12.5: حلقات الكواكب

Last updated
Save as PDF

Page ID: 197833

\( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)\(\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}\)

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

وصف نظريتي تكوين الحلقة الكوكبية
قارن بين الحلقات الرئيسية لزحل واشرح دور القمر Enceladus في تكوين الحلقة E
اشرح كيف تختلف حلقات أورانوس ونبتون في التكوين والمظهر عن حلقات زحل
وصف كيفية تأثر البنية الحلقية بوجود الأقمار

بالإضافة إلى أقمارها، تحتوي جميع الكواكب العملاقة الأربعة على حلقات، حيث يتكون كل نظام دائري من مليارات الجسيمات الصغيرة أو «القمر» التي تدور بالقرب من كوكبها. تعرض كل حلقة من هذه الحلقات بنية معقدة مرتبطة بالتفاعلات بين جزيئات الحلقة والأقمار الأكبر. ومع ذلك، تختلف أنظمة الحلقات الأربعة اختلافًا كبيرًا عن بعضها البعض في الكتلة والبنية والتكوين، كما هو موضح في الجدول\(\PageIndex{1}\):

الجدول\(\PageIndex{1}\): خصائص الأنظمة الحلقية
كوكب	نصف القطر الخارجي (كم)	نصف القطر الخارجي (_كوكب R)	الكتلة (كجم)	الانعكاسية (%)
المشتري	128,000	1.8	1010 (؟)	؟
زحل	140,000	2.3	1019	60
أورانوس	51,000	2.2	1014	5
نبتون	63,000	2.5	1012	5

يتكون نظام الحلقات الكبيرة في زحل من جزيئات جليدية منتشرة في عدة حلقات واسعة ومسطحة تحتوي على قدر كبير من البنية الدقيقة. من ناحية أخرى، فإن أنظمة حلقات أورانوس ونبتون هي عكس نظام زحل تقريبًا: فهي تتكون من جزيئات داكنة محصورة في بضع حلقات ضيقة مع فجوات فارغة واسعة بينهما. حلقة المشتري وواحدة على الأقل من حلقات زحل هي مجرد شرائط غبار عابرة تتجدد باستمرار بفعل حبيبات الغبار المتآكلة من الأقمار الصغيرة. في هذا القسم، نركز على نظامي الحلقات الأكثر ضخامة، وهما نظام زحل وأورانوس.

ما الذي يسبب الخواتم؟

الحلقة عبارة عن مجموعة من أعداد كبيرة من الجسيمات، كل منها يشبه قمرًا صغيرًا يخضع لقوانين كيبلر وهو يتبع مداره الخاص حول الكوكب. وبالتالي، تدور الجسيمات الداخلية بشكل أسرع من تلك البعيدة، ولا تدور الحلقة ككل كجسم صلب. في الواقع، من الأفضل عدم التفكير في حلقة تدور على الإطلاق، بل التفكير في ثورة (أو حركة في المدار) لأقمارها الفردية.

إذا كانت الجسيمات الحلقية متباعدة على نطاق واسع، فإنها ستتحرك بشكل مستقل، مثل القمر المنفصل. ومع ذلك، في الحلقات الرئيسية لزحل وأورانوس، تكون الجسيمات قريبة بما يكفي لممارسة تأثير الجاذبية المتبادل، وأحيانًا حتى للفرك معًا أو الارتداد عن بعضها البعض في التصادمات منخفضة السرعة. وبسبب هذه التفاعلات، نرى ظواهر مثل الموجات التي تتحرك عبر الحلقات - فقط الطريقة التي تتحرك بها موجات المياه فوق سطح المحيط.

هناك فكرتان أساسيتان حول كيفية ظهور مثل هذه الخواتم. الأولى هي فرضية التفكك، التي تشير إلى أن الحلقات هي بقايا قمر محطم. ربما اصطدم مذنب أو كويكب عابر بالقمر، مما أدى إلى كسره إلى أجزاء. ثم قامت قوى المد والجزر بتفكيك الشظايا وانتشرت في قرص. تشير الفرضية الثانية، التي تأخذ المنظور العكسي، إلى أن الحلقات مصنوعة من جزيئات لم تكن قادرة على التجمع لتشكيل القمر في المقام الأول.

