كوكب زحل

زحل
(بالإنكليزية: Saturn) رمزه (Saturn symbol.svg) واسمه مشتق من الجذر "زَحَل" بمعنى تنحّى وتباعد.[1]
ويُقال أنه سمي زحل لبعده في السماء، أما الاسم الإنكليزي فهو مشتق من ساتورن (أحد
الآلهة الرومانية، وهو إله الزراعة والحصاد).[2][3]. زحل هو الكوكب السادس من حيث
البُعد عن الشمس وهو ثاني أكبر كوكب في النظام الشمسي بعد المشتري، ويُصنف زحل ضمن
الكواكب الغازية مثل المشتري واورانوس ونبتون. وهذه الكواكب الأربعة معاً تُدعى
الكواكب الجوفيانية (Jovian) بمعنى "أشباه المشتري".





يتميز زحل
بحلقات من الجليد والغبار تدور حوله في مستوى واحد مما يعطيه شكلاً مميزاً. ويتكون
زحل بنسبة عالية من غاز الهيدروجين وجزء قليل من الهيليوم، أما الجزء الداخلي منه
فيتكون من صخور وجليد محاطٍ بطبقة عريضة من الهيدروجين المعدني وطبقة خارجية
غازية. سرعة الرياح على سطحه تقارب 1800 كم/س، وهي سرعة كبيرة جداً مقارنة مع
الرياح على سطح المشتري. يوجد واحد وستون قمراً معروفاً يدور حول زحل مع استثناء
القميرات الصغيرة.[4].








رصد زحل





زحل هو
الكوكب الأبعد عن الشمس من بين الكواكب الخمسة المرئية بسهولة بالعين المجردة من
الأرض، والكواكب الأربعة الأخرى هي: عطارد والزهرة والمريخ والمشتري (وأحياناً
يمكن رؤية أورانوس بالعين المجردة في سماء داكنة جداً، إضافة إلى الكويكب 4
فيستا). وكان آخر الكواكب المعروفة لعلماء الفلك في وقت مبكر حتى تم اكتشاف
أورانوس في عام 1781. زحل يظهر للعين المجردة في سماء الليل كنقطة مصفرّة لامعة
التي عادة ما تكون من قدر ظاهري بين 1و0، وفي أقصى لمعان له -0.24. ويأخذ زحل ما
يُقارب 29 سنة ونصف ليُتم دورة كاملة حول الشمس. معظم الناس يحتاجون إلى مساعدات
ضوئية (مناظير كبيرة أو مقارب) تُكبر بمقدار لا يقل عن 20× لرؤية حلقات زحل بوضوح.





تكون أوضح
رؤوية لزحل وحلقاته عندما نكون الزاوية بينه وبين الشمس 180 درجة وبالتالي يظهر
علا الشمس في السماء.[5]


زحل عند القدماء





زحل معروف
منذ عصور ما قبل التاريخ لإمكانية رؤيته بالعين المجرّدة بسهولة.[6]. وقد كان في
العصور القديمة أبعد الكواكب الخمسة المعروفة في النظام الشمسي (باستثناء الأرض)،
وبالتالي كان له خواص رئيسية في الأساطير المختلفة. ورصده علماء الفلك البابليون
بصورة منتظمة وقاموا بتسجيل تحركاته.[7]. وهو في الأساطير الرومانية القديمة
يُمثّل الإله ساتورن، ومنه أخذ الكوكب اسمه الإنكليزي، وحسب معتقدات الرومان فساتورن
هو إله الزراعة والحصاد. وقد كان يعتبر الرومان أن ساتورن يُقابل الإله اليوناني
كرونوس.[2][3]





حسب
الميثولوجيا الهندوسية توجد تسع أجرام فضائية تُعرف باسم نافاجرهاس (Navagrahas)، الشمس واحدة منهم وتعرف باسم "شاني" (shani) وهو حاكم جميع الكواكب ويُوكل لكل واحد منهم تنفيذ الأعمال
ويَحكم إن كانت سيئة أو جيدة.[2] وفي القرن الخامس حدد نص فلكي هندي يدعى سوريا
سيدهانتا (Surya Siddhanta) قطر كوكب زحل بـ37882 ميل بقيمة أقل بـ1%
من القيمة الحقيقة البالغة 74580 ميل.[8]. في حين اعتبر الصينيون واليابانيون
القدماء بأن زحل هو نجم للأرض [9].


الرصد التاريخي لكوكب زحل


مقراب غاليليو الذي رُصد زحل
عبره.





