حلقات أورانوس

📅 آخر تحديث: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 10 صور
الموسوعة الحرة

صورة محدثة لنظام حلقات أورانوس (حلقات إبسيلون/ε، زيتا/ζ، ميو/μ، ونيو/ν موضحة) كما التقطتها كاميرا الأشعة تحت الحمراء القريبة التابعة لتلسكوب جيمس ويب الفضائي في 4 سبتمبر 2023

تتألف حلقات أورانوس من 13 حلقة كوكبية . وهي متوسطة التعقيد بين الحلقات الأكثر اتساعًا حول زحل والأنظمة الأبسط حول المشتري ونبتون . اكتُشفت حلقات أورانوس في 10 مارس 1977 على يد جيمس إل. إليوت وإدوارد دبليو. دونهام وجيسيكا مينك . وكان ويليام هيرشل قد أبلغ أيضًا عن رصد حلقات في عام 1789؛ إلا أن علماء الفلك المعاصرين منقسمون حول ما إذا كان بإمكانه رؤيتها، نظرًا لكونها خافتة ومظلمة للغاية. [ 1 ]

بحلول عام 1977، تم تحديد تسع حلقات متميزة. وفي عام 1986، اكتُشفت حلقتان إضافيتان في صور التقطتها المركبة الفضائية فوياجر 2 ، كما عُثر على حلقتين خارجيتين في الفترة ما بين 2003 و2005 في صور التقطها تلسكوب هابل الفضائي . وبترتيب تصاعدي للمسافة من الكوكب، سُميت الحلقات الثلاث عشرة المعروفة بالرموز التالية: 1986U2R/ζ، 6، 5، 4، α، β، η، γ، δ، λ، ε، ν، وμ. ويتراوح نصف قطرها من حوالي 38,000  كيلومتر لحلقة 1986U2R/ζ إلى حوالي 98,000  كيلومتر لحلقة μ. وقد توجد بين الحلقات الرئيسية نطاقات غبارية خافتة وأقواس غير مكتملة. وتتميز هذه الحلقات بظلامها الشديد، إذ لا تتجاوز قيمة بياض بوند لجزيئاتها 2%. ويُرجح أنها تتكون من جليد مائي مع إضافة بعض المواد العضوية الداكنة الناتجة عن معالجة الإشعاع .

معظم حلقات أورانوس معتمة ولا يتجاوز عرضها بضعة كيلومترات. يحتوي نظام الحلقات عمومًا على كمية قليلة من الغبار؛ ويتكون في الغالب من أجسام كبيرة يتراوح قطرها بين 20  سم و20  مترًا. بعض الحلقات شفافة بصريًا: حلقات 1986U2R/ζ وμ وν العريضة والخافتة تتكون من جزيئات غبار صغيرة، بينما تحتوي حلقة λ الضيقة والخافتة أيضًا على أجسام أكبر. قد يعود النقص النسبي في الغبار في نظام الحلقات إلى مقاومة الهواء الناتجة عن الغلاف الجوي الخارجي الممتد لأورانوس .

يُعتقد أن حلقات أورانوس حديثة نسبياً، ولا يتجاوز  عمرها 600 مليون سنة. ويُرجح أن نظام حلقات أورانوس نشأ من تصادم عدة أقمار كانت تدور حول الكوكب. بعد التصادم، تفككت الأقمار على الأرجح إلى جزيئات عديدة، بقيت على شكل حلقات ضيقة وكثيفة ضوئياً فقط في مناطق محددة بدقة تتمتع بأقصى درجات الاستقرار.

لا تزال الآلية التي تحصر الحلقات الضيقة غير مفهومة تمامًا. في البداية ، كان يُفترض أن لكل حلقة ضيقة زوجًا من الأقمار الراعية القريبة التي تُشكّلها. في عام 1986، اكتشف المسبار فوياجر 2 زوجًا واحدًا فقط من هذه الأقمار الراعية ( كورديليا وأوفيليا ) حول الحلقة الأكثر سطوعًا (ε)، على الرغم من أنه تم اكتشاف الحلقة الخافتة ν لاحقًا وهي محاطة بين بورتيا وروزاليند . [ 2 ]

اكتشاف

أول ذكر لنظام حلقات أورانوس ورد في مذكرات ويليام هيرشل التي توثق ملاحظاته عن أورانوس في القرن الثامن عشر، والتي تضمنت المقطع التالي: "22 فبراير 1789: اشتبه بوجود حلقة". [ 1 ] رسم هيرشل مخططًا صغيرًا للحلقة ولاحظ أنها "تميل قليلًا نحو اللون الأحمر". وقد أكد تلسكوب كيك في هاواي هذا الأمر لاحقًا، على الأقل بالنسبة لحلقة ν (نيو). [ 3 ] نُشرت مذكرات هيرشل في مجلة الجمعية الملكية عام 1797. خلال القرنين بين عامي 1797 و1977، نادرًا ما ذُكرت الحلقات، إن ذُكرت أصلًا. وهذا يُثير شكوكًا جدية حول ما إذا كان هيرشل قد رأى شيئًا من هذا القبيل بينما لم يرَ مئات الفلكيين الآخرين شيئًا. وقد زُعم أن هيرشل قدّم أوصافًا دقيقة لحجم حلقة ε بالنسبة لأورانوس، وتغيراتها أثناء دوران أورانوس حول الشمس ، ولونها. [ 4 ]

تم اكتشاف حلقات أورانوس بشكل قاطع على يد علماء الفلك جيمس إل. إليوت ، وإدوارد دبليو. دونهام، وجيسيكا مينك (المعروفة آنذاك باسم دوغلاس مينك) في 10 مارس 1977، باستخدام مرصد كويبر المحمول جواً ، وكان هذا الاكتشاف محض صدفة . فقد خططوا لاستخدام ظاهرة احتجاب النجم SAO 158687 بواسطة أورانوس لدراسة غلافه الجوي . وعند تحليل ملاحظاتهم، وجدوا أن النجم يختفي لفترة وجيزة عن الأنظار خمس مرات قبل وبعد حجبه بواسطة الكوكب. واستنتجوا وجود نظام من الحلقات الضيقة. [ 5 ] [ 6 ] وقد رُمز إلى أحداث الاحتجاب الخمسة التي رصدوها بالأحرف اليونانية α، β، γ، δ، وε في أبحاثهم. [ 5 ] ومنذ ذلك الحين، تُستخدم هذه الرموز كأسماء للحلقات. لاحقًا، عُثر على أربع حلقات إضافية: واحدة بين حلقتي بيتا وجاما، وثلاث داخل حلقة ألفا. [ 7 ] سُميت الأولى حلقة إيتا. أما الأخيرة، فقد سُميت الحلقات 4 و5 و6، وفقًا لترقيم أحداث الاحتجاب في إحدى الدراسات. [ 8 ] اقتُرح إعادة تسمية الحلقات 4 و5 و6 إلى حلقات ثيتا وإيوتا وكابا على التوالي، لكن الاتحاد الفلكي الدولي والمجتمع الفلكي لم يتبنَّا هذا الاقتراح. على أي حال، استمرت الحلقات المكتشفة لاحقًا في استخدام نظام الأحرف اليونانية، لكنها استأنفت الترقيم من الحرف لامدا ، متجاوزةً الأحرف الثلاثة السابقة. [ 9 ]