في كلتا النظريتين، تلعب جاذبية الكوكب دورًا مهمًا. بالقرب من الكوكب (الشكل\(\PageIndex{1}\))، يمكن لقوى المد والجزر تمزيق الأجسام أو منع الجزيئات السائبة من التجمع معًا. لا نعرف التفسير الذي ينطبق على أي حلقة معينة، على الرغم من أن العديد من العلماء خلصوا إلى أن عددًا قليلاً من الحلقات على الأقل صغيرة نسبيًا وبالتالي يجب أن تكون نتيجة الانفصال.

بديل — الشكل\(\PageIndex{1}\): أربعة أنظمة حلقية. يوضِّح هذا الشكل مواقع الأنظمة الحلقية للكواكب الأربعة العملاقة. يمثل المحور الأيسر سطح الكوكب. الخط العمودي المنقط هو الحد الذي يمكن لقوى الجاذبية داخله تفتيت الأقمار (يتم رسم نظام كل كوكب إلى مقياس مختلف، بحيث يصطف حد الاستقرار هذا لجميع الأقمار الأربعة). النقاط السوداء هي الأقمار الداخلية لكل كوكب بنفس مقياس حلقاته. لاحظ أن الأقمار الصغيرة حقًا فقط هي التي تعيش داخل حدود الاستقرار.

حلقات زحل

حلقات زحل هي واحدة من أجمل المشاهد في النظام الشمسي (الشكل\(\PageIndex{2}\)). من الخارج إلى الداخل، تُسمى الحلقات الثلاث الأكثر سطوعًا بأسماء غير رومانسية للغاية وهي حلقات A و B و C. \(\PageIndex{2}\)يوضِّح الجدول أبعاد الحلقات بالكيلومترات ووحدات نصف قطر زحل، R. Saturn. الحلقة B هي الأكثر سطوعًا وتحتوي على الجسيمات الأكثر ارتباطًا، في حين أن الحلقات A و C شفافة.

الجدول\(\PageIndex{2}\): ميزات مختارة في حلقات زحل
اسم الخاتم ¹	الحافة الخارجية (آر _زحل)	الحافة الخارجية (كم)	العرض (كم)
و	2.324	140,180	90
أ	2.267	136,780	14,600
قسم كاسيني	2.025	122,170	4590
ب	1.949	117,580	25,580
ج	1.525	92,000	17,490

حلقات زحل واسعة جدًا ورقيقة جدًا. يبلغ عرض الحلقات الرئيسية 70000 كيلومتر، ولكن متوسط سمكها يبلغ 20 مترًا فقط. إذا قمنا بعمل نموذج مصغر للحلقات من الورق، فسيتعين علينا جعلها بعرض كيلومتر واحد. على هذا المقياس، سيصل كوكب زحل نفسه إلى مبنى مكون من 80 طابقًا. تتكون الجسيمات الحلقية بشكل أساسي من الجليد المائي، وتتراوح من حبيبات بحجم الرمل إلى صخور بحجم المنزل. من المحتمل أن تشبه النظرة الداخلية للحلقات سحابة مشرقة من رقاقات الثلج العائمة وأحجار البرد، مع عدد قليل من كرات الثلج والأشياء الأكبر حجمًا، وكثير منها عبارة عن مجاميع فضفاضة من جزيئات أصغر (الشكل\(\PageIndex{3}\)).

بالإضافة إلى الحلقات الواسعة A و B و C، يحتوي زحل على حفنة من الحلقات الضيقة جدًا التي لا يزيد عرضها عن 100 كيلومتر. يُطلق على أهم هذه الحلقات، التي تقع خارج الحلقة A، اسم F Ring؛ تتم مناقشة مظهرها المدهش أدناه. بشكل عام، تشبه حلقات زحل الضيقة حلقات أورانوس ونبتون.

