلقة A. كان هناك بعض الغموض بين مصطلحي الفجوة والانقسام حتى أوضح الاتحاد الفلكي الدولي التعريفات في عام 2008؛ قبل ذلك، كان يُطلق على هذا الفصل أحيانًا اسم "انقسام إنكي". [ 122 ]

كيلر غاب

منظر لدافنيس وهو يدور في فجوة كيلر، مُحدثًا أمواجًا تُلقي بظلالها على الحلقات.

فجوة كيلر هي فجوة عرضها 42 كيلومترًا (26 ميلًا) في الحلقة A ، وتقع على بُعد 250  كيلومترًا (150 ميلًا) تقريبًا من حافتها الخارجية. يدور القمر الصغير دافنيس ، الذي اكتُشف في 1 مايو 2005، داخل هذه الفجوة، مما يُبقيها خالية. [ 123 ] يُحدث مرور القمر موجات على حواف الفجوة (يتأثر هذا أيضًا بانحراف مداره الطفيف). [ 96 ] ولأن مدار دافنيس مائل قليلًا عن مستوى الحلقة، فإن للموجات مركبة عمودية على مستوى الحلقة، تصل إلى مسافة 1500  متر "فوق" المستوى. [ 124 ] [ 125 ]

اكتُشفت فجوة كيلر بواسطة المركبة الفضائية فوياجر ، وسُميت تكريماً لعالم الفلك جيمس إدوارد كيلر . وكان كيلر بدوره قد اكتشف فجوة إنكه وأطلق عليها اسم يوهان إنكه . [ 78 ]

أقمار صغيرة مروحية

موقع أول أربعة أقمار صغيرة تم رصدها في الحلقة A.

في عام 2006، رُصدت أربعة أقمار صغيرة جدًا تُعرف باسم " الأقمار الصغيرة" في صور التقطتها مركبة كاسيني لحلقة A. [ 126 ] يبلغ قطر هذه الأقمار حوالي مئة متر فقط، وهو حجم صغير جدًا بحيث لا يمكن رؤيتها مباشرة؛ ما رصدته كاسيني هو الاضطرابات التي تُشبه المروحة والتي تُحدثها هذه الأقمار، والتي يبلغ قطرها عدة كيلومترات. ويُقدّر أن حلقة A تحتوي على آلاف من هذه الأجسام. في عام 2007، كشف اكتشاف ثمانية أقمار صغيرة أخرى أنها محصورة إلى حد كبير في  حزام يبلغ قطره 3000 كيلومتر (2000 ميل)، على بُعد حوالي 130000  كيلومتر (80000 ميل) من مركز زحل، [ 127 ] وبحلول عام 2008، تم رصد أكثر من 150 قمرًا صغيرًا على شكل مروحة. [ 128 ] وقد أُطلق على أحد هذه الأقمار، الذي تم تتبعه لعدة سنوات، اسم "بليريو" . [ 129 ]

قسم روش

يظهر في الصورة قسم روش (الذي يمر عبر مركز الصورة) بين الحلقة A والحلقة F. كما يظهر كل من أطلس ، وفجوة إنكي، وفجوة كيلر.

سُمّيَ الفاصل بين الحلقة A والحلقة F بـ"فاصل روش" تكريمًا للفيزيائي الفرنسي إدوارد روش . [ 130 ] يجب عدم الخلط بين فاصل روش وحد روش ، وهو المسافة التي يكون عندها جسم كبير قريبًا جدًا من كوكب (مثل زحل) بحيث تجذبه قوى المد والجزر للكوكب وتفصله عنه. [ 131 ] يقع فاصل روش على الحافة الخارجية لنظام الحلقات الرئيسي، وهو في الواقع قريب من حد روش لزحل، ولهذا السبب لم تتمكن الحلقات من الالتحام لتكوين قمر. [ 132 ]

على غرار قسم كاسيني ، فإن قسم روش ليس فارغًا، بل يحتوي على طبقة من المادة. [ 133 ] وتتشابه طبيعة هذه المادة مع حلقات D وE وG الرقيقة والمغبرة. [ 134 ] يوجد موقعان في قسم روش يتميزان بتركيز غبار أعلى من بقية المنطقة. وقد اكتشفهما فريق التصوير التابع لمسبار كاسيني ، وأُطلق عليهما تسميات مؤقتة : R/2004 S 1، الذي يقع على طول مدار القمر أطلس ؛ وR/2004 S 2، الذي يقع مركزه على بُعد 138,900  كيلومتر (86,300 ميل) من مركز زحل، داخل مدار بروميثيوس . [ 135 ] [ 136 ]

حلقة F

يدور القمران الصغيران باندورا (يسارًا) وبروميثيوس (يمينًا) على جانبي الحلقة F. يعمل بروميثيوس كحارس للحلقة، وتتبعه قنوات مظلمة حفرها في الخيوط الداخلية للحلقة.

تُعدّ الحلقة F الحلقة الخارجية المنفصلة لكوكب زحل، وربما تكون الحلقة الأكثر نشاطًا في النظام الشمسي، حيث تتغير معالمها على مدار ساعات. [ 137 ] تقع هذه الحلقة على بُعد 3000  كيلومتر (2000 ميل) من الحافة الخارجية للحلقة A. [ 138 ] اكتشف فريق التصوير التابع للمسبار بايونير 11 هذه الحلقة عام 1979. [ 81 ] وهي رقيقة جدًا، إذ لا يتجاوز امتدادها القطري بضع مئات من الكيلومترات. وبينما كان الرأي السائد أنها متماسكة بفضل قمرين راعيين ، هما بروميثيوس وباندورا ، يدوران داخلها وخارجها، [ 120 ] تشير الدراسات الحديثة إلى أن بروميثيوس وحده هو الذي يُساهم في حصرها. [ 139 ] [ 140 ] وتشير المحاكاة العددية إلى أن الحلقة تشكلت عندما اصطدم بروميثيوس وباندورا ببعضهما البعض وتفككا جزئيًا. [ 141 ]

تُظهر صورٌ مقرّبةٌ حديثةٌ التقطتها مركبة كاسيني الفضائية أن الحلقة F تتكون من حلقةٍ مركزيةٍ وخيطٍ حلزونيٍّ يحيط بها. [ 142 ] كما تُظهر هذه الصور أنه عندما يصطدم بروميثيوس بالحلقة عند أوجها ، فإن جاذبيته تُحدث انحناءاتٍ وعُقدًا في الحلقة F، حيث "يستحوذ" القمر على موادّ منها، تاركًا قناةً داكنةً في الجزء الداخليّ من الحلقة. ولأن بروميثيوس يدور حول زحل بسرعةٍ أكبر من سرعة دوران الموادّ في الحلقة F، فإن كل قناةٍ جديدةٍ تُحفر على بُعد 3.2 درجةٍ تقريبًا أمام القناة السابقة. [ 137 ]

في عام 2008، تم رصد المزيد من النشاط، مما يشير إلى أن أقمارًا صغيرة غير مرئية تدور داخل الحلقة F تمر باستمرار عبر مركزها الضيق بسبب اضطرابات من بروميثيوس. تم تحديد أحد هذه الأقمار الصغيرة مبدئيًا على أنه S/2004 S 6. [ 137 ]

اعتبارًا من عام 2023، يُعتقد أن البنية المتكتلة للحلقة "ناتجة عن وجود آلاف الأجسام الأم الصغيرة (يتراوح حجمها من 1.0 إلى 0.1 كم) التي تصطدم وتنتج خيوطًا كثيفة من الجسيمات التي يتراوح حجمها من الميكرومتر إلى السنتيمتر والتي تتراكم مرة أخرى على مدى بضعة أشهر على الأجسام الأم في نظام حالة مستقرة." [ 143 ]

فسيفساء من 107 صور تُظهر 255 درجة (حوالي 70%) من حلقة F كما تبدو لو تم فردها، مُظهرةً الخيط الأساسي الملتوي والخيط الثانوي الحلزوني. يبلغ عرضها القطري (من الأعلى إلى الأسفل) 1500  كيلومتر (1000 ميل).

الحلقات الخارجية

الحلقات الخارجية التي تُرى مضاءة من الخلف بواسطة الشمس

خاتم يانوس/إبيميثيوس

تظهر حلقة غبارية خافتة حول المنطقة التي تشغلها مدارات قمري يانوس وإبيميثيوس ، كما كشفت عنها صور التقطتها المركبة الفضائية كاسيني عام 2006 باستخدام الضوء المتناثر للأمام . يبلغ قطر هذه الحلقة حوالي 5000 كيلومتر (3000 ميل). [ 144 ] مصدرها جزيئات قذفتها النيازك من سطح القمرين، لتشكل حلقة ضبابية حول مداراتهما. [ 145 ] 

حلقة G

الحلقة G هي حلقة رقيقة وخافتة تقع تقريبًا في منتصف المسافة بين الحلقة F وبداية الحلقة E ، وتقع حافتها الداخلية على بُعد حوالي 15,000  كيلومتر (10,000 ميل) داخل مدار ميمس . تحتوي هذه الحلقة على قوس واحد أكثر سطوعًا بالقرب من حافتها الداخلية (يشبه الأقواس الموجودة في حلقات نبتون ) يمتد لحوالي سدس محيطها، ويتمركز حول القمر الصغير إيغايون ، الذي يبلغ قطره نصف كيلومتر (500 ياردة)، والذي يثبت في مكانه بواسطة رنين مداري بنسبة 7:6 مع ميمس. [ 146 ] [ 147 ] يُعتقد أن هذا القوس يتكون من جزيئات جليدية يصل قطرها إلى بضعة أمتار، بينما يتكون باقي الحلقة G من غبار مُنطلق من داخل القوس. يبلغ العرض القطري للقوس حوالي 250  كيلومترًا (150 ميلًا)، مقارنةً بعرض يبلغ 9,000  كيلومتر (6,000 ميل) للحلقة G ككل. [ 146 ] يُعتقد أن القوس يحتوي على مادة تعادل قمرًا جليديًا صغيرًا يبلغ قطره حوالي مئة متر. [ 146 ] ينجرف الغبار المنطلق من إيغايون وأجرام أخرى داخل القوس نتيجة اصطدامات النيازك الدقيقة إلى الخارج بسبب تفاعله مع الغلاف المغناطيسي لزحل (الذي يدور بلازماه بالتزامن مع المجال المغناطيسي لزحل ، والذي يدور بسرعة أكبر بكثير من الحركة المدارية لحلقة G). تتآكل هذه الجسيمات الدقيقة باستمرار بفعل المزيد من الاصطدامات وتنتشر بفعل سحب البلازما. على مدى آلاف السنين، تفقد الحلقة كتلتها تدريجيًا، [ 148 ] والتي يتم تعويضها من خلال المزيد من الاصطدامات على إيغايون.

