أقمار زحل

قبل ظهور التصوير التلسكوبي ، اكتُشفت ثمانية أقمار لزحل بالملاحظة المباشرة باستخدام التلسكوبات البصرية . اكتُشف تيتان ، أكبر أقمار زحل ، عام 1655 على يد كريستيان هويغنز باستخدام عدسة موضوعية قطرها 57 مليمترًا (2.2 بوصة) ^{[ 11 ]} على تلسكوب انكساري من تصميمه. ^{[ 12 ]} اكتُشفت تيثيس ، وديون ، وريا، وإيابيتوس ( المعروفة باسم " سيديرا لودويسيا ") بين عامي 1671 و1684 على يد جيوفاني دومينيكو كاسيني . ^{[ 13 ]} اكتُشف ميماس وإنسيلادوس عام 1789 على يد ويليام هيرشل . ^{[ 13 ]} اكتُشف هايبريون عام 1848 على يد دبليو سي بوند ، وجي بي بوند ^{[ 14 ]} ، وويليام لاسيل . ^{[ 15 ]} 

أتاح استخدام الألواح الفوتوغرافية ذات التعريض الطويل اكتشاف أقمار إضافية. وكان أول قمر يُكتشف بهذه الطريقة هو فويب ، الذي عثر عليه دبليو إتش بيكرينغ عام 1899. ^{[ 16 ]} وفي عام 1966 ، اكتشف أودوين دولفوس القمر العاشر لزحل ، عندما رُصدت حلقاته من جانبها قرب الاعتدال . ^{[ 17 ]} وسُمّي لاحقًا يانوس . وبعد بضع سنوات، تبيّن أن جميع عمليات الرصد التي جرت عام 1966 لا يُمكن تفسيرها إلا بوجود قمر آخر يدور في مدار مشابه لمدار يانوس. ^{[ 17 ]} يُعرف هذا الجرم الآن باسم إبيميثيوس ، وهو القمر الحادي عشر لزحل. ويشترك في المدار نفسه مع يانوس، وهو المثال الوحيد المعروف للأجرام التي تدور في مدارات مشتركة في النظام الشمسي. ^{[ 18 ]} وفي عام 1980، اكتُشفت ثلاثة أقمار إضافية لزحل من الأرض، ثم أكدتها لاحقًا مسبارات فوياجر . إنها أقمار طروادة تابعة لكوكبتي ديون ( هيلين ) وتيثيس ( تيليستو وكاليبسو ). ^{[ 18 ]}

شهدت دراسة الكواكب الخارجية ثورةً بفضل استخدام المركبات الفضائية غير المأهولة. وقد أسفر وصول مركبة فوياجر الفضائية إلى زحل في الفترة 1980-1981 عن اكتشاف ثلاثة أقمار إضافية هي أطلس وبروميثيوس وباندورا ، ليصل العدد الإجمالي إلى 17 قمراً. [ ^{18 ] بالإضافة} إلى ذلك، تم تأكيد أن إبيميثيوس يختلف عن يانوس. وفي عام 1990، تم اكتشاف بان في صور أرشيفية التقطتها فوياجر . ^{[ 18 ]}

اكتشفت مهمة كاسيني ، ^{[ 19 ]} التي وصلت إلى زحل في يوليو 2004، في البداية ثلاثة أقمار داخلية صغيرة: ميثوني وبالين بين ميمس وإنسيلادوس، والقمر الطروادي الثاني لديون، بوليدوسيس . كما رصدت ثلاثة أقمار مشتبه بها، ولكن لم يتم تأكيد وجودها، في الحلقة F. [ ^{20 ] في} نوفمبر 2004، أعلن علماء كاسيني أن بنية حلقات زحل تشير إلى وجود عدة أقمار أخرى تدور داخل الحلقات، على الرغم من أنه لم يتم تأكيد وجود سوى قمر واحد، دافنيس ، بصريًا في ذلك الوقت. ^{[ 21 ]} في عام 2007، تم الإعلان عن مهمة أنثي . ^{[ 22 ]} في عام 2008، أفيد بأن رصد كاسيني لنقص الإلكترونات النشطة في الغلاف المغناطيسي لزحل بالقرب من ريا قد يكون مؤشرًا على وجود نظام حلقات ضعيف حول ثاني أكبر أقمار زحل. ^{[ 23 ]} في مارس 2009 ، أُعلن عن إيغايون ، وهو قمر صغير يقع ضمن الحلقة G. ^{[ 24 ]} في يوليو من العام نفسه، رُصد القمر S/2009 S 1 ، وهو أول قمر صغير يقع ضمن الحلقة B. ^{[ 25 ]} كما رصدت كاسيني قمرًا صغيرًا آخر يقع ضمن الحلقة B، وهو S/2009 S 2، على الرغم من أن الإبلاغ عنه جاء لاحقًا في يونيو 2026. ^{[ 26 ]} في أبريل 2014، أُبلغ عن احتمال بدء قمر جديد ضمن الحلقة A. ^{[ 27 ]} ( صورة ذات صلة )

