زحل

از ویکی نجوم
نسخهٔ تاریخ ‏۲۳ ژوئن ۲۰۱۳، ساعت ۰۹:۳۱ توسط هانيه اميري (بحث | مشارکت‌ها) (مشخصات)
پرش به: ناوبری، جستجو
این نوشتار خرد توسط مؤلف آن تکمیل می‌شود . لطفا شکیبا باشید . 


پرونده:Saturn (planet) large.jpg
تصویر به دست آمده از عکس‌های ارسالی وویجر ۲ از زحل


پرونده:Saturn from Cassini Orbiter (2007-01-19).jpg
حلقه های زحل ، تصویر به دست آمده از فضا پیمای کاسینی


مشخصات

نیم‏محور بزرگ: ۱٬۴۲۶٬۶۶۶٬۴۲۲ کیلومتر (۹٫۵۳۶۶۷۵۹۴ AU)

خروج از مرکز: ۰٫۰۵۳۸۶۱۷۹

آنومالی متوسط: ۳۲۰٫۳۴۶۷۵۰°

زاویه انحراف: ۲٫۴۸۵۲۴۰°

طول گره صعودی: ۱۱۳٫۶۴۲۸۱۱°

اوج: ۱٬۵۰۳٬۵۰۹٬۲۲۹ کیلومتر (۱۰٫۰۵ AU)

حضیض: ۱٬۳۴۹٬۸۲۳٬۶۱۵ کیلومتر (۹٫۰۲۳ AU)

تناوب مداری: ۱۰٬۷۵۵٫۷ روز زمین (۲۹٫۴۴۷۴۹۸ سال زمین)

قمرها: ۶۲ قمر تایید شده

متوسط شعاع: ۶ ± ۵۸۲۳۲ کیلومتر (۹٫۱۴ برابر زمین)

شعاع استوایی: ۴ ± ۶۰۲۶۸ کیلومتر (۹٫۴۵۵ برابر زمین)

شعاع قطبی: ۱۰ ± ۵۴۳۶۴ کیلومتر (۸٫۵۵۲ برابر زمین)

پخی قطبین: ۰٫۰۰۰۱۸ ± ۰.۰۹۷۹۶

مساحت سطح: ۴۲٬۶۱۲٬۱۳۳٬۲۸۵ کیلومتر مربع (۸۳٫۵۴۳ برابر زمین)

حجم: ۸۲۷٬۱۲۹٬۹۱۵٬۱۵۰٬۸۹۷ کیلومتر مکعب (۷۶۳٫۵۹۴ برابر زمین)

جرم: ۱۰۲۶ × ۵٫۶۸۳۱۹ کیلوگرم (۹۵٫۱۶۱ برابر زمین)

متوسط چگالی: ۰٫۶۸۷ g/cm3

گرانش سطحی: ۱۰٫۴۴ متر بر مجذور ثانیه (۱٫۰۶۵ برابر g)

سرعت فرار: ۱۲۹٬۹۲۴ km/h

چرخش: ۱۰٫۵۷ ساعت (۱۰ ساعت و ۳۴ دقیقه)

سرعت چرخش در استوا: ۹٫۸۷ کیلومتر بر ثانیه (۳۵٬۵۰۰ km/h)

انحراف محوری: ۲۶٫۷۳°

بعد قطب شمال: ۲س ۴۲د ۲۱ث (۴۰٫۵۸۹°)

میل قطب شمال: ۸۳٫۵۳۸°

دمای سطح در فشار ۱ جو 0.1 bar: حداقل ۱۳۴ K | حداکثر ۸۴ K

قدر ظاهری: +۱٫۴۷ تا −۰٫۲۴

قطر زاویه‌ای(بدون درنظرگرفتن حلقه‌ها): ۱۴٫۵"–۲۰٫۱"