هناك ثلاث
مراحل رئيسية لمراقبة واستكشاف كوكب زحل. الأولى منها هي الأرصاد القديمة، والتي
كانت مُقتصرة على أدوات بسيطة (بشكل رئيسي العين المجردة) وكانت قبل اختراع
التلسكوبات. وابتداءً من أوائل القرن السابع عشر اخترعت التسكوبات وبدأت بالتطوّر
والتحسن. وكانت المرحلة الأخيرة الأخير هي زيارة المراكب الفضائية للكوكب، إما عن
طريق الدمش حلو في مدار حوله أو التحليق فوقه بواسطة المسابير الفضائية





زحل كان
معروفاً منذ العصور التاريخية القديمة. جاليليو كان من الأوائل الذين رصدوه
بالتلسكوب في 1610 [10]، لقد لاحظ ظهوره الفردي ولكنه كان مشوشاً لالك. الأرصاد
الأوليّة لكوكب زحل كانت صعبة بعض الشيء وذلك لأن الأرض تعبر خلال مستوى حلقات زحل
في بعض السنين عندما يتحرك في مداره. وبسببها تنتج صورة ذات وضوح قليل لكوكب زحل.
قام العالم كريستيان هويغنز (Christian
Huygens) في العام
1659 باكتشاف حلقة وصفها بأنها "حلقة غير ملاصقة بالكوكب ومائلة عن مستوى
مداره"، ومنذئذ اشتهر كوكب زحل بكونه الكوكب الوحيد المحاط بحلقات حتى عام
1977م عندما اكتشفت حلقات رقيقة حول كوكب أورانوس وبعد ذلك بفترة بسيطة حول
المشتري ونبتون وفي عام 1675 اكتشف الفلكي الفرنسي جيوفاني كاسيني أن الحلقة التي
رآها هويغنز مقسّمة إلى قسمين متساوين بخطين متساويين بخط معتم، يُسمّى هذا الخط
حالياً بحاجز كاسيني. وفي عام 1850م تم اكتشاف حلقة جديد أقرب إلى الكوكب من
سابقتيها وأكثر إعتاماً. كما اكتشف كاسيني أربع أقمار لزحل في السنوات بين 1671
و1684 هي: ريا وتثيس وديون و إيابيتوس.[11] وفي عام 1979 اكتشف فلكيون فرنسيون
حلقة جديدة أخرى أبعد من سابقاتها عن زحل.





أول زيارة
لكوكب زحل كانت باستخدام مركبة "بيونير 11" في عام 1979، وبعد ذلك
بفوياجر 1 وفوياجر 2 ثمّ كاسيني-هويغنز في عام 2004.


الرحلات الفضائية إلى زحل


بيونير 11





أول زيارة
لكوكب زحل كانت بواسطة المسبار بيونير 11 (Pioneer 11)
في شهر أيلول من سنة 1979، وقد حلّق على ارتفاع 20000 كيلومتر من السحب العليا
للكوكب. وقد تم التقاط صور قليلة الدقة للكوكب ولبعض أقماره. ولم تكن دقة الصور
عالية بالقدر الكافي لتحديد معالم السطح بشكل جيد. كما قام المسبار بدراسة
الحلقات, وقد أدّى هذا إلى بضعة اكتشافات منها وجود حلقة رقيقة سُميّت
"حلقة-ف"، إضافة إلى وجود فجوات مظلمة بين الحلقات تضيء عندما تظهر
باتجاه الشمس، أي أن هذه الفجوات ليس فارغة تماماً بل تحتوي بعض المواد. كما قام
هذا المسبار بقياس درجة حراراة أكبر أقمار زحل تيتان.[12]


إطلاق
مركبة فوياجر 2، والتي قامت بالمرور قرب كوكب زحل.


فوياجر





زار
المسبار فوياجر 1 كوكب زحل في تشرين الثاني/نوفمبر من سنة 1980م، ونجح في إرسال
أول صور عالية الدقة للكوكب والحلقات وبعض الأقمار, وقد استطاع أن يلتقط صوراً
لتضاريس أسطح العديد من الأقمار لأول مرة. كما قام بتحليق قريب من تيتان أدّى إلى
زيادة معرفة الفلكيّين بشكل كبير حول الغلاف الجوي لهذا القمر. وأثبت أيضاً أن
أموج الطيف المرئي لا يُمكنها النّفاذ عبر الغلاف الجويّ لتيتان, ومن ثم فلم
يستطيعوا آنذاك رؤية أية تضاريس على تيتان أو التعرّف عليها.[13]





وبعد عام
تقريباً، وفي آب/أغسطس 1981، واصل فوياجر 2 دراسة نظام زحل. تم الحصول على المزيد
من الصور عن قرب لأقمار زحل، كما عُثر على دلائل على وجود تغيرات في غلاف زحل
الجوي وحلقاته. ولسوء الحظ، تعطّل محول الكاميرا في المسبار خلال التحليق وتوقف
لبضعة أيام، وبالتالي خسرنا بعض الصور المخطط لها. وقد تم لاحقاً استخدام جالاية
زحل لتوجيه استطاع هذا اللابار اكتشاف وتأكيد وجود العديد من الأقمار الجديدة
بجانب أو داخل الحلقات. كما اكتشف فجوة مالاويل وفجوة كيلر.