ساهمت التطورات في أجهزة التلسكوبات، ولا سيما إدخال أجهزة اقتران الشحنات الرقمية التي حلت محل الألواح الفوتوغرافية، في دراسة أقمار زحل. طوال القرن العشرين، كان فويب القمر الوحيد المعروف بين أقمار زحل بمداره غير المنتظم للغاية. ثم في عام 2000، اكتشف فريق من علماء الفلك بقيادة بريت ج. جلادمان اثني عشر قمراً غير منتظم لزحل باستخدام تلسكوبات أرضية مختلفة حول العالم. ^{[ 28 ] [ 29 ]} كشف اكتشاف هذه الأقمار غير المنتظمة عن تجمعات مدارية ضمن مجموعة أقمار زحل غير المنتظمة، مما وفر أولى الرؤى حول تاريخ تصادم هذه الأقمار. ^{[ 29 ]}

في عام ٢٠٠٣، بدأ فريق من علماء الفلك ، ضمّ سكوت شيبارد وديفيد سي. جويت ويان كلينا ، باستخدام تلسكوب سوبارو ذي قطر ٨٫٢  متر في مرصد مونا كيا للبحث عن أقمار غير منتظمة حول زحل، واكتشفوا القمر نارفي . ^{[ ٢٩ ]} وبفضل فتحة تلسكوب سوبارو الكبيرة جدًا، بالإضافة إلى مجال رؤية كاميرته الواسع، فهو قادر على رصد الأقمار الخافتة للغاية، ولذلك واصل فريق شيبارد استخدام تلسكوب سوبارو في المزيد من عمليات البحث عن الأقمار. ^{[ ٢٩ ]} وفي عام ٢٠٠٥، أعلن فريق شيبارد عن اكتشاف اثني عشر قمرًا خارجيًا صغيرًا آخر من خلال رصدهم بواسطة تلسكوب سوبارو. ^{[ 30 ] [ 31 ]} أعلن فريق شيبارد عن تسعة أقمار غير منتظمة أخرى في عام 2006 ^{[ 32 ]} وثلاثة أقمار أخرى في عام 2007، عندما تم الإعلان عن قمر تارق في أبريل 2007 ، تلاه قمرا S/2007 S 2 و S/2007 S 3 في الشهر التالي. ^{[ 33 ]}

لم تُسجّل أي أقمار غير منتظمة جديدة لكوكب زحل حتى عام 2019، عندما رصد فريق شيبارد عشرين قمراً غير منتظم إضافياً في أرشيفات رصدهم بواسطة مركبة سوبارو بين عامي 2004 و2007. وبذلك ارتفع عدد أقمار زحل إلى 82 قمراً، متجاوزاً بذلك كوكب المشتري ليصبح الكوكب صاحب أكبر عدد من الأقمار المعروفة لأول مرة منذ عام 2000. ^{[ 34 ] [ 7 ]} وفي عام 2019، أجرى الباحثون إدوارد أشتون، وبريت جلادمان، وماثيو بودوان مسحاً لمنطقة هيل المحيطة بكوكب زحل باستخدام تلسكوب كندا-فرنسا-هاواي (CFHT) الذي يبلغ قطره 3.6 متر، واكتشفوا حوالي 80 قمراً غير منتظم جديداً حول زحل، وتم إبلاغ مركز الكواكب الصغيرة (MPC) بها للإعلان عنها. ^{[ 10 ] [ 35 ]} أجريت عمليات رصد متابعة لهذه الأقمار الجديدة خلال الفترة 2019-2021، مما أدى في النهاية إلى الإعلان عن القمر S/2019 S 1 في نوفمبر 2021 والإعلان عن 62 قمراً إضافياً في الفترة من 3 إلى 16 مايو 2023. ^{[ 36 ] [ 37 ]} رفعت هذه الاكتشافات العدد الإجمالي للأقمار المؤكدة لكوكب زحل إلى 145 قمراً، مما يجعله أول كوكب معروف بامتلاكه أكثر من 100 قمر. ^{[ 36 ] [ 38 ]} أُعلن عن قمر آخر، S/2006 S 20 ، في 23 مايو 2023، ليصل إجمالي عدد أقمار زحل إلى 146 قمرًا. ^{[ 37 ]} وفي 11 مارس 2025، أعلن مركز الكواكب المتعددة (MPC) في الوقت نفسه عن 128 قمرًا لزحل، ^{[ 39 ]} ليصل إجمالي عدد الأقمار المؤكدة إلى 274 قمرًا. ^{[ 40 ] [ 41 ] [ 42 ]} اكتشف هذه الأقمار كلٌ من أشتون، وجلادمان، ومايك ألكسندرسن، وجان مارك بيتي، باستخدام تلسكوب CFHT في عام 2023، استكمالًا لمسحهم. ^{[ 40 ] [ 41 ]} كما بحث فريق أشتون في صور CFHT التي التقطها فريق منفصل مكون من ويسلي فريزر، وسامانثا لولر، وجون كافيلارز . ^{[ 39 ]} يعود تاريخ العديد من هذه الأقمار إلى رصد سابق أُجري بين عامي 2004 و2021، وهو ما يتوافق مع تواريخ اكتشافها. ^{[ 39 ]} في عام 2026، أُعلن عن 11 قمراً في 16 مارس، ^{[ 43 ]} وسبعة أقمار أخرى في 9 أبريل، ليصل إجمالي عدد أقمار زحل إلى 292 قمراً.

