هل تحولت حلقة فيبي إلى أقمار حمراء؟

ربما لعبت الحلقة الأكثر غموضًا في Saturn دورًا رئيسيًا في تحويل أسطح Iapetus و Hyperion.

Iapetus ، قمر زحل بلونين ، كما رأينا في كاسيني في عام 2015. نصفي القمر واضحان بوضوح. الصورة الائتمان: ناسا / مختبر الدفع النفاث / Caltech / معهد علوم الفضاء.

Iapetus ، ثالث أكبر قمر من Saturn ، لديه واحد من أغرب الأسطح في النظام الشمسي. نصف الكرة الأرضية ، المسمى كاسيني ريجيو ، مظلل بلون خفيف محمر ، في حين أن نصف الكرة المقابل أبيض ناصع. بالإضافة إلى ذلك ، لدى الجانب الآخر ارتفاعًا كبيرًا في البياض ، مما يعني أنه يعكس ضوءًا أكثر من الجانب المحمر الداكن. لاحظ هذا التناقض الغريب لأول مرة قبل ثلاثة قرون من قبل جيوفاني كاسيني ، وتم تصويره بالتفصيل في عام 2007 من قبل التحقيق الذي سمي باسمه.

تقول النظرية الرائدة للاختلاف في السطوع أنه بمرور الوقت ، تم تسخين جليد الماء من جانب واحد من القمر. أدى ذلك إلى حلقة التغذية المرتدة الحرارية عن طريق تغيير البياض في نصف الكرة وبالتالي زيادة درجة حرارة سطحه ، مما يؤدي إلى مزيد من التسامي. تدعم الملاحظات الحديثة التي قامت بها مركبة الفضاء كاسيني هذه الفرضية. ومع ذلك ، فإن النظرية تفتقد إلى شيء واحد: طريقة لبدء حلقة التغذية المرتدة هذه.

إسقاط أسطواني لـ Iapetus مصنوع من فسيفساء من صور Cassini. الصورة الائتمان: ناسا / مختبر الدفع النفاث / Caltech / معهد علوم الفضاء / معهد القمر والكواكب.

ظهر أحد التفسيرات المحتملة: ربما كانت جزيئات الحمرة المظلمة المسؤولة عن بدء العملية تأتي من جسم فلكي آخر ، وربما قمر زحل آخر. ومع ذلك ، ظل هذا تخمينًا ، حتى عام 2009 ، عندما حقق تلسكوب سبيتزر الفضائي بالأشعة تحت الحمراء اكتشافًا مفاجئًا: قرص ضخم من المادة أكبر 25 مرة من بقية حلقات زحل. تابع القراءة لمعرفة ما وجده سبيتزر ، ومن أين جاء ولماذا هو مهم للغاية.

كيف تصنع حلقة بعرض 11 مليون كيلومتر؟

نظام حلقات ساتورن هو الأكبر في النظام الشمسي وأكثرها تعقيدًا بسهولة. وهو يتألف من سلسلة من الفرق المتميزة من الصخور والجليد مفصولة بفجوات فارغة تحتفظ بها أقمار الراعي. في حين أن الحلقة A المشرقة تنتهي على مسافة 137000 كم من الكوكب ، إلا أن هناك حلقات أرق وخفيفة ، بما في ذلك الحلقة الضعيفة E التي تمتد إلى 480،000 كم ، أو 8.25 نصف قطر زحل.

صورة كاسيني الأخيرة لزحل ، التي التقطت في عام 2017. تم تصنيف العديد من أقمار ، على الرغم من باهتة للغاية. رصيد الصورة: معهد ناسا / مختبر الدفع النفاث / علوم الفضاء / معهد علوم الفضاء.

يُعتقد أن الخواتم الرئيسية تشكلت قبل حوالي 100 مليون عام ، على الأرجح من قمر تمزقه قوى المد والجزر. ومع ذلك ، يبدو أن عدة حلقات أصغر يتم تجديدها بنشاط. على سبيل المثال ، أظهر ذبابة كاسيني أن السخانات الجليدية من إنسيلادوس تخرج جزيئات صغيرة تشكل الحلقة E. في عام 2009 ، تم استهداف قمر آخر كمصدر محتمل للمواد الحلقية: Phoebe ، الذي يتحرك في مدار رجعي غريب الأطوار مع محور شبه رئيسي يبلغ 215 زحلًا.