المركبة الفضائية كاسيني -هويغنز





في شهر 10
عام 1997 غادرت سفينةُ الفضاء كاسِّيني كوكب الأرض في رحلة إلى النظام الشمسي
الخارجي، وقد نجحت في المناورة والدمش حلو في مدار حول زحل في تموز من سنة 2004 بعد
أن استخدمت المركبة محركها الرئيسي لمدة 95 دقيقة من أجل الوقاية من خطر الانجذاب
إلى سطح الكوكب. درست المركبة الفضائية كاسيني-هويجنز نظام زحل بشكل موسع. كما
حلّقت على مسافة قريبة من قمره فويب وأرسلت صوراً وبياناتٍ عالية الدقة عنه. كما
كشف العلماء المسؤولون عن الرحلة عن خريطة مبدئية للمجال المغناطيسي لكوكب زحل عن
طريق القياسات والأرصاد التي قامت بها آلة تصوير المجال المغناطيسي لمركبة كاسيني
والتي التقطتها خلال رحلة اقترابها من الكوكب. وتُشير الخريطة إلى أن المجال
المغناطيسي لكوكب زحل يمتد بعيداً عن الكوكب لمسافة تتراوح بين سبعمئة ألف ومليون
ميل.





كما حلقت
فوق أكبر أقمار زحل تيتان ورصدته بالرادار وحصلت على صور رادارية لشواطئ وجزر
وجبال وحتى بحيرات عليه. وفي 25 كانون الأول/ديسمبر 2004 تم فصل المسبار هويجنز
وهبط على سطح تيتان في 14 كانون الثاني 2005، وأرسل كمية بيانات هائلة أثناء هبوطه
عن الغلاف الجوي لتيتان وعن سطحه. وخلال سنة 2005 قامت كاسيني بعدة تحليقات فوق
تيتان وبعض الأقمار الثلجية الأخرى لزحل، وآخر رحلة فوق تيتان كانت في 23 أذار
2008.





منذ أوائل
عام 2005، تتبع العلماء برقاً على كوكب زحل رُصد بواسطة كاسيني. ويقال إن قوة
البرق كانت بحوالي 1000 مرة من البروق المتواجدة على كوكب الأرض. ويعتقد العلماء
أن العاصفة المرتبطة به هي الأقوى من نوعها على الإطلاق.[14] ذكرت وكالة ناسا في
10 أذار 2006 أنه من خلال الصور المُلتقطة بواسطة كاسيني وجدت دليلاً على وجود
كميّات من الماء السائل تَنفثها سخّانات على القمر إنقليدس. وقد أظهرت الصور أيضاً
جزيئات ماء تُطلقها نفاثات جليدية تُشكّل أعمدة شاهقة الارتفاع. ووفقاً
لـ"آندرو أنجرسول" وهو دكتور في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا، فتوجد
أقمار أخرى في النظام الشمسي تغطيها محيطات من مياه سائلة مغطّاة بقشرة جليدية
يبلغ سمكها كليومترات، لكن الفرق هنا هو أن جيوباً من الماء السائل يُمكن أن تكون
تحت السطح ببضعة عشرات من الأمتار فقط.





في يوم 20
أيلول من سنة 2006، كشفت صور كاسيني عن وجود حلقة غير مكتشفة من قَبل للكوكب، وتقع
خارج الحلقات الرئيسية الأكثر لمعاناً، وداخل الحلقتين "ي"
و"ج". ويبدو أن مصدر هذه الحلقة نتيجة تحطم من اثنين من أقمار زحل بسبب
ارتطام النيازك.[15]





في
تموز/يوليو عام 2006، رأت كاسيني أول دليل لوجود بحيرات هايدروكربونية بالقرب من
القطب الشمالي لتيتان، والذي أكد في كانون الثاني 2007. في آذار 2007، تم التقاط
صور إضافيّة لمناطق قرب القطب الشمالي لتيتان أدّت إلى اكتشاف بحار هيدروكربونية،
وأكبر هذه البحار هو تقريباً بحجم بحر قزوين.[15] وقد اكتشف المسبار في تشرين
الأول/أكتوبر من عام 2006 عين إعصار يبلغ قطرها 8000 كيلومتر في القطب الجنوبي
لزحل.





من عام
2004 إلى 2 تشرين الثاني/نوفمبر 2009، اكتشفت المسبار وأكد وجود 8 أقمار طبيعية
لزحل. وقد انتهت مهمة كاسيني الأساسية في عام 2008 عندما أكمل 74 دورة حول الكوكب.
والمسبار الآن في تمديد مهمته الأولى.[16]


الصفات الفيزيائية


مقارنة بين حجمي الأرض وزحل.