جميع هذه الأقمار التي أُعلن عنها مؤخرًا صغيرة وخافتة، بأقطار تتجاوز 3 كيلومترات ( ميلين) وقدر ظاهري يتراوح بين 25 و27. ^{[ 10 ]} لم يكن بالإمكان رؤية هذه الأقمار الخافتة للغاية إلا باستخدام تقنية الإزاحة والجمع ، حيث تُركّب صور متعددة ذات تعريض طويل، وتُزاح لتتبع حركة زحل في السماء، ثم تُجمع بشكل تراكمي لإبراز إشارة الأقمار الخافتة التي تتبع زحل في السماء. ^{[ 10 ]} وجد الباحثون أن عدد أقمار زحل غير المنتظمة أكبر في الأحجام الأصغر، مما يشير إلى أنها على الأرجح شظايا من تصادم حدث قبل بضع مئات من ملايين السنين. واستنتج الباحثون أن العدد الحقيقي لأقمار زحل غير المنتظمة التي يزيد قطرها عن 2.8 كيلومتر (1.7 ميل) يبلغ    150 ± 30 ، أي ما يقارب ثلاثة أضعاف عدد أقمار المشتري غير المنتظمة ذات الحجم نفسه. وإذا انطبق هذا التوزيع الحجمي على أقطار أصغر، فسيكون لدى زحل بطبيعة الحال عدد أكبر من الأقمار غير المنتظمة مقارنةً بالمشتري. ^{[ 10 ]}

أقمار زحل الرئيسية

صورة لميماس من مركبة كاسيني . تظهر فوهة هيرشل الكبيرة.

إنسيلادوس يقذف جزيئات جليدية من أعمدة جليدية في قطبه الجنوبي

تيثيس وحلقات زحل

منظر ملون لكوكب ديون أمام كوكب زحل

إنكتومي أو "البقعة"، وهي فوهة بركانية حديثة نسبياً تحتوي على مقذوفات بارزة على شكل فراشة تقع في النصف الأمامي من كوكب ريا.

تيتان أمام ديون وحلقات زحل

صورة كاسيني لمركبة هايبريون

سلسلة جبال استوائية على إيابيتوس

يضم نظام زحل سبعة أقمار كبيرة بما يكفي لتكون بيضاوية الشكل، مع أن هايبريون يُضم إليها غالبًا ليصبح المجموع ثمانية أقمار رئيسية. أحيانًا يُضاف فويب أيضًا، لكنه عادةً ما يُصنف مع الأقمار غير المنتظمة (انظر أدناه). تدور الأقمار الداخلية لتيتان ضمن حلقة زحل E الرقيقة . أما الأقمار الثلاثة الأصغر من مجموعة ألكيونيدس وأقمار طروادة فتدور مع الأقمار الأربعة الداخلية.