كان نظام حلقات أورانوس ثاني نظام حلقات يُكتشف في المجموعة الشمسية، بعد نظام حلقات زحل . [ 10 ] في عام 1982، في الذكرى السنوية الخامسة لاكتشاف الحلقات، اصطف أورانوس مع الكواكب الثمانية الأخرى المعروفة آنذاك (بما في ذلك بلوتو ) على نفس جانب الشمس. [ 11 ] [ 12 ]

تم تصوير الحلقات مباشرةً عندما حلّقت المركبة الفضائية فوياجر 2 عبر نظام أورانوس عام 1986. [ 13 ] وكُشِفَ عن حلقتين خافتتين إضافيتين، ليصل المجموع إلى إحدى عشرة حلقة. [ 13 ] رصد تلسكوب هابل الفضائي زوجًا إضافيًا من الحلقات لم يسبق رؤيتها من قبل في الفترة 2003-2005، ليصل العدد الإجمالي المعروف إلى 13 حلقة. وقد ضاعف اكتشاف هذه الحلقات الخارجية نصف القطر المعروف لنظام الحلقات. [ 14 ] كما صوّر هابل قمرين صناعيين صغيرين لأول مرة، أحدهما، ماب ، يتشارك مداره مع أبعد حلقة μ المكتشفة حديثًا. [ 15 ]

الممتلكات العامة

مخطط نظام حلقات وأقمار كوكب أورانوس . تشير الخطوط المتصلة إلى الحلقات، بينما تشير الخطوط المتقطعة إلى مدارات الأقمار. يستثني هذا المخطط القمر أورانوس الثامن والعشرين ، الذي لم يكن قد اكتُشف بعد وقت إعداد المخطط.

بحسب الفهم الحالي، يتألف نظام حلقات أورانوس من ثلاثة عشر حلقة متميزة. وهي مرتبة حسب تزايد بعدها عن الكوكب: 1986U2R/ζ، 6، 5، 4، α، β، η، γ، δ، λ، ε، ν، μ. [ 14 ] ويمكن تقسيمها إلى ثلاث مجموعات: تسع حلقات رئيسية ضيقة (6، 5، 4، α، β، η، γ، δ، ε)، [ 10 ] وحلقتان غباريتان (1986U2R/ζ، λ)، [ 16 ] وحلقتان خارجيتان (ν، μ). [ 14 ] [ 17 ] تتكون حلقات أورانوس بشكل رئيسي من جسيمات كبيرة الحجم وقليل من الغبار ، [ 18 ] على الرغم من أن الغبار معروف بوجوده في حلقات 1986U2R/ζ، η، δ، λ، ν، وμ. [ 14 ] [ 16 ] بالإضافة إلى هذه الحلقات المعروفة، قد توجد العديد من نطاقات الغبار الرقيقة بصريًا وحلقات خافتة بينها. [ 19 ] قد توجد هذه الحلقات الخافتة ونطاقات الغبار بشكل مؤقت فقط أو تتكون من عدد من الأقواس المنفصلة، ​​والتي يتم رصدها أحيانًا أثناء الاحتجابات . [ 19 ] أصبح بعضها مرئيًا خلال سلسلة من أحداث عبور مستوى الحلقة في عام 2007. [ 20 ] رُصد عدد من نطاقات الغبار بين الحلقات في هندسة التشتت الأمامي [ a ] بواسطة فوياجر 2. [ 13 ] تُظهر جميع حلقات أورانوس اختلافات في السطوع السمتي . [ 13 ]

تتكون الحلقات من مادة شديدة السواد. لا يتجاوز البياض الهندسي لجزيئات الحلقة 5-6%، بينما يكون بياض بوند أقل من ذلك، حوالي 2%. [ 18 ] [ 21 ] تُظهر جزيئات الحلقة ارتفاعًا حادًا في البياض عند التقابل، أي زيادة في البياض عندما تقترب زاوية الطور من الصفر. [ 18 ] هذا يعني أن بياضها يكون أقل بكثير عند رصدها بعيدًا قليلًا عن التقابل. [ ب ] تبدو الحلقات حمراء باهتة في نطاق الأشعة فوق البنفسجية والضوء المرئي من الطيف ، ورمادية في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة . [ 22 ] لا تُظهر أي سمات طيفية مميزة . التركيب الكيميائي لجزيئات الحلقة غير معروف. لا يمكن أن تكون مصنوعة من جليد الماء النقي مثل حلقات زحل لأنها شديدة السواد، أشد سوادًا من الأقمار الداخلية لأورانوس . [ 22 ] يشير هذا إلى أنها على الأرجح تتكون من خليط من الجليد ومادة داكنة. طبيعة هذه المادة غير واضحة، ولكن يُحتمل أن تكون مركبات عضوية داكنة اللون بشكل ملحوظ بفعل إشعاع الجسيمات المشحونة المنبعثة من الغلاف المغناطيسي لأورانوس . قد تتكون جسيمات الحلقات من مادة مُعالَجة بشكل مكثف، كانت في الأصل مشابهة لتلك الموجودة في الأقمار الداخلية. [ 22 ] تزداد كمية الجليد في الحلقات والأقمار الداخلية كلما ابتعدنا عن الكوكب. [ 23 ]

بشكل عام، يختلف نظام حلقات أورانوس عن حلقات المشتري الخافتة المغبرة أو حلقات زحل العريضة والمعقدة ، والتي يتكون بعضها من مادة شديدة السطوع - جليد الماء. [ 10 ] توجد أوجه تشابه مع بعض أجزاء نظام الحلقات الأخير؛ فحلقة F لزحل وحلقة ε لأورانوس ضيقتان، داكنتان نسبيًا، ويحيط بهما زوج من الأقمار. [ 10 ] تشبه حلقتا ν وμ الخارجيتان المكتشفتان حديثًا لأورانوس حلقتي G وE الخارجيتين لزحل . [ 24 ] كما تشبه الحلقات الضيقة الموجودة في حلقات زحل العريضة حلقات أورانوس الضيقة. [ 10 ] بالإضافة إلى ذلك، قد تكون نطاقات الغبار المرصودة بين الحلقات الرئيسية لأورانوس مشابهة لحلقات المشتري. [ 16 ] في المقابل، يشبه نظام حلقات نبتون إلى حد كبير نظام حلقات أورانوس، على الرغم من أنه أقل تعقيدًا وأكثر قتامة ويحتوي على كمية أكبر من الغبار. كما أن حلقات نبتون تقع على مسافة أبعد من الكوكب. [ 16 ]

حلقات رئيسية ضيقة

حلقة إبسيلون (ε)