يبدو
الكوكب لراصده مخططا عرضياً بموازاة الاستواء بخطوط ملونة. ولكنها ليست بمثل تباين
خطوط المشتري, فيغلب عليها اللون الأصفر والبني الشاحب. وهذه الطبقة الخارجية
عبارة عن بلورات أمونيا متجمدة وهي سبب لونه المصفر. ونتيجة لكثافة زحل المنخفضة
ولحالته السائلة ولكونه سريع الدوران حول نفسه فقد أصبح كروياً مفلطحاً، أي أنه
مفلطح عند القطبين ومنتفخ عند خط الاستواء. يختلف القطران الاستوائي والقطبي لزحل
بنسبة 10٪ تقريباً، ويبلغان 108,728 كم (القطبي) و120,536 كم (الاستوائي). ومن
الجدير بالذكر أن الكواكب الغازية الأخرى هي مفلطحة أيضاً لكن بدرجة أقل من زحل.
زحل هو الكوكب الوحيد في النظام الشمسي الذي يملك كثافةً أقل من كثافة الماء،
وبالرغم من أن نواة زحل ذات كثافة أعلى بكثير من المياه، إلا أن متوسط كثافة
الكوكب هو 0.69 غ/س.م بسبب غلافه الجوي الغازي. تبلغ كتلة زحل 95 ضعف كتلة الأرض،
وللمقارنة، تبلغ كتلة المشتري 318 ضعف كتلة زحل، ولكنه أكبر من زحل بحوالي 20٪
فقط. [17].[18]


التركيب الداخلي





بالرغم من
عدم وجود معلومات مباشرة حول بنية زحل الداخلية، إلا أنه يُعتقد أن باطنه مماثل
لباطن كوكب المشتري مع وجود نواة صغيرة صخرية محاطة معظمهم بالهيدروجين والهيليوم.
النواة الصلبة تشبه في تكوينها تكوين نواة الأرض، ولكنها أكثر كثافة. وهناك طبقة
سميكة من الهيدروجين المعدني السائل، تليها طبقة من الهيدروجين والهيليوم السائل،
إضافة إلى الغلاف الجوي الغازي الذي يمتد لمسافة 1,000 كم فوق هذا.[19] وتوجد
أيضاً كميّات ضئيلة من مواد متطايرة مختلفة. وتقدر كتلة النواة بحوالي 9-22 ضعف
كتلة الأرض [20]. نواة زحل حارّة جداً، حيث أنها ذات درجة حرارة تصل إلى 11,700
درجة مئوية، وهي تُشع إلى الفضاء الخارجي طاقة تُعادل 2.5 ضعف الطاقة التي تصلها
من الشمس. وتنشأ معظم هذه الطاقة الغير الاعتياديّة في النواة من خلال آلية كلفن
هلمهولتز (Kelvin–Helmholtz
mechanism - ضغط
الجالاية البطيء)، ولكن هذا وحده قد لا يكون كافياً لتفسير توليد زحل العالي
للحرارة. وتوجد آليّة إضافيّة مقترحة لكيفيّة توليد زحل لبعض هذه الحرارة، وهي
"مطر" باتجاه الخارج تتكوّن من قطيرات هيليوم دقيقة كانت مدفونة عميقاً
داخل نواة زحل، وتنتج هذه القطيرات احتكاكاً ومن ثم حرارةً أثناء سقوطها عبر
الهيدروجين الأخف منها.[21]


[عدل]
الغلاف الجوي


انبعثات
حرارية لزحل على شكل بقعة ساخنة تظهر أسفل الصورة الملتقطة لجنوب الكوكب.





يتألف
الغلاف الجوي الخارجي للكوكب زحل يتكون من الهيدروجين الجزيئي بنسبة 96.3٪
والهليوم بنسبة 3.25٪ [22]. كما توجد كميات ضئيلة حددت من غازات الأمونيا
والأسيتيلين والإيثان والميثان والفوسفين[23].تتكوّن سحب زحل العليا من بلورات
الأمونيا، في حين يبدو السحب منخفضة الارتفاع تتكوّن من بيكبريتيد الأمونيوم (NH4SH)
أو الماء [24]. ويُعتبر أن جو زحل يتكوّن بشكل ضئيل من الهيليوم بالنسبة إلى
الشّمس.





كمية
العناصر الأثقل من الهيليوم في جوّه غير معروفة على وجه التحديد، ولكن تُفترض
نسبها بمقارنة مدى وجودها أثناء تشكّل النظام الشمسي. ويقدر إجمالي كتلة هذه
العناصر بـ19-31 ضعف كتلة الأرض، ويوجد جزء كبير منها في نواة زحل.[25].