قوس حلقة الميثون

يرتبط بالقمر ميثون قوس حلقي خافت، رُصد لأول مرة في سبتمبر 2006، يمتد على مسافة طولية تبلغ حوالي 10 درجات . يُعتقد أن المادة الموجودة في القوس تمثل غبارًا مقذوفًا من ميثون نتيجة اصطدامات النيازك الدقيقة. يُعزى انحصار الغبار داخل القوس إلى رنين بنسبة 14:15 مع ميمس (على غرار آلية انحصار القوس داخل الحلقة G). [ 149 ] [ 150 ] تحت تأثير الرنين نفسه، يتذبذب ميثون ذهابًا وإيابًا في مداره بسعة 5 درجات طولية.

قوس أنثي الحلقي

قوس حلقة أنثي – النقطة المضيئة هي أنثي

يرتبط بالقمر أنثي قوس حلقي خافت، رُصد لأول مرة في يونيو 2007، يمتد على مسافة طولية تبلغ حوالي 20 درجة . يُعتقد أن المادة الموجودة في القوس تمثل غبارًا تناثر من أنثي بفعل اصطدامات النيازك الدقيقة. ويعزى انحصار الغبار داخل القوس إلى رنين 10:11 مع ميمس. وتحت تأثير الرنين نفسه، ينجرف أنثي ذهابًا وإيابًا في مداره على مسافة 14 درجة طولية. [ 149 ] [ 150 ]

حلقة بالين

تشارك حلقة غبارية خافتة مدار بالين ، كما كشفت عنها صور التقطتها المركبة الفضائية كاسيني عام 2006 باستخدام الضوء المتناثر للأمام. [ 144 ] يبلغ قطر الحلقة حوالي 2500  كيلومتر (1500 ميل). مصدرها جزيئات قذفتها النيازك من سطح بالين، لتشكل حلقة منتشرة حول مسارها المداري. [ 145 ] [ 150 ]

خاتم الخطوبة

منظر للجانب الشرقي الأيمن مع إنسيلادوس ونفاثاته القطبية الجنوبية.
حلقة E المضاءة من الخلف، مع ظهور قمر إنسيلادوس كظلٍّ أمامها. تنفجر نفاثات القطب الجنوبي للقمر بشكل ساطع أسفلها.

لم يُؤكد وجود حلقة E حتى عام 1980، [ 83 ] وكان هذا الأمر موضع نقاش بين علماء الفلك منذ عام 1908 على الأقل. في سرد ​​زمني لرصد زحل، ينسب آرثر فرانسيس أودونيل ألكسندر [ 151 ] أول رصد لما سيُعرف لاحقًا بحلقة E إلى جورج فورنييه ، الذي رصد في 5 سبتمبر 1907 في مونت ريفارد "منطقة مضيئة" "تحيط بالحلقة الخارجية الساطعة". في العام التالي، وتحديدًا في 7 أكتوبر 1908، رصد إي. شير بشكل مستقل "حلقة داكنة جديدة... تحيط بحلقات زحل الساطعة" في مرصد جنيف. بعد اكتشاف شير، وجد كل من دبليو. بوير، وتي. لويس، وآرثر إيدينجتون دلائل على وجود حلقة غير متصلة تتطابق مع وصف شير، لكنهم وصفوا ملاحظاتهم بأنها "غير مؤكدة". بعد أن فشل إدوارد بارنارد ، باستخدام ما كان يُعتبر آنذاك أفضل تلسكوب في العالم ، في العثور على أي دلائل على وجود حلقة، دافع إي إم أنطونيادي عن وجودها في منشور عام 1909، مستذكراً ملاحظات ويليام راي في 26 ديسمبر 1861 عن "ضوء خافت للغاية... بحيث يوحي بأنه الحلقة المظلمة"، [ 152 ] [ 153 ] ولكن بعد نتيجة بارنارد السلبية، أصبح معظم علماء الفلك متشككين في وجود الحلقة E. [ 151 ]

على عكس الحلقات A وB وC، فإنّ صغر العمق البصري للحلقة E وامتدادها الرأسي الكبير يعنيان أنّه من الأفضل رؤيتها من جانبها، وهو أمر لا يتسنى إلا مرة كل 14-15 عامًا، [ 154 ] ولعلّ هذا هو السبب في عدم خضوعها للمراقبة مجددًا حتى ستينيات القرن العشرين. مع أنّ بعض المصادر تُنسب اكتشاف الحلقة E إلى والتر فيبلمان عام 1966، [ 2 ] [ 30 ] إلا أنّ بحثه المنشور في العام التالي، والذي أعلن فيه عن هذه الملاحظات، بدأ بالإقرار بالجدل القائم والسجل الطويل من الملاحظات التي تدعم وجود الحلقة وتدحضه، وشدد على أنّ تفسيره للبيانات على أنّها حلقة جديدة "مبدئي فقط". [ 154 ] وقد وصفت إعادة تحليل ملاحظات فيبلمان الأصلية، التي أُجريت تحسبًا لتحليق مركبة بايونير 11 بالقرب من زحل، الأدلة على وجود هذه الحلقة الخارجية بأنّها "غير مؤكدة". [ 155 ] حتى عمليات الرصد الاستقطابي التي أجرتها المركبة الفضائية بايونير 11 فشلت في تحديد حلقة E بشكل قاطع خلال تحليقها عام 1979، على الرغم من أنه "تم استنتاج وجودها من [قياسات الجسيمات والإشعاع والمجال المغناطيسي]". [ 83 ] فقط بعد إعادة تحليل رقمي لعمليات الرصد التي أجريت عام 1966، بالإضافة إلى العديد من عمليات الرصد المستقلة باستخدام تلسكوبات أرضية وفضائية، تم تأكيد وجودها أخيرًا في ورقة بحثية نشرها فيبلمان وكلينجلسميث عام 1980. [ 83 ]

مقارنة بين صور كاسيني ومحاكاة الكمبيوتر لخيوط الحلقة E لكوكب زحل.
E حلقات من ينابيع إنسيلادوس الحارة - مقارنة الصور (أ، ج) مع عمليات المحاكاة الحاسوبية.

الحلقة E هي الحلقة الخارجية الثانية، وهي عريضة للغاية؛ تتكون من جزيئات دقيقة (ميكرون ودون ميكرون) من جليد الماء مع السيليكات وثاني أكسيد الكربون والأمونيا. [ 156 ] تقع الحلقة E بين مداري ميمس وتيتان . [ 157 ] على عكس الحلقات الأخرى، تتكون من جزيئات مجهرية وليست كتل جليدية كبيرة. في عام 2005، تم تحديد مصدر مادة الحلقة E على أنه أعمدة بركانية جليدية [ 158 ] [ 159 ] تنبعث من "خطوط النمر" في المنطقة القطبية الجنوبية لقمر إنسيلادوس . [ 160 ] [ 161 ] على عكس الحلقات الرئيسية، يزيد سمك الحلقة E عن 2000 كيلومتر (1000 ميل) ، ويزداد كلما ابتعدت عن إنسيلادوس. [ 157 ] يمكن ربط الهياكل الشبيهة بالخيوط التي لوحظت داخل الحلقة E بانبعاثات أكثر التيارات النفاثة القطبية الجنوبية نشاطًا في إنسيلادوس. [ 162 ] 

تميل جسيمات الحلقة E إلى التراكم على الأقمار التي تدور داخلها، ويعود ذلك أساسًا إلى انحراف مدارات هذه الجسيمات وقرب محاورها شبه الرئيسية من محور إنسيلادوس. [ 163 ] تميل الجسيمات التي تصطدم بالأقمار التي تدور داخل إنسيلادوس إلى التحرك بسرعة أكبر منها نظرًا لقربها من نقطة الحضيض، وبالتالي تصطدم بجوانبها الخلفية، بينما تميل الجسيمات التي تصطدم بالأقمار التي تدور خارجه إلى التحرك بسرعة أبطأ منها نظرًا لقربها من نقطة الأوج، وبالتالي تصطدم بنصفها الأمامي. هذا يجعل جوانب يانوس وإبيميثيوس وميماس الخلفية أكثر سطوعًا، بينما تكون جوانب تيثيس وديون وريا الأمامية أكثر سطوعًا. [ 163 ] إضافةً إلى ذلك، يميل خط استواء النصف الأمامي لتيثيس إلى اللون الأزرق قليلًا بسبب المواد المتساقطة. [ 164 ] تتأثر أقمار طروادة ، تيليستو وكاليبسو وهيلين وبوليديوس ، بشكل خاص مع تحرك مداراتها صعودًا وهبوطًا في مستوى الحلقة. وينتج عن ذلك تغطية أسطحها بمادة لامعة تعمل على تنعيم ملامحها. [ 165 ]

خاتم فيبي

يُطغى امتداد حلقة فويب الهائل على الحلقات الرئيسية. الصورة المُدرجة: صورة سبيتزر بحجم 24 ميكرومتر لجزء من الحلقة

في أكتوبر 2009، أُعلن عن اكتشاف قرص رقيق من المادة يقع داخل مدار فويب مباشرةً . كان القرص محاذيًا للأرض عند اكتشافه. يمكن وصف هذا القرص بشكل عام بأنه حلقة أخرى. على الرغم من كبر حجمها (كما يُرى من الأرض، بحجم قمرين كاملين [ 86 ] )، إلا أن الحلقة غير مرئية تقريبًا. اكتُشفت باستخدام تلسكوب سبيتزر الفضائي بالأشعة تحت الحمراء التابع لناسا [ 166 ] ، ورُصدت على امتداد نطاق الرصد بأكمله، والذي امتد من 128 إلى 207 أضعاف نصف قطر زحل [ 85 ] ، وتشير الحسابات إلى أنها قد تمتد للخارج حتى 300 ضعف نصف قطر زحل، وللداخل حتى مدار إيابيتوس عند 59 ضعف نصف قطر زحل [ 167 ] . دُرست الحلقة لاحقًا باستخدام المركبات الفضائية WISE و Herschel و Cassini . [ 168 ] تُظهر رصدات مرصد WISE أن امتدادها يتراوح بين 50 و100 إلى 270 ضعف نصف قطر زحل (حيث يختفي طرفها الداخلي في وهج الكوكب). [ 84 ] تشير البيانات التي تم الحصول عليها بواسطة WISE إلى أن جزيئات الحلقة صغيرة؛ فالجزيئات التي يزيد نصف قطرها عن 10 سم لا تشكل سوى 10% أو أقل من مساحة المقطع العرضي. [ 84 ] 

