الفلك

لماذا فقط زحل له حلقات مرئية

لماذا فقط زحل له حلقات مرئية

قد يكون من المفاجئ معرفة أن جميع العمالقة الأربعة في نظامنا الشمسي لديهم حلقات تدور حولهم. ومع ذلك ، فإن زحل فقط لديه نظام من الحلقات المرئية بالعين المجردة. لماذا هذا؟ ما الذي يميز كوكب زحل مقارنةً بكوكب المشتري وأورانوس ونبتون ، ما يجعله الكوكب الوحيد الذي يمتلك نظام حلقات مرئي؟


بعبارة "مرئي بالعين المجردة" ، أعتبرها تعني "مرئي من الأرض باستخدام تلسكوب صغير".

حلقات زحل عبارة عن جليد مائي إلى حد كبير ، وبالتالي فهي تعكس المزيد من ضوء الشمس إلينا.

تحتوي حلقات المشتري على نسب منخفضة من الجليد ، والعديد من جزيئات الغبار الصغيرة التي تميل إلى تشتيت الضوء إلى الأمام بدلاً من العودة إلينا.

تتكون أنظمة حلقات أورانوس ونبتون من مادة مظلمة حقًا ، لذلك لا تعكس أيضًا الكثير من الضوء في اتجاهنا.


بناءً على ما قاله hartacus ، هناك سببان آخران متورطان أيضًا:

أورانوس ونبتون أبعد من ذلك بكثير:

في أقرب اقتراب من الأرض ، المسافة إلى:

  • زحل حوالي 746 مليون ميل (1.2 مليار كيلومتر)
  • أورانوس حوالي 1.7 مليار ميل (2.5 مليار كيلومتر)
  • نبتون حوالي 2.7 مليار ميل (4.3 مليار كيلومتر)

لذا فإن أورانوس ونبتون بعيدان جدًا ... وهما أصغر أيضًا ، وحلقاتهما ليست كثيفة.

في تلسكوب هواة ، من الصعب جدًا رؤية أورانوس على أنه أي شيء آخر غير قرص صغير ، خافت ، غامض ، مزرق. نبتون هو مجرد نقطة زرقاء وخضراء. الحلقات غير جوهرية ، بالمقارنة ، أنها لا تبرز.

في حالة كوكب المشتري ، تكمن المشكلة ببساطة في أنها غير جوهرية. حلقات جوفيان رقيقة للغاية بالمقارنة مع حلقات زحل. حلقت بعثتان من رحلات الطيران ، بايونير 10 وبايونير 11 ، بالقرب من كوكب المشتري دون ملاحظتهما على الإطلاق.

إلى جانب الاختلاف في التركيب والبياض ، فإنهما غير مرئيين للتلسكوبات الأرضية الأصغر.


لماذا فقط زحل له حلقات مرئية - علم الفلك


عرض أكثر تفصيلاً للحلقات الداخلية الأكثر إشراقًا ، ومقارنة الملاحظات المرئية والراديوية
انقر هنا للحصول على عرض أكثر تفصيلاً ناسا ، مختبر الدفع النفاث ، المجلة الكوكبية)

منظر لزحل وحلقاته من الأعلى ، يُظهر ظل الكوكب على الحلقات. يتعرض الجزء المتجه للشمس (المضاء بالنهار) من الكوكب للضوء بشكل مفرط ، بحيث يمكن رؤية الإضاءة الجزئية للجانب الليلي بسبب الانعكاس من الحلقات. (هذه الصورة مركبة من عدة صور لمركبة كاسيني الفضائية ، لذا تظهر أيضًا القطع الأثرية الناتجة عن دمج الصور ، خاصةً في الجانب الليلي). (فريق تصوير كاسيني ، مباحث أمن الدولة ، مختبر الدفع النفاث ، وكالة الفضاء الأوروبية ، ناسا ، apod070306) تم اكتشاف حلقة إضافية مؤخرًا في مدار Phoebe ، والتي تطلع على مناقشة الحلقة الجديدة.

ظهور الخواتم
تتكون حلقات زحل من توزيع يشبه الصفيحة للجسيمات الجليدية ، معظمها يتعلق بحجم وتكوين كرات الثلج ، تدور حول زحل في مدارات شبه دائرية تقريبًا ، على مسافات مختلفة من الكوكب. جميع الجسيمات موجودة جيدًا داخل منطقة محددة بواسطة Roche Limit ، حيث تميل جاذبية زحل إلى تمزيق الأجسام الكبيرة. إنها تصطدم باستمرار مع بعضها البعض وتتراكم إلى أحجام أكبر ، وفي نفس الوقت تتكسر باستمرار من خلال التصادمات وتفاعلها الثقالي مع زحل ، بحيث يكون توزيع أحجام الجسيمات ثابتًا تقريبًا بمرور الوقت.
يبلغ قطر الحلقات أكثر من 120000 ميل ولكنها رقيقة جدًا ، حيث لا يزيد سمكها عن بضع مئات من الياردات في أي مكان معين ، على الرغم من موجات الانحناء ناتج عن تفاعل جسيمات الحلقة مع بعضها البعض والأقمار المختلفة تتسبب في تذبذب "سطح" الحلقات لأعلى ولأسفل عدة مرات من تلك المسافة. نتيجة لذلك ، عندما يتم عرض الحلقات "على الحافة" يمكن أن تختفي بشكل أساسي من الرؤية. كيف يعمل هذا موضح في الرسم البياني أدناه:


كيف يتم توجيه حلقات زحل في نقاط مختلفة في مداره.
(تم التعديل من Chaisson ، "علم الفلك اليوم")




حلقات زحل بالقرب من الاعتدال ، تقريبًا حافة الشمس وبالتالي غير مضاءة
(فريق كاسيني للتصوير ، ISS ، JPL ، ESA ، NASA ، apod090825)


ظل وحلقات زحل قريبة من الاعتدال
(فريق كاسيني للتصوير ، ISS ، JPL ، ESA ، NASA ، apod090901)




عندما وصلت المركبة الفضائية كاسيني إلى زحل ، لم تظهر أي مكبرات صوت في حلقاتها ، مما ترك خلافات مختلفة حول طبيعة المتحدث وأصوله غير مستقرة. ومع ذلك ، فقد شوهدت مؤخرًا مكبرات صوت ، كما في الصورة أعلاه ، مأخوذة من جانب الظل من الحلقات ، بحيث يُنظر إلى المتحدث على أنه ضوء مقابل الخلفية الداكنة للحلقات. من المأمول أن تكشف دراسة إضافية عن المتحدث أخيرًا عن أصلهم ، وبالتأكيد تحدد طبيعتهم المادية والقوى التي تتحكم في سلوكهم. (سيكلوبس ، مختبر الدفع النفاث ، وكالة الفضاء الأوروبية ، ناسا apod061127)

لماذا الخواتم مسطحة جدا؟
كما لوحظ أعلاه ، فإن حلقات زحل مسطحة بشكل لا يصدق - في معظم الأماكن لا يتجاوز سمكها بضع مئات من الأمتار ، مقارنة بأكثر من مائة ألف ميل من الاتساع. لكي يحدث هذا ، يجب أن يكون للجسيمات التي تشكل الحلقات - عدد لا يحصى من الأجسام الجليدية ذات الأحجام المختلفة - نفس السرعة تقريبًا التي تدور حول الكوكب. أي اختلاف في حركتها ، سواء كان شعاعيًا (داخل أو خارجًا بالنسبة إلى مدار دائري تمامًا) ، أو عرضي (أسرع أو أبطأ بالنسبة للسرعة المدارية الدائرية في جوارها) ، أو عموديًا (لأعلى أو لأسفل بالنسبة لمستوى الحلقات) ، يجب أن تكون أقل من جزء من مائة ألف في المائة من متوسط ​​سرعتها. بعبارة أخرى ، على الرغم من الدوران حول زحل بسرعة مائة ألف ميل في الساعة ، فإن سرعاتهم النسبية في منطقة معينة يجب أن تكون 50 قدمًا فقط في الساعة.
يمكن رؤية سبب ذلك من خلال تخيل ما سيحدث إذا كانت هناك جسيمات لها حركة عمودية كبيرة بالنسبة لبقية جسيمات الحلقة. سيكون لمثل هذه الأجسام مدارات تتحرك صعودًا على جانب واحد من المدار ولأسفل على الجانب الآخر ، وعلى الجانبين المعاكسين للكوكب ، تمر عبر المستوى الدائري. إذا كان هناك القليل جدًا من المواد بالطريقة التي يمكنهم القيام بها إلى أجل غير مسمى ، وإذا كان هذا ممكنًا بلا شك ، فإن العديد من الأشياء ستفعل ذلك ، إذا كان ذلك فقط نتيجة الاصطدام بأشياء أخرى ، وستكون الحلقات أكثر سمكًا. ولكن بدلاً من ذلك ، نظرًا لوجود الكثير من المواد في الحلقات بحيث يمكنها في العديد من الأماكن حجب ضوء النجوم البعيدة ، فإن الاحتمالات هي أن أي جسيمات ذات حركات رأسية مهمة ستصطدم بجسيمات في المستوى الحلقي تقريبًا في كل مرة يتعين عليها المرور من خلاله. وفي تلك الاصطدامات ، فإن حركتها العمودية "تخمد" من خلال مشاركتها مع الأشياء التي اصطدمت بها ، والأشياء التي تصطدم بها تلك الأشياء وما إلى ذلك.
يمكن أن يحدث شيء مشابه إذا كانت هناك اختلافات كبيرة شعاعية أو عرضية في السرعة ، لذلك في أي منطقة معينة ، يجب أن تكون جميع الحركات التفاضلية صغيرة مثل سمك الحلقات مقارنة بعرضها.