طبقات الغيوم


عين عاصفة





يشابه غلاف
زحل الجويّ ذاك الذي يملكه للمشتري، لكنه أكثر خفوتاً (من حيث السطوع) وأوسع عند
خط الاستوء. أقل طبقات الغيوم ارتفاعاً على زحل هي طبقة من جليد الماء، وهي تمتد
لارتفاع 10 كم وتبلغ درجة حرارتها -23ْ مئوية. ومن المرجّح أنه توجد فوق هذه
الطبقة طبقة من جليد بيكبريتيد الأمونيوم، والتي تمتد إلى ارتفاع 50 كيلومتراً
وتبلغ حرارتها ما يقارب -93ْ مئوية. تمتد طبقة أخرى إلى ارتفاع ثمانين كيلومتراً
فوق هذه الطبقة وهي تتألف من جليد الأمونيا، حيث تصل درجة الحرارة فيها إلى ما
يقارب -153ْ مئوية. وبالقرب من قمّة الغلاف الجوي، تمتد مساحات من غازي الهيدروجين
والهيليوم إلى ارتفاع يتراوح من 200 إلى 270 كم فوق سحب الأمونيا المرئيّة. [26].
تعتبر رياح زحل هي الأسرع في النظام الشمسي. وقد رصد المسبار فوياجر أقصى سرعة
للرياح الشرقية والتي بلغت 500 م/ث، أي ما يعادل 1800 كم/س. [27]. لم يتم رصد
أنواع الغيوم في جوّ زحل أو التعرّف عليها حتى رحلة فوياجر، ومنذ ذلك الوقت، تحسنت
المقارب الأرضية بشكل كبير بحيث أصبحنا قادرين على مشاهدتها. وتتم سُحُب الغلاف
الجوي العلوي حول خط الاستواء دورة حول الكوكب كل عشر ساعات وعشر دقائق، وهو زمن
قليل. أما السحب في خطوط العرض العليا فقد تستغرق زمناً يزيد بنصف ساعة على ذلك في
مرورها عبر الكوكب.





رصد مقراب
هبل الفضائي عام 1990 سحابة بيضاء هائلة الحجم في جو زحل قرب خط استوائه، والتي لم
تلاحظ أثناء رحلة فوياجر. كما رصدت عاصفة أصغر سنة 1994. وكانت عاصفة عام 1990
مثالاً على البقعة البيضاء العظيمة، وهي ظاهرة نادرة وذات عمر قصير تحدث مرة واحدة
في كل سنة زحلية، وهي فترة تعادل 30 سنة أرضية. رصدتت هذه البقعة في الأعوام 1876
- 1903 - 1933 - 1960، وبقعة عام 1933 هي الأكثر شهرة من بينهم. وفي حال بقي
التواتر مستمراً فإن بقعة أخرى ستظهر سنة 2020.[28].





ظهر النصف
الشمالي لزحل في الصور الحديثة لكاسيني بلون أزرق ساطع بشكل مشابه لأورانوس (كما
يظهر في الصورة إلى اليمين)، ولا يمكن رصد هذا اللون الأزرق من كوكب الأرض بسبب
حجب حلقات زحل لنصفه الشمالي بسبب تبعثر ريليه .





أظهر
فلكيّون حديثاً باستخدام الأشعة تحت الحمراء أن زحل يملك دوامات قطبية دافئة، وهذه
الظاهرة ليست معروفة إلا على كوكب زحل حتى الآن. وفي حين أن درجة الحرارة تكون على
زحل -185ْ مئوية عادةً، تصل في هذه الدوامات إلى -122ْ مئوية.[30]


[عدل] نمط
سحب القطب الشمالي سداسية الشكل


الشكل
السداسي للسحب في القطب الشمالي لزحل المكتشف بواسطة صور المسبار كاسينس.





أولى
ملاحظات المسبار فوياجر هو شكل السحاب سداسي أضلاع في دوامة الغلاف الجوي في القطب
الشمالي حوالي 78 درجة شمال.[31]. وخلافا للقطب الشمالي أظهر التصوير بواسطة مرصد
هابل الفضائي، أن المنطقة القطبية الجنوبية تشير إلى وجود تيارات نفاثة، ولكن لا
توجد دوامات قطبية قوية ولا أي موجة دائمة سداسية. ومع ذلك، أفادت وكالة ناسا في
تشرين الثاني أن المركبة الفضائية كاسيني رصدت 'الأعاصير مثل إعصار إستوائي في
القطب الجنوبي التي كان لها عين أعصار eyewall
واضح).[32]. وهذه المشاهدة جديرة بالملاحظة لأنه لم يتم مشاهدة أي عين إعصار في أي
كوكب أهر باستثناء الأرض بما فيها الفشل في ملاحظة ذلك في البقعة الحمراء العظيمة
على كوكب المشتري.





يبلغ طول
الأضلاع الجانبية للسحب القطب الشمالي سداسية الشكل حوالي 13800 كيلومتر وتدور
كامل البنية بفترة تصل إلى 10 ساعات و 39 دقيقة و 24 ثانية. وهي نفس فترة بث أمواج
لا سلكية من الكوكب.[33].