هناك أيضًا حلقة ضعيفة وخافتة جدًا، تسمى الحلقة E، مرتبطة بقمر زحل الجليدي الصغير إنسيلادوس. الجسيمات الموجودة في E Ring صغيرة جدًا وتتكون من جليد مائي. نظرًا لأن مثل هذه السحابة الضعيفة من بلورات الثلج سوف تميل إلى التبدد، فإن الوجود المستمر للحلقة E يشير بقوة إلى أنه يتم تجديدها باستمرار من قبل مصدر في Enceladus. هذا القمر الجليدي صغير جدًا - قطره 500 كيلومتر فقط - لكن صور Voyager أظهرت أن الحفر الموجودة على حوالي نصف سطحه قد تم محوها، مما يشير إلى النشاط الجيولوجي في وقت ما خلال ملايين السنين القليلة الماضية. وبترقب كبير، قام علماء كاسيني بالمناورة في مدار المركبة الفضائية للسماح بعدة رحلات قريبة من إنسيلادوس بدءًا من عام 2005.

لم يشعر أولئك الذين ينتظرون نتائج كاسيني فلايبي بخيبة أمل. وأظهرت الصور عالية الدقة خطوطًا طويلة داكنة من الأرض الملساء بالقرب من قطبها الجنوبي، والتي سرعان ما أطلق عليها اسم «خطوط النمر» (الشكل\(\PageIndex{4}\)). كشفت قياسات الأشعة تحت الحمراء أن خطوط النمر هذه أكثر دفئًا من محيطها. أفضل ما في الأمر هو أن العشرات من الفتحات البركانية الجليدية على خطوط النمور شوهدت وهي تفجر ينابيع المياه المالحة والجليد (الشكل\(\PageIndex{5}\)). تشير التقديرات إلى أن 200 كيلوغرام من المواد كانت تنطلق إلى الفضاء كل ثانية - ليس كثيرًا، ولكنه يكفي لأخذ عينات من المركبة الفضائية.

عندما تم توجيه كاسيني للطيران إلى الأعمدة، قامت بقياس تركيبتها ووجدت أنها تشبه المواد التي نراها متحررة من المذنبات (انظر المذنبات والكويكبات: حطام النظام الشمسي). تتكون أعمدة البخار والجليد في الغالب من الماء، ولكن بكميات ضئيلة من النيتروجين والأمونيا والميثان والهيدروكربونات الأخرى. تشمل المعادن الموجودة في السخانات بكميات ضئيلة الملح العادي، مما يعني أن أعمدة السخان كانت عبارة عن رشاشات عالية الضغط من المياه المالحة.

استنادًا إلى الدراسة المستمرة لخصائص إنسيلادوس الكبيرة وسخانات المياه الجارية، حدد علماء بعثة كاسيني مبدئيًا في عام 2015 محيطًا تحت سطح الماء يغذي السخانات. تشير هذه الاكتشافات إلى أنه على الرغم من صغر حجمها، يجب إضافة Enceladus إلى قائمة العوالم التي نرغب في استكشافها من أجل الحياة المحتملة. نظرًا لأن محيطها تحت السطحي يتسرب بسهولة إلى الفضاء، فقد يكون أخذ العينات أسهل بكثير من محيط يوروبا، المدفون بعمق تحت قشرته الجليدية السميكة.

حلقات أورانوس ونبتون

حلقات أورانوس ضيقة وسوداء، مما يجعلها غير مرئية تقريبًا من الأرض. تم اكتشاف الحلقات التسعة الرئيسية في عام 1977 من الملاحظات التي أجريت لنجم أثناء مرور أورانوس أمامه. نسمي مثل هذا المقطع لكائن فلكي أمام آخر بـ «الغموض». أثناء التنجيم عام 1977، توقع علماء الفلك اختفاء ضوء النجم مع تحرك الكوكب عبره. ولكن بالإضافة إلى ذلك، تم تعتيم النجم لفترة وجيزة عدة مرات قبل وصول أورانوس إليه، حيث كانت كل حلقة ضيقة تمر بين النجم والتلسكوب. وهكذا، تم رسم الحلقات بالتفصيل على الرغم من عدم إمكانية رؤيتها أو تصويرها بشكل مباشر، مثل حساب عدد السيارات في القطار ليلاً من خلال مشاهدة وميض الضوء أثناء مرور السيارات تباعًا أمامه. عندما اقتربت فويجر من أورانوس في عام 1986، تمكنت من دراسة الحلقات من مسافة قريبة؛ كما قامت المركبة الفضائية بتصوير حلقتين جديدتين (الشكل\(\PageIndex{6}\)).