تأثير زحل داخل الحلقات
على الرغم من أن الحركات التفاضلية داخل الحلقات يجب أن تكون صغيرة ، يجب أن يكون هناك تصادمات عرضية بين جسيمات الحلقة. بالنظر إلى السرعات البطيئة التي تتحرك بها هذه الأجسام مقارنةً ببعضها البعض وبالتالي تصطدم ببعضها البعض ، فمن الأرجح أن مثل هذه الاصطدامات ستنشئ أجسامًا أكبر وأكبر (يُشار إلى هذا النمو من خلال الاصطدام باسم التراكم) ، حتى لو كانت الأجسام مصنوعة من فضفاضة نسبيًا ، الهياكل الهشة ، كما يبدو أن العديد من الأجسام الجليدية في النظام الشمسي الخارجي. في الواقع ، تشير التقديرات إلى أن معظم المواد الموجودة في جزء معين من الحلقات قد تتحد جيدًا لتكوين أقمار صغيرة يبلغ قطرها بضعة أميال خلال فترات تتراوح بين بضعة أسابيع أو أشهر. ومع ذلك ، هناك مشكلة في هذا - وهي الكتلة الهائلة لزحل ، وما يقابلها من جاذبية هائلة.
التأثير الرئيسي لجاذبية زحل هو بالطبع الحفاظ على جسيمات الحلقة في مدار حوله ، ولكن تمامًا كما يرفع القمر المد والجزر على الأرض (والأرض على القمر ، وإن كانت المد والجزر "مجمدة" في هذه الحالة) ، يمكن لزحل أن يرفع المد والجزر داخل الأجسام الكبيرة المحيطة به. بالنسبة للأجسام الصغيرة جدًا ، يكون الاختلاف في الجاذبية بسبب زحل على جانب الجسم الأقرب إلى زحل وعلى جانب الجسم البعيد عن زحل ضئيلًا ، حتى بالمقارنة مع القوى الضعيفة التي تمسك الأجسام الجليدية معًا ، وذلك ببساطة بسبب "اللزوجة". ولكن إذا كانت تنمو إلى عدة أميال بقطر ، فإن قوى المد والجزر ستصبح أكبر بكثير ، وفي الواقع فإن أي جسم يقع على مسافة معينة من زحل - يشار إليه باسم Roche Limit بعد اكتشافه - سوف يتمدد بفعل قوى المد والجزر من الكوكب أكبر من أي جاذبية تمارسها على نفسها ، وبمجرد أن تصبح كبيرة بما يكفي ، فإن المزيد من الاصطدامات ستميل إلى تحطيمها إلى قطع أصغر ، بدلاً من بنائها إلى حجم أكبر.
كما يحدث ، تقع جميع مواد الحلقة تقريبًا ضمن حدود Roche Limit لزحل ، لذلك على الرغم من أن الاصطدامات تميل إلى بناء الأشياء على نطاقات زمنية قصيرة ، فإن الأجسام الأكبر تميل في النهاية إلى الانقسام إلى قطع أصغر ، وفي المتوسط ​​التوزيع يجب أن تكون أحجام الجسيمات الحلقية ثابتة تقريبًا. ومع ذلك ، هناك عامل آخر يعد بإنهاء وجود الحلقات كما نعرفها في غضون بضع عشرات أو مئات الملايين من السنين. هذا العامل هو الغلاف الجوي الخارجي لزحل ، والذي على الرغم من خلخلة بشكل لا يصدق على مسافة حلقاته من زحل ، إلا أنه يمكن أن يمارس قوى احتكاك صغيرة جدًا على جسيمات الحلقة ، خاصة في الأجزاء الداخلية من الحلقات. نتيجة لذلك ، هناك انصهار بطيء للمواد نحو الكوكب ، والذي سيزيل مع مرور الوقت معظم المواد من الحلقات ويمحو مظهرها المذهل. هذا يعني أن الحلقات يجب ألا تكون سمة دائمة ، ولكن ربما تكونت نتيجة مرور مذنب أو جسم جليدي آخر قريب جدًا من زحل ليبقى في قطعة واحدة في الماضي غير البعيد "ليس بعيدًا جدًا" في هذه الحالة يعني في وقت ما خلال مئات الملايين القليلة الماضية من السنين.

تأثير أقمار زحل داخل الحلقات
يمكن لبعض أقمار زحل أيضًا أن تمارس قوى الجاذبية على الحلقات. أهمها ميماس ، المسؤولة مباشرة عن قسم كاسيني - المنطقة الكبيرة المظلمة الفارغة تقريبًا التي تفصل الحلقات الخارجية عن الحلقات الداخلية. الانقسام ناتج عن صدى بين الفترة المدارية لجسيمات الحلقة الموجودة في تلك المنطقة مع الفترة المدارية لميماس. (في الوقت الحالي ، راجع ميماس لمناقشة هذا التفاعل.)

مقارنة بين حلقات زحل والسديم الشمسي
كان من الممكن أن يحدث شيء مشابه في بدايات النظام الشمسي ، كما سنرى عند مناقشة أصل النظام الشمسي. في ذلك الوقت ، كانت الأجزاء الصلبة الآن من الكواكب موجودة على شكل غازات ، أو على شكل أجزاء لا حصر لها من الغبار المجهري - الجليد والسخام وأكاسيد المعادن - التي تدور حول الشمس ، داخل السديم الشمسي. مع هذه الكميات الهائلة من الغازات والغبار التفاعلات بين المواد في منطقة معينة ستضمن أن الحركات كانت منتظمة تقريبًا ، وأن سرعات الاصطدام ستكون صغيرة جدًا ، مما يسمح للأشياء بالتراكم بسرعة كبيرة. يحدث شيء مشابه في حلقات زحل ، ولكن بسبب قرب زحل من قرب (تقع جميع الحلقات داخل منطقة محددة بواسطة Roche Limit ، حيث تكون جاذبية زحل أقوى من جاذبية جسيمات الحلقة) ، الأجسام التي تبني حتى الأحجام الكبيرة أكثر عرضة للتمزق بدلاً من النمو أكثر. في السديم الشمسي ، كان حد روش للشمس في منطقة لا يمكن أن توجد فيها مواد صلبة بسبب ارتفاع درجة حرارة الشمس ، لذلك لم يكن عاملاً ، وبما أن الأجسام تتجمع بسرعة من خلال الاصطدامات ، لم يكن هناك حد لمدى كبرها. يمكن أن تنمو ، باستثناء كمية المواد المتاحة.

بعض الصور التفصيلية (القديمة) للحلقات تظهر الكثافة والموجات الشعاعية

أعلاه ، صورة عامة (أي صورة الضوء المرئي بالقرب من أعلى هذه الصفحة)
أدناه ، مناظر أكبر لأجزاء من الحلقات


تتعمق غيوم زحل و # 8217s ، وقد تمطر الحلقات مواد عضوية

رسم فنان & # 8217s للهيكل الداخلي لـ Saturn & # 8217s. الائتمان: NASA / JPL-Caltech

غيوم زحل & # 8217s لها جذور أعمق داخل الكوكب والغلاف الجوي # 8217 مما كان يعتقده العلماء سابقًا ، ويعتقد الآن أن حلقات زحل & # 8217s & # 8212 قد تشكلت في 200 مليون سنة الماضية ويبدو أن # 8212 تمطر جزيئات عضوية على الكوكب وفقًا للملاحظات التي أجرتها NASA & # 8217s المركبة الفضائية كاسيني العام الماضي في الأسابيع الأخيرة من مهمتها.