يدور فويب حول الكوكب على مسافة تتراوح بين 180 و250 ضعف نصف قطره. ويبلغ سمك الحلقة حوالي 40 ضعف نصف قطره. [ 169 ] ونظرًا لافتراض أن جزيئات الحلقة قد نشأت من اصطدامات ( نيازك دقيقة وأكبر) بفويب، فمن المفترض أن تشاركه مداره التراجعي ، [ 167 ] وهو معاكس لحركة القمر الداخلي التالي، إيابيتوس . تقع هذه الحلقة في مستوى مدار زحل، أو ما يقارب مستوى مسار الشمس الظاهري ، وبالتالي فهي تميل بزاوية 27 درجة عن مستوى خط استواء زحل والحلقات الأخرى. يميل فويب بزاوية 5 درجات بالنسبة لمستوى مدار زحل (غالبًا ما يُكتب 175 درجة، نظرًا لحركته المدارية التراجعية)، وتتوافق انحرافاته الرأسية الناتجة أعلى وأسفل مستوى الحلقة بشكل كبير مع سمك الحلقة المرصود البالغ 40 ضعف نصف قطر زحل.

اقترح ستيفن سوتر وجود الحلقة في سبعينيات القرن العشرين . [ 167 ] وقد تم اكتشافها بواسطة آن ج. فيربيسر ومايكل ف. سكروتسكي (من جامعة فرجينيا ) ودوغلاس ب. هاميلتون (من جامعة ميريلاند، كوليدج بارك ). [ 85 ] [ 170 ] وكان الثلاثة قد درسوا معًا في جامعة كورنيل كطلاب دراسات عليا. [ 171 ]

تنتقل مادة الحلقة نحو الداخل نتيجة إعادة إشعاع الشمس ، [ 85 ] بسرعة تتناسب عكسيًا مع حجم الجسيم؛  فجسيم بحجم 3 سم سينتقل من جوار فويب إلى جوار إيابيتوس على مدار عمر النظام الشمسي. [ 84 ] وبالتالي، ستصطدم المادة بنصف الكرة الأمامي لإيابيتوس. يتسبب سقوط هذه المادة في اسمرار طفيف واحمرار لنصف الكرة الأمامي لإيابيتوس (على غرار ما يُرى على قمري أورانوس، أوبرون وتيتانيا )، ولكنه لا يُسبب بشكل مباشر التلوين الثنائي المميز لهذا القمر. [ 172 ] بل إن المادة المتساقطة تُحفز عملية فصل حراري ذاتي إيجابية ، حيث يتسامى الجليد من المناطق الأكثر دفئًا، ثم يتكثف البخار على المناطق الأكثر برودة. يُخلّف هذا رواسب داكنة من مادة "التأخر" تُغطي معظم المنطقة الاستوائية من نصف الكرة الأمامي لقمر إيابيتوس، وهو ما يتناقض مع رواسب الجليد الساطعة التي تُغطي المناطق القطبية ومعظم نصف الكرة الخلفي. [ 173 ] [ 174 ] [ 175 ]

انظر أيضاً

ملحوظات

  1. ↑ يبلغ انحراف مدار زحل 0.0565،وهو الأكبر بين الكواكب العملاقة في المجموعة الشمسية ، ويتجاوز ثلاثة أضعاف انحراف مدار الأرض.ويبلغ أبعد نقطة له عن الأرض قرب الانقلاب الصيفي في نصف الكرة الشمالي . [ 35 ]
  2. ١ ٢ ٣ ٤ الأسماء كما حددها الاتحاد الفلكي الدولي ، ما لم يُذكر خلاف ذلك. تُسمى المسافات الأوسع بين الحلقات المسماة بالتقسيمات، بينما تُسمى المسافات الأضيق داخل الحلقات المسماة بالفجوات.
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 البيانات مأخوذة في الغالب من دليل تسمية الكواكب ، ونشرة حقائق صادرة عن وكالة ناسا ، والعديد من الأوراق البحثية. [ 74 ] [ 75 ] [ 76 ]
  4. 1 2 3 4 المسافة إلى مركز الفجوات والحلقات والدوائر الصغيرة التي يقل عرضها عن 1000 كم (600 ميل)
  5. 1 2 3 4 اسم غير رسمي
  6. ↑ التُقطت الصورة بالضوء المرئي بواسطة كاميرا الزاوية الضيقة لمركبة كاسيني الفضائية في 26 يوليو/تموز 2009. وقد تم التقاطها على بُعد حوالي 336,000 كيلومتر (209,000 ميل) من زحل، وبزاوية طور تبلغ 132 درجة بين الشمس وزحل والمركبة الفضائية. يبلغ مقياس الصورة كيلومترين (ميل واحد) لكل بكسل. [ 98 ]