• ميمس هو أصغر الأقمار الكروية وأقلها كتلة، على الرغم من أن كتلته كافية لتغيير مدار ميثون. ^{[ 57 ]} يتميز بشكله البيضاوي الواضح، إذ أصبح أقصر عند القطبين وأطول عند خط الاستواء (بحوالي 20  كم) بفعل جاذبية زحل. ^{[ 65 ]} يحتوي ميمس على فوهة صدمية كبيرة ، هيرشل ، يبلغ قطرها ثلث قطره، وتقع على نصفه الأمامي. ^{[ 66 ]} لا توجد أي أنشطة جيولوجية معروفة لميمس، سواء في الماضي أو الحاضر، وتهيمن الفوهات الصدمية على سطحه، على الرغم من وجود محيط مائي على عمق 20-30  كم تحت سطحه. ^{[ 67 ]} السمات التكتونية الوحيدة المعروفة هي بعض الأخاديد المقوسة والخطية ، والتي ربما تكونت عندما تحطم ميمس بفعل اصطدام هيرشل. ^{[ 66 ]}
• إنسيلادوس هو أحد أصغر أقمار زحل الكروية الشكل - ولا يفوقه في الحجم سوى ميمس - وهو القمر الزحلي الصغير الوحيد النشط جيولوجيًا حاليًا، وأصغر جرم معروف في النظام الشمسي نشط جيولوجيًا اليوم. ^{[ 68 ]} يتميز سطحه بتنوع مورفولوجي؛ إذ يضم تضاريس قديمة مليئة بالفوهات، بالإضافة إلى مناطق ملساء أحدث عهدًا ذات عدد قليل من فوهات الاصطدام. وتتخلل العديد من سهول إنسيلادوس أنظمة من التصدعات الخطية . وقد اكتشف مسبار كاسيني أن المنطقة المحيطة بقطبه الجنوبي دافئة بشكل غير عادي، وتقطعها شبكة من الصدوع  يبلغ طولها حوالي 130 كيلومترًا تُعرف باسم "خطوط النمر"، ينبعث من بعضها نفاثات من بخار الماء والغبار . ^{[ 68 ]} تشكل هذه النفاثات عمودًا كبيرًا من قطبه الجنوبي، يُغذي حلقة E لزحل ^{[ 68 ]} ، ويُعد المصدر الرئيسي للأيونات في الغلاف المغناطيسي لزحل . ^{[ 69 ]} ينبعث الغاز والغبار بمعدل يزيد عن 100 كجم/ثانية. قد يحتوي إنسيلادوس على ماء سائل تحت سطحه القطبي الجنوبي. ^{[ 68 ]} يُعتقد أن مصدر طاقة هذا النشاط البركاني الجليدي هو رنين متوسط ​​الحركة بنسبة 2:1 مع ديون. يجعل الجليد النقي على سطحه إنسيلادوس أحد ألمع الأجرام المعروفة في النظام الشمسي، إذ تزيد نسبة بياضه الهندسي عن 140%. ^{[ 68 ]} 
• تيثيس هو خامس أكبر أقمار زحل. من أبرز معالمه  فوهة نيزكية ضخمة (قطرها 400 كم) تُسمى أوديسيوس، تقع على نصف الكرة الأمامي، ونظام وادي إيثاكا الشاسع الذي يمتد بزاوية 270 درجة على الأقل حول تيثيس. ^{[ 66 ]} يتحد وادي إيثاكا مع فوهة أوديسيوس، وقد يكون هناك ارتباط بين هذين المعلمين. يبدو أن تيثيس خالٍ من أي نشاط جيولوجي حالي. تغطي تضاريس جبلية مليئة بالفوهات معظم سطحه، بينما تقع سهول أصغر وأكثر استواءً على نصف الكرة المقابل لأوديسيوس. تحتوي السهول على عدد أقل من الفوهات، ويبدو أنها أحدث عمرًا. يفصلها حد فاصل حاد عن التضاريس المليئة بالفوهات. كما يوجد نظام من الأخاديد التمددية المتشععة من أوديسيوس. ^{[ 66 ]} كثافة تيثيس (0.985  جم/سم ³ ) أقل من كثافة الماء، مما يشير إلى أنها تتكون أساسًا من جليد الماء مع نسبة ضئيلة فقط من الصخور . ^{[ 52 ]}
• ديون هو رابع أكبر أقمار زحل. يتميز بكثافة أعلى من ريا، القمر الخامل جيولوجيًا، لكنها أقل من كثافة إنسيلادوس النشط. ^{[ 65 ]} على الرغم من أن معظم سطح ديون عبارة عن تضاريس قديمة مليئة بالفوهات، إلا أن هذا القمر مغطى أيضًا بشبكة واسعة من الأخاديد والخطوط، مما يشير إلى أنه شهد نشاطًا تكتونيًا عالميًا في الماضي . ^{[ 70 ]} تبرز الأخاديد والخطوط بشكل خاص في نصف الكرة الخلفي، حيث تشكل عدة مجموعات متقاطعة من الصدوع ما يُسمى "التضاريس الرقيقة". ^{[ 70 ]} تحتوي السهول المليئة بالفوهات على عدد قليل من فوهات الاصطدام الكبيرة التي يصل  قطرها إلى 250 كيلومترًا. ^{[ 66 ]} كما توجد سهول ملساء ذات عدد قليل من فوهات الاصطدام على جزء صغير من سطحه. ^{[ 71 ]} من المحتمل أن تكون هذه السهول قد أعيد تشكيلها تكتونيًا في وقت لاحق نسبيًا من التاريخ الجيولوجي لديون. في موقعين ضمن سهول ملساء، تم رصد تضاريس غريبة (منخفضات) تشبه فوهات نيزكية مستطيلة، تقع كلتاهما في مركز شبكات متشععة من الشقوق والأخاديد؛ ^{[ 71 ]} قد تكون هذه التضاريس بركانية جليدية. قد يكون ديون نشطًا جيولوجيًا حتى الآن، وإن كان على نطاق أصغر بكثير من النشاط البركاني الجليدي لإنسيلادوس. ويستند هذا إلى قياسات مغناطيسية أجرتها مركبة كاسيني الفضائية، والتي تُظهر أن ديون مصدر صافٍ للبلازما في الغلاف المغناطيسي لزحل، تمامًا مثل إنسيلادوس. ^{[ 71 ]}
• ريا هي ثاني أكبر أقمار زحل، بل إنها أكبر قليلاً من أوبرون ، ثاني أكبر أقمار أورانوس . ^{[ 65 ]} في عام 2005، رصدت مركبة كاسيني الفضائية نقصًا في الإلكترونات في البلازما المتصاعدة من ريا، والتي تتشكل عندما يمتص القمر بلازما الغلاف المغناطيسي لزحل، والتي تدور في نفس اتجاه دورانه. ^{[ 23 ]} وقد افترض الباحثون أن هذا النقص ناتج عن وجود جزيئات بحجم الغبار متمركزة في حلقات استوائية خافتة قليلة . لو كان هذا النظام الحلقي موجودًا، لكانت ريا القمر الوحيد في المجموعة الشمسية المعروف بامتلاكه حلقات. ^{[ 23 ]} إلا أن عمليات الرصد اللاحقة التي استهدفت مستوى الحلقة المفترض من زوايا متعددة بواسطة كاميرا كاسيني ذات الزاوية الضيقة لم تُظهر أي دليل على وجود مادة الحلقة المتوقعة، مما أبقى أصل رصد البلازما غير واضح. ^{[ 72 ]}