زحل

ماموريتهاي عبور از کنار زحل که با پايونير2،ويجر1 و ويجر 2 انجام گرفت،اطلاعات سرشاري در اختيار ما گذاشت که تحليل آنها مستلزم سالها وقت است. در اينجا ، به اجمال نگاهي خواهيم داشت به برخي اکتشافات محسور کننده اي که اين کاوشگر ها عمل آورده اند .ابتدا بهتر است آنچه را پيش از ارسال کاوشگر ها به فضا ميدانسته ايم ،بررسي کنيم .اين دانسته ها واقعيت هايي اند که هنوز هم براي رصد هايي که شما به عمل مياوريد مناسب است. زحل به علت حلقه ي آشکاري که دارد زيباترين سيارات است.گردش زحل در مدار خود تقريبا سي سال طول ميکشد: يعني،حرکت ظاهري زحل از ميان برج هاي دايره البروج بسيار کند است. با کمک تلسکوپ هاي آماتوري سال هاي بسياري طول ميکشد تا کجي محور چرخش زحل (تقريبا 27درجه) معلوم شود؛ زيرا طي يک دوره تقريبا 14ساله ما سمت بالاي حلقه هاي آن را مي بينيم، سپس در حدود يک سال به نظر مي رسد که اين حلقه ها "لبه –نما" شده اند وبعد از آن منظره اي از زير حلقه ها مي بينيم. در سال 1966 وبار ديگر در سال 1980 حلقه ها به صورت لبه-نما ديده شدند، که با تلسکوپ هاي معمولي ديده نمي شدند ، زيرا بسيار نازکند (ضخامت آن ها حدود 50 متر است).اما اين حلقه ها ساختار عمودي دارند که در آن بعضي ذرات موجود در بعضي نواحي از سطح متوسط بالا مي آيند و در نواحي ديگر زير سطح متوسط مي روند؛ به طوري که عمق آن ها به 1Km مي رسد.

حلقه هاي زحل از ديد ناظر زميني چگونه به نظر مي رسند؟ حلقه بيروني خاکستري،حلقه مياني درخشان و حلقه دروني{به نام حلقه(crepe)} تاريک است. حتي با يک تلسکوپ کوچک "شکاف" ميان حلقه هاي خاکستري و درخشان را ميتوانيد ببينيد. اين شکاف که بخش کاسيني (cassimi) ناميده مي شود ، ناحيه اي است که مي پنداشتند در آن ذراتي وجود ندارد.

محاسباتي که براي تعيين چگالي متوسط اين سياره به عمل آمده ، نشان مي دهد که زحل در کل منظومه شمسي داراي " کمترين" چگالي است(0.7g/cm3 ). جسمي با اين چگالي روي سطح آب شناور مي ماند .اين چگالي کم حاکي از آن است که اين سياره عمدتا از مواد گازي و مايع ترکيب يافته و ساختار ابري نواري آن مؤيد اين نکته است. وجود نوار هاي افقي همراه با پهن شدگي در اين سياره گازي بستگي کامل به مدت چرخش بسيار سريع آن دارد، که اندکي بيش از 10 ساعت است. قطر زحل از يک قطب تا قطب ديگر 12000Km کمتر از قطر استوايي آن است.

در سال 1972 با ارسال پرتو هاي راداري دورترين فاصله ي حلقه ها زحل ثبت شد . بازده سيگنالهاي راديويي 60 درصد بود ،که نشان مي داد ذرات به وجود آورنده حلقه ها فقط دانه هاي برف مانندي نيستند ،بلکه اجرامي پوشيده از يخ اند با ابعادي چشمگير ، که ابعاد آن ها از مرتبه چندسانتي متر تا چند متر است. زماني معلوم شده بود که حلقه ها، آن طور که در يک تلسکوپ به نظر مي رسند، يک قرص جامد نيستند،بلکه ذرات بيشماري اند که زمان گردش مداري آنها بنا بر فاصله شان از اين سياره، فرق مي کند. اين زمان براي ذرات موجود در حلقه کرپ به طور متوسط در حدود 4 ساعت است در حالي که براي ذرات موجود در حلقه خاکستري بيروني در حدود 14 ساعت طول مي کشد تا يک مدار را به طور کامل طي کنند.اين زمان ها نه تنها با قوانين کپلر پيش بيني شده بود ،بلکه با جابجايي دوپلر در خطوط طيفي آن ها نيز تاييد شده است. اين بدان معني نيست که ذرات مدارهاي ثابتي دارند .امروزه،به نظر ما،تک تک ذرات حلقه بر اثر نيروهاي گرانشي و الکترومغناطيسي اطراف آن ها با هم برخورد ميکنند و آشفته مي شوند؛ در اين صورت حلقه هاي زحل همواره در حال تغييرند.