يُطلق على الحلقة الخارجية والأكثر ضخامة من حلقات أورانوس اسم خاتم إبسيلون. يبلغ عرضه حوالي 100 كيلومتر فقط وربما لا يزيد سمكه عن 100 متر (على غرار حلقة F of Saturn). تحيط حلقة إبسيلون أورانوس على مسافة 51,000 كيلومتر، أي حوالي ضعف نصف قطر أورانوس. ربما يحتوي هذا الخاتم على نفس الكتلة التي تحتوي عليها جميع حلقات أورانوس العشر الأخرى مجتمعة؛ معظمها عبارة عن شرائط ضيقة يقل عرضها عن 10 كيلومترات، فقط عكس حلقات زحل العريضة.

تكون الجسيمات الفردية في الحلقات اليورانية سوداء تقريبًا مثل كتل الفحم. في حين أن علماء الفلك لا يفهمون تركيبة هذه المادة بالتفصيل، يبدو أنها تتكون من جزء كبير من مركبات الكربون والهيدروكربون. المواد العضوية من هذا النوع شائعة إلى حد ما في النظام الشمسي الخارجي. تتكون العديد من الكويكبات والمذنبات أيضًا من مواد داكنة تشبه القطران. في حالة أورانوس، فإن أقماره الداخلية العشرة الصغيرة لها تركيبة مماثلة، مما يشير إلى احتمال كسر قمر واحد أو أكثر لتكوين الحلقات.

تتشابه حلقات نبتون عمومًا مع حلقات أورانوس ولكنها أكثر هشاشة (الشكل\(\PageIndex{7}\)). هناك أربعة منها فقط، ولا يتم توزيع الجسيمات بشكل موحد على طول أطوالها. نظرًا لصعوبة استكشاف هذه الحلقات من الأرض، فمن المحتمل أن يستغرق الأمر وقتًا طويلاً قبل أن نفهمها جيدًا.

يحتفظ مارك شولتر (من معهد SETI) وزملاؤه بموقع العقدة الحلقية الكوكبية التابع لناسا. إنه مليء بالمعلومات حول الحلقات وتفاعلاتها مع الأقمار؛ تحقق من الصور الصحفية لنظام حلقات زحل، على سبيل المثال. ويقدم Showalter حديثًا مسليًا مصورًا عن حلقة زحل ونظام القمر.

مثال\(\PageIndex{1}\): دقة الحلقات الكوكبية

باستخدام حجب النجوم بواسطة حلقات زحل، تمكن علماء الفلك من قياس التفاصيل في الهيكل الدائري بدقة تبلغ 10 كم. هذه دقة أعلى بكثير مما يمكن الحصول عليه في الصورة التقليدية للحلقات. دعونا نتعرف على الدقة الزاوية (في arcsec) التي يجب أن يحققها التلسكوب الفضائي في مدار الأرض للحصول على دقة متساوية.

الحل

لحل هذه المشكلة، نستخدم «صيغة الزاوية الصغيرة» لربط الأقطار الزاوية والخطية في السماء. بالنسبة للزوايا الصغيرة في السماء، تتم كتابة الصيغة عادةً على النحو التالي

\[\frac{ \text{angular diameter}}{206,265 \text{ arcsec}}= \frac{ \text{linear diameter}}{\text{distance}} \nonumber\]

حيث يتم التعبير عن القطر الزاوي في arcsec. تبلغ مسافة زحل بالقرب من المعارضة حوالي

\[9 \text{ AU} = 1.4 \times 10^9 \text{ km.} \nonumber\]

باستبدال الصيغة أعلاه وحل الدقة الزاوية، نحصل على

\[\text{angular resolution } = \frac{206,265 \text{ arcsec} \times 10}{1.4 \times 10^9 \text{ km}} \nonumber\]

وهو ما يعادل حوالي 10 ⁻³ أركثانية، أو ملياركثانية. هذا ليس من الممكن أن تحققه التلسكوبات الخاصة بنا. للمقارنة، فإن أفضل دقة من تلسكوب هابل الفضائي أو التلسكوبات الأرضية هي حوالي 0.1 قوس في الثانية، أو أسوأ 100 مرة مما نحتاجه. هذا هو السبب في أن قياسات الغموض هذه مفيدة جدًا لعلماء الفلك.