تستمر الاكتشافات من خاتمة كاسيني الكبرى ، عندما مر مسبار الفضاء طويل العمر الذي يعمل بالبلوتونيوم عبر فجوة بين زحل وحلقاته ، في إبقاء العلماء على أهبة الاستعداد.

& # 8220 إن الطقس وما تشاهده على زحل ليس فقط في الغلاف الجوي الرقيق جدًا الذي تراه ، بل إنه أعمق & # 8221 ، & # 8221 قالت ليندا سبيلكر ، عالمة مشروع كاسيني في مختبر الدفع النفاث التابع لناسا و # 8217s.

خلال ممرات Cassini & # 8217s 22 داخل حلقات Saturn & # 8217s ، قامت المركبة الفضائية بقياس جاذبية الغاز العملاق & # 8217s مباشرة ، مما سمح للعلماء بالتمييز بين التأثيرات من الحلقات والكوكب نفسه. مع انخفاض الوقود ، سقطت كاسيني في الغلاف الجوي لزحل في 15 سبتمبر 2017 ، على النحو المنشود.

أعطت القياسات علماء كاسيني فكرة أفضل عن البنية الداخلية لزحل ، والتي توضح كيفية توزيع الكتلة داخل الكوكب. تساعد البيانات أيضًا العلماء على تحسين حسابات كتلة حلقات زحل ، وهو رقم يعطي تقديرًا لأعمارهم.

أنظمة الطقس على زحل ليست مذهلة بصريًا مثل تلك الموجودة على كوكب المشتري ، لكن سبيلكر قال إن العلماء يرون الآن دليلًا على أن غيوم زحل وتياراتها النفاثة تمتد إلى عمق أكبر بكثير في الكوكب مما كانوا يتوقعون.

& # 8220 كان الفكر الأولي هو أن السُمك ربما لا يتجاوز بضع مئات من الكيلومترات ، أو شيء من هذا القبيل ، وأنه & # 8217s تحول إلى آلاف الكيلومترات بدلاً من ذلك ، & # 8221 قال سبيلكر الشهر الماضي في المؤتمر 49 لعلوم القمر والكواكب بالقرب من هيوستن.

وجدت المركبة الفضائية جونو التابعة لناسا و # 8217s ، التي تستكشف حاليًا الهيكل الداخلي لكوكب المشتري ، أن التيارات النفاثة للكوكب و # 8217s تمتد أيضًا أسفل قمم السحابة ، ربما إلى عمق 1900 ميل (3000 كيلومتر).

أصدر فريق Juno هذا الإعلان في أوائل مارس.

& # 8220Galileo شاهد الخطوط على كوكب المشتري منذ أكثر من 400 عام ، & # 8221 قال يوهاي كاسبي ، الباحث المشارك جونو من معهد وايزمان للعلوم في ريهوفوت ، إسرائيل ، والمؤلف الرئيسي لورقة نيتشر على كوكب المشتري & # 8217s طبقة الطقس العميق . & # 8220 حتى الآن ، لم يكن لدينا سوى فهم سطحي لها وتمكنا من ربط هذه الخطوط بالميزات السحابية على طول نفاثات كوكب المشتري. الآن ، بعد قياسات جاذبية جونو ، نعرف مدى عمق امتداد النفاثات وما هي بنيتها تحت السحب المرئية. & # 8217s مثل الانتقال من صورة ثنائية الأبعاد إلى نسخة ثلاثية الأبعاد بدقة عالية. & # 8221

في ضربة حظ لعلماء الكواكب ، أجرت كاسيني قياسات مماثلة لعمق زحل # 8217s في نفس الوقت الذي كان جونو يسبر فيه كوكب المشتري.

& # 8220 على كوكب المشتري ، رأوا عمق الغلاف الجوي 3000 كيلومتر ، & # 8221 قال سبيلكر. & # 8220 كان ذلك مذهلاً جدًا ، والآن أصبح زحل أعمق بكثير. سيكون من المثير للاهتمام معرفة متى يبدؤون في مقارنة كوكب المشتري وزحل. & # 8221

رسم فنان & # 8217s للمركبة الفضائية كاسيني خلال أحد مداراتها النهائية بين زحل وحلقاته. الائتمان: NASA / JPL-Caltech

تشير بيانات الجاذبية من المدارات 22 الأخيرة لكاسيني & # 8217s أيضًا إلى تشكيل حديث نسبيًا لحلقات زحل & # 8217s & # 8212 في وقت ما في 200 مليون سنة الماضية ، حول الوقت الذي بدأت فيه الديناصورات بالازدهار على الأرض ، وجزء صغير من حوالي 4.5 مليار سنة من عمر زحل نفسه. النظرية السائدة هي أن مذنبًا أو قمرًا أو بعض المتطفلين الكونيين الآخرين غامروا بالقرب من زحل. مزقت جاذبية زحل الجسم بعيدًا ، وشكلت بقايا الجليد والغبار حلقات الكوكب الشهيرة.

اشتق العلماء عمر حلقة زحل # 8217s من الحلقات وكتلة # 8217.

& # 8220 قبل المدارات النهائية الكبرى ، كانت تلك الكتلة غير مؤكدة بنحو 100 في المائة ، وهو عدد كبير ، & # 8221 قال سبيلكر.

لا يزال هناك بعض عدم اليقين في تقدير كتلة الحلقة بعد كاسيني ، لكن أشرطة الخطأ ضاقت ، ويتركز التقدير على رقم أقل ضخامة قليلاً من التوقعات السابقة.

وقال سبيلكر إن النتائج قدمت للنشر في مجلة Science.

& # 8220 يشير هذا إلى حلقات صغيرة جدًا ، حلقات ربما تكون في حدود 100 مليون سنة أو نحو ذلك ، بسبب هذه الكتلة المنخفضة جدًا للحلقات ، & # 8221 قال سبيلكر. & # 8220 إذن كانت هذه نتيجة مذهلة حقًا ، نتيجة جديدة يمكن أن نحصل عليها مع كاسيني. & # 8221

قال جيف كوزي ، الخبير في حلقات Saturn & # 8217s في مركز أبحاث NASA & # 8217s Ames ، إن الوقت قد حان للعلماء لإعادة التفكير في نظرياتهم حول كيفية تشكل الحلقات.

قال كوزي إن أكبر الأجسام في النظام الشمسي استقرت في مدارات مستقرة حول الشمس بحلول الوقت الذي ظهرت فيه الحلقات في زحل ، مما يجعل احتمال وجود قطعة كبيرة من الصخور أو الجليد تغامر بالقرب من الكوكب قبل 200 مليون سنة & # 8220 إحصائيًا غير مرجح. & # 8221

وقال إن قمرًا بحجم تيتان ، وهو أكبر بنسبة 50 في المائة من قمر الأرض ورقم 8217 ، ربما يكون قد انجرف بالقرب من زحل وتمزق إلى أجزاء. لكن هذا السيناريو كان من المرجح أن يحدث عندما كان النظام الشمسي أكثر فوضوية منذ مليارات السنين.

& # 8220 السيناريو الشاب الوحيد الذي لديه أي معقولية & # 8230 هو أن نظام القمر زحل قد يتطور بثبات شديد على مدار عمر النظام الشمسي بالكامل تقريبًا حتى تم ضرب صدى منذ حوالي 100 مليون سنة ، & # 8221 قال Cuzzi .

قال كوزي إن الأقمار & # 8217 مدارات كانت ستصبح غير مستقرة في مثل هذا السيناريو ، مما يتسبب في اصطدامها ببعضها البعض وإلقاء الحطام الجليدي.

قال كوزي إنه لا يزال يتعين على العلماء حل بعض الأسئلة العالقة في مثل هذا السيناريو ، مثل كيف يمكن للحطام أن ينتقل إلى الحلقات & # 8217 المواقع الحالية. أظهرت الأبحاث أن رنينًا حديثًا بين الأقمار يمكن أن يحدث فقط في زحل ، وربما يكون هذا هو السبب وراء ظهور حلقات جديدة ومشرقة هناك ولكن ليس حول الكواكب الأخرى في النظام الشمسي.

& # 8220 جميع الكواكب العملاقة لديها هذه الحلقات الصغيرة الضعيفة من المواد البدائية المظلمة ، & # 8221 Cuzzi قال. & # 8220 فقط زحل لديه هذه الحلقات الجليدية الضخمة. & # 8221

& # 8220The هم & # 8217re لن يذهبوا بعيدًا ، إنهم & # 8217re سيظلون أكثر قتامة ، & # 8221 Cuzzi قال. & # 8220 نحن & # 8217 محظوظون لرؤيتهم الآن. & # 8221

قامت كاسيني أيضًا بأول قياس مباشر للمادة التي تمطر على زحل من الحلقة الداخلية للكوكب # 8217s.