اخترشناسان معتقدند که غير ممکن است جرمي به اندازه جرم ماه، در نزديکي زحل، يعني محدوده حلقه ها وجود داشته باشد. زيرا هر طرف اين جسم که به سياره نزديک تر باشد نسبت به طرف ديگر آن که از سياره دورتر است، نيروي گرانشي بسيار قوي تري وارد مي آيد. ما در فصل 4 آثار کشندي را که ماه بر سطح زمين ايجاد ميکند ،بررسي کرديم .نيرو هاي کشندي يا سبب از هم گسيختن جرم مي شوند يا از تشکيل ان ، در نخستين وهله ، جلوگيري ميکنند. فاصله اي را که در آن جرم بزرگي نميتواند وجود داشته باشد، حد روشه(roche limit) مي نامند.لبه خارجي حلقه خاکستري احتمالا مطابق با اين حد است، از اين رو تنها اجرام کوچک در داخل اين فاصله ممکن است وجود داشته باشند.<ref name="multiple4">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>

قمر های زحل

در اوايل اين قرن مشخص شده بود که 9 قمر به دور زحل ميگردند. تنها يکي از آن ها از لحاظ اندازه در مرتبه ي اقمار گاليله اي مشتري قرار ميگيرد. اين قمر که تايتان(Titan) ناميده مي شود،دومين قمر بزرگ منظومه شمسي به شمار مي آيد و جرم آن به قدر کافي زياد است که ميتواند جو داشته باشد . دورترين قمر زحل فيبي (phoebe) است. اين قمر در مدار رجعي بسيار موربي در فاصله ي تقريبا 13 ميليون کيلومتري از زحل سير ميکند. گمان ما اين است که فيبي يکي از اقمار اصلي زحل نبوده، بلکه بعدا به دام آن افتاده است. ضريب بازتاب کم آن(5 درصد) خبر از سطحي جز يخ ، احتمالا نوعي سيارک سنگي مي دهد.

وقتي پايونير 11(1979)، ويجر 1(1980) و ويجر 2(1981) در گستره نزديک به بررسي دقيق زحل پرداختند .هر کاوشگر شگفتيهايي خاص خود را ارائه کرد. ميدان مغناطيسي زحل از لحاظ انرژي کلي اش، بعد از مشتري در مقام دوم قرار دارد. اما در سطح اين سياره مقادير ميدان مغناطسي تنها در همان حدود شدت ميدان روي سطح زمين است.قطبيت آن نيز مخالف زمين ماست، يعني قطب شمال ميدان مغناطيسي آن به اصطلاح ما در نيمکره جنوبي است .همچنين محور ميدان مغناطيسي زحل ،برخلاف زمين و مشتري،تقريبا به طور کامل بر محور چرخش آن منطبق است.بعضي از نظريه هاي مربوط به چگونگي ايجاد ميدان مغناطيسي در يک سياره به اين گمان رسيده است که اختلاف ميان اين دو محور امري اساسي است. نمونه اي که زحل ارائه مي دهد ، ظاهرا در جهت انکار اين نظريه است.مدل دروني زحل که با اين عبور از نزديک معلوم شده، شامل هسته اي صخره اي است که چندان بزرگتر از زمين نيست.زحل مانند مشتري در حدود سه برابر انرژي گرمايي که از خورشيد دريافت مي کند، بيرون مي تاباند که احتمالا ناشي از انقباض مدام اين سياره باشد.

ويجر2 توانست ساختار نواري جو فوقاني زحل را بهتر از هر کاوشگر ديگر پيش از آن ببيند ، زيرا غباري که غالبا اين سياره را مي پوشاند به طور غير منتظره اي محو شده بود .جريان هاي فوراني مشاهده شد که تا حدود 1600Km/hr با سرعت چرخش کلي اين سياره تفاوت داشت .اين باد ها ، در مقايسه با جو مشتري، نزديکتر به هم تا نواحي قطبي ادامه مي يافت. پوشش ابري زحل برخلاف مشتري تفاوتهاي رنگي زيادي نشان نمي دهد. مشاهدات سمت تاريک اين سياره شفقهاي قطبي درخشاني را در نواحي قطبي آشکار کرده است.