التمارين\(\PageIndex{1}\)

ما مدى قرب المركبة الفضائية من كوكب زحل لمعرفة التفاصيل في حلقاتها الصغيرة التي يصل حجمها إلى 20 كم، إذا كانت دقة الكاميرا الخاصة بها تبلغ 5 أركسيك؟

إجابة

باستخدام صيغتنا،

\[\frac{ \text{angular diameter}}{206,265 \text{ arcsec}}= \frac{ \text{linear diameter}}{ \text{distance}} \nonumber\]

نحصل على

\[\frac{5 \text{ arcsec}}{206,265 \text{ arcsec}} = \frac{20 \text{ km}}{ \text{ distance}}. \nonumber\]

إذن، تبلغ المسافة حوالي 825,000 كم.

التفاعلات بين الحلقات والأقمار

يرجع الكثير من افتتاننا بحلقات الكواكب إلى هياكلها المعقدة، والتي يدين معظمها بوجودها لتأثير الجاذبية للأقمار، والتي بدونها ستكون الحلقات مسطحة وخالية من المعالم. في الواقع، أصبح من الواضح أنه بدون الأقمار ربما لن تكون هناك حلقات على الإطلاق لأن الأقراص الرقيقة من الجسيمات الصغيرة، إذا تُركت لنفسها، تنتشر وتتبدد تدريجيًا.

تنجم معظم الفجوات في حلقات زحل، وكذلك موقع الحافة الخارجية للحلقة A، عن رنين الجاذبية مع الأقمار الداخلية الصغيرة. يحدث الرنين عندما يحتوي جسمان على فترات مدارية تمثل النسب الدقيقة لبعضها البعض، مثل 1:2 أو 2:3. على سبيل المثال، أي جسيم في الفجوة في الجانب الداخلي من قسم كاسيني لحلقات زحل سيكون له فترة تساوي نصف فترة قمر ميماس التابع لزحل. سيكون مثل هذا الجسيم أقرب ميماس في نفس الجزء من مداره كل ثورة ثانية. ستؤدي عوامل الجذب المتكررة لـ Mimas، التي تعمل دائمًا في نفس الاتجاه، إلى إزعاجها، مما يجبرها على الدخول في مدار جديد خارج الفجوة. وبهذه الطريقة، استنفد قسم كاسيني المواد الحلقية على مدى فترات طويلة من الزمن.

كشفت مهمة كاسيني عن قدر كبير من البنية الدقيقة في حلقات زحل. على عكس طائرات فوياجر السابقة، تمكنت كاسيني من مراقبة الحلقات لأكثر من عقد من الزمن، وكشفت عن مجموعة رائعة من التغييرات، على نطاقات زمنية تتراوح من بضع دقائق إلى عدة سنوات. أشارت العديد من الميزات التي شوهدت حديثًا في بيانات كاسيني إلى وجود مكثفات أو أقمار صغيرة يبلغ عرضها بضع عشرات من الأمتار فقط مضمنة في الحلقات. عندما يتحرك كل قمر صغير، ينتج موجات في المادة الحلقية المحيطة مثل أعقاب سفينة متحركة. حتى عندما يكون القمر صغيرًا جدًا بحيث لا يمكن حله، يمكن لكاسيني تصوير موجاته المميزة.

واحدة من أكثر حلقات زحل إثارة للاهتمام هي حلقة F الضيقة، والتي تحتوي على العديد من الحلقات الظاهرة في عرضها 90 كيلومترًا. في بعض الأماكن، تنقسم الحلقة F إلى شريطين أو ثلاثة خيوط متوازية تظهر أحيانًا الانحناءات أو مكامن الخلل. معظم حلقات أورانوس ونبتون هي أيضًا شرائط ضيقة مثل F Ring of Saturn. من الواضح أن جاذبية بعض الأجسام يجب أن تمنع الجسيمات في هذه الحلقات الرقيقة من الانتشار.