كشفت العديد من أدوات كاسيني & # 8217 جسيمات مجهرية ، كان حجم معظمها أصغر من جزء من الألف من المليمتر ، حيث كان المسبار يتنقل بين الحلقات المرئية وقمم زحل. أشارت الدراسات السابقة إلى أن الحلقات قد تودع المواد في جو زحل.

صورة ملف لكوكب زحل بإضاءة خلفية وحلقاته التقطتها المركبة الفضائية كاسيني في عام 2006. Credit: NASA / JPL-Caltech

كانت الجسيمات & # 8212 أو & # 8220 nano-grains & # 8221 كما يسميها بعض العلماء & # 8212 صغيرة جدًا لتشكل خطرًا على كاسيني حيث طارت المركبة الفضائية عبر الفجوة الحلقية بسرعة تزيد عن 60.000 ميل في الساعة.

تمطر المادة على الغلاف الجوي لزحل و # 8217 بالقرب من خط الاستواء و # 8217. حدد العلماء الكثير من المواد على أنها جليد مائي ولم يكن الأمر مفاجئًا لأن الماء يشكل أكثر من 90 بالمائة من الحلقات.

لكن النتائج الأولية تظهر أن هناك جسيمات أثقل ، بما في ذلك الجزيئات العضوية مثل الميثان ، مضمنة في المادة التي تمطر من الحلقة D. ونسبة الجليد المائي في المطر & # 8220ring & # 8221 أقل من نسبة الماء في الحلقات نفسها ، مما يشير إلى فقد الماء.

كان هذا الاكتشاف غير متوقع.

يبحث الباحثون الآن عن مصدر الجزيئات العضوية الحاملة للكربون. قال العلماء إنه يمكن إحضارها من مصادر خارجية ، مثل أقمار زحل & # 8217s أو المذنبات.

حلقات Saturn & # 8217s لها صبغة حمراء صامتة عندما يبالغ المحللون في لونها في الصور.

& # 8220 هل هي حمراء بسبب الصدأ القديم الجيد مثل المريخ ، أم أنها حمراء بسبب نفس أنواع المواد العضوية & # 8230 التي تصنع الجزر والطماطم والبطيخ الأحمر؟ & # 8221 قال Cuzzi.

& # 8220 بالنسبة لي ، هذا يجيب على سؤال ما الذي يجعل الحلقات حمراء. انها & # 8217s العضوية. & # 8221

تابع ستيفن كلارك على تويتر: @ StephenClark1.


عوالم الخلق: زحل

يشتهر زحل بنظام حلقاته المذهل ، وهو حقًا جوهرة النظام الشمسي. على الرغم من أن كوكب المشتري وأورانوس ونبتون له حلقات أيضًا ، إلا أن حلقات زحل فقط هي التي يمكن رؤيتها بسهولة من الأرض وهي رمز لعلم الفلك. ومع ذلك ، كانت هذه الحلقات غير معروفة حتى القرن السابع عشر. خلال الخمسة آلاف ونصف الألفية الأولى ، كان زحل ببساطة الأبطأ من بين "النجوم المتجولة" الخمسة. مهد اختراع التلسكوب في عام 1608 الطريق لمزيد من التلسكوبات المتقدمة ، مما سمح لعلماء الفلك في النهاية برؤية زحل بكل روعته.

الخصائص المدارية والخصائص الفيزيائية

يدور زحل حول الشمس على مسافة متوسطة تبلغ 890 مليون ميل ، أي تسعة أضعاف ونصف قطر مدار الأرض. لذلك ستبدو الشمس أصغر بعشر مرات كما تُرى من زحل ، وستكون أكثر خفوتًا بنسبة 92 مرة. مع القليل من الطاقة الشمسية ، يحافظ زحل على درجة حرارة باردة إلى حد ما تبلغ 218 درجة تحت الصفر على مقياس فهرنهايت. يستغرق زحل 29.5 سنة للدوران حول الشمس مرة واحدة. لكن لديه ثاني أسرع دوران لأي كوكب: حوالي 10.5 ساعة.

زحل هو جوفيان كوكب - يعني "مثل كوكب المشتري". إنه عملاق غازي ، بدون سطح صلب ، يتكون بالكامل تقريبًا من غاز الهيدروجين والهيليوم مع العناصر النزرة التي تشكل مركبات مثل الأمونيا والميثان. تؤدي هذه المركبات النادرة إلى ظهور ألوان خفية في الغلاف الجوي لكوكب زحل. تمتد سحب زحل إلى أحزمة ومناطق ، كما هو الحال في كوكب المشتري. لكن أحزمة ومناطق زحل أقل تميزًا بكثير في المظهر من أحزمة ومناطق كوكب المشتري. يتسبب الدوران السريع لزحل في أن يكون شكل الكوكب كروي مفلطح ، بنصف قطر استوائي أكبر بشكل ملحوظ من نصف قطره القطبي - تمامًا مثل كوكب المشتري.

يبلغ قطر كوكب زحل حوالي تسعة كواكب ، وهو أصغر قليلاً من كوكب المشتري ، على الرغم من أنه أقل كتلة بكثير. زحل لديه أقل كثافة من أي كوكب في النظام الشمسي. يبلغ متوسط ​​كثافة كوكب زحل 0.687 جرامًا لكل سنتيمتر مكعب ، وهو أقل من كثافة الماء. وبالتالي ، على عكس أي كوكب آخر ، سوف يطفو زحل في الماء.

يميل محور دوران زحل بمقدار 27 درجة تقريبًا بالنسبة لمحوره المداري ، وهو ما يزيد قليلاً عن إمالة الأرض البالغة 23.5 درجة. ومن ثم ، فإن زحل يواجه مواسم مثل الأرض ، ولكن ما يقرب من 30 مرة أطول بسبب الفترة المدارية الطويلة لزحل. مثل هذا الميل يمثل إشكالية من منظور علماني. في سيناريو التكوين العلماني القياسي ، يقال إن الكواكب تشكلت من سديم شمسي بدائي منهار. في مثل هذه الحالة ، يجب أن يدوروا جميعًا حول نفس محور مدارهم بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي. لكن الكثيرين لا يفعلون ذلك. يُفسر الميل المحوري للأرض أحيانًا على أنه نتيجة لتأثير كبير (لا يوجد دليل عليه). لكن هذا التفسير لن ينجح مع عملاق الغاز العملاق مثل زحل. بدلاً من ذلك ، يعد ميله ميزة تصميم ، كما سنستكشف أدناه.

غالبًا ما يتسبب زحل في حدوث عواصف في غلافه الجوي ، والتي تظهر على شكل سمات سوداء أو بيضاء. تفتقر إلى عاصفة دائمة مثل البقعة الحمراء العظيمة لكوكب المشتري. ومع ذلك ، غالبًا ما تظهر عاصفة بيضاء كبيرة في نصف الكرة الشمالي لكوكب زحل خلال صيف (زحل) ، والذي يحدث كل ثلاثين عامًا. شوهدت هذه العاصفة في عام 1990 وكان من المتوقع أن تظهر العاصفة التالية في عام 2020. ومع ذلك ، ظهرت عاصفة بيضاء هائلة في عام 2010 & # 8211 قبل عشر سنوات ، مما أسعد علماء الفلك كثيرًا. لحسن الحظ ، كانت المركبة الفضائية كاسيني تدور حول زحل في ذلك الوقت ، وقدمت صورًا مذهلة للحدث.

صورة مركبة كاسيني الفضائية لكوكب زحل تظهر عاصفة بيضاء في نصف الكرة الشمالي.
25 فبراير 2011

مثل كوكب المشتري ، يمتلك زحل حرارة داخلية كبيرة. تشع أكثر من 2.5 مرة من الطاقة التي تتلقاها من الشمس. نظرًا لأن زحل يفتقر إلى أي عناصر مشعة كبيرة لإنتاج مثل هذه الحرارة ، فإن التفسير الأكثر منطقية هو أن هذه الحرارة بدائية - أي أن الله خلق زحل في البداية بالحرارة الداخلية. ولكن ، إذا كان عمر زحل بلايين السنين كما يدعي العلمانيون ، فلابد أن يكون قد ابتعد عن كل حرارته منذ زمن بعيد. تدل الحرارة الداخلية بشكل عام على الخلق الحديث.