شايد غير مترقبه ترين مشاهدات بر حلقه هاي زحل متمرکز شده باشند .جزئيات اين حلقه ها با عبور از هر حلقه به حلقه ديگر بهتر معلوم ميشود ، به طوري که تعداد زير بخشهاي اين حلقه ها از هزار هم تجاوز ميکند .سه حلقه قابل رويت از زمين ،يعني حلقه هاي درخشان، خاکستري و کرپ به صورت کلي آن ها تاييد و به ترتيب با نماد هاي A,B,C وFکاملا تاييد شد و فقط اين حلقه ها تعداد بسياري حلقه اي فرعي را نشان مي دهند. همچنين ثابت شد که کاسيني خالي نيست ،بلکه با حلقه هاي کوچک متعددي از ماده پر شده است. در واقع وقتي پايونير2 از سمت مخالف خورشيد ناظر حلقه ها بود ، بخش کاسيني درخشان و B که معمولا درخشنده ترين حلقه هاست ، تاريک به نظر مي رسيد.واقعيت کاملا پيش بيني نشده اين بود که حلقه F در تصوير حاصل از ويجر 1 به صورت رشته هاي گيس باف نمايان شد .همچنين به نظر مي رسيد درآنجا پره هايي (spokes) است که به سوي خارج (تا بالاي راس) حلقه ي B امتداد يافته است. امروزه نظر اخترشناسان اين است که غبار نازکي از سطح اين حلقه بر اثر ميدان مغناطيسي زحل بالا مي رود و به خارج آن راه مي يابد. يک "پره" معين به مدت يک ساعت باقي مي ماند. براي شکل گيس باف حلقه F توضيحي داده نشده و دوربينهاي ويجر 2 چنين شکلي را ثبت نکرده اند.

از سال 1979 به بعد چند قمر جديد از زحل کشف شد. در لبه بيروني حلقهA که شايد لبه ي ان حلقه را به طور واضح مشخص ميکند، قمري است که با نماد1980S28 معرفي شده است. در دو طرف حلقه F دو قمر 1980S27 و 1980S26 يافت مي شود که آن ها را اقمار نگاهبان ناميده اند. در وراي حلقه احتمالي G دو قمر مي گردند که مدار مشترکي را اشغال کرده اند. اين قمرهاي هم- مدار با نماد هاي 1980S3 و 1980S1 معرفي شوند و يکي از آن ها ممکن است دهمين قمر مشکوک زحل باشد که در سال 1996( به نام يانوس )گزارش شده است. چگونه دو قمر مي توانند بدون تصادم در يک مدار حرکت کنند؟ وقتي قمر سريعتر دروني به قمر کند تر بيروني نزديک مي شود. دوقمر بر اثر جاذبه گرانشي ، انر‍‍ژي و اندازه ي حرکت زاويه اي مبادله مي کنند. قمر دروني با کسب اندازه ي حرکت زاويه اي به مداري بالاتر مي رود، اما در نتيجه اين عمل حرکت آن کندتر مي شود. قمر بيروني با از دست دادن اندازه حرکت زاويه اي به مدار پايين تر مي رود اما در اين ضمن سرعتش افزايش مي يابد .به عبارت دقيقتر ، اين دو قمر از يک مدار عبور نمي کنند، بلکه نقششان را عوض مي کنند. مي توان گفت در اين مدارهاي جديد 1S مي شود S3 وبرعکس.

دومين مجموعه اقمار هم-مدار مرکب از يک قمر قبلا شناخته شده به نام ديون (Dione) و جفت نويافته آن ، ديون B ، است که با نماد 1980S6 معرفي مي شود. دوقمر ديگر با نمادهاي 1980S25 و 1980S13 در يک آرايش سه مداري با تتيس (Tethys) پيوند خورده اند، يکي در موضع 60 درجه پيش از تتيس و ديگري در موضع 60 درجه پس از تتيس،آن را دنبال مي کنند .اين مواضع شبيه مواضع سيارکهاي تروجان (Trojan) نسبت به سياره مشتري آرايشهاي پايدارند .چهار قمر ديگر در تصاوير حاصل از ويجر به طور غير قطعي مشخص شده اند ، ولي ما به معرفي 17 قمر معرفي شده بسنده ميکنيم.