الحقل المغناطيسي








إن الغلاف
المغناطيسي لزحل منتظم للغاية، وذلك بسبب وقوع القطبين المغناطيسيين على خط واحد
مع قطبي الدوران. تضغط الرياحُ الشمسية جانب الحقل المواجه للشمس، وتعمل على بسط
الجانب المحجوب عن هذه الرياح. يُسببُ الدوران السريع للكوكب حول محوره تكوين قرص
من التيارات في مستوي خط الاستواء، وهذا يؤثر بدوره في الحقل المغنطايسي في أقسام
الغلاف المغنطيسي الأكثر بعدا. .[34] إذا لزحل حقل مغناطيسي بسيط ومتناسق ثنائي
القطب. تبلغ شدته حوالي 0.2 جاوس وتساوي حوالي واحد إلى عشرين من الحقل المغناطيسي
حول المشتري, وأقل بقليل من الحقل المغناطيسي حول الأرض. وبالنتيجة الحقل
المغناطيسي لزحل أقل بكثير من حقل المشتري يالنسبة إلى المقارنة الحجمية ويمتد
أكثر بقليل إلى مدار تيتان..[35] و من المحتمل أن سبب نشوء الحقل المغناطسيي في
زحل مشابه لنشوءه في المشتري بسبب طبقة الهيدروجين الجزيئي. ويعمل هذا الغلاف
المغناطيسي على حرف الرياح الشمسية.[36] وكذلك يتميز المجال المغناطيسي لكوكب زحل
بوجود قطبان شمالي وجنوبي له ولكنه يعالا الأرض في موقعهما فنرى ارصلة الأرضية
تشير نحو جنوب الكوكب زحل الجغرافي ليدل على موقع القطب الشمالي المغناطيسي عليه.
وهذا المجال مطابق تماماً مع محور دوران الكوكب بينما على الأرض يميل بمعدل 10ْ عن
محور دوران الأرض. وله غلاف مغناطيسي منتظم وطبقة متأينة من ذرات الهيدروجين حول
الكوكب. وقد حدد العلماء أن سبب ضعف هذا المجال مقارنة مع المشتري يعود إلى قلة
سمك الطبقة السائلة المعدنية من الهيدروجين فيه مع تلك على المشتري.[37]


مدار ودوران زحل





متوسط
المسافة بين زحل والشمس هو أكثر من 1400000000 كم. مع سرعة مدارية متوسطة تبلغ
9.69 كم / ثانية، يأخذ زحل 10759 يوما أرضيا (أو حوالي 29 سنوات ونصف السنة)،
لإنهاء دورة واحدة حول الشمس. مداره بيضاوي الشكل يميل لااوية 2.48 ° نسبة إلى
أعلى مستوى مدارات الأرض. وبسبب وجود شذوذ مداري يبلغ 0.056، المسافة بين زحل
والشمس تختلف من قبل ما يقرب من 155000000 كيلومترا بين الحضيض والأوج [38].





ولما كان
كوكب زحل عملاقا غازيا، فإن الزمن الذي يستغرقه في الدوران حول محوره ليس ثابتا،
وإنما يتوقف على خط العرض. الملامح الواضحة على زحل تدور بنسب مختلفة تبعا لخطوط
العرض، كما تم تعيين فترات دوران متعددة تبعا إلى المناطق المختلفة (كما في حالة
كوكب المشترى) : النظام الأول مدة 10 ساعة 14 دقيقة 00 ثانية (844.3 ° / د)، ويشمل
المنطقة الاستوائية، والتي تمتد من الحافة الشمالية للحزام الاستوائي الجنوبي إلى
الطرف الجنوبي من الحزام الاستوائي الشمالي. وقد تم تعيين جميع خطوط العرض الأخرى
لزحل في فترة دوران 10 ساعة 39 دقيقة 24 ثانية (810.76 ° / د)، وهو النظام الثاني.
النظام الثالث، على أساس البث اللاسلكي من الكوكب في فترة عملية تحليق المسبار،
فترة 10 ساعة 39 دقيقة 22.4 ثانية (810.8 ° / د)، لأنه قريب جدا من النظام الثاني،
فقد حلت محلها إلى حد كبير.