وبالمثل ، يمتلك زحل مجالًا مغناطيسيًا قويًا ، وإن لم يكن بنفس قوة مجال كوكب المشتري. تحدث المجالات المغناطيسية بسبب حركة الجسيمات المشحونة - التيار الكهربائي. نظرًا لأن مثل هذا التيار يتحلل بشكل طبيعي بمرور الوقت ، فإن المجال المغناطيسي لزحل يعد مؤشرًا على أن عمر الكوكب لا يتجاوز آلاف السنين ، وليس بالقرب من العمر المفترض العلماني. غالبًا ما ينتج عن المجال المغناطيسي لزحل شفق قطبي بالقرب من قطبيه.

زارت أربع مركبات فضائية زحل. كان بايونير 11 أول من حلّق بالقرب من زحل في سبتمبر 1979. زارت فوييجر 1 زحل في عام 1980 ، وقدمت صورًا عالية الدقة للكوكب وحلقاته وبعض أقماره. على وجه الخصوص ، لقد مرت بالقرب من أكبر أقمار زحل: تيتان. تجاوزت فوييجر 2 زحل عام 1981 ، مؤكدة اكتشاف عدة أقمار جديدة. تم وضع المركبة الفضائية كاسيني في مدار حول زحل في عام 2004 ، مما أدى إلى إنتاج صور عالية الدقة وجمع بيانات أخرى حتى نهاية مهمتها في عام 2017.

ملك الخواتم

الميزة الأكثر شهرة في زحل لا تنتمي إلى الكوكب نفسه ، ولكن نظام الحلقات الخاص به. لاحظ جاليليو زحل في تلسكوبه المصنوع منزليًا في عام 1610. استطاع أن يرى أن زحل ظهر بشكل غير طبيعي. لم يكن مجسمًا كرويًا بسيطًا ، ولكن كان له سمات ملحوظة على جانبيها الأيمن والأيسر. ومع ذلك ، لم يكن تلسكوبه كافيًا لتمييز هذه الميزات. كان يعتقد أنه ربما كان يرى قمرين على يسار ويمين زحل. لكن لماذا فشلوا في الدوران حول زحل؟ ربما كانت طبيعة المظهر الغريب لزحل هي المشكلة المركزية في علم الفلك من أوائل إلى منتصف القرن السابع عشر. جاء الحل في عام 1655 ، عندما تمكن كريستيان هيغنز من تمييز أن كوكب زحل محاط بقرص مسطح من الحلقات.

في البداية ، اعتقد معظم علماء الفلك أن الحلقات عبارة عن قرص صلب واحد. لكننا نفهم الآن أن حلقات زحل تتكون من تريليونات من الأقمار الصغيرة المكونة في الغالب من جليد مائي يدور حول خط استواء زحل. يتراوح حجمها من جزيئات الغبار إلى الحصى الأكبر ، وربما بعض التراكمات التي يبلغ عرضها عدة أقدام. تمتد الحلقات الرئيسية (المرئية بسهولة) من 4300 ميل إلى 50000 ميل من خط استواء زحل. للمقارنة ، يبلغ نصف القطر (الاستوائي) لكوكب زحل 37500 ميل. تدور الحلقات في مستوى خط استواء زحل ، ويبلغ سمكها أقل من ميل واحد. لهذا السبب ، لا يمكن رؤيتها عند عرضها على الحافة.

الحلقات الرئيسية مقسمة إلى ثلاثة أنظمة مميزة بشكل واضح ، تسمى الحلقات A و B و C. الحلقة A هي الأبعد ، وهي مفصولة جسديًا عن الحلقة B عن طريق كسر ملحوظ يسمى تقسيم كاسيني. غالبًا ما يكون قسم كاسيني مرئيًا في تلسكوب متوسط ​​في الفناء الخلفي في ظل ظروف رؤية جيدة. هذا الفاصل الرقيق ، في الواقع ، يبلغ عرضه 2920 ميلاً! على الرغم من أن قسم كاسيني ليس فارغًا تمامًا ، إلا أنه يحتوي على جزيئات أقل بكثير من الحلقات الرئيسية ، وبالتالي يبدو غامقًا.

الحلقة B هي الأكثر سطوعًا ، ويمكن رؤيتها بسهولة إلى جانب الحلقة A حتى في تلسكوب الفناء الخلفي المتواضع. في الثمانينيات ، كشفت الصور من مهمات فوييجر عن وجود "مكبرات صوت" داخل الحلقة B. ظهرت هذه كخطوط شعاعية تمتد بعيدًا عن زحل مثل مكابح عجلة دراجة. ومن الغريب أن هذه الأسلاك تبدو وكأنها تظهر دورانًا لجسم صلب. أي أنها لا تتحرك مع الجسيمات (التي تدور بشكل تفاضلي وفقًا لقانون كبلر الثالث) ، ولكنها تدور جميعها بنفس السرعة الزاوية كما لو كانت على قرص صلب. توجد عدة فرضيات لشرح هذه الألفاظ ، لكن لا يوجد تفسير إجماعي في الوقت الحالي.

تظهر صورة Cassini هذه & # 8220spokes & # 8221 على الحلقة B المرئية على الجانب الأيمن من اللوحة. يمكن رؤية الحلقة F الرقيقة التي تشبه الخيط بسهولة خارج الحلقة A.

الحلقة C الداخلية هي أضعف حلقة من الثلاثة ، ولكن لا يزال من الممكن اكتشافها باستخدام التلسكوبات الأرضية عالية الجودة. تتمتع هذه الأنظمة الحلقية الثلاثة بهيكل أدق بكثير داخلها ، وتتألف من مئات الحلقات الرقيقة داخل كل منها. وهناك عدة فواصل صغيرة داخل هذه الأنظمة ، شبيهة بتقسيم كاسيني ، لكنها أضيق. ومن أشهر هذه الثغرات هي فجوة Encke داخل النظام A. [2] من الممكن ، على الرغم من كونها صعبة للغاية ، رؤية فجوة Encke في تلسكوب فناء خلفي عالي الجودة في ظل ظروف مثالية.

تم اكتشاف نظام حلقة خافتة أخرى في عام 1966. يشار إليها الآن باسم الحلقة E ، وهي في الواقع حلقة من مادة وليست قرصًا رقيقًا مسطحًا. إنها تزيد عن ضعف المسافة من الغلاف الجوي لكوكب زحل مثل الحلقة A. وجدت المركبة الفضائية كاسيني أن الحلقة E تتكون من مادة مقذوفة في السخانات من قمر زحل إنسيلادوس.

لقد حسنت المركبات الفضائية الأربع غير المأهولة التي زارت زحل بشكل كبير معرفتنا بالحلقات ، نظرًا لأنها تحتوي على ميزات مصورة لا يمكن اكتشافها بسهولة من الأرض. اكتشفت فوييجر 1 الحلقة D ، وهي نظام خافت للغاية يقع داخل الحلقة C ويمتد تقريبًا إلى الغلاف الجوي الخارجي لزحل. اكتشف بايونير 11 الحلقة F. على عكس الحلقات الأخرى التي تظهر على شكل أوراق عريضة ، تتكون الحلقة F من خيط أساسي واحد وخيط ثانوي يبدو وكأنه يلتف حول الأساسي. تقع الحلقة F خارج الحلقة A مباشرة ، ويفصل بينهما قسم Roche. كما تم اكتشاف حلقة G باهتة بين الحلقتين F و E. تدور كل هذه الحلقات في مستوى خط استواء زحل ، وتدور جسيماتها حول تقدم زحل - في نفس الاتجاه الذي يدور فيه زحل.

التقطت مركبة كاسيني الفضائية هذه الصورة الجانبية الليلية لكوكب زحل. يمكن رؤية الحلقات الخافتة بسهولة بسبب أشعة الشمس المتناثرة. لاحظ أن قسم كاسيني يبدو ساطعًا وليس مظلمًا ، مما يكشف أنه ليس فارغًا تمامًا.

في الآونة الأخيرة ، وجد علماء الفلك دليلاً على وجود حلقة خافتة للغاية ولكنها هائلة الحجم على مسافة أكبر بكثير من زحل. تمتد حلقة فيبي هذه من حوالي 3.8 مليون ميل إلى 10.1 مليون ميل من زحل ، وتشمل مدار قمر زحل فيبي. الحلقة تقع في مستوى كوكب زحل يدور في مدار - ليس خط استواء زحل ، وبالتالي يميل بالنسبة لجميع الحلقات الأخرى بمقدار 27 درجة. تدور حلقة فيبي في اتجاه رجعي - الاتجاه المعاكس لدوران زحل ، كما يفعل القمر فيبي. يُعتقد أن هذه الحلقة الهائلة قد نتجت عن مادة طردت من فيبي.