بخلاف ذلك، يتميز سطح ريا بكثرة الفوهات، ^{[ 66 ]} باستثناء بعض الصدوع الكبيرة من نوع ديون (تضاريس متناثرة) في نصف الكرة الخلفي ^{[ 73 ]} وخط باهت جدًا من المواد عند خط الاستواء، ربما يكون قد ترسب نتيجة خروج مواد من مداراتها من حلقات حالية أو سابقة. ^{[ 74 ]} كما يضم ريا حوضين كبيرين جدًا ناتجين عن اصطدام نيزكي في نصف الكرة المقابل لزحل، يبلغ  قطرهما حوالي 400 و500 كيلومتر. ^{[ 73 ]} يُقارن الأول، تيراوا ، تقريبًا بحوض أوديسيوس على تيثيس. ^{[ 66 ]} وهناك أيضًا  فوهة نيزكية قطرها 48 كيلومترًا تُسمى إنكتومي عند خط طول 112 درجة غربًا، وهي بارزة بسبب نظام ممتد من الأشعة الساطعة ، ^{[ 75 ]} والتي قد تكون من أحدث الفوهات على الأقمار الداخلية لزحل. ^{[ 73 ]} لم يتم اكتشاف أي دليل على وجود نشاط داخلي على سطح طائر الريا. ^{[ 73 ]}

• يُعدّ تيتان ،  بقطر يبلغ 5149 كيلومترًا، ثاني أكبر قمر في المجموعة الشمسية وأكبر أقمار زحل. ^{[ 76 ] [ 53 ]} ومن بين جميع الأقمار الكبيرة، يتميز تيتان بغلاف جوي كثيف (ضغط سطحي يبلغ 1.5 ضغط جوي ) وبارد، يتكون أساسًا من النيتروجين مع نسبة ضئيلة من الميثان . ^{[ 77 ]} غالبًا ما يُنتج هذا الغلاف الجوي الكثيف سحبًا حملية بيضاء ساطعة ، خاصة فوق منطقة القطب الجنوبي. ^{[ 77 ]} في 6 يونيو 2013، أفاد علماء من معهد الفيزياء الفلكية وعلم الفلك التابع للمجلس الأعلى للبحوث العلمية (IAA-CSIC) باكتشاف هيدروكربونات عطرية متعددة الحلقات في الغلاف الجوي العلوي لتيتان. ^{[ 78 ]} وفي 23 يونيو 2014، زعمت وكالة ناسا امتلاكها أدلة قوية على أن النيتروجين الموجود في الغلاف الجوي لتيتان مصدره مواد من سحابة أورت ، المرتبطة بالمذنبات ، وليس من المواد التي شكلت زحل في العصور السابقة. ^{[ 79 ]} 