صورة مقرّبة لحلقة إبسيلون لكوكب أورانوس

تُعدّ حلقة إبسيلون (ε) الجزء الأكثر سطوعًا وكثافةً في نظام حلقات أورانوس، وهي مسؤولة عن حوالي ثلثي الضوء المنعكس من الحلقات. [ 13 ] [ 22 ] ورغم أنها الأكثر انحرافًا بين حلقات أورانوس، إلا أن ميل مدارها ضئيل للغاية . [ 25 ] يتسبب انحراف الحلقة في تباين سطوعها خلال مدارها. ويبلغ السطوع المتكامل شعاعيًا لحلقة إبسيلون أعلى مستوياته قرب الأوج وأدنى مستوياته قرب الحضيض . [ 26 ] وتتراوح نسبة السطوع الأقصى إلى الأدنى بين 2.5 و3.0. [ 18 ] وترتبط هذه التغيرات بتغيرات عرض الحلقة، الذي يبلغ 19.7  كم عند الحضيض و96.4  كم عند الأوج. [ 26 ] ومع ازدياد عرض الحلقة، يقلّ مقدار التظليل بين الجسيمات، ما يؤدي إلى ظهور المزيد منها، وبالتالي زيادة السطوع المتكامل. [ 21 ] قُيست تغيرات العرض مباشرةً من صور فوياجر 2 ، حيث كانت حلقة إبسيلون إحدى حلقتين فقط رصدتهما كاميرات فوياجر. [ 13 ] يشير هذا السلوك إلى أن الحلقة ليست رقيقة بصريًا. في الواقع، أظهرت عمليات رصد الاحتجاب التي أُجريت من الأرض ومن المركبة الفضائية أن عمقها البصري الطبيعي [ c ] يتراوح بين 0.5 و2.5، [ 26 ] [ 27 ] ويكون أعلى ما يمكن بالقرب من نقطة الحضيض. يبلغ العمق المكافئ [ d ] لحلقة إبسيلون حوالي 47  كم وهو ثابت حول المدار. [ 26 ]

صورة مقرّبة لحلقات أورانوس (من الأعلى إلى الأسفل): دلتا، غاما، إيتا، بيتا، وألفا. تُظهر حلقة إيتا بوضوح المكون العريض الرقيق بصريًا.

لا يُعرف سُمك حلقة إبسيلون الهندسي بدقة، مع أنها رقيقة للغاية، إذ تُقدّر بعض التقديرات سُمكها بـ 150  مترًا فقط. [ 19 ] ورغم هذا السُمك المتناهي الصغر، فهي تتكون من عدة طبقات من الجسيمات. تُعدّ حلقة إبسيلون منطقة مكتظة نسبيًا، حيث تتراوح نسبة امتلاءها قرب نقطة الأوج، وفقًا لمصادر مختلفة، بين 0.008 و0.06. [ 26 ] يبلغ متوسط ​​حجم جسيمات الحلقة 0.2-20.0  مترًا، [ 19 ] ويبلغ متوسط ​​المسافة بينها حوالي 4.5 أضعاف نصف قطرها. [ 26 ] تكاد الحلقة تخلو من الغبار ، ربما بسبب مقاومة الهواء الناتجة عن هالة الغلاف الجوي الممتدة لكوكب أورانوس. [ 3 ] نظرًا لرقتها الشديدة، فإن حلقة إبسيلون غير مرئية عند النظر إليها من جانبها. وقد حدث ذلك في عام 2007 عندما رُصد عبور مستوى الحلقة. [ 20 ] تم قياس درجة حرارة حلقة إبسيلون بواسطة مرصد ألما لتكون77.3 ± 1.8  كلفن . [ 28 ]

رصدت المركبة الفضائية فوياجر 2 إشارة غريبة من حلقة إبسيلون خلال تجربة الاحتجاب الراديوي . [ 27 ] بدت الإشارة وكأنها تعزيز قوي للتشتت الأمامي عند الطول الموجي 3.6  سم بالقرب من أوج الحلقة. يتطلب هذا التشتت القوي وجود بنية متماسكة. وقد أكدت العديد من عمليات رصد الاحتجاب أن حلقة إبسيلون تمتلك مثل هذه البنية الدقيقة. [ 19 ] يبدو أن حلقة إبسيلون تتكون من عدد من الحلقات الصغيرة الضيقة والكثيفة بصريًا، والتي قد يكون لبعضها أقواس غير مكتملة. [ 19 ]

من المعروف أن حلقة إبسيلون تحتوي على قمرين راعيين، أحدهما داخلي والآخر خارجي ، وهما كورديليا وأوفيليا على التوالي. [ 29 ] الحافة الداخلية للحلقة في رنين بنسبة 24:25 مع كورديليا، بينما الحافة الخارجية في رنين بنسبة 14:13 مع أوفيليا. [ 29 ] يجب أن تكون كتلة كل قمر ثلاثة أضعاف كتلة الحلقة على الأقل لحصرها بفعالية. [ 10 ] تُقدّر كتلة حلقة إبسيلون بحوالي 10 ^16 كيلوغرام. [ 10 ] [ 29 ] 

حلقة دلتا (δ)

مقارنة حلقات أورانوس في الضوء المتناثر للأمام والضوء المتناثر للخلف (صور تم الحصول عليها بواسطة فوياجر 2 في عام 1986)

حلقة دلتا دائرية ومائلة قليلاً. [ 25 ] تُظهر تغيرات سمتية كبيرة غير مفسرة في العمق البصري الطبيعي والعرض. [ 19 ] أحد التفسيرات المحتملة هو أن الحلقة لها بنية موجية سمتية، مُثارة بواسطة قمر صغير يقع داخلها مباشرةً. [ 30 ] الحافة الخارجية الحادة لحلقة دلتا في رنين 23:22 مع كورديليا. [ 31 ] تتكون حلقة دلتا من عنصرين: عنصر ضيق كثيف بصريًا وكتف داخلي عريض ذو عمق بصري منخفض. [ 19 ] يبلغ عرض العنصر الضيق 4.1-6.1  كم وعمقه المكافئ حوالي 2.2  كم، وهو ما يتوافق مع عمق بصري طبيعي يبلغ حوالي 0.3-0.6. [ 26 ] يبلغ عرض العنصر العريض للحلقة حوالي 10-12  كم وعمقه المكافئ قريب من 0.3 كم، مما يشير إلى  عمق بصري طبيعي منخفض يبلغ 3  ×  10⁻² . [ 26 ] [ 32 ] لا يُعرف هذا إلا من بيانات الاحتجاب لأن تجربة التصوير التي أجرتها المركبة الفضائية فوياجر 2 فشلت في رصد حلقة دلتا. [ 13 ] [ 32 ] عند رصدها في هندسة التشتت الأمامي بواسطة فوياجر 2 ، بدت حلقة دلتا ساطعة نسبيًا، وهو ما يتوافق مع وجود غبار في مكونها العريض. [ 13 ] المكون العريض أكثر سمكًا هندسيًا من المكون الضيق. يدعم هذا رصد حدث عبور مستوى الحلقة في عام 2007، عندما ظلت حلقة دلتا مرئية، وهو ما يتوافق مع سلوك حلقة سميكة هندسيًا ورقيقة بصريًا في آن واحد. [ 20 ]

حلقة غاما (γ)

حلقة غاما ضيقة، كثيفة بصريًا، وذات انحراف طفيف. ميل مدارها يكاد يكون معدومًا. [ 25 ] يتراوح عرض الحلقة بين 3.6 و4.7  كيلومتر، بينما يظل عمقها البصري المكافئ ثابتًا عند 3.3  كيلومتر. [ 26 ] يبلغ عمقها البصري الطبيعي 0.7-0.9. اختفت حلقة غاما خلال حدث عبور مستوى الحلقة عام 2007، مما يعني أنها رقيقة هندسيًا مثل حلقة إبسيلون [ 19 ] وخالية من الغبار. [ 20 ] يُظهر عرض حلقة غاما وعمقها البصري الطبيعي تغيرات سمتية ملحوظة. [ 19 ] آلية حصر هذه الحلقة الضيقة غير معروفة، ولكن لوحظ أن حافتها الداخلية الحادة في رنين 6:5 مع أوفيليا. [ 31 ] [ 33 ]

حلقة إيتا (η)