قام تلسكوب سبيتزر الفضائي بتصوير زحل بسرعة 24 و 70 ميكرون ، وهي أطوال موجية يجب أن يكون الغبار البارد فيها أكثر وضوحًا. الملاحظات لم يخيب أملك. أظهرت فسيفساء الصور حلقة كبيرة من الغبار تمتد ما بين 128 و 215 من زحل نصف قطرها ، و 40 سماعًا مذهلاً من زحل. تمحورت حول القمر بوضوح ، وتمتد إلى الداخل بما يكفي لتنظيف مدار Iapetus. أظهرت النماذج أن معظم المواد ، رغم ذلك ، لم تكن قريبة جدًا من الكوكب. للوصول إلى مدار Iapetus ، كان عليه السفر حوالي 8.7 مليون كيلومتر. كيف ، إذن ، يمكن أن يحدث هذا - ولماذا يتأثر نصف Iapetus فقط؟

الشكل 1 ، Verbischer وآخرون. 2009. تعتبر حلقة Phoebe مرئية بشكل بارز في الفسيفساء المسمى MIPSON ، بين 128 و 180 من زحل نصف قطرها. الخطوط القطرية الكبيرة هي مجرد قطع أثرية قائمة على الملاحظة.

بدا أن عملية الطرد واضحة جدًا: تأثيرات الأسطح الدقيقة. عندما تصطدم قطع صغيرة من الصخر بسطح فويبي ، فإنها تخرج جزيئات صغيرة من الجليد والسيليكات من القشرة ، التي تنجو من القمر وتشكل حلقة متربة حولها. انتشرت القذف بسرعة ، على الرغم من ذلك ، عبر شيء يسمى تأثير Poynting-Robertson. تمتص الجزيئات الصغيرة الإشعاع الشمسي ثم تعيد إصداره بشكل غير متماثل ، مما يؤدي إلى انخفاض في الزخم الزاوي المداري. على مدى عشرات الملايين من السنين ، تقع هذه الجسيمات في مدارات أقل بفضل إعادة الإشعاع هذه. يعد تأثير Poynting-Robertson عاملاً هامًا في تطور الأقراص الكواكب الأولية - ويبدو أن الأنظمة الحلقية.

هذه المادة الملهمة ستغطي Iapetus بشكل موحد إذا لم تكن لبعض الخصائص غير العادية لمدارات الأقمار. أولاً ، إن Iapetus مقفل على المد زحل ، لذا فإن نصف الكرة الغربي يكون دائمًا الجانب "الرائد" والآخر دائمًا الجانب "المتأخر". ثانياً ، لدى فويب مدار مدار رجعي ، مما يعني أنه يسير في الاتجاه المعاكس لمعظم أقمار زحل - وبالتالي ، فإن حلقة الغبار كذلك. هذا يعني أنه عندما تصطدم جزيئات الحلقة مع Iapetus ، فإنها تفعل ذلك فقط على جانبها الرئيسي ، مما يجعل نصف الكرة مظلماً وتقلل من البياض.

الشكل 4 ، Verbischer وآخرون. 2009. أظهرت المحاكاة العددية لحركة الجسيمات على مدار 2000 عام كيف يمكن أن تنمو الحلقة للوصول إلى مدارات Iapetus وحتى تيتان ، ممثلة بحلقات زرقاء رقيقة حول زحل.

التحليل الطيفي: المشاكل والحلول

النظرية لا تخلو من مشاكلها. تم اكتشاف المشكلة الرئيسية من خلال الرصدات الطيفية لفويبي وإيبتوس ​​وهيبريون - وهو قمر صغير غير منتظم من ساتورن تم احمراره بنفس طريقة إيباتوس. يُظهر Phoebe و Iapetus أوجه التشابه الطيفية ، بما في ذلك ميزة الامتصاص البارزة عند 3 ميكرون التي تُنسب إلى الهيدروكربونات الموجودة على كلا الجسدين ، دليل على وجود الماضي المشترك (Cruikshank et al. 2008).