سطح تيتان، الذي يصعب رصده بسبب الضباب الجوي المستمر ، لا يُظهر سوى عدد قليل من فوهات الاصطدام، ويُرجّح أنه حديث التكوين. ^{[ 77 ]} ويحتوي على نمط من المناطق الفاتحة والداكنة، وقنوات تدفق، وربما براكين جليدية. ^{[ 77 ] [ 80 ]} وتُغطّي بعض المناطق الداكنة حقول كثبان رملية طولية تشكّلت بفعل رياح المد والجزر، حيث يتكوّن الرمل من الماء المتجمد أو الهيدروكربونات. ^{[ 81 ]} يُعدّ تيتان الجسم الوحيد في المجموعة الشمسية، إلى جانب الأرض، الذي يحتوي على مسطحات مائية سائلة على سطحه، على شكل بحيرات من الميثان والإيثان في منطقتي القطب الشمالي والجنوبي لتيتان. ^{[ 82 ]} وتُعدّ بحيرة كراكن ماري ، وهي أكبر بحيرة في تيتان، أكبر من بحر قزوين . ^{[ 83 ]} ومثل قمري أوروبا وجانيميد التابعين لكوكب المشتري، يُعتقد أن تيتان يحتوي على محيط جوفي مُكوّن من الماء المختلط بالأمونيا ، والذي يُمكن أن ينفجر إلى سطح القمر ويؤدي إلى البراكين الجليدية. ^{[ 80 ]} في 2 يوليو 2014، أفادت وكالة ناسا أن المحيط الموجود داخل تيتان قد يكون "مالحًا مثل البحر الميت على الأرض ". ^{[ 84 ] [ 85 ]}

• هايبريون هو أقرب جار لتيتان في نظام زحل. يدور القمران حول بعضهما البعض في رنين متوسط ​​الحركة بنسبة 4:3، ما يعني أن تيتان يدور أربع دورات حول زحل، بينما يدور هايبريون ثلاث دورات فقط. ^{[ 53 ]} يبلغ قطر  هايبريون حوالي 270 كيلومترًا، وهو أصغر حجمًا وأخف وزنًا من ميمس. ^{[ 86 ]} يتميز هايبريون بشكله غير المنتظم للغاية، وسطحه الجليدي ذي اللون البني الفاتح الغريب الذي يشبه الإسفنج، مع احتمال وجود مسامية جزئية في داخله. تشير كثافته المتوسطة التي تبلغ حوالي 0.55  غ/سم³ ^إلى أن مساميته تتجاوز 40% حتى بافتراض أن تركيبه جليدي بالكامل. سطح هايبريون مغطى بالعديد من الفوهات الناتجة عن الاصطدامات،  وتكثر فيه الفوهات التي يتراوح قطرها بين 2 و10 كيلومترات. وهو القمر الوحيد، إلى جانب بعض الأقمار الصغيرة لبلوتو ، المعروف بدورانه الفوضوي ، ما يعني أن هايبريون لا يمتلك قطبين أو خط استواء محددين. بينما يدور القمر الصناعي حول محوره الطويل بمعدل 72-75 درجة يوميًا تقريبًا على فترات زمنية قصيرة، فإن محور دورانه (متجه الدوران) يتذبذب بشكل عشوائي في السماء على فترات زمنية أطول. ^{[ 86 ]} وهذا يجعل سلوك دوران هايبريون غير قابل للتنبؤ به بشكل أساسي. ^{[ 87 ]}
• يُعدّ إيابيتوس ثالث أكبر أقمار زحل. ^{[ 65 ]} يدور حول الكوكب على بُعد 3.5 مليون كيلومتر، وهو أبعد أقمار زحل الكروية، كما أنه يتميز بأكبر ميل مداري ، حيث يبلغ 15.47 درجة. ^{[ 54 ]} لطالما عُرف إيابيتوس بسطحه ثنائي اللون غير المألوف؛ فنصفه الأمامي أسود حالك، بينما نصفه الخلفي ساطعٌ كالثلج الطازج تقريبًا. ^{[ 88 ]} أظهرت صور كاسيني أن المادة الداكنة محصورة في منطقة واسعة قريبة من خط الاستواء على النصف الأمامي تُسمى منطقة كاسيني ، والتي تمتد تقريبًا من 40 درجة شمالًا إلى 40 درجة جنوبًا. وتُضاهي المناطق القطبية لإيابيتوس سطوع نصفه الخلفي. كما اكتشف كاسيني سلسلة جبلية استوائية يبلغ ارتفاعها 20  كيلومترًا، تمتد على طول خط استواء القمر تقريبًا. بخلاف ذلك، فإن سطحي إيابيتوس، الداكن والفاتح، قديمان ومليئان بالفوهات. وكشفت الصور عن أربعة أحواض اصطدام كبيرة على الأقل بأقطار تتراوح بين 380 و550  كيلومترًا، بالإضافة إلى العديد من الفوهات الاصطدامية الأصغر حجمًا. ولم يُعثر على أي دليل على وجود نشاط نيزكي داخلي المنشأ. ^{[ 88 ]}