تُظهر هذه الصورة بالأشعة تحت الحمراء حلقة فيبي الهائلة لـ Saturn & # 8217s.

حلقات زحل هي ظاهرة عابرة. لن يدوموا إلى الأبد. في الواقع ، لا يمكن أن تدوم مليارات السنين. وذلك لأن عددًا من العمليات يتسبب في تآكل الجسيمات الموجودة في الحلقات أو الالتفاف نحو الداخل بمرور الوقت. Collisions between the particles results in a net loss of orbital energy. The very smallest particles are subject to radiation pressure, which can degrade their orbit. Gravitational perturbations caused by Saturn and its moons will affect the orbits of the particles in the rings. And the magnetic field of Saturn will produce a force on any charged particles. Most secularists now agree that rings cannot last billions of years. They therefore think that such rings are a recent formation in a very old solar system. But what is the probability that we would be so fortunate as to live at a time when all four of the large planets have recently developed rings?

These two Cassini images each show Saturn from a perspective that is not possible from Earth. As such, they can only be achieved by a spacecraft. The left panel shows Saturn in a crescent phase, indicating that it was taken from a position farther from the sun than Saturn is (which Earth can never be). The right panel shows an overhead view of Saturn’s northern hemisphere – an angle that cannot be seen from Earth.

Observing Saturn

When people have the opportunity to see Saturn for the first time in a backyard telescope, the reaction is almost always the same: “Wow!” It won’t look as big or as sharply focused as the wonderful Hubble or other spacecraft images we see in textbooks. Nonetheless, there is something magical about the inimitable experience of seeing this little gem with your own eyes. The rings give Saturn a unique 3-dimensional appearance unrivaled in beauty. Yet, this seemingly little jewel is far larger than Earth and only appears tiny because we are seeing it from nearly a billion miles away. But what details can you expect to see on Saturn?

Saturn’s appearance in a telescope varies dramatically depending on where Saturn is in its 29.5-year orbit. It appears to observers on Earth as if Saturn’s tilt gradually changes from a maximum of 27 degrees, to zero degrees, to -27 degrees, back to zero degrees and then finally back to 27 degrees. The complete cycle lasts 29.5 years – the same as Saturn’s orbital period around the sun. In reality, Saturn’s equator is always tilted 27 degrees relative to its orbital plane. But, as Saturn orbits the sun, the inner planets observe Saturn from different perspectives. Consequently, twice every Saturn orbit, we see Saturn edge-on. This happens roughly every 15 years, when Saturn experiences its fall or spring equinox.

These Hubble Space Telescope images of Saturn were taken over several years, and reveal a changing perspective as Saturn orbits the sun. (NASA, The Hubble Heritage Team, R.G. French, J. Cuzzi, L. Dones, J. Lissauer)

In the weeks surrounding the moment when Saturn is exactly edge-on from our perspective, the rings cannot be seen at all due to their thin vertical extent. This gives Saturn a very unusual, “ringless” appearance. In the months before or after this moment, when the rings are tilted only slightly from our perspective, they appear as a thin line segment sticking through Saturn. On the other hand, when Saturn passes its summer or winter solstice, we see Saturn and its rings at their maximum tilt of nearly 27 degrees, and Saturn looks really spectacular. The last maximum apparent tilt occurred in 2017. Note that if God had not tilted Saturn’s rotation axis relative to its orbit, Saturn would always appear edge-on from Earth and we would never see those glorious rings.

This 1996 Hubble image shows Saturn nearly edge-on. If the Lord had not tilted Saturn’s rotation axis, Saturn would always appear like this from Earth. Image credit: Erich Karkoschka and NASA/ESA

The gradual change of Saturn’s apparent tilt is complicated by the fact that Earth also orbits the sun. And the plane of Earth’s orbit is not exactly the same as the plane as Saturn’s orbit – though they are very similar. Consequently, Earth is sometimes just above the plane of Saturn’s orbit, and sometimes just below this plane. The Earth of course crosses this plane twice every year. Likewise, the Earth is sometimes a bit closer to Saturn, and at other times a bit farther when the two planets are on opposite sides of the sun. Hence, a time-lapse animation of Saturn as seen from Earth shows a rapid (one year) wobble due to Earth’s orbit, combined with a slower gradual change of apparent tilt due to Saturn’s orbit around the sun over the course of 29.5 years.

This combination can lead to some interesting effects around the time Saturn appears edge-on. In some cases, Saturn can appear to be edge-on three times in a row over the course of several months. This happens when Saturn reaches an equinox at about the same time that Earth crosses the plane of Saturn’s orbit from the same direction. This situation occurred in the mid-1990s when Saturn appeared edge-on in May 1995, in August 1995, and again in February 1996. In other cases, Saturn merely appears edge-on once during its equinox crossing, as it did in September 2009. The next edge-on appearance will be a single event in March 2025. However, the 2038-2039 crossing will be a triple (July 2038, October 2038, and April 2039). Saturn’s rings can also seem to be invisible when the planet is edge-on relative to the sun, but not relative to Earth. In such a case, the rings are not illuminated except on their thin leading edge.

Time-lapse animation of Saturn over its 29.5 year orbit shows its changing perspective as viewed from the sun (left panel) and Earth (right panel). The rapid wobble on the right panel is due to Earth’s orbit around the sun. Note the triple edge-on effect as seen from Earth.

Aside from the enjoyment of seeing a rare ringless Saturn, the edge-on events of Saturn do have another advantage. They are the best time to attempt to observe Saturn’s fainter, inner moons. Saturn has 82 known moons. The inner 23 moons orbit approximately in the same plane as Saturn’s rings, and relatively close to Saturn.[3] Several of these moons orbit just outside the main ring system. The brightness of Saturn’s rings can make it difficult, though not impossible, to detect these faint moons in a backyard telescope. But when Saturn appears edge-on, the rings disappear and the moons stand out. Furthermore, at such a time, these inner moons all appear in a straight line since their orbital plane appears edge-on. This makes them even easier to detect. So take advantage of the next edge-on appearance of Saturn in March 2025.

However, Saturn is most glorious when it appears maximally tilted from our perspective: either positive 27 degrees so that we see Saturn’s north pole, or negative 27 degrees when we can see the south pole. At such times, even the far side of Saturn’s rings can be seen extending just above or below the pole from our perspective. At times of maximum tilt, the internal structure of the rings is most easily visible. A backyard telescope will often reveal the Cassini division, as well as the noticeable brightness difference between the A and B rings. You can often see the shadow that the rings cast on the planet, or the shadow that the planet casts on the far side of the rings.[4]

Regardless of where Saturn is in its orbit, the planet is best viewed when at opposition – when the Earth is most directly between Saturn and the sun. This happens roughly once per year.[5] During this time, the Earth is closest to Saturn, and so the planet appears slightly larger and brighter than it does months before or after the event. This is also true for the other planets. But with Saturn, we get another bonus on the night of opposition. At that time, sunlight scatters directly back from Saturn’s rings, and they appear noticeably brighter than they do at any other time. This is called the Seeliger effect. The effect lasts only for a few days surrounding opposition.

Hubble image of Saturn during its 2019 opposition. The rings appear especially bright due to the Seeliger effect.

If you ever have the opportunity to observe Saturn through a telescope, I highly recommend you take it. It’s quite an experience. But we are so blessed to live in a time when advances in technology have allowed superb Earth-based and space-based images of Saturn that are available to all. Who knows what other treasures the Lord has placed in His creation for us to discover?

[1] This is the estimated temperature at a depth corresponding to 1 bar of atmospheric pressure.

[2] Breaks between systems of rings are called divisions. The Cassini division is a break between the A and B system. Breaks within a system of rings is called a gap. Hence, the Encke gap is within the A ring system. This nomenclature is rather modern, and older literature will sometimes refer to the Encke division.

[3] Typically, you can see one to six of Saturn’s moons in a backyard telescope, depending on your skill, the quality of the instrument, and the darkness of the sky. However, more can often be seen when the rings appear edge-on.

[4] The shadow of the planet on the rings is most easily seen when Saturn is several months before or after opposition.


Other Theories why Saturn has Rings

Some say that there were once many more large moons orbiting Saturn, like the moon Titan, but that during some turbulent period in galactic history, gravitational forces ripped those moons apart into tiny dusty pieces which then became the rings. A similar process is happening to Mars, albeit on a much smaller scale as its two small moons begin to degrade in their orbit and integrity.