مراجع

  1. ↑ بوركو، كارولين (2022-07-05). "أسئلة شائعة" . مختبر عمليات التصوير المركزي لمهمة كاسيني CICLOPS . مؤرشف من الأصل في 2023-08-01 . تم الاطلاع عليه في 2022-09-22 .
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 بالك، رون (29 أبريل 1999). "الخلفية التاريخية لحلقات زحل" . عبور مستوى حلقات زحل في الفترة 1995-1996 . مختبر الدفع النفاث. مؤرشف من الأصل في 21 مارس 2009. تم الاطلاع عليه في 23 مايو 2007 .
  3. ↑ تيسكارينو، م.س. (2012). "الحلقات الكوكبية". في: كالاس، ب.؛ فرينش، ل. (محرران). الكواكب والنجوم والأنظمة النجمية . سبرينغر. ص 61-63 . arXiv : 1112.3305v2 . doi : 10.1007/978-94-007-5606-9_7 . ISBN  978-94-007-5605-2. S2CID 118494597 . 
  4. 1 2 3 4 5 6 7 إيس، إل؛ ميليتسر، ب. كاسبي، Y.؛ نيكلسون، ب. دورانتي، د.؛ راسيوبا، ب. عنبتاوي، ع. جالانتي، إي. هوبارد، دبليو؛ مارياني، إم جي؛ تورتورا، ص. واهل، س. زنوني، م. (2019). “قياس وتأثيرات مجال جاذبية زحل وكتلة الحلقة”. علوم . 364 (6445) إيت2965. بيب كود : 2019Sci...364.2965I . دوى : 10.1126/science.aat2965 . اتش دي ال : 10150/633328 . بميد 30655447 . S2CID 58631177 .  
  5. 1 2 وايت هاوس، ديفيد (2009). عبقري عصر النهضة: غاليليو غاليلي وإرثه للعلوم الحديثة . شركة ستيرلينغ للنشر ، ص 100. ISBN  978-1-4027-6977-1. OCLC 434563173 . 
  6. ↑ دايس، ب.م.؛ نيبيل، ف. (2016). "حول رصدٍ مُفترضٍ لكوكب زحل من قِبل غاليليو". مجلة تاريخ علم الفلك . 29 (3): 215-220 . doi : 10.1177/002182869802900301 . S2CID 118636820 . 
  7. ↑ نشر يوهانس كيبلر مخطط جاليليو في مقدمة كتابه "البصريات " (1611): تم نقل حل غاليليو لرمزه اللغوي حول زحل في رسالة بتاريخ 13 نوفمبر 1610 إلى جوليانو دي ميديشي، سفير دوق توسكانا الأكبر إلى الإمبراطور رودولف ملك الإمبراطورية الرومانية المقدسة.
    • غاليليو، غاليليو (1900). أعمال غاليليو غاليليو (بالإيطالية واللاتينية). المجلد  10. فلورنسا، إيطاليا: جي. باربيرا. ص  474.
  8. ↑ انظر أيضاً:
  9. ↑ مينر، إليس د. وآخرون (2007). "الأهمية العلمية لأنظمة حلقات الكواكب" . أنظمة حلقات الكواكب . كتب سبرينغر براكسيس في استكشاف الفضاء. براكسيس. ص 1-16 . doi : 10.1007/978-0-387-73981-6_1 . ISBN   978-0-387-34177-4.
  10. ↑ ألكسندر، أ. ف. أو. د. (1962). "كوكب زحل". المجلة الفصلية للجمعية الملكية للأرصاد الجوية . 88 (377). لندن: فابر آند فابر المحدودة: 108-109 . رمز Bibcode : 1962QJRMS..88..366D . doi : 10.1002/qj.49708837730 . ISBN 978-0-486-23927-9.{{cite journal}}عدم توافق رقم ISBN / التاريخ ( مساعدة )
  11. ↑ بوريلو، بيترو (1655). De Vero Telescopii Inventore ... [ عن المخترع الحقيقي للتلسكوب ... ] (باللاتينية). لاهاي، هولندا: أدريان فلاك. ص 62-63 .  يظهر رمز هيغنز في نسخة من رسالة له ( De Saturni Luna (حول قمر زحل))، في أسفل الصفحة 63 من كتاب Liber Secundus de Conspiciliis ... [الكتاب الثاني، حول التلسكوبات [المبكرة] ...]، حيث تم ترقيم الصفحات بشكل منفصل عن تلك الموجودة في الكتاب الأول.
  12. ^ هويجنز ، كريستيان (1659). نظام ساتورنيوم (باللاتينية). لاهاي، هولندا: أدريان فلاك. ص. 47. 
  13. ↑ كامبل، جون دبليو الابن (أبريل 1937). "ملاحظات" . ما وراء خط الحياة . قصص مذهلة . الصفحات 81-85 . 
  14. ↑ فان هيلدن، ألبرت (2004). "2004ESASP1278...11V الصفحة 11" . تيتان - من الاكتشاف إلى المواجهة . 1278 : 11. رمز Bibcode : 2004ESASP1278...11V .
  15. ^ كاسيني (1677). "Observations nouvelles touchant le Globe & l'anneau de Saturne" [ ملاحظات جديدة بخصوص الكرة الأرضية وحلقة زحل ] . مذكرات الأكاديمية الملكية للعلوم (بالفرنسية). 10 : 404- 405.
  16. ↑ "قسم كاسيني في زحل" . ستار تشايلد . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2007-07-06 .
  17. ^ لا بلاس (1787). "Mémoire sur la théorie de l'anneau de Saturne" [ مذكرات عن نظرية حلقة زحل ] . مذكرات الأكاديمية الملكية للعلوم في باريس (بالفرنسية): 249-267 .
  18. 1 2 "جيمس كلارك ماكسويل حول طبيعة حلقات زحل" . JOC/EFR. مارس 2006. تم الاطلاع عليه بتاريخ 8 يوليو 2007 .
  19. ↑ ماكسويل، ج. كليرك (1859). حول استقرار حركة حلقات زحل . كامبريدج، إنجلترا: ماكميلان وشركاه. Bibcode : 1859osms.book.....M . تم تقديم هذا العمل في عام 1856 كمدخل لجائزة آدامز من جامعة كامبريدج.
  20. ^ كواليفسكي ، صوفي (1885). "Zusätze und Bemerkungen zu Laplace's Unter suchungen über die Gestalt der Saturnsringe" [ إضافات وتعليقات على تحقيقات لابلاس حول شكل حلقات زحل ] . Astronomische Nachrichten (في المانيا). 111 : 37– 46. بيب كود : 1885AN....111...37K . تم تقديم هذا العمل، إلى جانب عملين آخرين، في عام 1874 إلى جامعة غوتنغن كأطروحة دكتوراه لها.
  21. ↑ "كوفاليفسكي، سونيا (أو كوفاليفسكايا، صوفيا فاسيليفنا). مدخل من القاموس الكامل للسير العلمية" . 2013.
  22. ↑ كيلر، جيه إي (1895). "برهان طيفي على التركيب النيزكي لحلقات زحل" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 1 : 416-427 . Bibcode : 1895ApJ.....1..416K . doi : 10.1086/140074 . S2CID 4032782 . 
  23. ↑ بلوبولسكي، أر. (1895). "استقصاء الخط الجوي في مشهد زحل ونفسه" [ تحقيق في تحول الخطوط في طيف زحل وحلقته ] . Иазовстия Иператораской адемии Наukъ (نشرة الأكاديمية الإمبراطورية للعلوم) . السلسلة الخامسة (بالروسية). 3 (4): 379- 403.
  24. 1 2 دانفورد، بيل. "بايونير 11 - نظرة معمقة" . موقع ناسا الإلكتروني . مؤرشف من الأصل بتاريخ 2015-12-08 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2015-12-03 .
  25. 1 2 أنجروم، أندريا. "فويجر - المهمة بين النجوم" . موقع JPL/NASA الإلكتروني . تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 ديسمبر 2015 .
  26. 1 2 دانفورد، بيل. "فويجر 1 - نظرة معمقة" . موقع ناسا الإلكتروني . مؤرشف من الأصل بتاريخ 3 أكتوبر 2015. تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 ديسمبر 2015 .
  27. ↑ دانفورد، بيل. "فويجر 2 - نظرة معمقة" . موقع ناسا الإلكتروني . تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 ديسمبر 2015 .
  28. ↑ دانفورد، بيل. "كاسيني - التواريخ الرئيسية" . موقع ناسا الإلكتروني . مؤرشف من الأصل بتاريخ 13 أبريل 2017. تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 ديسمبر 2015 .
  29. ↑ بيازا، إنريكو. "مهمة كاسيني سولستيس: حول زحل وأقماره" . موقع JPL/NASA الإلكتروني . تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 ديسمبر 2015 .
  30. 1 2 3 "استكشاف النظام الشمسي: الكواكب: زحل: الحلقات" . استكشاف النظام الشمسي . مؤرشف من الأصل بتاريخ 27-05-2010.
  31. ↑ ويليامز، ديفيد ر. (23 ديسمبر 2016). "صحيفة حقائق زحل" . ناسا. مؤرشف من الأصل في 17 يوليو 2017. تم الاطلاع عليه في 12 أكتوبر 2017 .
  32. ↑ "عبور حلقة زحل بواسطة طائرة 1995" . pds.nasa.gov . ناسا. 1997. مؤرشف من الأصل بتاريخ 11 فبراير 2020. تم الاطلاع عليه بتاريخ 11 فبراير 2020 .
  33. ↑ "هابل يرصد عبور مستوى حلقات زحل" . hubblesite.org . ناسا. 5 يونيو 1995. مؤرشف من الأصل في 11 فبراير 2020. تم الاطلاع عليه في 11 فبراير 2020 .
  34. ↑ لاكداوالا، إي. (4 سبتمبر 2009). "يوم سعيد لعبور حلقة زحل!" . www.planetary.org/blogs . الجمعية الكوكبية . تم الاطلاع عليه بتاريخ 11 فبراير 2020 .
  35. ↑ بروكتر، آر إيه (1865). زحل ونظامه . لندن: لونغمان، غرين، لونغمان، روبرتس، وغرين. ص 166. OCLC 613706938 .  
  36. ↑ لاكداوالا، إي. (7 يوليو 2016). "المقابلات، والاقترانات، والفصول، وعبور مستوى حلقات الكواكب العملاقة" . planetary.org/blogs . الجمعية الكوكبية . تم الاطلاع عليه في 17 فبراير 2020 .
  37. ↑ "PIA11667: طقوس الربيع" . photojournal.jpl.nasa.gov . ناسا/مختبر الدفع النفاث. 21 سبتمبر 2009. تاريخ الاسترجاع : 17 فبراير 2020 .