كما رأينا، فإن أكبر الميزات في حلقات زحل تنتج عن رنين الجاذبية مع الأقمار الداخلية، في حين أن معظم البنية الدقيقة ناتجة عن أقمار مدمجة أصغر. في حالة الحلقة F الخاصة بزحل، كشفت الصور المقربة أنها محاطة بمداري قمرين، يُطلق عليهما اسم باندورا وبروميثيوس (الشكل\(\PageIndex{8}\)). يُشار إلى هذين القمرين الصغيرين (يبلغ قطر كل منهما حوالي 100 كيلومتر) باسم أقمار الراعي، حيث تعمل جاذبيتهما على «رعاية» جزيئات الحلقة وإبقائها محصورة في شريط ضيق. وينطبق وضع مماثل على خاتم إبسيلون في أورانوس، الذي يرعاه القمران كورديليا وأوفيليا. يدور هذان الراعيان، قطر كل منهما حوالي 50 كيلومترًا، حول 2000 كيلومتر داخل وخارج الحلبة.

يمكنك تنزيل فيلم يعرض قمري الراعي على جانبي حلقة Saturn F.

تشير الحسابات النظرية إلى أنه يجب أيضًا التحكم في الحلقات الضيقة الأخرى في النظامين اليوراني والنبتوني بواسطة أقمار الراعي، ولكن لم يتم تحديد أي منها. كان القطر المحسوب لمثل هؤلاء الرعاة (حوالي 10 كيلومترات) عند الحد الأقصى لإمكانية اكتشاف كاميرات Voyager، لذلك من المستحيل تحديد ما إذا كانوا موجودين أم لا. (نظرًا لجميع الحلقات الضيقة التي نراها، لا يزال بعض العلماء يأملون في إيجاد آلية أخرى أكثر إرضاءً لإبقائها محصورة.)

إحدى المشاكل البارزة في فهم الخواتم هي تحديد أعمارها. هل كانت الكواكب العملاقة تحتوي دائمًا على الأنظمة الحلقية التي نراها اليوم، أو ربما تكون هذه إضافة حديثة أو مؤقتة إلى النظام الشمسي؟ في حالة الحلقات الرئيسية لزحل، تكون كتلتها تقريبًا نفس كتلة القمر الداخلي ميماس. وبالتالي، كان من الممكن أن تتشكل من خلال تفكك قمر بحجم ميماس، ربما في وقت مبكر جدًا من تاريخ النظام الشمسي، عندما كان هناك العديد من المقذوفات بين الكواكب المتبقية من تكوين الكوكب. من الصعب فهم كيف يمكن أن يحدث مثل هذا الحدث الكارثي مؤخرًا، عندما أصبح النظام الشمسي مكانًا أكثر استقرارًا.

ملخص

تتكون الحلقات من أعداد كبيرة من الجسيمات الفردية التي تدور بالقرب من كوكب ما بحيث يمكن لقوى الجاذبية أن تكسر قطعًا أكبر أو تمنع القطع الصغيرة من التجمع معًا. حلقات زحل واسعة ومسطحة ومتواصلة تقريبًا، باستثناء عدد قليل من الفجوات. تتكون الجسيمات في الغالب من الجليد المائي، بأبعاد نموذجية تبلغ بضعة سنتيمترات. يقوم أحد قمري زحل، إنسيلادوس، اليوم بتفجير ينابيع المياه للحفاظ على الحلقة E الضعيفة، والتي تتكون من بلورات جليدية صغيرة جدًا. حلقات أورانوس عبارة عن شرائط ضيقة مفصولة بفجوات واسعة وتحتوي على كتلة أقل بكثير. حلقات نبتون متشابهة ولكنها تحتوي على مواد أقل. يرجع جزء كبير من البنية المعقدة للحلقات إلى الموجات والصدى التي تحدثها الأقمار داخل الحلقات أو التي تدور خارجها. لا يزال أصل وعمر كل من أنظمة الحلقات هذه لغزًا.

مسرد المصطلحات

الرنين: حالة مدارية يتعرض فيها جسم ما لاضطرابات جاذبية دورية من قبل جسم آخر، وهي الحالة الأكثر شيوعًا عندما يمر جسمان يدوران حول جسم ثالث بفترات دوران تكون مضاعفات أو كسور بسيطة لبعضها البعض

الحواشي

¹ يتم تعيين الحروف الحلقية بترتيب اكتشافها.