Other astronomers suggest that Saturn simply exists in a super dirty part of our solar system. Not only does Saturn have massive rings but it also has the largest number of moons out of any planet in the solar system. This suggests that perhaps Saturn simply formed in an area of space that had a much higher concentration of nearby materials which formed its extensive moon and ring systems. Saturn’s large size and extensive gravitational field would have collected any nearby material that was not pulled towards Jupiter or Uranus. If there was simply more material in the area, it would have gravitated towards Saturn giving it more materials in its sphere of influence.

So Saturn has rings because, presumably, most if not all gas giants have rings. Why Saturn’s rings are so reflective and large is a subject for debate that has no clear answers at this time. As we continue to explore Saturn via telescope and flyby we continue to learn more and more about this ancient and fascinating planet.

Next time you look through your best telescope for planets and you find Saturn in your eyepiece. You will know a lot more about Saturn’s rings. I have already discovered Who Discovered The Rings of Saturn and here How Many Rings Does Saturn Have?. Want to dig a bit deeper on What are Saturn’s rings made out of we have you covered in our post.


What affects our viewing of Saturn…

Their cyclical tilt has an impact on how well one can see Saturn’s rings through a telescope. Their widest opening to date reached the twenty-seven degrees, as recorded in 2017.

Up until then, the gap between them wasn’t as huge as it was in 1988 when it first opened to its fullest. Currently, the northern face of the rings is almost reaching the twenty-two degrees mark.

According to sources, once 2025 rolls around, they will appear edge-on when observing them from planet Earth, whereas they will incline to the same opening degree they had in 2017 by May 2032, which means that it will be almost impossible to look at them.

This might seem a bit discouraging but, in the meantime, keeping an eye on the width of the gap will help to have a clear idea as to how much of the rings one would be able to see.

Saturn’s rings also influence how the planet looks like through a high-end telescope. The shadow that they cast on the planet gives it a 3-D appearance.

This becomes more noticeable once the observer recognizes both the shadows’ and sunlight’s direction. The limb-darkened edges give Saturn the appearance of yellow and brown marble.

However, this impressive “look”, for lack of a better word to describe it, doesn’t translate to the rings. They are said to look as if they were made of paper in comparison, with little to no details at a first glance.

Fret not, since this can be seen with a small scope during the times where it can be seen in its full glory.

Easy to get confused…

It is widely known that planets tend to shine steadily from the distance, something might get them confused with actual stars.

Of course, Saturn is no exception to this rule, but there’s a twist: Its shine has a golden tint to it that can be enhanced with Astronomy Binoculars, as well as this particular color being detected by planet telescopes.

However, taking a look at this planet can be rather tricky, mainly because of how tiny it is when compared to other celestial beings that are seen through any kind of model, regardless of whether it’s professional or made for beginners.

Its diameter only reaches up to twenty-one arcseconds on a good day, and let’s not get started with its rings, which are 2.25 times as wide as the sphere that comprises Saturn’s body, smaller than Jupiter’s.

With all of this in mind, let’s jump right into the main subject of this article: Seeing Saturn’s rings from a telescope.

Every expert agrees that this is an enjoyable sight that needs to be experienced at least once.

Of course, a household telescope won’t provide an image with a similar quality to the more professional models, but it will bring the same satisfaction, mainly because of how beautiful this massive planet is.

For the smaller variant, it is recommended to have a magnification of 25x, as well as an eyepiece of 15 millimeters, preferably through a Dobsonian telescope.

Eyepiece is crucial…

The size of the telescope and eyepiece is crucial to how much one would be able to see from Saturn since it has an impact on the image quality.

Regardless of what many could think, increasing the magnifying range won’t make Saturn appear in full detail, far from it.

Doing so will only result in the image looking even more blurry, something that would be counter-productive for someone who has been looking forward to stargazing with a clear image of what they were looking for.

To fix the issue, I advise getting a telescope with a wide enough aperture, which will allow the observer to see both planets and other celestial objects that catch their eye.

Saturn’s rings should be visible regardless of the size and magnifying range of the telescope.

It is said that one can achieve good results with equipment that reaches the 25x mark. Many observers have even been able to take a closer look at its rings with a 6-inch scope when the viewing conditions are optimal.

Also, eyepieces between 9 and 30 millimeters are capable of providing good results. I recommend adding a 2x Barlow lens into the equation, mainly because this would enhance the magnification.

Need some more help on Viewing Saturn With and Without a Telescope we have a guide for you.


Can you see Saturn without a telescope?

Even though Saturn is very far away from us, it might surprise you to find out you can sometimes watch it even without help from optic devices. Just go out, look at the sky and you might find it.

Saturn is the last and faintest of the denominated bright planets. That means the planets that can be sometimes seen with the naked eye.

Because it is the last one though, the conditions usually have to be great for it to appear and it might be difficult to differentiate it from a star.

The downside of this approach, of course, is that you will not be able to distinguish its rings or look at it with the level of detail you’d get with a telescope. It simply looks like another dot in the night sky.

Elena is a Canadian journalist and researcher. She has been looking at the sky for years and hopes to introduce more people to the wonderful hobby that is astronomy.

Related Posts

Best 50mm Telescope: Reviews and Buying Guide

Svbony Barlow Lens Review

Best Telescope Zoom Eyepieces: Reviews and Buying Guide

The Ultimate Guide To Barlow Lenses

Zoom Eyepieces vs Fixed Eyepieces: Differences and Comparison

The 5 Best Telescopes For 10 Year Old Kids: Reviews and Buying Guide

About Little Astronomy



Hi! I’m Elena. I’m a journalist who has been into astronomy since I was a kid. I founded this site to share tips and facts about astronomy and telescopes.

If you are new around here and you want to get started with the hobby, take a look at our recommended gear page.


Saturn’s rings: less than meets the eye?

The B ring is the brightest of Saturn’s rings when viewed in reflected sunlight. Image credit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute. It seems intuitive that an opaque material should contain more stuff than a more translucent substance. For example, muddier water has more suspended particles of dirt in it than clearer water. Likewise, you might think that, in the rings of Saturn, more opaque areas contain a greater concentration of material than places where the rings seem more transparent.

But this intuition does not always apply, according to a recent study of the rings using data from NASA’s Cassini mission. In their analysis, scientists found surprisingly little correlation between how dense a ring might appear to be &mdash in terms of its opacity and reflectiveness &mdash and the amount of material it contains.

The new results concern Saturn’s B ring, the brightest and most opaque of Saturn’s rings, and are consistent with previous studies that found similar results for Saturn’s other main rings.

The scientists found that, while the opacity of the B ring varied by a large amount across its width, the mass &mdash or amount of material &mdash did not vary much from place to place. They “weighed” the nearly opaque centre of the B ring for the first time &mdash technically, they determined its mass density in several places &mdash by analysing spiral density waves. These are fine-scale ring features created by gravity tugging on ring particles from Saturn’s moons, and the planet’s own gravity. The structure of each wave depends directly on the amount of mass in the part of the rings where the wave is located. Saturn’s B ring is the most opaque of the main rings, appearing almost black in this Cassini image taken from the unlit side of the ringplane. Image credit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute. “At present it’s far from clear how regions with the same amount of material can have such different opacities. It could be something associated with the size or density of individual particles, or it could have something to do with the structure of the rings,” said Matthew Hedman, the study’s lead author and a Cassini participating scientist at the University of Idaho, Moscow. Cassini co-investigator Phil Nicholson of Cornell University, Ithaca, New York, co-authored the work with Hedman.

“Appearances can be deceiving,” said Nicholson. “A good analogy is how a foggy meadow is much more opaque than a swimming pool, even though the pool is denser and contains a lot more water.”

Research on the mass of Saturn’s rings has important implications for their age. A less massive ring would evolve faster than a ring containing more material, becoming darkened by dust from meteorites and other cosmic sources more quickly. Thus, the less massive the B ring is, the younger it might be &mdash perhaps a few hundred million years instead of a few billion.

“By ‘weighing’ the core of the B ring for the first time, this study makes a meaningful step in our quest to piece together the age and origin of Saturn’s rings,” said Linda Spilker, Cassini project scientist at NASA’s Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, California. “The rings are so magnificent and awe-inspiring, it’s impossible for us to resist the mystery of how they came to be.” Some parts of Saturn’s B ring are up to 10 times more opaque than the neighbouring A ring, but the B ring may weigh in at only two to three times the A ring’s mass. Image credit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute. While all the giant planets in our solar system (Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune) have ring systems of their own, Saturn’s are clearly different. Explaining why Saturn’s rings are so bright and vast is an important challenge in understanding their formation and history. For scientists, the density of material packed into each section of the rings is a critical factor in ascribing their formation to a physical process.