ربما تم العثور على دليل لأصل المادة الداكنة التي تغطي جزءًا من سطح إيابيتوس ثنائي اللون بشكل صارخ في عام 2009، عندما اكتشف تلسكوب سبيتزر الفضائي التابع لناسا قرصًا هائلاً شبه غير مرئي حول زحل، داخل مدار القمر فويب مباشرةً - حلقة فويب . ^{[ 89 ]} يعتقد العلماء أن القرص ينشأ من جزيئات الغبار والجليد التي أثارتها الاصطدامات على فويب. ولأن جزيئات القرص، مثل فويب نفسه، تدور في الاتجاه المعاكس لإيابيتوس، فإن إيابيتوس يصطدم بها أثناء انجرافها في اتجاه زحل، مما يؤدي إلى تعتيم نصفه الأمامي قليلاً. ^{[ 89 ]} بمجرد حدوث اختلاف في البياض، وبالتالي في متوسط ​​درجة الحرارة، بين مناطق إيابيتوس المختلفة، بدأت عملية تسارع حراري لتسامي جليد الماء من المناطق الأكثر دفئًا وترسب بخار الماء على المناطق الأكثر برودة. ينتج المظهر ثنائي اللون الحالي لجبل إيابيتوس عن التباين بين المناطق الساطعة المغطاة بالجليد في الغالب ومناطق التخلف الداكن، وهي البقايا المتبقية بعد فقدان الجليد السطحي. ^{[ 90 ] [ 91 ]}

الأقمار غير المنتظمة هي أقمار صغيرة ذات مدارات بعيدة ومائلة، وغالبًا ما تكون مداراتها رجعية ، ويُعتقد أنها استحوذت عليها الكواكب الأم من خلال عملية أسر. وتوجد عادةً على شكل مجموعات أو عائلات ناتجة عن تصادمات . ^{[ 29 ]} لا يُعرف الحجم الدقيق وبياض العديد من الأقمار غير المنتظمة لأنها صغيرة جدًا بحيث لا يمكن رصدها بواسطة التلسكوبات الأرضية والفضائية، لذا تُقدّر أحجامها من سطوعها بافتراض سطح داكن أو بياض منخفض يبلغ حوالي 6% (بياض فويب) أو أقل. ^{[ 28 ]} تتميز الأقمار غير المنتظمة عمومًا بأطياف مرئية وقريبة من الأشعة تحت الحمراء خالية من السمات المميزة ، وتهيمن عليها نطاقات امتصاص الماء. ^{[ 29 ]} وعادةً ما تكون رمادية (محايدة طيفيًا) أو حمراء بشكل معتدل - على غرار الكويكبات من النوع C أو P أو D ، ^{[ 46 ]} على الرغم من أنها أقل احمرارًا بكثير من أجرام حزام كايبر . ^{[ 29 ] [ ج ]}

النوردية

يتم تصنيف جميع أقمار زحل الخارجية البالغ عددها 210 أقمارًا بشكل عام ضمن المجموعة الإسكندنافية. ^{[ 28 ] [ 46 ]} تمت تسمية 31 قمرًا فقط من أقمار المجموعة الإسكندنافية: إيجير ، أنجربودا ، ألفالدي ، بيلي ، بيرجيلمير ، بيستلا ، إيجثر ، فاربوتي ، فنرير ، فورنجوت ، جيرود ، جيرد ، جريب ، جريدر ، جونلود ، هاتي ، هيروكين ، جارنساكسا. , كاري , لوج , مونديلفاري , نارفي , فيبي , سكاثي , سكول , سكريمير , سورتور , سوتونجر , ثياتزي , ثريمر , ويمير . ^{[ 94 ]}

على الرغم من أن مجموعة نورس لا تُظهر تكتلاً واضحاً في العناصر المدارية، فقد اقترح باحثون بقيادة إدوارد أشتون تقسيمها إلى أربع مجموعات فرعية مختلفة حسب الميل المداري. ^{[ 93 ]} ولا تزال هذه المجموعات الفرعية تتمتع بنطاق واسع من المحاور شبه الرئيسية المدارية، والميول، والانحرافات المدارية، وقد لا يكون لها بالضرورة أصل ناتج عن اصطدام. ^{[ 93 ]}