  38. ↑ شمود، ريتشارد دبليو جونيور (2001). "قياسات السطوع الكهروضوئي واسع النطاق لكوكب زحل في عام 2000" . مجلة جورجيا للعلوم . تم الاسترجاع في 14 أكتوبر 2007 .
  39. ↑ شمودي، ريتشارد الابن (22-09-2006). "قياسات القدر الضوئي واسعة النطاق لكوكب زحل التي أُجريت خلال ظهوره في الفترة 2005-2006". مجلة جورجيا للعلوم . بروكويست 230557408 . 
  40. ↑ شمود، ريتشارد دبليو جونيور (2003). "زحل في 2002-2003" . مجلة جورجيا للعلوم . تم الاسترجاع في 14 أكتوبر 2007 .
  41. ↑ هنشو، سي. (فبراير 2003). "التقلبات في زحل" . مجلة الجمعية الفلكية البريطانية . 113 (1). الجمعية الفلكية البريطانية : 40. رمز Bibcode : 2003JBAA..113...40H . تاريخ الاسترجاع : 20 ديسمبر 2017 .
  42. ↑ خدمة أخبار جامعة كورنيل (10 نوفمبر 2005). "باحثون يكتشفون آثارًا جاذبية في حلقات زحل" . ساينس ديلي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 24 ديسمبر 2008 .
  43. ↑ "زحل: الحلقات" . ناسا. مؤرشف من الأصل بتاريخ 27-05-2010.
  44. ↑ نيكلسون، ب.د. وآخرون (2008). "نظرة فاحصة على حلقات زحل باستخدام صور كاسيني VIMS". إيكاروس . 193 (1): 182-212 . Bibcode : 2008Icar..193..182N . doi : 10.1016/j.icarus.2007.08.036 . {{cite journal}}: صيانة CS1: الأسماء الرقمية: قائمة المؤلفين ( رابط )
  45. ↑ زيبكر، هـ. أ. وآخرون (1985). "حلقات زحل - توزيعات أحجام الجسيمات لنموذج الطبقة الرقيقة". إيكاروس . 64 (3): 531-548 . Bibcode : 1985Icar...64..531Z . doi : 10.1016/0019-1035(85)90074-0 . 
  46. ↑ ب. فريتويل؛ هـ. د. بريتشارد؛ وآخرون . (31 يوليو 2012). "Bedmap2: مجموعات بيانات محسّنة لقاع الجليد وسطحه وسُمكه في القارة القطبية الجنوبية" (ملف PDF) . الغلاف الجليدي . الصفحات 15-16 . تاريخ الاطلاع: 13 مايو 2023 .  
  47. ↑ كورين، م. (17 يناير 2019). "اللغز الهائل لحلقات زحل" . مجلة ذا أتلانتيك . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 يناير 2019 .
  48. ↑ إسبوزيتو، إل دبليو؛ أوكالاهان، إم؛ ويست، آر إيه (1983). "بنية حلقات زحل: دلالات من احتجاب النجوم بواسطة فوياجر". إيكاروس . 56 (3): 439-452 . Bibcode : 1983Icar...56..439E . doi : 10.1016/0019-1035(83)90165-3 .
  49. ↑ ستيوارت، جلين ر.؛ وآخرون . (أكتوبر 2007). "أدلة على أصل بدائي لحلقات زحل". نشرة الجمعية الفلكية الأمريكية . الجمعية الفلكية الأمريكية، اجتماع DPS رقم 39. 39 : 420. Bibcode : 2007DPS....39.0706S . 
  50. ↑ بيرنز، جيه إيه؛ وآخرون (2001). "الحلقات الغبارية والغبار المحيط بالكواكب: ملاحظات وفيزياء بسيطة" (ملف PDF) . في: غرون، إي؛ غوستافسون، بي إيه إس؛ ديرموت، إس تي؛ فيشتيغ، إتش (محررون). الغبار بين الكواكب . برلين: سبرينغر. الصفحات 641-725 . رمز Bibcode : 2001indu.book..641B . رقم ISBN   978-3-540-42067-5.
  51. ↑ غولدريتش، بيتر؛ وآخرون (1978). "تكوين انقسام كاسيني في حلقات زحل". إيكاروس . 34 (2): 240-253 . Bibcode : 1978Icar...34..240G . doi : 10.1016/0019-1035(78)90165-3 . 
  52. ↑ ليسور، جاك ج. (1989-01-01). "الموجات الحلزونية في حلقات زحل" .
  53. ↑ رينكون، بول (1 يوليو 2005). "حلقات زحل لها غلاف جوي خاص بها" . هيئة الإذاعة البريطانية . تم الاطلاع عليه بتاريخ 6 يوليو 2007 .
  54. ↑ جونسون، ر. إي. وآخرون (2006). "إنسيلادوس وحلقات OH في زحل" (ملف PDF) . المجلة الفيزيائية الفلكية . 644 (2): L137. رمز Bibcode : 2006ApJ...644L.137J . doi : 10.1086/505750 . S2CID 37698445. مؤرشف من الأصل (ملف PDF) بتاريخ 12 أبريل 2020.  
  55. ↑ "حلقة زحل F" . مختبر الدفع النفاث التابع لناسا (JPL) . تم الاطلاع عليه بتاريخ 18 أبريل 2026 .
  56. ↑ «اكتشاف قمم ضخمة ومفاجئة في حلقات زحل» . فريق عمل SPACE.com . space.com. 21-09-2009 . تاريخ الاطلاع: 26-09-2009 .
  57. ↑ إسبوزيتو، إل دبليو؛ وآخرون (يناير 2012). "نموذج المفترس والفريسة لتكتل حلقات زحل الناتج عن حركة القمر" . إيكاروس . 217 (1): 103-114 . Bibcode : 2012Icar..217..103E . doi : 10.1016/j.icarus.2011.09.029 . 
  58. 1 2 غود، تشيلسي (17 يناير 2019). "حلقات زحل صغيرة بشكلٍ مدهش" . Astronomy.com . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 يناير 2019 .
  59. ↑ "بحث ناسا يكشف أن زحل يفقد حلقاته بمعدل "أسوأ سيناريو"" . 10 ديسمبر 2018. تم الاطلاع عليه بتاريخ 29 يونيو 2020 .
  60. ↑ أودونوغجو، جيمس؛ وآخرون . (أبريل 2019). "ملاحظات حول الاستجابة الكيميائية والحرارية لـ'مطر الحلقات' على الغلاف الأيوني لكوكب زحل" . إيكاروس . 322 : 251-206 . Bibcode : 2019Icar..322..251O . doi : 10.1016/j.icarus.2018.10.027 . hdl : 2381/43180 . S2CID 126351855. تاريخ الاسترجاع: 29 يونيو 2020 .  
  61. ↑ بالك، رون. "الخلفية التاريخية لحلقات زحل" . 1849. روش يقترح التفكك المدّي . مختبر الدفع النفاث. مؤرشف من الأصل في 21 مارس 2009. تم الاطلاع عليه في 13 سبتمبر 2008 .
  62. ↑ ويزدوم، جاك؛ دبُوك، رولا؛ ميليتزر، بوركهارد؛ هوبارد، ويليام؛ نيمو، فرانسيس؛ داوني، برينا؛ فرينش، ريتشارد (15 سبتمبر 2022). "فقدان قمر صناعي قد يفسر ميل محور زحل وحلقاته الفتية" . مجلة ساينس . 377 (6612): 1285-1289 . Bibcode : 2022Sci...377.1285W . doi : 10.1126/science.abn1234 . hdl : 1721.1/148216 . PMID 36107998. S2CID 252310492. تاريخ الاسترجاع: 16 سبتمبر 2022 .  
  63. ↑ "سيد الخواتم الحقيقي" . nasa.gov . 12 فبراير 2002. مؤرشف من الأصل في 23 مارس 2010.
  64. ↑ "محاكاة جديدة تلقي الضوء على أصول حلقات زحل وأقماره الجليدية - ناسا" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 9 فبراير 2026 .
  65. ↑ كير، ريتشارد أ. (2008). "حلقات زحل تبدو قديمة مرة أخرى". مجلة ساينس . 319 (5859): 21. doi : 10.1126/science.319.5859.21a . PMID 18174403. S2CID 30937575 .  
  66. ↑ تشوي، سي كيو (13 ديسمبر 2010). "حلقات زحل مصنوعة بواسطة قمر عملاق "مفقود"، تلميحات للدراسة" . ناشيونال جيوغرافيك . مؤرشف من الأصل في 15 ديسمبر 2010. تم الاسترجاع في 5 نوفمبر 2012 .
  67. كانوب ، آر إم ( 12 ديسمبر 2010). "أصل حلقات زحل وأقماره الداخلية من خلال إزالة كتلة من قمر مفقود بحجم تيتان". مجلة نيتشر . 468 (7326): 943-946 . Bibcode : 2010Natur.468..943C . doi : 10.1038/nature09661 . PMID: 21151108. S2CID : 4326819 .  
  68. 1 2 شارنوز، س.؛ وآخرون . (ديسمبر 2011). "تراكم أقمار زحل متوسطة الحجم أثناء التمدد اللزج للحلقات الضخمة الفتية: حل مفارقة الحلقات الفقيرة بالسيليكات مقابل الأقمار الغنية بالسيليكات". إيكاروس . 216 (2 ) : 535-550 . arXiv : 1109.3360 . Bibcode : 2011Icar..216..535C . doi : 10.1016/j.icarus.2011.09.017 . S2CID 119222398 .  
  69. ↑ "حلقات زحل قد تكون قديمة" . ناسا/مختبر الدفع النفاث وجامعة كولورادو . ١٢ ديسمبر ٢٠٠٧. مؤرشف من الأصل في ٢٠ ديسمبر ٢٠٠٧. تم الاطلاع عليه في ٢٤ يناير ٢٠٠٨ .
  70. ↑ تشانغ، ز.؛ هايز، أ.ج.؛ جانسن، م.أ.؛ نيكلسون، ب.د.؛ كوزي، ج.ن.؛ دي باتر، إ.؛ دان، د.إ.؛ إسترادا، ب.ر.؛ هيدمان، م.م. (2017). "ملاحظات كاسيني الميكروية تقدم أدلة على أصل حلقة C لكوكب زحل". إيكاروس . 281 : 297-321 . Bibcode : 2017Icar..281..297Z . doi : 10.1016/j.icarus.2016.07.020 .
  71. 1 2 أودونوغ، جيمس؛ مور، لوك؛ كونرني، ​​جاك؛ ميلين، هنريك؛ ستالارد، توم؛ ميلر، ستيف؛ باينز، كيفن هـ. (نوفمبر 2018). "ملاحظات حول الاستجابة الكيميائية والحرارية لـ'مطر الحلقات' على الغلاف الأيوني لكوكب زحل" (ملف PDF) . إيكاروس . 322 : 251-260 . Bibcode : 2019Icar..322..251O . doi : 10.1016/j.icarus.2018.10.027 . hdl : 2381/43180 . S2CID 126351855 . 
  72. ↑ وايت، جيه إتش؛ بيريمان، آر إس؛ بيري، إم إي؛ ميلر، كي إي؛ بيل، جيه؛ كرافنز، تي إي؛ جلين، سي آر؛ غرايمز، جيه؛ هيدمان، إم؛ كوزي، جيه؛ بروكويل، تي؛ تيوليس، بي؛ مور، إل؛ ميتشل، دي جي؛ بيرسون، إيه؛ كيرث، دبليو إس؛ والوند، جيه-إي؛ مورووكا، إم؛ حديد، إل زد؛ شوكرون، إس؛ ووكر، جيه؛ ناجي، إيه؛ ييل، آر؛ ليدفينا، إس؛ جونسون، آر؛ تسينغ، دبليو؛ تاكر، أو جيه؛ إيب، دبليو-إتش. (5 أكتوبر 2018). "التفاعلات الكيميائية بين غلاف زحل الجوي وحلقاته" . مجلة ساينس . 362 (6410) eaat2382. Bibcode : 2018Sci...362.2382W . doi : 10.1126/science.aat2382 . hdl : 2027.42/149200 . PMID 30287634 . 