ومع ذلك،
قيمة دقيقة للفترة الدوران الداخلية لا تزال بعيد المنال. في فترة اقتراب كاسيني
في العام 2004 من كوكب زحل، وجدت المركبة الفضائية كاسيني أن فترة دوران إشارة
الراديو في زحل قد زادت بشكل ملحوظ، ما يقرب من 10 ساعة 45 دقيقة 45 ثانية (± 36
ثانية). وسبب التغيير هو غير معروف، وكان يعتقد أن يرجع ذلك إلى حركة مصدر الإذاعة
إلى خط عرض مختلف داخل زحل، والدمش حلو في فترة دوران مختلفة، وليس بسبب تغيير في
دوران زحل.[39]





في وقت
لاحق من أذار 2007، وجد أن نظام الدوران في البث اللاسلكي لم يتبع دوران الكوكب ،
بل بالأحرى انتجها النقل الحراري من قرص البلازما، والذي يعتمد أيضا على عوامل
أخرى إلى جانب دوران الكوكب. وأفيد أن قد يكون سبب التباين في فترات الدوران نتيجة
النشاط نفث الساخن عاة القمر إنقليدس. وينبعث بخار الماء في مدار زحل من خلال هذا
النشاط يصبح حقل زحل المغناطيسي أقل، وتباطؤ في دوران قليلا بالنسبة لدوران الكوكب.
في الوقت الذي ذكر أنه لا توجد حاليا طريقة معروفة لتحديد معدل دوران الأساسية
لزحل. آخر التقديرات لفترة دوران زحل استنادا إلى تجميع المعلومات من مختلف
القياسات من كاسيني، في أيلول 2007 هو 10 ساعة، 32 دقيقة، 35 ثاني..[40][41][42]
.[43]


حلقات زحل








زحل هو على
الارجح أفضل كوكب معروف لنظامه المكون من حلقات ، الأمر الذي يجعل منه أكثر جسم
فضائي ملحوظ في النظام الشمسي.[19].إن حلقات زحل تجعل منه واحدة من أكثر الصور
الفلكية إلفة وإبهارا، وذلك إضافة إلى كثرة وروده في قصص وأفلام الخيال العلمي.
وعندما وجه جاليليو (تلسكوبا) بدائيا نحو الكوكب أول مرة عام 1610]].[44]، جعلته
الصورة ذات الدقة الضعيفة يعتقد خطأ بأن زحل هو كوكب ثلاثي النظام، يتألف من جسم
مركزي كبير وجسم أصغر على كل من الجانبين. وقد تكون الحلقات أحدث بكثير من الكوكب
نفسه. لذا قرر بعض كبار الرياضياتيين أن هذه الحلقات تستحق الدراسة. وطبقا لحسابات
لاپلاس وجيمس كلارك مالاويل، فإن حلقات زحل لابد أن تتركب من أجسام عديدة أصغر.
تمتد الحلقات 6630كم إلى 120700 كيلومترا فوق خط الاستواء زحل ،و سماكتها المتوسطة
تقارب 20 كم، ومع ذلك فإن الكتلة الكلية للحلقات التي يصل سمكها إلى عدة مئات من
الأمتار تكافئ فقط كتلة ميماس وتتكون من 93 في المئة جليد الماء مع القليل من
الشوائب ، والكربون غير متبلور بنسبة 7 في المئة.[44]. والجزيئات التي تشكل حلقات
تتراوح في حجمها من بقع من الغبار إلى حجم سيارة صغيرة. وهناك ثلاث نظريات رئيسية
المتلاة في أصل الحلقات.الأولى ناتجة عن المواد حول قرص الكويكب الأولي، والتي
كانت دون حد روش للكوكب، ونتيجة لذلك لم تتجمع، وتشكل أقمار، ثانيا نتج عن حطام
قمر تحطم نتيجية اصطدام، ثالثا نتيجة حطام قمر تحطم نتيجة تغير الاجهادات بسبب
مرور القمر داخل حد روش للكوكب.[45]، وقد كان يعتقد أن حلقات الكواكب حلقات غير
مستقرة،..[46]





خارج
الحلقات الرئيسية على مسافة 12 مليون كيلومتر من الكوكب هو حلقة فوبي ، وهي تميل
لااوية 27 درجة إلى الحلقات الأخرى. قسم الفلكيين نظام الحلقات إلى سبع حلقات وهي
أ وب وسي ود وج وف وي (A,B,C,D,E,F,G) كما توجد ضمن الحلقات حاجز كاسيني وهو بين
الحلقة آ وب كما توجد فجوات أهمها فجوة مالاويل وفجوة كيلر و فجوة إنك.





و تؤثر
حلقات زحل واقماره على مجاله المغناطيسي ويعتقد ان هذا التأثير له دور في تكوين
الحلقات، فأثناء دوران تيتان ضمن الغلاف المغناطيسي تهرب كميات من الهيدروجين وبعض
العناصر الخفيفة الموجودة في غلافه الجوي الكثيف نسبيا، ويقوم الحقل المغناطيسي
بتشكيلها على شكل كعكة صغيرة من الجزيئات المشحونة التي انتزعت من الأسطح المثلجة
للأقمار الصغيرة الداخلية لتشكل حلقة أخرى خفيفة حول المجمع الزحلي.


صورة
لحلقات زحل عن طريق كاسيني ملتقطة سنة 2007.


صورة
لحلقات زحل عن طريق كاسيني ملتقطة سنة 2007.