تتميز حلقة إيتا بانعدام الانحراف المداري والميل. [ 25 ] ومثل حلقة دلتا، تتكون من عنصرين: عنصر ضيق كثيف بصريًا، وكتف خارجي عريض ذو عمق بصري منخفض. [ 13 ] يبلغ عرض العنصر الضيق 1.9-2.7  كم، وعمقه المكافئ حوالي 0.42  كم، وهو ما يتوافق مع العمق البصري الطبيعي الذي يتراوح بين 0.16 و0.25 كم. [ 26 ] أما العنصر العريض فيبلغ عرضه حوالي 40  كم، وعمقه المكافئ قريب من 0.85  كم، مما يشير إلى عمق بصري طبيعي منخفض يبلغ 2  ×  10⁻² كم . [ 26 ] وقد تم رصده في صور فوياجر 2. [ 13 ] في الضوء المتناثر للأمام، بدت حلقة إيتا ساطعة، مما يشير إلى وجود كمية كبيرة من الغبار في هذه الحلقة، ربما في العنصر العريض. [ 13 ] العنصر العريض أكثر سمكًا (هندسيًا) من العنصر الضيق. يدعم هذا الاستنتاج رصدُ حدث عبور مستوى الحلقة في عام 2007، حين أظهرت حلقة η سطوعًا متزايدًا، لتصبح ثاني ألمع سمة في نظام الحلقات. [ 20 ] ويتوافق هذا مع سلوك حلقة سميكة هندسيًا ولكنها رقيقة بصريًا في الوقت نفسه. [ 20 ] ومثل معظم الحلقات الأخرى، تُظهر حلقة η اختلافات سمتية كبيرة في العمق والعرض البصريين. بل إن المكون الضيق يختفي في بعض الأماكن. [ 19 ]

تقع حلقة η بالقرب من رنين ليندبلاد 3:2 مع قمر أورانوس كريسيدا ، مما يجعل الحلقة تتخذ شكلاً بثلاث نقاط عظمى وثلاث نقاط صغرى في نصف القطر، وتدور بسرعة نمطية تساوي الحركة المدارية لكريسيدا. [ 34 ]

حلقات ألفا (α) وبيتا (β)

بعد حلقة إبسيلون، تُعدّ حلقتا ألفا وبيتا ألمع حلقات أورانوس. [ 18 ] ومثل حلقة إبسيلون، تُظهران تغيرات منتظمة في السطوع والعرض. [ 18 ] تكونان في أقصى سطوعهما وعرضهما على بُعد 30 درجة من الأوج ، وفي أضيق حالاتهما وأقل سطوعًا على بُعد 30 درجة من الحضيض . [ 13 ] [ 35 ] تتميز حلقتا ألفا وبيتا بانحراف مداري كبير وميل ملحوظ. [ 25 ] يبلغ عرض هاتين الحلقتين 4.8-10  كم و6.1-11.4  كم على التوالي. [ 26 ] يبلغ العمق البصري المكافئ 3.29  كم و2.14  كم، مما ينتج عنه عمق بصري عادي يتراوح بين 0.3-0.7 و0.2-0.35 على التوالي. [ 26 ] خلال حدث عبور مستوى الحلقة في عام 2007، اختفت الحلقات، مما يعني أنها رقيقة هندسيًا مثل حلقة إبسيلون وخالية من الغبار. [ 20 ] كشف الحدث نفسه عن حزام غبار سميك ورقيق بصريًا خارج حلقة بيتا مباشرةً، والذي رصدته فوياجر 2 سابقًا . [ 13 ] تُقدَّر كتلة كل من حلقتي ألفا وبيتا بحوالي 5 × 10¹⁵ كجم ، أي نصف كتلة حلقة إبسيلون. [ 36 ]   

الحلقات 6 و 5 و 4

تُعدّ الحلقات 6 و5 و4 أقرب حلقات أورانوس وأخفتها. [ 18 ] وهي الحلقات الأكثر ميلًا، وتُعتبر انحرافاتها المدارية الأكبر باستثناء حلقة إبسيلون. [ 25 ] في الواقع، كانت ميولها (0.06° و0.05° و0.03°) كبيرة بما يكفي لرصد ارتفاعها فوق مستوى خط استواء أورانوس بواسطة المركبة الفضائية فوياجر 2  ، والذي تراوح بين 24 و46 كيلومترًا. [ 13 ] كما تُعدّ الحلقات 6 و5 و4 أضيق حلقات أورانوس، حيث يبلغ عرضها 1.6-2.2  كيلومتر، و1.9-4.9  كيلومتر، و2.4-4.4  كيلومتر على التوالي. [ 13 ] [ 26 ] تبلغ أعماقها المكافئة 0.41  كم، و0.91 كم، و0.71  كم، مما ينتج عنه عمق بصري طبيعي يتراوح بين 0.18-0.25 كم، و0.18-0.48 كم، و0.16-0.3 كم. [ 26 ] لم تكن مرئية خلال حدث عبور مستوى الحلقة في عام 2007 بسبب ضيقها وقلة الغبار فيها. [ 20 ]

خواتم مغبرة

حلقة λ (لامدا)

صورة التقطتها المركبة الفضائية فوياجر 2 لحلقات أورانوس الداخلية، بتعريض ضوئي طويل وزاوية طور عالية (172.5 درجة) [ 18 ]. في الضوء المتناثر للأمام ، يمكن رؤية أشرطة الغبار غير المرئية في الصور الأخرى، بالإضافة إلى الحلقات المعروفة.

كانت حلقة λ إحدى حلقتين اكتشفتهما المركبة الفضائية فوياجر 2 عام 1986. [ 25 ] وهي حلقة ضيقة وخافتة تقع داخل حلقة ε مباشرةً، بينها وبين القمر الراعي كورديليا . [ 13 ] يُفسح هذا القمر ممرًا مظلمًا داخل حلقة λ. عند رصدها بالضوء المتناثر للخلف ، [ e ] تبدو حلقة λ ضيقة للغاية - حوالي 1-2  كم - ويبلغ عمقها البصري المكافئ 0.1-0.2  كم عند الطول الموجي 2.2  ميكرومتر. [ 3 ] يبلغ العمق البصري الطبيعي 0.1-0.2 كم. [ 13 ] [ 32 ] يُظهر العمق البصري لحلقة λ اعتمادًا قويًا على الطول الموجي، وهو أمر غير معتاد في نظام حلقات أورانوس. يصل العمق المكافئ إلى 0.36  كيلومتر في الجزء فوق البنفسجي من الطيف، مما يفسر سبب رصد حلقة λ في البداية فقط في عمليات الاحتجاب النجمي فوق البنفسجي بواسطة فوياجر 2. [ 32 ] ولم يُعلن عن الرصد خلال عملية احتجاب نجمي عند الطول الموجي 2.2  ميكرومتر إلا في عام 1996. [ 3 ]

تغير مظهر حلقة λ بشكل جذري عند رصدها في الضوء المتناثر للأمام عام 1986. [ 13 ] في هذا التكوين، أصبحت الحلقة ألمع سمة في نظام حلقات أورانوس، متفوقةً على حلقة ε. [ 16 ] تشير هذه الملاحظة، إلى جانب اعتماد العمق البصري على الطول الموجي، إلى أن حلقة λ تحتوي على كمية كبيرة من الغبار بحجم الميكرومتر . [ 16 ] يبلغ العمق البصري الطبيعي لهذا الغبار 10⁻⁴ إلى 10⁻³ . [ 18 ] أكدت عمليات الرصد التي أجراها تلسكوب كيك عام 2007 أثناء عبور مستوى الحلقة هذا الاستنتاج، حيث أصبحت حلقة λ واحدة من ألمع السمات في نظام حلقات أورانوس. [ 20 ]