  73. ↑ "يفقد زحل حلقاته رسميًا، وبشكل صادم، بوتيرة أسرع بكثير مما كان متوقعًا" . عالم العلوم والتكنولوجيا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 28 ديسمبر 2018 .
  74. ↑ بوركو، سي .؛ وآخرون (أكتوبر 1984). "حلقات زحل اللامركزية عند 1.29R جنوبًا و1.45R جنوبًا ". إيكاروس . 60 (1): 1-16 . Bibcode : 1984Icar...60....1P . doi : 10.1016/0019-1035(84)90134-9 . 
  75. ↑ بوركو، سي سي ؛ وآخرون (نوفمبر 1987). "خصائص غريبة في الحلقة الخارجية ج لكوكب زحل". إيكاروس . 72 (2): 437-467 . Bibcode : 1987Icar...72..437P . doi : 10.1016/0019-1035(87)90185-0 . 
  76. ↑ فلين، بي سي؛ وآخرون (نوفمبر 1989). "بنية منتظمة في قسم كاسيني الداخلي من حلقات زحل" . إيكاروس . 82 (1): 180-199 . Bibcode : 1989Icar...82..180F . doi : 10.1016/0019-1035(89)90030-4 . 
  77. ↑ يورغن بلونك، أقمار النظام الشمسي: الاكتشاف والأساطير، سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا ​​- 2009، الصفحات 62-63
  78. 1 2 3 4 هارلاند، ديفيد م.، مهمة إلى زحل: كاسيني ومسبار هيغنز ، تشيتشستر: براكسيس للنشر، 2002.
  79. ↑ يورغن بلونك، أقمار النظام الشمسي: الاكتشاف والأساطير، سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا ​​- 2009، الصفحات 62-63
  80. ↑ يورغن بلونك، أقمار النظام الشمسي: الاكتشاف والأساطير، سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا ​​- 2009، الصفحات 62-63
  81. 1 2 جيرلز، ت.؛ بيكر، ل. ر.؛ بيشور، إ.؛ بلينمان، س.؛ بيرك، ج. ج.؛ كاستيلو، ن. د.؛ داكوستا، ب.؛ ديجويج، ج.؛ دوس، ل. ر.؛ فونتين، ج. و.؛ جوتوبيد، ج.؛ كيننايت، س. إ.؛ كينغستون، ر.؛ ماكلولين، ج.؛ ماكميلان، ر.؛ مورفي، ر.؛ سميث، ب. هـ.؛ ستول، س. ب.؛ ستريكلاند، ر. ن.؛ توماسكو، م. ج.؛ ويجيسينغ، م. ب.؛ كوفين، د. ل.؛ إسبوزيتو، ل. (1980). "مقياس الاستقطاب الضوئي التصويري على متن مركبة بايونير ساتورن". مجلة ساينس . 207 (4429): 434-439 . رمز Bibcode : 1980Sci...207..434G . doi : 10.1126 / science.207.4429.434 . PMID 17833555. S2CID 25033550 .  
  82. ↑ يورغن بلونك، أقمار النظام الشمسي: الاكتشاف والأساطير، سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا ​​- 2009، الصفحات 62-63
  83. 1 2 3 4 فيبلمان، أ. و.؛ كلينجلسميث، د. أ. (11 يوليو 1980). "إعادة النظر في الحلقة E لكوكب زحل" . مجلة ساينس . 209 (4453): 277-279 . رمز Bibcode : 1980Sci...209..277F . doi : 10.1126/science.209.4453.277 . ISSN 0036-8075 . PMID 17807117 .  
  84. 1 2 3 4 5 هاميلتون، دوغلاس ب.؛ سكروتسكي، مايكل ف.؛ فيربيسر، آن ج.؛ ماسكي، فرانك ج. (10 يونيو 2015). "الجسيمات الصغيرة تهيمن على حلقة فويب حول زحل لمسافات كبيرة بشكلٍ مثير للدهشة". مجلة نيتشر . 522 (7555): 185-187 . Bibcode : 2015Natur.522..185H . doi : 10.1038/nature14476 . PMID: 26062508. S2CID : 4464735 .  
  85. 1 2 3 4 فيربيسر، آن؛ وآخرون . (2009-10-07). "أكبر حلقة في زحل". مجلة نيتشر . 461 (7267): 1098-100 . Bibcode : 2009Natur.461.1098V . doi : 10.1038/nature08515 . PMID 19812546. S2CID 4349726 .   
  86. ١ ٢ "تلسكوب ناسا الفضائي يكتشف أكبر حلقة حول زحل" . ناسا. ٣ يوليو ٢٠١٧. مؤرشف من الأصل في ٣٠ مايو ٢٠١٧. تم الاطلاع عليه في ٦ نوفمبر ٢٠١٧ .
  87. ↑ لاكداوالا، إي. (9 فبراير 2009). "أسماء جديدة للفجوات في قسم كاسيني ضمن حلقات زحل" . مدونة الجمعية الكوكبية . الجمعية الكوكبية . تاريخ الاسترجاع: 20 ديسمبر 2017 .
  88. 1 2 3 هيدمان، ماثيو م.؛ وآخرون (2007). "حلقة D الديناميكية لكوكب زحل" (ملف PDF) . إيكاروس . 188 (1): 89-107 . Bibcode : 2007Icar..188...89H . doi : 10.1016/j.icarus.2006.11.017 . 
  89. 1 2 3 ماسون، ج.؛ وآخرون . (31-03-2011). "التحقيقات الجنائية تربط تموجات الرنين بالتأثيرات" . بيان صحفي صادر عن مختبر كاسيني المركزي للتصوير والعمليات . تم الاطلاع عليه بتاريخ 22-09-2022 . 
  90. ↑ "تموجات حلزونية واسعة النطاق" . تعليق الصورة PIA 11664. وكالة ناسا / مختبر الدفع النفاث / معهد علوم الفضاء. 31 مارس 2011. تاريخ الاسترجاع: 22 سبتمبر 2022 .
  91. ↑ "إمالة حلقات زحل" . تعليق PIA 12820. ناسا / مختبر الدفع النفاث / معهد علوم الفضاء. 31 مارس 2011. تاريخ الاسترجاع: 4 أبريل 2011 .
  92. ↑ هيدمان، م.م. وآخرون (31 مارس 2011). "حلقة سي المتموجة بشكل غريب على كوكب زحل". مجلة ساينس . 332 (6030): 708-711 . رمز Bibcode : 2011Sci...332..708H . CiteSeerX : 10.1.1.651.5611 . doi : 10.1126/science.1202238 . PMID: 21454753. S2CID : 11449779 .    
  93. ↑ "تموجات خفيفة في حلقة المشتري" . تعليق PIA 13893. ناسا / مختبر الدفع النفاث - معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا / SETI. 31 مارس 2011. تاريخ الاسترجاع: 4 أبريل 2011 .
  94. ↑ شوالتر، إم آر؛ وآخرون . (31 مارس 2011). "تأثير المذنب شوميكر-ليفي 9 يُحدث تموجات عبر حلقات كوكب المشتري" (ملف PDF) . مجلة ساينس . 332 (6030): 711-713 . رمز Bibcode : 2011Sci...332..711S . doi : 10.1126/science.1202241 . PMID: 21454755. S2CID: 27371440. مؤرشف من النسخة الأصلية (ملف PDF) بتاريخ 12 فبراير 2020.   
  95. 1 2 بوركو، سي .؛ وآخرون (أكتوبر 1984). "حلقات زحل اللامركزية عند 1.29R ثانية و1.45R ثانية ". إيكاروس . 60 (1): 1-16 . Bibcode : 1984Icar...60....1P . doi : 10.1016/0019-1035(84)90134-9 . 
  96. 1 2 3 4 5 6 بوركو، سي سي؛ وآخرون (2005). "علوم التصوير في كاسيني: النتائج الأولية لحلقات زحل والأقمار الصغيرة" ( ملف PDF) . مجلة ساينس . 307 (5713): 1226-1236 . رمز Bibcode : 2005Sci...307.1226P . doi : 10.1126/science.1108056 . PMID 15731439. S2CID 1058405 .   
  97. 1 2 3 4 5 هيدمان، م.م.؛ نيكلسون، ب.د. (22 يناير 2016). "كثافة الكتلة السطحية للحلقة ب من موجات الكثافة الخفية: أقل مما يبدو للعيان؟". إيكاروس . 279 : 109-124 . arXiv : 1601.07955 . Bibcode : 2016Icar..279..109H . doi : 10.1016/j.icarus.2016.01.007 . S2CID 119199474 . 
  98. 1 2 3 "أطول القمم" . استكشاف النظام الشمسي التابع لوكالة ناسا . نوفمبر 2010. تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 فبراير 2023 .المجال العامتتضمن هذه المقالة نصًا من هذا المصدر، وهو متاح للعموم .
  99. ↑ دايتشز، بريستون (2 فبراير 2016). "حلقات زحل: هل هي أقل مما تراه العين؟" . ناسا . تم الاطلاع عليه في 3 فبراير 2016 .
  100. ↑ سميث، ب.أ؛ سودربلوم، ل.؛ باتسون، ر.؛ بريدجز، ب.؛ إنج، ج.؛ ماسورسكي، هـ.؛ شوماكر، إ.؛ بيبي، ر.؛ بويس، ج.؛ بريجز، ج.؛ بنكر، أ.؛ كولينز، س.أ.؛ هانسن، س.ج.؛ جونسون، ت.ف.؛ ميتشل، ج.ل.؛ تيريل، ر.ج.؛ كوك، أ.ف.؛ كوزي، ج.؛ بولاك، ج.ب.؛ دانييلسون، ج.إ.؛ إنجرسول، أ.ب.؛ ديفيز، م.إ.؛ هانت، ج.إ.؛ موريسون، د.؛ أوين، ت.؛ ساجان، س.؛ فيفيركا، ج.؛ ستروم، ر.؛ سومي، ف.إ. (1982). "نظرة جديدة على نظام زحل: صور فوياجر 2". مجلة ساينس . 215 (4532): 504– 537. Bibcode : 1982Sci...215..504S . doi : 10.1126 / science.215.4532.504 . PMID 17771273. S2CID 23835071 .  
  101. ↑ "حساء الأبجدية لحلقات زحل" . الجمعية الكوكبية. 2007. مؤرشف من الأصل بتاريخ 13 ديسمبر 2010. تم الاطلاع عليه بتاريخ 24 يوليو 2007 .
  102. 1 2 هاميلتون، كالفن (2004). "حلقات زحل الرائعة" . تم الاسترجاع في 25-07-2007 .
  103. ↑ هيراتا، ن. (2022). "انبعاث الغبار من جزيئات الحلقات الباردة كآلية لتكوين الأذرع في حلقات زحل". إيكاروس . 378 114920. arXiv : 2205.07008 . Bibcode : 2022Icar..37814920H . doi : 10.1016/j.icarus.2022.114920 .
  104. ↑ مالك، طارق (15 سبتمبر 2005). "مسبار كاسيني يرصد أذرعًا في حلقات زحل" . شركة إيماجينوفا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 6 يوليو 2007 .