An earlier study by members of Cassini’s composite infrared spectrometer team had suggested the possibility that there might be less material in the B ring than researchers had thought. The new analysis is the first to directly measure the density of mass in the ring and demonstrate that this is the case.

Hedman and Nicholson used a new technique to analyse data from a series of observations by Cassini’s visible and infrared mapping spectrometer as it peered through the rings toward a bright star. By combining multiple observations, they were able to identify spiral density waves in the rings that aren’t obvious in individual measurements.

The analysis also found that the overall mass of the B ring is unexpectedly low. It was surprising, said Hedman, because some parts of the B ring are up to 10 times more opaque than the neighbouring A ring, but the B ring may weigh in at only two to three times the A ring’s mass.

Despite the low mass found by Hedman and Nicholson, the B ring is still thought to contain the bulk of material in Saturn’s ring system. And although this study leaves some uncertainty about the ring’s mass, a more precise measurement of the total mass of Saturn’s rings is on the way. Previously, Cassini had measured Saturn’s gravity field, telling scientists the total mass of Saturn and its rings. In 2017, Cassini will determine the mass of Saturn alone by flying just inside the rings during the final phase of its mission. The difference between the two measurements is expected to finally reveal the rings’ true mass.


تكوين

What are the rings of Saturn – What are they made of?

Early Theories of Composition
The knowledge we have today of Saturn has not always been so. Early astronomers such as Galileo first developed theories which have either been proved wrong or altered and developed further. When Galileo first seen the rings in 1610 through a telescope, he described them as two arm-like ears sticking out from the planet. 17 Later, in 1656 astronomer Christiaan Huygens discovered that the ears were not ears after all but actually circle around the planet in a ring. 14 His theory was that Saturn had a solid, thin, flat ring surrounding Saturn. 5 New theories have since developed from the early astronomers Galileo and Huygens discoveries.

Later Theories
From the theory of a single ring surrounding the planet developed the theory of there actually being multiple rings. French astronomer Jean Chapelain surmised that the rings were made up of small particles orbiting around Saturn, and later the Scottish physicist James Clerk Maxwell confirmed this theory and stated that the particles had to be small or they would be pulled in by Saturn’s gravity until they collided into the planet. 17 These astronomers theorized that the rings were created when comets or asteroids collided, shattering into pieces and spreading around the planet. 17 Another theory suggests that the rings are composed of debris that failed to clump into moons because of the gravitational pull of Saturn continuously moving the debris around, or possibly the storms and lightning that Saturn produces. 16

What research led us to know what the rings are composed of today?

As previously mentioned, Galileo was the first astronomer to view Saturn through a telescope around 400 years ago. 8 Upon gazing at the planet Saturn, he discovered what he thought to be two “moons” surrounding the planet. These moons turned out to be the rings as we know them today.

Figure 5. Galileo’s initial drawing of Saturn

(Image Credit: www.myastrologybook.com)

Although it was impressive that Galileo was able to discover the rings of Saturn, he was unable to figure out what the rings are made of. In fact, it took another 342 years for humans to be able to test the composition of Saturn’s rings. This was accomplished by G.P. Kuiper in 1952, who used ground-based near-infrared spectroscopy to determine that the rings of Saturn are made up of (or at least covered by) H2O in the form of frost or ice. 9 Spectroscopy is the process of determining the makeup of an object by the intensity of different wavelengths that the object absorbs or emits. 10 By using spectroscopy, scientists can determine what elements are present in an object.

Figure 6. Labelled Diagram of Saturn

Later, in the 1970s and 80s, the first microwave observations of the rings were conducted. 11 A microwave observation conducted by Grossman (1990) supported Kuiper’s findings, and even suggested that the rings are made up of almost pure ice with silicate material making up around 1% of the ring’s composition. 12 These findings were further supported by the Voyager radio occultation experiment which was performed by Tyler et al. (1983) during the Voyager expeditions. 13 The Voyager expeditions refer to a set of twin shuttles that were launched in 1977 to explore the outer planets of our solar system. While the Voyager 1 was passing close to Saturn, G.L. Tyler et al. performed an experiment in which they measured the radio occultation of Saturn’s rings by firing radio signals from the Voyager 1 spacecraft close to earth which travelled through the rings of Saturn to be received by the 64-m-diameter parabolic antenna at the NASA Deep Space Network receiving site near Madrid, Spain. 13 They then were able to measure the amount of signal that was cut off by Saturn’s rings and extrapolate information regarding the composition of the rings. The experiment performed by Tyler et al. 13 further confirmed the findings of Kuiper that the rings are made up of almost entirely ice.

Figure 7. Cosmic Radio Occultation

The Composition of Saturn’s Rings
Through these observations and theories, scientists have discovered that in fact the rings of Saturn are composed of particles and debris. 17 The debris comes from broken up pieces of comets, asteroids, and dead moons. the particles are made up of ice, dust/mud, and rock.
Along with being able to determine the composition of the rings, scientists have made numerous observations of the rings regarding their size, temperature, placement, and their unique traits. The following list depicts these observations:
بحجم
* Particle size varies from the size of a grain of sand to the size of a mountain. 14
* The rings are thin at approximately 33 feet think, reaching up to 2 miles (3km) in some spots. 15
* The rings extend out to 175,000 miles (282,000) from the plant. 15
* The inner moons of Saturn effect the shape of the rings by orbiting between them and dividing them, constraining their width. 15
درجة حرارة
* The Cassini spacecraft took the temperature of the rings on the unlit side and resulted in -264.1° and -333.4° Fahrenheit. (-163° to -203° Celsius). 15
Placement
* The rings are all relatively close to one another with the exception of the Cassini Gap between ring A and ring B that extends 2,920 miles. 15
Spokes (unique trait)
* A unique feature of the rings that essentially look like lines that orbit with the rings called spokes. 15
* One theory is Icy particles above the rings surface via electrostatic charge. 15
* Another theory is that they are electrically charged sheets of dust-sized particles from meteors impacting the rings. 5
* Scientists also speculated that they could be electron beans from Saturn’s lightning. 5
* They are temporary, can form and disappear over a few hours, and discovered by the Cassini mission in 2005. 15

Figure 9. Particles above the rings viewed from Cassini on September 22, 2009.


Why Only Saturn Has Visible Rings - Astronomy

Why are Saturn's rings flat? Why isn't the debris dispersed equally around the whole planet?

That's an excellent question, and the key to the answer is the the entire system is spinning. Each ring particle is orbiting Saturn, like a tiny moon. Since there are a lot of ring particles, from time to time, they run into one another.

Let's ignore the question of exactly how the rings formed (which is a bit controversial) and just assume that at first, there are particles orbiting in every direction. However, the majority ofthe particles will be orbit in one direction or the other (in the case of planetary rings, counter-clockwise as viewed from the north).

Now, particles that are orbiting in the other direction (which we call متراجع) will be moving fast relative to the other particles (think about someone who accidentally ends up going the wrong way on the highway!), so they will be more likely to suffer a collision, and the collision will be more violent. Either the particle will get turned around, or it will be pulverized! Either way, there will be fewer and fewer retrograde particles as time goes on.

Among the particles that are moving counter-clockwise, some will be on orbits that are tilted (or, as astronomers say, inclined), and their inclinations will be more-or-less random. That means that a particle on an inclined path that happens to be moving upward has a good chance of encountering another inclined particle that happens to be moving downward. Thus, inclined particles will clonk into each other and some of the upward motion of one will cancel out the downward motion of the other, leaving both particles on less inclined orbits. This is how the system will tend to settle down into a disk.

As more and more particles settle into the disk, then the remaining inclined particles will have a very dangerous journey! Twice per orbit they have to pass عبر the disk, where they are likely to suffer a collision.

Particles in the disk, on the other hand, will all be moving the same way at approximately the same speed. Though they might jostle their neighbors from time to time, they do not suffer violent collisions like the inclined particles do.

Over time (a very short time, as it turns out!) the inclined particles will lose their inclination or be destroyed, leaving a nice, flat ring system.

We see this disk-forming process, not only in planetary rings, but in many other astrophysical contexts, such as young solar systems and disks around black holes.

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 28 حزيران (يونيو) 2015.

عن المؤلف

Britt Scharringhausen

Britt studies the rings of Saturn. She got her PhD from Cornell in 2006 and is now a Professor at Beloit College in Wisconson.


شاهد الفيديو: The Eerie Sounds Of Saturn (شهر اكتوبر 2021).