كشف تحليلٌ مُفصّلٌ لصور فوياجر 2 عن اختلافاتٍ سمتيةٍ في سطوع حلقة λ. [ 18 ] ويبدو أن هذه الاختلافات دورية، تُشبه موجةً ثابتة . ولا يزال أصل هذا التركيب الدقيق في حلقة λ لغزًا. [ 16 ]

1986U2R/ζ (زيتا) حلقة

صورة اكتشاف خاتم U2R عام 1986

في عام 1986، رصدت المركبة الفضائية فوياجر 2 طبقةً عريضةً وخافتةً من المادة داخل الحلقة 6. [ 13 ] أُطلق على هذه الحلقة اسم 1986U2R مؤقتًا. كان عمقها البصري الطبيعي 10⁻³ أو أقل، وكانت خافتةً للغاية. كان يُعتقد أنها مرئية فقط في صورة واحدة التقطتها فوياجر 2 ، [ 13 ] إلى أن كشف تحليل بيانات فوياجر في عام 2022 عن وجودها في صور ما بعد الاصطدام. [ 37 ] كانت الحلقة تقع على بُعد يتراوح بين 37,000 و39,500  كيلومتر من مركز أورانوس، أو على ارتفاع 12,000  كيلومتر تقريبًا فوق السحب. [ 3 ] لم تُرصد مرة أخرى حتى عامي 2003-2004، عندما رصد تلسكوب كيك طبقةً عريضةً وخافتةً من المادة داخل الحلقة 6 مباشرةً. أُطلق على هذه الحلقة اسم حلقة زيتا. [ 3 ] يختلف موقع حلقة زيتا المُستعادة اختلافًا كبيرًا عن الموقع الذي رُصد عام 1986. فهي تقع الآن على بُعد يتراوح بين 37,850 و41,350  كيلومترًا من مركز الكوكب. ويوجد امتداد داخلي يتلاشى تدريجيًا يصل إلى 32,600  كيلومتر على الأقل، [ 3 ] أو ربما حتى 27,000  كيلومتر، وصولًا إلى غلاف أورانوس الجوي. ويُطلق على هذين الامتدادين اسمي حلقتي زيتا ج وزيتا ج ج على التوالي. [ 38 ]

رُصدت حلقة زيتا مجددًا خلال حدث عبور مستوى الحلقة عام 2007، حيث أصبحت ألمع سمة في نظام الحلقات، متفوقةً على جميع الحلقات الأخرى مجتمعة. [ 20 ] يبلغ العمق البصري المكافئ لهذه الحلقة حوالي 1  كم (1.5  كم للامتداد الداخلي)، بينما يبلغ العمق البصري الطبيعي حوالي 10⁻² إلى 10⁻³ ، ويمتد رأسيًا لمسافة 800-900  كم. [ 39 ] قد يكون اختلاف مظهر حلقتي 1986U2R وزيتا ناتجًا عن اختلاف هندسة الرؤية: هندسة التشتت الخلفي في الفترة 2003-2007، وهندسة التشتت الجانبي عام 1986. [ 3 ] [ 20 ] ولا يمكن استبعاد حدوث تغيرات خلال العشرين عامًا الماضية في توزيع الغبار، الذي يُعتقد أنه المكون السائد في الحلقة. [ 20 ]

أشرطة الغبار الأخرى

بالإضافة إلى حلقتي 1986U2R/ζ وλ، توجد نطاقات غبارية أخرى خافتة للغاية في نظام حلقات أورانوس. [ 13 ] وهي غير مرئية أثناء الاحتجابات لأن عمقها البصري ضئيل للغاية، على الرغم من أنها ساطعة في الضوء المتناثر للأمام. [ 16 ] كشفت صور فوياجر 2 للضوء المتناثر للأمام عن وجود نطاقات غبارية ساطعة بين حلقتي λ وδ، وبين حلقتي η وβ، وبين حلقة α والحلقة 4. [ 13 ] تم رصد العديد من هذه النطاقات مرة أخرى في الفترة 2003-2004 بواسطة تلسكوب كيك، وأثناء حدث عبور مستوى الحلقة عام 2007 في الضوء المتناثر للخلف، لكن مواقعها الدقيقة وسطوعها النسبي كانا مختلفين عما كانا عليه خلال عمليات رصد فوياجر . [ 3 ] [ 20 ] يبلغ العمق البصري الطبيعي لنطاقات الغبار حوالي2 ± 3 ويمتد عمودياً لمسافة 300  كم تقريباً. [ 39 ] يُعتقد أن توزيع حجم جزيئات الغبار يخضع لقانون القوة بمعامل p  =  2.5  ±  0.5. [ 18 ]

إضافةً إلى نطاقات الغبار المنفصلة، ​​يبدو أن نظام حلقات أورانوس مغمور في طبقة واسعة وخافتة من الغبار، لا يتجاوز عمقها البصري الطبيعي 10⁻³ . [ 38 ] تمتد هذه الطبقة من حلقة λ وصولاً إلى الكوكب، ويبلغ امتدادها الرأسي حوالي 140  كم. [ 39 ]

حلقات μ (ميو) و ν (نيو)

حلقات μ و ν لكوكب أورانوس (R/2003  U1  و  U2) في صور تلسكوب هابل الفضائي من عام 2005

في الفترة ما بين عامي 2003 و2005، رصد تلسكوب هابل الفضائي زوجًا من الحلقات غير المعروفة سابقًا، والتي تُعرف الآن باسم نظام الحلقات الخارجية، مما رفع عدد حلقات أورانوس المعروفة إلى 13 حلقة. [ 14 ] سُميت هذه الحلقات لاحقًا بحلقتي μ (ميو) وν (نيو). [ 17 ] تُعد حلقة μ الأبعد بين الحلقتين، وتقع على بُعد ضعف المسافة من الكوكب مقارنةً بحلقة η الساطعة. [ 14 ] تختلف الحلقات الخارجية عن الحلقات الداخلية الضيقة في عدة جوانب. فهي عريضة، حيث يبلغ عرضها 17000 كيلومتر  و3800  كيلومتر على التوالي، وخافتة جدًا. يبلغ عمقها البصري الطبيعي الأقصى 8.5  ×  10⁻⁶ كيلومتر و 5.4  ×  10⁻⁶ كيلومتر على التوالي. أما العمق البصري المكافئ الناتج فهو 0.14  كيلومتر و0.012  كيلومتر. تتميز الحلقات بملامح سطوع شعاعية مثلثة الشكل. [ 14 ]

تقع ذروة سطوع حلقة μ (ميو) تقريبًا على مدار قمر أورانوس الصغير ماب ، والذي يُرجح أنه مصدر جسيمات الحلقة. [ 14 ] [ 15 ] تقع حلقة ν (نيو) بين بورتيا وروزاليند ، ولا تحتوي على أي أقمار داخلها. [ 14 ] تُظهر إعادة تحليل صور فوياجر 2 للضوء المتناثر للأمام بوضوح حلقتي μ وν. في هذا التكوين، تكون الحلقات أكثر سطوعًا، مما يشير إلى احتوائها على كميات كبيرة من الغبار بحجم الميكرومتر. [ 14 ] قد تكون الحلقات الخارجية لأورانوس مشابهة لحلقتي G وE لزحل، حيث أن حلقة E واسعة للغاية وتستقبل الغبار من إنسيلادوس . [ 14 ] [ 15 ]