اخترشناسان مخصوصا مجذوب بزرگترين قمر زحل ،يعني تايتان بوده اند ، زيرا هم به قدر کافي پر جرم و هم سرد است که مي تواند جو خود را حفظ کند .اما ترکيب درصدي جو اين قمر بيشتر جلب توجه مي کند، چون احتمالا شامل عناصري است مانند هيدروژن، اکسي‍ژن ،کربن و نيتروژن که موجودات زنده مربوط مي شود. اين عناصر را ويجر با عبور از نزديکي اين قمر يافته است ، اما دانشمندان وقتي شگفت زده شدند که پي بردند جز تشکيل دهنده ي عمده ي اين جو نيتروژن است و متان فقط به مقدار ناچيزي در آن وجود دارد. مولکولهايي مانند متان (CH4) استيلن(C2H2)، سيانوژن (C2N2)، اتان (C2H6) وپروپان (C3H8) همگي در جو تايتان يافت مي شوند. اين مولکولها مي توانند در سنتز کردن امينواسيدها که اجزاي مولکولهاي آلي پيچيده تري اند ، نقش مهمي داشته باشند. جو تايتان متراکمتر از جو زمين و دماي سطح آن 180- درجه است. بعضي ناظران به اين فکر رسيده اند که مي بايد مولکولهاي آلي پيش زيستي روي سطح تايتان "باريده" باشد و شايد هم نشانه هايي از حيات در آنجا آشکار باشد .اما همين مولکولهاي پيچيده ابرهاي نارنجي رنگي به عمق 250Km به وجود مي آورند که همواره با لايه اي از مه و غبار با عمق بيشتر ، سطح تايتان را پنهان مي کنند و مانع تاييد آثار احتمالي حيات در آن مي شوند.

قمرهاي بزرگتر زحل به صورت کراتي مشخص مي شوند که عمدتا از يخ و 20 تا25 درصد سنگ ترکيب يافته اند(چگالي آنها بين 1.1 و 1.9 است). بسياري از آنها شواهدي از برخوردهاي اجرام کوچک بسيار زياد و نوعي فعاليت دروني را نشان مي دهند. نه تنها کل سطح مي ماس(Mimas) دهانه دار است، بلکه داغ يک دهانه بزرگ در آن يافت مي شود که در نوع خود با هر دهانه بزرگ ديگري در منظومه شمسي برابري مي کند.قطر اين دهانه km138،عمق آن km10 وقله مرکزي آن در رديف کوه هاي بزرگ روي زمين است .عمر اين دهانه را چند ميليارد سال مي دانند. برعکس مي ماس، انسلادوس(Enceladus) شواهدي از فعاليتهاي تازه را نشان مي دهد که سطح بسيار گوناگوني پديدآورده است. به نظر مي رسد که بخشهاي صافتر آن مناطق دهانه دار اوليه اي بوده اند که مجددا تسطيح شده اند .الگوهاي به شکل جريان يک مايع و سطح چين وچروک دار آن حاکي از يک حالت مستمر فعاليت زمين شناختي است؛ حالتي بسيار نزديک به گوشته اي از مايع در زير پوسته اي نازک ، با يک منبع ناشناخته گرمايي.

ديون، با قطر 1100Km، چهارمين قمر بزرگ زحل است.عوارض بارز سطحي ديون شامل دهانه هاي پهن بزرگ و يک دره بزرگ گسل شده است.اين امر غريبي نيست که روي يک قمر معين به سوي ستاره مادر باشد، اما در مورد ديون سمتي از آن که پيوسته در مدارش مي ماند ، درخشانتر و پر دهانه تر از سمت پشتي آن است .چگالي اين قمر g/cm^31.4 است. از اين چگالي نسبتا زياد برمي‌آيد که اين قمر نسبت به قمر هايي که چگالي کمتري دارند ار ماده سنگي بيشتري ترکيب يافته است. پوسته ي اين قمر احتمالا از يخ تشکيل شده است.