  105. ↑ ميتشل، سي جيه؛ وآخرون (2006). "أشعة زحل: المفقودة والموجودة" (ملف PDF) . مجلة ساينس . 311 (5767): 1587-1589 . رمز Bibcode : 2006Sci...311.1587M . CiteSeerX 10.1.1.368.1168 . doi : 10.1126 /science.1123783 . PMID 16543455. S2CID 36767835 .    
  106. ↑ "مهمة كاسيني للانقلاب الشمسي: اكتشاف صغير قرب الاعتدال" . مهمة كاسيني للانقلاب الشمسي . مؤرشف من الأصل بتاريخ 10 أكتوبر 2009. تم الاطلاع عليه بتاريخ 16 نوفمبر 2009 .
  107. ↑ "MPEC 2026-M19 : S/2009 S 2" . النشرات الإلكترونية للكواكب الصغيرة . مركز الكواكب الصغيرة. 17 يونيو 2026. تاريخ الاطلاع: 17 يونيو 2026 . 
  108. ↑ ويب، توماس ويليام (1859). الأجرام السماوية للتلسكوبات الشائعة . لونغمان، غرين، لونغمان، وروبرتس. ص 130 . 
  109. ↑ آرتشي فريدريك كولينز، أعظم عين في العالم: التلسكوبات الفلكية وقصصها، صفحة 8
  110. ↑ "المحاضرة 41: حلقات الكواكب" . ohio-state.edu .
  111. ↑ أوكونور، جيه جيه؛ روبرتسون، إي إف (2003). "جيوفاني كاسيني - سيرة ذاتية" . تاريخ الرياضيات . كلية الرياضيات والإحصاء، جامعة سانت أندروز، اسكتلندا.
  112. ↑ نظرة عامة، فجوة هيغنز، مرجع أكسفورد، oxfordreference.com
  113. ↑ المعتمد، مريم؛ نيكلسون، فيليب د.؛ فرينش، ريتشارد ج.؛ تيسكارينو، ماثيو س.؛ موراي، كارل د .؛ إيفانز، مايكل و.؛ فرينش، كولين ماكجي؛ هيدمان، ماثيو م.؛ بيرنز، جوزيف أ. (1 أكتوبر 2015). "كيف يؤثر تبادل مدار يانوس على حافة الحلقة أ لكوكب زحل؟". إيكاروس . 279 : 125-140 . arXiv : 1510.00434 . Bibcode : 2016Icar..279..125E . doi : 10.1016/j.icarus.2015.10.025 . S2CID 51785280 . 
  114. ^ سبان ، فرانك. هوفمان، هولجر. سيس، مارتن؛ سيلر، مايكل. غراتز ، فابيو م. (19 يونيو 2019). “ملف تعريف الكثافة الشعاعية لحلقة زحل A”. أرخايف : 1906.08036 [ astro-ph.EP ].
  115. ↑ "نوعان من الموجات" . استكشاف النظام الشمسي التابع لوكالة ناسا . 29 أكتوبر 2008. تم الاطلاع عليه بتاريخ 30 مايو 2019 .
  116. ↑ بلات، جين؛ وآخرون . (14 أبريل 2014). "صور ناسا كاسيني قد تكشف عن ولادة قمر لكوكب زحل" . ناسا . 
  117. ↑ موراي، سي دي؛ كوبر، إن جيه؛ ويليامز، جي إيه؛ أتري، إن أو؛ بوير، جيه إس (28 مارس 2014). "اكتشاف وتطور ديناميكي لجسم على الحافة الخارجية لحلقة ألفا لكوكب زحل" . إيكاروس . 236 : 165-168 . Bibcode : 2014Icar..236..165M . doi : 10.1016/j.icarus.2014.03.024 .
  118. ↑ NASA.gov
  119. ↑ ويليامز، ديفيد ر. "صحيفة حقائق حلقات زحل" . ناسا . تم الاسترجاع في 22-07-2008 .
  120. 1 2 إسبوزيتو، ل. و. (2002). "الحلقات الكوكبية". تقارير عن التقدم في الفيزياء . 65 (12): 1741-1783 . Bibcode : 2002RPPh...65.1741E . doi : 10.1088/0034-4885/65/12/201 . S2CID 250909885 . 
  121. ↑ أوستربروك، دي إي؛ كروكشانك، دي بي (1983). "اكتشاف جيه إي كيلر لفجوة في الجزء الخارجي من الحلقة". إيكاروس . 53 (2): 165. Bibcode : 1983Icar...53..165O . doi : 10.1016/0019-1035(83)90139-2 .
  122. ^ بلو ، ج. (2008-02-06). "تم تغيير قسم Encke إلى Encke Gap" . USGS مركز علوم الجيولوجيا الفلكية . هيئة المسح الجيولوجي الأمريكية . تم الاسترجاع 2010-09-02 .
  123. ↑ بوركو، سي سي؛ وآخرون (2007). "الأقمار الداخلية الصغيرة لزحل: دلائل على أصولها" (ملف PDF) . مجلة ساينس . 318 (5856): 1602-1607 . رمز Bibcode : 2007Sci...318.1602P . doi : 10.1126/science.1143977 . PMID 18063794. S2CID 2253135 .   
  124. ↑ ماسون، جو (11 يونيو 2009). "اقتراب زحل من الاعتدال يكشف عن هياكل رأسية لم يسبق لها مثيل في حلقات الكوكب" . موقع CICLOPS الإلكتروني . مؤرشف من الأصل في 15 يونيو 2009. تم الاطلاع عليه في 13 يونيو 2009 .
  125. ↑ فايس، جيه دبليو؛ وآخرون . (11 يونيو 2009). "موجات حافة الحلقة وكتل الأقمار الصناعية القريبة". المجلة الفلكية . 138 (1): 272-286 . Bibcode : 2009AJ....138..272W . CiteSeerX 10.1.1.653.4033 . doi : 10.1088/0004-6256/138/1/272 . S2CID 49572420 .   
  126. ↑ تيسكارينو، ماثيو س. وآخرون (2006). " أقمار صغيرة قطرها 100 متر في الحلقة A لكوكب زحل من خلال رصد هياكل تشبه المروحة " . مجلة نيتشر . 440 (7084): 648-650 . Bibcode : 2006Natur.440..648T . doi : 10.1038/nature04581 . PMID 16572165. S2CID 9688977 .   
  127. ↑ سريمتشيفيتش، ميودراغ؛ وآخرون (2007). " حزام من الأقمار الصغيرة في الحلقة A لكوكب زحل " . مجلة نيتشر . 449 (7165): 1019-1021 . Bibcode : 2007Natur.449.1019S . doi : 10.1038/nature06224 . PMID 17960236. S2CID 4330204 .   
  128. ↑ تيسكارينو، ماثيو س.؛ وآخرون (2008). " مجموعة المراوح في الحلقة أ لكوكب زحل ". المجلة الفلكية . 135 (3): 1083-1091 . arXiv : 0710.4547 . Bibcode : 2008AJ....135.1083T . doi : 10.1088/0004-6256/135/3/1083 . S2CID 28620198 .  
  129. ↑ بوركو، سي. (25 فبراير 2013). "استعادة بليريو" . موقع CICLOPS الإلكتروني . ناسا/مختبر الدفع النفاث/معهد علوم الفضاء . تاريخ الاسترجاع: 22 سبتمبر 2022 .
  130. ↑ "أسماء الكواكب: تسمية الحلقات وفجوات الحلقات" . usgs.gov .
  131. ↑ وايسشتاين، إريك و. (2007). "عالم إريك وايسشتاين للفيزياء - حد روش" . scienceworld.wolfram.com . تاريخ الاسترجاع: 5 سبتمبر 2007 .
  132. ↑ ناسا. "ما هو حد روش؟" . ناسا - مختبر الدفع النفاث. مؤرشف من الأصل في 5 نوفمبر 1999. تم الاطلاع عليه في 5 سبتمبر 2007 .
  133. ↑ شانشيا، ر.و.؛ هيدمان، م.م.؛ كولي، س.و.هـ.؛ بروفان، ج.؛ يي، س.-ي. (16 أبريل 2019). "البنى الموسمية في قسم روش الغباري لكوكب زحل تتوافق مع دورات الغلاف المغناطيسي للكوكب". إيكاروس . 330 : 230-255 . arXiv : 1904.07928 . Bibcode : 2019Icar..330..230C . doi : 10.1016/j.icarus.2019.04.012 .
  134. ↑ هيدمان، إم إم؛ بيرنز، جيه إيه؛ تيسكارينو، إم إس؛ بوركو، سي سي (2009-07-01). "تنظيم بعض الأشياء الهشة للغاية: البنى الرنانة في حلقات زحل الخافتة" . إيكاروس . 202 (1): 260-279 . Bibcode : 2009Icar..202..260H . doi : 10.1016/j.icarus.2009.02.016 . ISSN 0019-1035 . 
  135. ↑ "IAUC 8401: S/2004 S 3, S/2004 S 4,, R/2004 S 1; 2004eg, 2004eh,, 2004ei" . www.cbat.eps.harvard.edu .
  136. ↑ "IAUC 8432: Sats, RINGS OF SATURN; 2004fc" . www.cbat.eps.harvard.edu .
  137. 1 2 3 موراي، سي دي؛ وآخرون . (5 يونيو 2008). "تحديد بنية حلقة F لكوكب زحل بواسطة الأقمار الصغيرة القريبة" ( ملف PDF) . مجلة نيتشر . 453 (7196): 739-744 . Bibcode : 2008Natur.453..739M . doi : 10.1038/nature06999 . PMID 18528389. S2CID 205213483 .   
  138. ^ كارتونين، هـ؛ وآخرون . (2007). علم الفلك الأساسي ( الطبعة الخامسة). برلين نيويورك: سبرينغر. رقم ISBN   978-3-540-34144-4. OCLC 804078150 . 
  139. ↑ لاكداوالا، إي. (2014-07-05). "حول كتل وحركات الأقمار الصغيرة: باندورا ليست "راعية"، لكن بروميثيوس لا يزال كذلك" . الجمعية الكوكبية . تم الاسترجاع في 2015-04-17 .
  140. ↑ كوزي، جيه إن؛ ويزين، إيه دي؛ هوجان، آر سي؛ دوبروفولسكيس، إيه آر؛ دونيس، إل؛ شوالتر، إم آر؛ كولويل، جيه إي؛ سكارجل، جيه دي (أبريل 2014). "لب حلقة زحل F: هدوء وسط الفوضى" . إيكاروس . 232 : 157-175 . Bibcode : 2014Icar..232..157C . doi : 10.1016/j.icarus.2013.12.027 . ISSN 0019-1035 . 
  141. ↑ هيودو، ر.؛ أوتسوكي، ك. (17 أغسطس/آب 2015). "حلقة F لأقمار زحل وأقماره الراعية: نتيجة طبيعية لتكوين نظام الأقمار". مجلة نيتشر للعلوم الجيولوجية . 8 (9): 686-689 . Bibcode : 2015NatGe...8..686H . doi : 10.1038/ngeo2508 .
  142. ↑ شارنوز، س.؛ وآخرون (2005). "كاسيني يكتشف حلقة حلزونية حركية حول زحل" (ملف PDF) . مجلة ساينس . 310 (5752): 1300-1304 . رمز Bibcode : 2005Sci...310.1300C . doi : 10.1126/science.1119387 . PMID 16311328. S2CID 6502280 .   
  143. ↑ بي إي مورغادو وآخرون (8 فبراير 2023). "حلقة كثيفة من الجسم العابر لنبتون كواوار خارج حدود روش الخاصة به" . مجلة نيتشر . 614 (7947): 239-243 . Bibcode : 2023Natur.614..239M . doi : 10.1038/S41586-022-05629-6 . ISSN 1476-4687 . PMID 36755175. Wikidata Q116754015 .    