قد تتكون حلقة μ بالكامل من الغبار، دون وجود أي جزيئات كبيرة على الإطلاق. يدعم هذه الفرضية رصدٌ أجراه تلسكوب كيك، الذي لم يرصد حلقة μ في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة عند 2.2  ميكرومتر، ولكنه رصد حلقة ν. [ 24 ] هذا الفشل يعني أن حلقة μ زرقاء اللون، مما يشير بدوره إلى أن الغبار الصغير جدًا (دون الميكرومتر) هو المكون السائد فيها. [ 24 ] قد يكون هذا الغبار مكونًا من جليد الماء. [ 40 ] في المقابل، تتميز حلقة ν بلون أحمر باهت. [ 24 ] [ 41 ]

الديناميكيات والأصل

رسم تخطيطي مُحسَّن الألوان للحلقات الداخلية مُستمد من صور فوياجر 2

تُعدّ مشكلة الحصر إحدى أبرز المشكلات المتعلقة بالفيزياء التي تحكم حلقات أورانوس الضيقة. فبدون آلية ما تُبقي جسيماتها متماسكة، ستنتشر الحلقات بسرعة شعاعيًا. [ 10 ] ولا يمكن أن يتجاوز عمر حلقات أورانوس بدون هذه الآلية مليون  سنة. [ 10 ] ويُعدّ النموذج الأكثر شيوعًا لهذا الحصر، والذي اقترحه غولدريتش وتريمين في البداية ، [ 42 ] هو أن زوجًا من الأقمار القريبة، أحدهما راعي خارجي والآخر راعي داخلي، يتفاعلان جاذبيًا مع الحلقة ، ويعملان كمستقبلات ومانحات، على التوالي، للزخم الزاوي الزائد والناقص (أو ما يُعادله، الطاقة). وبذلك، يُبقي الراعيان جسيمات الحلقة في مكانها، لكنهما يبتعدان تدريجيًا عن الحلقة نفسها. [ 10 ] ولكي تكون هذه الآلية فعّالة، يجب أن تتجاوز كتلة الراعيين كتلة الحلقة بمعامل يتراوح بين اثنين وثلاثة على الأقل. ومن المعروف أن هذه الآلية تعمل في حالة حلقة إبسيلون، حيث تعمل كورديليا وأوفيليا كراعيين. [ 31 ] كورديليا هي أيضًا الراعي الخارجي لحلقة دلتا، وأوفيليا هي الراعي الخارجي لحلقة غاما. [ 31 ] لا يُعرف أي قمر يزيد قطره عن 10 كيلومترات في جوار الحلقات الأخرى. [ 13 ] يمكن استخدام المسافة الحالية بين كورديليا وأوفيليا وحلقة إبسيلون لتقدير عمر الحلقة. تُظهر الحسابات أن عمر حلقة إبسيلون لا يمكن أن يتجاوز 600 مليون سنة. [ 10 ] [ 29 ] 

بما أن حلقات أورانوس تبدو حديثة التكوين، فلا بد أنها تتجدد باستمرار بفعل تصادم الأجرام الأكبر حجمًا. [ 10 ] تشير التقديرات إلى أن عمر قمر بحجم بوك ، في مواجهة التصادم ، يبلغ بضعة مليارات من السنين. أما عمر قمر أصغر فهو أقصر بكثير. [ 10 ] لذا، يُحتمل أن تكون جميع الأقمار والحلقات الداخلية الحالية ناتجة عن تصادم عدة أقمار بحجم بوك خلال المليار ونصف المليار سنة الماضية. [ 29 ] كل تصادم من هذا القبيل كان سيؤدي إلى سلسلة من التصادمات التي سحقت بسرعة جميع الأجرام الكبيرة تقريبًا إلى جزيئات أصغر بكثير، بما في ذلك الغبار. [ 10 ] في النهاية، فُقدت معظم الكتلة، ولم تنجُ الجزيئات إلا في مواقع استقرت بفعل الرنين المتبادل والتوجيه. ستكون النتيجة النهائية لهذا التطور التصادمي نظامًا من الحلقات الضيقة. لا بد أن بعض الأقمار الصغيرة لا تزال موجودة داخل الحلقات حاليًا. ويُحتمل أن يكون أقصى حجم لهذه الأقمار الصغيرة حوالي 10  كيلومترات. [ 29 ]

يُعدّ أصل أحزمة الغبار أقل إشكالية. يتميز الغبار بعمر قصير جدًا، يتراوح بين 100 و1000 عام، ويُفترض أن يتجدد باستمرار من خلال تصادمات بين جزيئات الحلقات الكبيرة والأقمار الصغيرة والنيازك القادمة من خارج نظام أورانوس. [ 16 ] [ 29 ] أحزمة الأقمار الصغيرة والجزيئات الأم غير مرئية بحد ذاتها نظرًا لانخفاض عمقها البصري، بينما يظهر الغبار في الضوء المتناثر للأمام. [ 29 ] من المتوقع أن تختلف الحلقات الرئيسية الضيقة وأحزمة الأقمار الصغيرة التي تُشكّل أحزمة الغبار في توزيع حجم الجسيمات. تحتوي الحلقات الرئيسية على أجسام يتراوح حجمها بين السنتيمتر والمتر. يزيد هذا التوزيع من مساحة سطح المادة في الحلقات، مما يؤدي إلى كثافة بصرية عالية في الضوء المتناثر للخلف. [ 29 ] في المقابل، تحتوي أحزمة الغبار على عدد قليل نسبيًا من الجسيمات الكبيرة، مما ينتج عنه عمق بصري منخفض. [ 29 ]

استكشاف

خضعت الحلقات لدراسة شاملة بواسطة المركبة الفضائية فوياجر 2 في يناير 1986. [ 25 ] تم اكتشاف حلقتين خافتتين جديدتين - λ و1986U2R - ليصل العدد الإجمالي المعروف آنذاك إلى إحدى عشرة حلقة. دُرست الحلقات من خلال تحليل نتائج الاحتجاب الراديوي [ 27 ] ، والأشعة فوق البنفسجية [ 32 ] ، والضوء المرئي. [ 19 ] رصدت فوياجر 2 الحلقات في أوضاع هندسية مختلفة بالنسبة للشمس، منتجةً صورًا باستخدام الضوء المتناثر للخلف، والمتناثر للأمام، والمتناثر للجانب. [ 13 ] سمح تحليل هذه الصور باستنتاج دالة الطور الكاملة، والبياض الهندسي، وبياض بوند لجزيئات الحلقة. [ 18 ] تم تمييز حلقتين - ε وη - في الصور، كاشفتين عن بنية دقيقة معقدة. [ 13 ] كما أدى تحليل صور فوياجر إلى اكتشاف أحد عشر قمراً داخلياً لأورانوس ، بما في ذلك قمري الرعاة لحلقة إبسيلون - كورديليا وأوفيليا. [ 13 ]

قائمة العقارات

يلخص هذا الجدول خصائص نظام الحلقات الكوكبية لكوكب أورانوس .