في حين أنه
يمكن النظر إلى أكبر الفجوات في الحلقات، مثل حاجز كاسيني وفجوة إنكي، من الأرض.
اكتشفت المركبة الفضائية فوياجر أن الحلقات لها بنية معقدة تتألف من الآلاف من
الثغرات رقيقة والجدائل. كما يكون دور للالأقمار الرعاة في الحفاظ على حافة الحلقة
وشكلها]],[47].





تشير
البيانات القادمة من المسبار الفضائي كاسيني إلى أن حلقات زحل تمتلك غلافها الجوي
الخاصة بها، بشكل منفصل عن الغلاف الجوي للكوكب نفسه. ويتألف الغلاف الجوي من غاز
الألاجين الجزيئي (O2) ويتم إنتاجه بسبب تفاعل الأشعة فوق
البنفسجية القادمة من الشمس مع جليد الماء المتواجد في الحلقات. التفاعلات
الكيميائية بين جزيء الماء الأشعة فوق البنفسجية تنتج إضافة ‘إلى الألاجين. H2.[48].وعلى أي حال كمية كلا الغازين قليلا جدا كما يحوي الغلاف الجوي
للحلقات على كميات قليلة من الهيدرولايد، وينتج هذا نتيجة تفكك جزيئات الماء، رغم
أنه في هذه الحالة يتم تفكيك الأيونات النشطة لجزيئات الماء التي تطرد من القمر
إنسيلادوس..[49]





يوم 6
تشرين الأول 2009، أعلن عن اكتشاف قرص رقيق من المواد وضمن مدار فوبي. ويمكن وصف
هذا القرص بشكل عام بأنها آخر حلقة. وعلى الرغم من أتها كبيرة جدا ،و حلقة غير
مرئية عمليا—اكتشف باستخدام تلسكوب الفضاءالتابع لناسا سبيتزر بالأشعة تحت
الحمراء. يمتد 128-207 مرة من نصف قطر زحل، تشير الحسابات إلى أنه قد يمتد إلى
الخارج ليصل إلى 300 مرة من نصف قطر زحل[50] .


أقمار زحل





زحل لديه
على الأقل 60 قمر طبيعي، 48 من هذه لها أسماء. العديد من الأقمار صغيرة جدا. 33 من
50 قمر هي أقل من 10 كيلومترا في قطر ياللإضافة إلى 13 قمر أقل من 50 كم. سبعة
أقمار هي كبيرة بما يكفي لتكون قريبة من شكل الكرة تحت تأثير جالايتها الخاصة .
هذه الاقمار هي تيتان، ريا، Iapetus، ديون، تيثيس، إنسيلادوس وميماس. تيتان هو
أكبر قمر، وأكبر من كوكب عطارد، وهو القمر الوحيد في النظام الشمسي ليه غلاف جوي
سميك. هايبريون وفيبي هي ثاني أكبر أقمار، وقطر الواحد منهما أكثر من 200 كيلومتر.
لا تزال بعض المشاهدات الفلكية غير مؤكدة فيما إذا كانت أقمار أو عبارة عن أجمات
من الغبار المتوهج حول زحل وما زالت تحمل بعض التعيينات المؤقتة مثل S/2009
S 1 وفي حال التأكد من كونها أقمار سيعتمد الاتحاد الدولي الفلكي
أسماء لها.





أخذت أقرب
صور لتيتان في كانون الثاني من سنة 2004 وكانون الأول لسنة 2005 بواسطة المسبار
كاسيني-هويجنز وفي نهاية المطاف انفصل جزء من المسبار وهو الجزء المعروف بهويجنز
(التصميم الأوروبي) ليهبط على سطح تيتان





إن الأقمار
الأصغر لزحل تظهر كأقزام بالنسبة إلى تيتان.. توضح قياسات الكثافة أن جميع الأقمار
غنية بالجليد، وأكثره جليد الماء وربما بعض الأمونيا. وكثير من الأقمار لها ظواهر
شاذة. هايبريون هو الجرم الوحيد في النظام الشمسي الذي له مدار شواشي. وقد تكون
هناك براكين في إنسيلادوس s. ريا مملوء بالفوهات، ومع ذلك فإن مناطقه
الأكثر سطوعا قد تكون نتيجة تكوينات جليدية حديثة. وإيابيتوس له تركيبات جليدية
متموجة وجبال أيضا. أما تثيس فتغمره الفوهات وفيه إثاكا كازما Ithaca Chasma، وهو خندق عرضه مئة كيلومتر وعمقه يتراوح ما بين أربعة وخمسة
كيلومترات، ويمتد من القطب إلى القطب تقريبا. ويتميز ميماس Mimas
بفوهة هرشل Herschel التي يبلغ عمقها عشرة كيلومترات وقطرها 130
كيلومترا وتشغل ثلث حجم القمر[بحاجة لمصدر]

شكرا