  144. 1 2 مجلة ناسا للصور الكوكبية PIA08328: حلقات من صنع القمر
  145. ١ ٢ "وكالة ناسا تكتشف أن أقمار زحل قد تُشكّل حلقات جديدة" . كاسيني ليجاسي ١٩٩٧-٢٠٠٧ . مختبر الدفع النفاث . ١١ أكتوبر ٢٠٠٦. مؤرشف من الأصل في ١٦ أكتوبر ٢٠٠٦. تم الاطلاع عليه بتاريخ ٢٠ ديسمبر ٢٠١٧ .
  146. 1 2 3 هيدمان، م.م. وآخرون (2007). "مصدر حلقة G لكوكب زحل" (ملف PDF) . مجلة ساينس . 317 (5838): 653-656 . Bibcode : 2007Sci...317..653H . doi : 10.1126/science.1143964 . PMID 17673659. S2CID 137345 .   
  147. ↑ "S/2008 S 1. (صور مهمة ناسا كاسيني إلى زحل)" . ciclops.org . تم الاطلاع عليه بتاريخ 22-09-2022 .
  148. ↑ دافيسون، آنا (2 أغسطس 2007). "حلقة زحل تشكلت من بقايا قمر ميت منذ زمن طويل" . خدمة أخبار NewScientist.com.
  149. 1 2 بوركو سي سي وآخرون (2008-09-05). "المزيد من أقواس الحلقات لكوكب زحل" . موقع مختبر عمليات التصوير المركزي لمهمة كاسيني . مؤرشف من الأصل بتاريخ 2008-10-10 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2008-09-05 . 
  150. 1 2 3 هيدمان، م.م. وآخرون (25-11-2008). "ثلاث حلقات/أقواس واهية لثلاثة أقمار صغيرة". إيكاروس . 199 (2): 378-386 . Bibcode : 2009Icar..199..378H . doi : 10.1016/j.icarus.2008.11.001 . 
  151. 1 2 ألكسندر، آرثر فرانسيس أودونيل (1962). كوكب زحل: تاريخ من الملاحظة والنظرية والاكتشاف . لندن: فابر آند فابر. الصفحات 189-190 ، 314-316 . 
  152. ↑ راي، ويليام (1863-01-01). "ملاحظات على زحل" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 23 : 85. Bibcode : 1863MNRAS..23...85W . doi : 10.1093/mnras/23.3.85 . ISSN 0035-8711 . امتد ضوء خافت للغاية على جانبي الظل الداكن على الكرة، متداخلًا مع الخط الرفيع للضوء الذي تشكله حافة الحلقة، إلى حوالي ثلث طولها، مما أعطى انطباعًا بأنه الحلقة الداكنة، أكثر سمكًا بكثير من الحلقات الساطعة، ويُرى من حافتها، مُسقطًا على السماء. 
  153. ^ أنطونيادى، إي.-م. (1909). "Nouvelles de la Science, Variétés" . Bulletin de la Société Astronomique de France et Revue Mensuelle d'Astronomie (باللغة الفرنسية). 23 : 504. بيب كود : 1909BSAFR..23..504A .
  154. 1 2 فيبلمان، دبليو إيه (20 مايو 1967). "حول حلقة "د" لكوكب زحل" . مجلة نيتشر . 214 (5090): 793-794 . رمز Bibcode : 1967Natur.214..793F . doi : 10.1038/214793a0 . ISSN 0028-0836 . 
  155. ↑ سميث، برادفورد أ.؛ كوك، آلان ف.؛ فيبلمان، والتر أ.؛ بيبي، ريتا ف. (يوليو 1975). "حول حلقة يُشتبه في كونها خارجية عن حلقات زحل المرئية" . إيكاروس . 25 (3): 466-469 . Bibcode : 1975Icar...25..466S . doi : 10.1016/0019-1035(75)90012-3 . hdl : 2060/19740026172 .
  156. ↑ هيلير، جيه كيه؛ وآخرون (يونيو 2007). "تركيب الحلقة E لكوكب زحل" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 377 (4): 1588-1596 . Bibcode : 2007MNRAS.377.1588H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.11710.x . 
  157. 1 2 هيدمان، م.م. وآخرون (2012). "البنية ثلاثية الأبعاد لحلقة E لكوكب زحل". إيكاروس . 217 (1): 322-338 . arXiv : 1111.2568 . Bibcode : 2012Icar..217..322H . doi : 10.1016/j.icarus.2011.11.006 . S2CID 1432112 .  
  158. ↑ سبان، ف.؛ وآخرون . (10 مارس/آذار 2006). "قياسات غبار كاسيني في إنسيلادوس وآثارها على أصل الحلقة E". مجلة ساينس . 311 (5766): 1416-1418 . Bibcode : 2006Sci...311.1416S . CiteSeerX 10.1.1.466.6748 . doi : 10.1126/science.1121375 . PMID 16527969. S2CID 33554377 .    
  159. ↑ بوركو، سي سي ؛ هيلفينشتاين، بي؛ توماس، بي سي؛ إنجرسول، إيه بي؛ ويزدوم، جيه؛ ويست، آر؛ نيوكوم، جي؛ دينك، تي؛ فاغنر، آر. (10 مارس 2006). "كاسيني يرصد القطب الجنوبي النشط لإنسيلادوس" ( ملف PDF) . مجلة ساينس . 311 (5766): 1393-1401 . رمز Bibcode : 2006Sci...311.1393P . doi : 10.1126/science.1123013 . PMID 16527964. S2CID 6976648 .  
  160. ↑ "تحديد مصدر الخيوط الجليدية الممتدة إلى حلقات زحل" . أخبار ناسا . 14 أبريل 2015. مؤرشف من الأصل في 16 أبريل 2015. تم الاطلاع عليه في 15 أبريل 2015 .
  161. ↑ كيمبف، ساشا؛ بيكمان، أوفه؛ شميدت، يورغن (أبريل 2010). "كيف يغذي عمود غبار إنسيلادوس حلقة E لكوكب زحل". إيكاروس . 206 (2): 446-457 . Bibcode : 2010Icar..206..446K . doi : 10.1016/j.icarus.2009.09.016 .
  162. ↑ ميتشل، سي جيه؛ بوركو، سي سي؛ وايس، جيه دبليو (15 أبريل 2015). "تتبع ينابيع إنسيلادوس الحارة إلى حلقة E لكوكب زحل" (ملف PDF) . المجلة الفلكية . 149 (5): 156. رمز Bibcode : 2015AJ....149..156M . doi : 10.1088/0004-6256/149/5/156 . ISSN 1538-3881 . S2CID 55091776. مؤرشف من النسخة الأصلية (ملف PDF) بتاريخ 8 مارس 2019.  
  163. 1 2 سيارنييلو، ماورو؛ فيلاتشيوني، جيانريكو؛ نيكلسون، فيليب د.؛ هيدمان، ماثيو م.؛ شارنوز، سيباستيان؛ كوزي، جيفري ن.؛ المعتمد، مريم؛ هندريكس، أماندا ر.؛ رامبو، نيكولاس؛ ميلر، كيلي إي.؛ موسيس، أوليفييه؛ بايلي، كيفن؛ إسترادا، بول ر.؛ وايت، ج. هنتر (17-09-2024). "أصل وتكوين أقمار حلقات زحل" . مراجعات علوم الفضاء . 220 (7): 72. Bibcode : 2024SSRv..220...72C . doi : 10.1007/s11214-024-01103-z . ISSN 1572-9672 . 
  164. ↑ شينك، ب.؛ هاميلتون، د.ب.؛ جونسون، ر.إ.؛ ماكينون، و.ب.؛ بارانيكاس، س.؛ شميدت، ج.؛ شوالتر، م.ر. (يناير 2011). "البلازما، والأعمدة، والحلقات: ديناميكيات نظام زحل كما سُجلت في أنماط الألوان العالمية على أقماره الجليدية متوسطة الحجم". إيكاروس . 211 (1): 751-753 . Bibcode : 2011Icar..211..740S . doi : 10.1016/j.icarus.2010.08.016 .
  165. ↑ ماسون، بيتسي (15 فبراير 2010). "صور مقرّبة جديدة لقمري زحل ميمس وكاليبسو" . wired.com . كوندي ناست ديجيتال . تاريخ الاسترجاع: 23 ديسمبر 2011 .
  166. ↑ "JPL" . مختبر الدفع النفاث التابع لناسا (JPL) .
  167. 1 2 3 كوين، روب (2009-10-06). "اكتشاف أكبر حلقة كوكبية معروفة" . أخبار العلوم . تم الاسترجاع في 2022-05-30 .
  168. ↑ تامايا، د.؛ وآخرون . (23 يناير 2014). "أولى الملاحظات لحلقة فويب في الضوء المرئي". إيكاروس . 233 : 1-8 . arXiv : 1401.6166 . Bibcode : 2014Icar..233....1T . doi : 10.1016/j.icarus.2014.01.021 . S2CID 40032407 .  
  169. ↑ «ملك الحلقات» . ناسا، مركز تلسكوب سبيتزر الفضائي. 7 أكتوبر 2009. مؤرشف من الأصل في 10 أكتوبر 2009. تم الاطلاع عليه في 7 أكتوبر 2009 .
  170. ↑ غرايسون، ميشيل (2009-10-07). "اكتشاف حلقة ضخمة "شبحية" حول زحل" . أخبار الطبيعة . doi : 10.1038/news.2009.979 .
  171. ↑ ويل، مارتن (25 أكتوبر 2009). "علماء فلك من جامعتي فرجينيا وميريلاند يكتشفون حلقة أخرى لكوكب زحل" . صحيفة واشنطن بوست . ص 4ج . تاريخ الاسترجاع: 2 سبتمبر 2012 . 
  172. ↑ دينك، ت.؛ وآخرون . (10-12-2009). "إيابيتوس: خصائص سطحية فريدة وثنائية لونية عالمية من صور كاسيني" (ملف PDF) . مجلة ساينس . 327 ( 5964): 435-439 . رمز Bibcode : 2010Sci...327..435D . doi : 10.1126/science.1177088 . PMID 20007863. S2CID 165865. مؤرشف من النسخة الأصلية (ملف PDF) بتاريخ 27-02-2020.   
  173. ↑ "كاسيني على درب لغزٍ محيّر" . أخبار مهمات ناسا . ناسا. 8 أكتوبر 2007. مؤرشف من الأصل في 14 ديسمبر 2017. تم الاطلاع عليه في 20 ديسمبر 2017 .
  174. ↑ ماسون، ج. وآخرون (10 ديسمبر 2009). "كاسيني تقترب من حل لغز قمر زحل إيابيتوس الذي دام قرونًا" . غرفة أخبار موقع CICLOPS . معهد علوم الفضاء . مؤرشف من الأصل في 3 فبراير 2012. تم الاطلاع عليه في 22 ديسمبر 2009 . 
  175. ↑ سبنسر، جيه آر، وآخرون (10 ديسمبر 2009). "تكوين التباين الشديد في البياض الجليدي لجبل إيابيتوس بفعل هجرة الجليد الحراري المحفزة خارجيًا". مجلة ساينس . 327 (5964): 432-435 . Bibcode : 2010Sci...327..432S . CiteSeerX 10.1.1.651.4218 . doi : 10.1126/science.1177132 . PMID 20007862. S2CID 20663944 .