اسم الحلبةنصف القطر (كم) [ f ]العرض (كم) [ f ]عمق المعادلة (كم) [ د ] [ غ ]العمق الأمثل [ ج ] [ ح ]السُمك (م) [ i ]جامعة [ j ]يشمل (°) [ j ]ملحوظات
ζ cc26840–34890 ​ ​8000 ​0.8~  0.0001؟؟؟امتداد داخلي لحلقة ζ c
ζ c34890–37850 ​ ​3000 ​1.5~  0.0005؟؟؟امتداد داخلي لحلقة ζ
1986U2R37000–39500 ​ ​2500 ​<2.5<  0.01؟؟؟رنين خافت مغبر
ζ37850–41350 ​ ​3500 ​10.0045؟؟؟
641837 ​1.6–2.20.410.18–0.25؟0.00100.062
542  2341.9–4.90.910.18–0.48؟0.00190.054
442  5702.4–4.40.710.16–0.30؟0.00110.032
α44718 ​4.8–10.03.390.3–0.7؟0.00080.015
β45661 ​6.1–11.42.140.20–0.35؟0.00400.005
η47  1751.9–2.70.420.16–0.25؟00.001
η c47  176400.850.02؟00.001المكون العريض الخارجي لحلقة η
γ47627 ​3.6–4.73.30.7–0.9150؟0.0010.002
δ c48300 ​10-120.30.03؟00.001المكون العريض الداخلي لحلقة دلتا
دلتا48300 ​4.1–6.12.20.3–0.6؟00.001
λ50  0231-20.20.1–0.2؟0؟0؟رنين خافت مغبر
ε51  14919.7–96.4470.5–2.5150؟0.00790برعاية كورديليا وأوفيليا​
ν66  100–69  9003800 ​0.0120.0000054؟؟؟بين بورتيا وروزاليند ، ذروة السطوع على بعد  67300  كم
μ86000–103000 ​ ​17000 ​0.140.0000085؟؟؟في ماب ، يبلغ السطوع ذروته عند  97700  كم

ملحوظات

  1. ↑ الضوء المتناثر للأمام هو الضوء المتناثر بزاوية صغيرة بالنسبة لضوء الشمس ( زاوية الطور قريبة من 180 درجة).
  2. ↑ تعني حالة التقابل أن الزاوية بين اتجاه الجسم بالنسبة للشمس واتجاه الجسم بالنسبة للأرض ليست صفرًا.
  3. ١ ٢ العمق البصري الطبيعي τ لحلقة ما هو نسبة المقطع العرضي الهندسي الكلي لجزيئات الحلقة إلى مساحة الحلقة المربعة. ويأخذ قيمًا من الصفر إلى اللانهاية. يضعف شعاع الضوء المار عموديًا عبر حلقة ما بمعامل e −τ . [ ١٨ ]
  4. 1 2 يُعرَّف العمق المكافئ ED لحلقة بأنه تكامل العمق البصري العمودي عبر الحلقة. بعبارة أخرى، ED=∫τdr، حيث r هو نصف القطر. [ 3 ]
  5. ↑ الضوء المتناثر للخلف هو الضوء المتناثر بزاوية قريبة من 180 درجة بالنسبة لضوء الشمس ( زاوية الطور قريبة من 0 درجة).
  6. تم استخلاص أنصاف أقطار الحلقات 6، 5، 4، α، β، η، γ، δ، λ، وε من إسبوزيتو وآخرون، 2002. [ 10 ] أما عروض هذه الحلقات، فقد تم استخلاصها من كاركوشكا وآخرون، 2001. [26 ] بينما تم استخلاص أنصاف أقطار وعروض الحلقات ζ، ζc ، ζcc ، و1986U2R من دي باتر وآخرون، 2006. [ 3 ] أما عرض الحلقة λ، فقد تم استخلاصه من هولبرغ وآخرون، 1987. [ 32 ] وأخيرًا، تم استخلاص أنصاف أقطار وعروض الحلقتين μ وν من شوالتر وآخرون، 2006. [ 14 ]
  7. ↑ يُحسب العمق المكافئ لحلقات 1986U2R وζ c وζ cc بضرب عرضها في عمقها البصري الطبيعي. أما الأعماق المكافئة لحلقات 6 و5 و4 وα وβ وη وγ ​​وδ وε فقد استُقيت من دراسة دي باتر وآخرون، 2013. [ 39 ] بينما حُسبت الأعماق المكافئة لحلقات λ وζ وμ وν باستخدام قيم μEW من دراسة دي باتر وآخرون، 2006 [ 3 ] ودراسة دي باتر وآخرون، 2006ب، [ 24 ] على التوالي. وقد ضُربت قيم μEW لهذه الحلقات بالمعامل 20، الذي يُعادل البياض المفترض لجسيمات الحلقة بنسبة 5%.
  8. تم حساب الأعماق البصرية الطبيعية لجميع الحلقات باستثناء ζ و1986U2R وμ وν كنسبة بين الأعماق المكافئة وعرضها. أُخذت الأعماق البصرية الطبيعية لحلقات ζ وζc و ζcc من دراسة دي باتر وآخرون، 2013. [ 39 ] أُخذ العمق البصري الطبيعي لحلقة 1986U2R من دراسة دي سميث وآخرون، 1986. [ 13 ] أما الأعماق البصرية الطبيعية لحلقات μ وν فهي القيم القصوى من دراسة شوالتر وآخرون، 2006. [ 14 ]
  9. ↑ تم الحصول على تقديرات السماكة من Lane et al.، 1986. [ 19 ]
  10. 1 2 تم أخذ انحرافات الحلقات وميولها من Stone et al.، 1986 و French et al.، 1988. [ 25 ] [ 33 ]