الشكلان 3 و 8 ، Cruikshank et al. 2008. إن شريط الامتصاص المتمركز عند 3 ميكرون مرئي بوضوح في أطياف الأشعة تحت الحمراء لكلا الأقمار. ويعتقد أن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAHs) هي المسؤولة.

لا يعني وجود نفس المواد في اثنين من الأقمار أن المواد من واحدة تم نقلها إلى أخرى. يمكن أن يكون التفسير البسيط هو أنها تشكلت ببساطة في بيئات مماثلة - وهي فكرة تدعمها حقيقة أن Iapetus هو أقرب جيران Phoebe. ومع ذلك ، يعتقد أن Phoebe و Iapetus من أماكن مختلفة ؛ من المحتمل أن يكون Phoebe كويكبًا تم التقاطه في حزام كويبر ، بينما تشكل Iapetus في الموقع المحيط بزحل. هذا يقدم المزيد من الدعم لفكرة أن نقل المواد قد حدث بعد تشكل الأقمار.

الشكل 1 ، بوراتي وآخرون. 2002.

في حين أن السمات الطيفية للهيدروكربونات والجزيئات الأخرى تبدو أخبارًا جيدة ، إلا أن جميع البيانات الطيفية لا تدعم النظرية القائلة بأن الأقمار مرتبطة. على سبيل المثال ، يُظهر التحليل الطيفي الذي ظهر في أوائل عام 2000 (Buratti et al. 2002) للأقمار الثلاثة وعددًا من الأقمار الصغيرة والكويكبات اختلافات صارخة بين Phoebe والأقمار الأخرى في الأطوال الموجية من 0.4-1.0 ميكرون. المناطق المظلمة من Hyperion و Iapetus متشابهة للغاية ؛ سطح فيبي ليس كذلك. للوهلة الأولى ، قد يبدو هذا دليلًا واضحًا على النظرية بأكملها ، ولكن يتم تجنب الصعوبات إذا افترضنا أن غالبية الألوان التي نراها الآن لا ترجع بشكل مباشر إلى ترسب من حلقة Phoebe.

في البداية ، ذكرت حلقة التغذية الراجعة الحرارية من نوع ما والتي بدأها نقل المواد من فيبي. سقطت المادة المودعة في البداية في نصف الكرة الرئيسي لـ Iapetus على جزء كبير من سطحها الجليدي. كان للغبار درجة منخفضة من البياض ، مما يعني أنه يمتص معظم الضوء الذي يضربه. هذا مع ارتفاع درجات الحرارة. سيتم بعد ذلك نقل هذه الحرارة إلى الجليد المغطى بالتراب ، وسيسجل الجليد ، مما يؤدي إلى مزيد من التقليل من بياض القمر (انظر Spencer & Denk 2010).

يمكن أن تحدث عملية مماثلة على Hyperion. ومع ذلك ، فإن Hyperion ليس مغلقًا تمامًا إلى Saturn - في الواقع ، فإن دورانه فوضوي جدًا لدرجة أنه يتدفق عبر الفضاء. هذا يعني أنه كان ينبغي أن يكون الغبار المتراكم عبر سطحه ، سواده بالتساوي. يمكن أن تحدث حلقة التغذية المرتدة نفسها ، لكنها لن تنتج مثل هذا التوزيع غير المتماثل للون والبيدو.

الشكل 3 ، Verbischer وآخرون. 2009. يوضح هذا الرسم البياني كثافة الانبعاث على ارتفاعات متفاوتة في الحلبة. النقطة المضيئة هي مجرة ​​خلفية.

هناك دليل على فكرة أن حلقة Phoebe مسؤولة عن الأسطح الفردية لـ Iapetus و Hyperion ، وهناك أيضًا دليل على أن الدورة قد بدأت بواسطة مصدر آخر للمواد. لا تزال الخاتم نفسه قيد الدراسة ، سواء في أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء والبصرية ، لمحاولة تمييز حجمها وكتلتها بمزيد من الدقة. بغض النظر عما إذا كانت الآلية وراء تغيير اللون ، فإنها تظل - في الوقت الحالي - أكبر حلقة من زحل.