• تتألف مجموعة فويب الفرعية من أقمار تقع بين ميلين 172° و180°، وقد سميت على اسم فويب ، ^{[ 93 ]} وهو أكبر قمر غير منتظم لكوكب زحل بقطر يبلغيبلغ قطر فويب 213 ± 1.4  كم . ^{[ 29 ]} يدور فويب حول محوره في مدار رجعي كل 9.3 ساعات. ^{[ 97 ]} كان فويب أول قمر من أقمار زحل يُدرس بالتفصيل بواسطة مركبة كاسيني الفضائية في يونيو 2004 ؛ وخلال هذه الرحلة، تمكنت كاسيني من رسم خريطة لما يقرب من 90% من سطح القمر. يتميز فويب بشكله الكروي تقريبًا وكثافته العالية نسبيًا التي تبلغ حوالي 1.6  جم/سم³ ^. [ ^{29 ] كشفت} صور كاسيني عن سطح داكن مليء بآثار اصطدامات عديدة - يوجد حوالي 130 فوهة يزيد قطرها عن 10  كم. ربما تكون هذه الاصطدامات قد قذفت شظايا من فويب إلى مدار حول زحل - اثنان منها قد يكونان S/2006 S 20 و S/2006 S 9 ، اللذان يتشابه مدارهما مع مدار فويب. ^{[ 92 ] [ 98 ] [ 99 ]} أظهرت القياسات الطيفية أن السطح يتكون من جليد مائي، وثاني أكسيد الكربون ، وسيليكات صفائحية ، ومواد عضوية، وربما معادن حاملة للحديد. ^{[ 29 ]} يُعتقد أن فويب قنطور أسير نشأ في حزام كايبر . ^{[ 29 ]} كما أنه يُعد مصدرًا للمواد لأكبر حلقة معروفة لكوكب زحل، والتي تُظلم النصف الأمامي من إيابيتوس (انظر أعلاه). ^{[ 89 ]}

• تتألف مجموعة مونديلفاري الفرعية من أقمار تقع بين ميلين مداريين يتراوحان بين 157° و172°، وهي الأكثر كثافةً من بين المجموعات الفرعية الأربع التي اقترحها أشتون وزملاؤه. ^{[ 93 ]} سُميت هذه المجموعة نسبةً إلى أكبر أعضائها، مونديلفاري (قطره حوالي 7  كيلومترات)، وهي تهيمن عليها أقمار صغيرة يقل  قطرها عن 4 كيلومترات، مما يشير إلى أنها تشكلت نتيجة حدث تصادم حديث نسبيًا أدى إلى تدمير قمر أصلي قبل 100 مليون سنة على الأقل. ^{[ 93 ] [ 40 ]} اقترح أشتون وزملاؤه أن هذا القمر الأصلي لمجموعة مونديلفاري الفرعية كان يدور حول زحل بنصف محور رئيسي يبلغ حوالي 19.5  مليون  كيلومتر (حوالي 320 ضعف نصف قطر زحل)، وميل مداري يبلغ حوالي 165°، وانحراف مداري يبلغ حوالي 0.28. ^{[ 93 ]} كان على الاصطدام الذي دمر هذا القمر الأصلي أن يقذف شظاياه بسرعة لا تقل عن 200  متر/ثانية، وقد تؤدي الاصطدامات اللاحقة لهذه الشظايا إلى زيادة تشتت مداراتها لتكوين التوزيع المداري الواسع لمجموعة مونديلفاري التي نراها اليوم. ^{[ 93 ]}

• تتألف مجموعة كاري الفرعية من أقمار تقع بين ميلين مداريين يتراوحان بين 151.7° و157°، ويبدو أنها تتركز في الغالب حول مدار أكبر أعضائها، كاري (قطره حوالي 6  كيلومترات)، بمسافة نصف محورية تتراوح بين 0.14 و0.16 وحدة فلكية (21-24 مليون كيلومتر) من زحل. ^{[ 93 ]} قد يكون هذا التجمع الكثيف ناتجًا عن تصادم مداري. ^{[ 93 ]} توجد عدة أقمار أخرى ضمن نطاق ميل مدار مجموعة كاري الفرعية، بمسافات نصف محورية أقل من النطاق المذكور، وبالتالي قد لا تكون مرتبطة بالمجموعة التصادمية المقترحة. ^{[ 93 ] [ 40 ]}   

• أما أقمار المجموعة النوردية المتبقية ذات الميل المداري الأقل من 151.7 درجة فهي قليلة العدد، وقد صنّفها أشتون وزملاؤه ضمن المجموعة الفرعية ذات الميل المداري المنخفض. ^{[ 93 ]} ومن بين أقمار هذه المجموعة، يتميز كل من نارفي وS/2019 S 11 بمدارين متشابهين للغاية، مما يشير إلى أن هذين القمرين يشتركان في أصل واحد. ^{[ 93 ]}