مدتها تصور مي شد که بخش کاسيني ، يعني فاصله ظاهرا تهي ميان حلقه هاي Aو B بر اثر گرانش يک يا چند قمر زحل ايجاد شده است.اخترشناسان استدلال مي کنند که اگر مدت گردش ذره معيني در مدارهاي حلقه هاي زحل دقيقا نصف مدت گردش قمر معيني در مدارش باشد، آن ذره دستخوش بيشترين کشش گرانشي زحل در همانجا در مدارش مي شود ؛از اين رو اثر تجمعي اين وضع موجب مي شود که ذره مکان خود خارج شود و يک جاي خالي در حلقه ها باقي گذارد.اين پديده را اصل تشديد مي نامند. ذرات نزديک به درون بخش کاسيني در نصف زمان لازم براي گردش قمر مي ماس،در مدار خود مي گردند.رابطه مشابهي را مي توان براي ذراتي که مدت گردش آنها 1.3، 1.4 يا 1.5 مدت گردش يک قمر معين است، به دست آورد.ولي ما فقط به اعتبار هفده قمر و چند رابطه کسري ساده نميتوانيم وجود فواصل ميان حلقه هاي نازکي را که تعدادآنها به بيشتر از هزار مي رسد،توضيح دهيم. دانشمندان با گمان نوعي توضيح ديگر، در جستجوي قمر کوچکي بر آمده اند که در هريک از فواصل قرار گرفته باشد و ذرات را جاروب کند، اما هرگز چنين قمري يافت نشد. شايد اين حلقه هاي فرعي اشغال شده، امواج چگال گذرايي باشند که با زمان تغيير مي کنند. امروزه ما حلقه هاي زحل را با ديد جديدي مي بينيم ، از جمله آن که احتمالا عمر ساختار فعلي آن ها بيش از چند ميليون سال نباشد.<ref name="multiple4">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>


تاریخچه رصد زحل

گالیله اولین کسی بود که با تلسکوپ خود در سال 1610 زحل را رصد کرد و کمی هم بهت­زده شد. او سیاره را اینگونه توصیف نمود: «گوش دارد و از سه جسم کنار هم با زاویه­ای ثابت، که وسطی حدود سه برابر دوتای دیگر است، تشکیل شده است.» او وقتی بیشتر حیرت­زده شد که دو سال بعد ملاحظه نمود دو جسم خارجی محو شده­اند. او با تعجب از خود پرسید: «آیا زحل بچه­هایش را بلعیده است؟» و زمانی که در سال 1613 دوباره ظاهر شدند بیشتر سردرگم شد. در سال 1655، کریستین هویگنس (Christiaan Huygens) با تلسکوپی بسیار بهتر به رصد زحل پرداخت و اظهار داشت که زحل با یک سیستم حلقوی احاطه شده است. او نوشت: «زحل با یک حلقۀ نازک و مسطح، بدون تماس در هیچ نقطه­ای، احاطه شده است، و نسبت به دایرﺓالبروج مایل است.»

کلید سردرگمی گالیله در توضیح هویگنس نهفته است؛ سیستم حلقوی، به­دلیل کجی محور زحل، نسبت به دایرةالبروج مایل است. تصور کنید که قطب شمال زحل در نقطه­ای از مدارش به سمت خورشید کج شده باشد. ما، روی زمین نزدیک به خورشید، بیشتر نیم­کرۀ شمالی و حلقه­ها را در بازترین حالت خود خواهیم دید. درست کمتر از 15 سال بعد زحل در نقطۀ مقابل مدار خود قرار دارد، در حالیکه حالا قطب جنوب آن به سمت خورشید کج شده است. بدین ­ترتیب نیم­کرۀ جنوبی را بهتر می­بینیم و حلقه­ها نیز کاملاً گسترده هستند. در بین راه، وسط این دو حد، حلقه­ها را در حالی که لبۀ آنها به سمت ما است می­بینیم و درست همانگونه که گالیله مشاهده کرد، به نظر می­رسد که حلقه­ها ناپدید شده­اند. بنابراین زمین، در هر دور گردش زحل، دوبار در صفحۀ حلقه­های آن قرار می­گیرد؛ تقریباً هر 15 سال یک­بار.<ref name="multiple2">کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی/ ایان موریسون/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی [۱]</ref>

منابع

<references />