حلقات زحل

في عام 1657 أصبح كريستوفر رن بروفيسور في علم الفلك في كلية غريشام في لندن. قام بمجموعة من الأرصاد لكوكب زحل حوالي عام 1652 بهدف تفسير ظهوره. كُتبت فرضياته بعنوان «دي كوربري ساتورني» وفيها اقترب من جداً من اقتراح امتلاك كوكب زحل لحلقة. لكنه لم يكن متأكداً فيما إذا كانت الحلقة مستقلة عن الكوكب أو أنهاً مرتبطة به فعلاً. وقبل أن تُنشر فرضية رن قدّم كريستيان هوغنس فرضيته عن حلقات زحل. أدرك رن على الفور أنّ فرضية هوغنس أفضل من فرضيته ولم تُنشر «دي كوربري ساتورني» أبداً.[7]

كانت نظرية كريستيان هوغنس أوّل من أشارت إلى أنّ زحل محاط بحلقة مستقلة عنه. وباستخدام تلسكوب كاسر للأشعة صنعه بنفسه بقوة تساوي 50x، وهو أفضل بكثير مما كان متوفراً لدى غاليليو، رصد هوغنس زحل في عام 1656، وكما فعل غاليليو، فقد نشر جناساً يقول «aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu»

وبعد تأكيد أرصاده، كشف عن معناها بعد ثلاثة سنوات وهي تعني «إنّ زحل مُحاط بحلقة رقيقة مسطحة غير ملامسة له وهي مائلة بالنسبة لدائرة البروج. رصد روبرت هوك أيضاً حلقات زحل في وقت مبكر، وقد لاحظ وجود الظلال على الحلقات.[8]

في عام 1675، وجد جيوفاني دومينيكو كاسيني أنّ حلقة زحل مكونة من حلقات متعددة أصغر مع وجود فجوات فيما بينها,. سُميّت الفجوة الأكبر لاحقاً بقسم كاسيني. يبلغ عرض هذا القسم 4800 كيلو متر بين الحلقتين إي وبي. أثبت بيير سيمون لابلاس في عام 1787 أنّ حلقة صلبة متحدة لن تكون في حالة مستقرة واقترح أنّ الحلقات مكونة من عدد كبير من الجدائل (حلقات رقيقة) الصلبة.[9]

في عام 1859، بيّن جيمس كلارك ماكسويل أنّ حلقة صلبة غير متحدة، أو جدائل صلبة، أو حلقة سائلة مستمرة كلها لن تكون مستقرة، مشيراً إلى أنّ الحلقة يجب أن تكون مكونة من جزيئات متعددة صغيرة تدور جميعها بشكل مستقل حول زحل. لاحقاً، وجدت صوفيا كوفاليفسكايا أيضاً أنّ حلقات زحل لا يمكن أن تكون أجسام سائلة على شكل حلقات. أُجرى جيمس كيلر في عام 1895 باستخدام مرصد أليغني وأريستارخ بيلوبولسكي باستخدام مرصد بولكوفو الدراسات الطيفية للحلقات. والتي بينت أنّ تحليل ماكسويل صحيح.[10]

رصدت أربع مركبات فضائية روبوتية الحلقات أثناء وجود هذه المركبات بالقرب من زحل.  قامت بيونير11 باقترابها الأكبر من زحل في سبتمبر عام 1979 على مسافة 20900 كيلومتر منه. وهي من اكتشفت الحلقة إف. قامت فوياجر1 باقترابها الأكبر من زحل في نوفمبر عام 1980 على مسافة 64200 كيلومتر. منع تعطّل مقياس قطبية الضوء المركبة فوياجر1 من رصد حلقات زحل كما كان مخططًا له، ومع ذلك، قدّمت الصور من المركبة الفضائية تفاصيل جديدة لنظام الحلقات وكشفت عن وجود الحلقة جي. قامت المركبة فوياجر2 باقترابها الأكبر من الكوكب في أغسطس عام 1981 على مسافة 41000 كيلومتر. سمح مقياس قطبية الضوء في فوياجر2 لها أن ترصد نظام الحلقات بشكل أكثر دقة من فوياجر1. ونتيجةً لذلك اكتشاف العديد من الجدائل غير المرئية سابقاً. دخلت المركبة كاسيني في مدار حول زحل في يوليو عام 2004. تعد صور كاسيني لحلقات زحل الأكثر تفصيلاً حتى الآن، وبواسطتها اكتُشفت العديد من الجدائل.[11][12]

سُمّيت الحلقات حسب الترتيب الأبجدي وبالترتيب الذي اكتُشفت به. الحلقات الرئيسية هي: سي وبي وإيه وهي في الجزء الخارجي بالنسبة للكوكب، ويفصل قسم كاسيني بين الحلقتين إيه وبي ويعد هذا القسم أكبر الفجوات. واكتُشفت عدة حلقات أقل خفوتاً مؤخراً. الحلقة دي هي حلقة خافتة جداً وهي الأقرب إلى الكوكب. تقع الحلقة إف الضيقة بعد الحلقة إيه باتجاه الخارج. وخلف كل هذا تقع الحلقتان الأكثر خفوتاَ جي وإي البعيدتان. تُظهر الحلقات كمية كبيرة من الترتيب بكل المقاييس، وبعضها مُرتبط باضطرابات أقمار زحل، ولكن ليس مُفسر بشكل كبير.[13][14][15][16]