مراجع

  1. 1 2 رينكون، بول (18 أبريل 2007). "حلقات أورانوس 'شوهدت في القرن الثامن عشر'"" . بي بي سي نيوز . تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 يناير 2012 .(إعادة دراسة من قبل ستيوارت إيفز)
  2. ^ فيلاكتشيوني، ج.؛ سيارنييلو، م. (2021). "حلقات أورانوس ونبتون" (PDF) . في ألدرتون، د.؛ إلياس، سا (محرران). موسوعة الجيولوجيا ( الطبعة الثانية). الصحافة الأكاديمية. دوى : 10.1016/B978-0-12-409548-9.11942-6 . اتش دي ال : 20.500.12386/30481 . رقم ISBN  978-0-08-102909-1.
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 دي باتر، إيمكي ; جيبارد، سيران ج.؛ هامل، هب (2006). “تطور حلقات أورانوس المتربة”. ايكاروس . 180 (1): 186– 200. بيب كود : 2006Icar..180..186D . دوى : 10.1016/j.icarus.2005.08.011 .
  4. ↑ "هل اكتشف ويليام هيرشل حلقات أورانوس في القرن الثامن عشر؟" . Physorg.com . الجمعية الفلكية الملكية. 16 أبريل 2007. تاريخ الاطلاع: 9 أبريل 2026 .
  5. 1 2 إليوت، جيه إل؛ دونهام، إي؛ مينك، دي. (1977). "احتجاب SAO – 15 86687 بواسطة حزام أقمار أورانوس" . الاتحاد الفلكي الدولي، منشور رقم 3051.
  6. ↑ إليوت، جيه إل؛ دونهام، إي؛ مينك، دي (1977). "حلقات أورانوس". مجلة نيتشر . 267 (5609): 328-330 . Bibcode : 1977Natur.267..328E . doi : 10.1038/267328a0 . S2CID 4194104 . 
  7. ↑ نيكلسون، ب.د.؛ بيرسون، س.إ.؛ ماثيوز، ك.؛ وآخرون (1978). "حلقات أورانوس: نتائج من عمليات الاحتجاب في 10 أبريل 1978" (ملف PDF) . المجلة الفلكية . 83 : 1240-1248 . Bibcode : 1978AJ.....83.1240N . doi : 10.1086/112318 . 
  8. ↑ ميليس، آر إل؛ واسرمان، إل إتش (1978). "احتجاب BD −15 3969 بواسطة حلقات أورانوس" . المجلة الفلكية . 83 : 993-998 . Bibcode : 1978AJ.....83..993M . doi : 10.1086/112281 .
  9. ↑ نيكلسون، بي دي؛ باتر، آي دي؛ فرينش، آر جي؛ شوالتر، إم آر (2018). "حلقات أورانوس". في: موراي، كارل دي؛ تيسكارنو، ماثيو إس (محرران). أنظمة حلقات الكواكب: الخصائص، والبنية، والتطور . علوم الكواكب في كامبريدج. كامبريدج: مطبعة جامعة كامبريدج. ص 93-111 . doi : 10.1017/9781316286791 . ISBN  978-1-107-11382-4.
  10. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 إسبوزيتو، ل. و. (2002). "الحلقات الكوكبية". تقارير عن التقدم في الفيزياء . 65 (12): 1741-1783 . Bibcode : 2002RPPh...65.1741E . doi : 10.1088 /0034-4885/65/12/201 . S2CID 250909885 . 
  11. ↑ "الأفكار والاتجاهات باختصار؛ لا بأس بالظهور الآن" . صحيفة نيويورك تايمز . 14 مارس 1982. تاريخ الاسترجاع: 10 مارس 2024 .
  12. ↑ تأثير كوكب المشتري
  13. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 سميث، ب.أ .؛ سودربلوم، ل.أ.؛ بيبي، أ.؛ بليس، د.؛ بويس، ج.م.؛ برايك، أ.؛ بريغز، ج.أ.؛ براون، ر.هـ.؛ كولينز، س.أ. (4 يوليو 1986). "فويجر 2 في النظام اليوراني: نتائج علوم التصوير" . مجلة ساينس (مخطوطة مُقدمة). 233 (4759): 43-64 . رمز Bibcode : 1986Sci...233...43S . doi : 10.1126/science.233.4759.43 . PMID 17812889 . S2CID 5895824 .  
  14. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 شوالتر، مارك ر.؛ ليسور، جاك ج. (17 فبراير 2006). " نظام الحلقة والقمر الثاني لأورانوس: الاكتشاف والديناميكيات" . مجلة ساينس . 311 (5763): 973-977 . Bibcode : 2006Sci...311..973S . doi : 10.1126/science.1122882 . PMID 16373533. S2CID 13240973 .  
  15. 1 2 3 "تلسكوب هابل التابع لناسا يكتشف حلقات وأقمارًا جديدة حول أورانوس" . موقع هابل . 2005. تم الاطلاع عليه بتاريخ 9 يونيو 2007 .
  16. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 بيرنز، جيه إيه؛ هاميلتون، دي بي؛ شوالتر، إم آر (2001). "الحلقات الغبارية والغبار المحيط بالكواكب: ملاحظات وفيزياء بسيطة" (ملف PDF) . في: غرون، إي؛ غوستافسون، بي إيه إس؛ ديرموت، إس تي؛ فيشتيغ، إتش (محررون). الغبار بين الكواكب . برلين: سبرينغر. الصفحات 641-725 . 
  17. 1 2 شوالتر، مارك ر.؛ ليسور، ج. ج.؛ فرينش، ر. ج.؛ وآخرون . (2008). "حلقات الغبار الخارجية لكوكب أورانوس في تلسكوب هابل الفضائي". اجتماع الجمعية الفلكية الأمريكية/قسم علم الفلك الديناميكي رقم 39. 39 : 16.02. رمز Bibcode : 2008DDA....39.1602S . 
  18. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 أوكرت، م. إي.؛ كوزي، ج. ن.؛ بوركو، س. س.؛ جونسون، ت. ف. (1987). "قياس الضوء لحلقات أورانوس: نتائج من فوياجر 2". مجلة البحوث الجيوفيزيائية . 92 (A13): 14، 969-78 . Bibcode : 1987JGR....9214969O . doi : 10.1029/JA092iA13p14969 .
  19. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 لين، آرثر ل.؛ هورد، تشارلز و.؛ ويست، روبرت أ.؛ وآخرون . (1986). "القياس الضوئي من فوياجر 2: النتائج الأولية من الغلاف الجوي لأورانوس وأقماره وحلقاته". مجلة ساينس . 233 (4759): 65-69 . Bibcode : 1986Sci...233...65L . doi : 10.1126/science.233.4759.65 . PMID 17812890. S2CID 3108775 .   
  20. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 دي باتر، إمكي ؛ هاميل، إتش بي؛ شوالتر، مارك آر؛ فان دام، ماركوس إيه. (2007). "الجانب المظلم لحلقات أورانوس" (ملف PDF) . مجلة ساينس . 317 (5846): 1888-1890 . رمز Bibcode : 2007Sci...317.1888D . doi : 10.1126/science.1148103 . PMID 17717152. S2CID 23875293. مؤرشف من النسخة الأصلية (ملف PDF) بتاريخ 3 مارس 2019 .  
  21. 1 2 كاركوشكا، إريك (1997). "حلقات وأقمار أورانوس: ملونة وليست مظلمة تمامًا". إيكاروس . 125 (2): 348-363 . Bibcode : 1997Icar..125..348K . doi : 10.1006/icar.1996.5631 .
  22. 1 2 3 4 باينز، كيفن هـ.؛ ياناماندرا-فيشر، بادمافاتي أ.؛ ليبوفسكي، لاري أ.؛ وآخرون . (1998). "التصوير الضوئي المطلق بالأشعة تحت الحمراء القريبة لنظام أورانوس" (ملف PDF) . إيكاروس . 132 (2): 266-284 . Bibcode : 1998Icar..132..266B . doi : 10.1006/icar.1998.5894 . 
  23. ↑ هيدمان، إم إم؛ دي باتر، آي ؛ كارترايت، آر جيه؛ المعتمد، إم؛ ديكوليبوس، آر؛ شوالتر، إم آر؛ تيسكارنو، إم إس؛ رو-جورني، إن؛ رومان، إم تي؛ فليتشر، إل إن؛ هامل، إتش بي (1 أغسطس 2025). "الاتجاهات الطيفية عبر حلقات وأقمار أورانوس ونبتون الداخلية من صور كاميرا NIRCam التابعة لتلسكوب جيمس ويب الفضائي" . مجلة علوم الكواكب . 6 (8): 204. arXiv : 2506.18650 . Bibcode : 2025PSJ.....6..204H . doi : 10.3847/PSJ/adf325 .
  24. 1 2 3 4 5 دي باتر، إمكي ؛ هاميل، هايدي ب.؛ جيبارد، سيران ج.؛ شوالتر، مارك ر. (2006). "أحزمة غبار جديدة لأورانوس: حلقة واحدة، حلقتان، حلقة حمراء، حلقة زرقاء" (ملف PDF) . مجلة ساينس . 312 ( 5770): 92-94 . Bibcode : 2006Sci...312...92D . doi : 10.1126/science.1125110 . OSTI 957162. PMID 16601188. S2CID 32250745. مؤرشف من النسخة الأصلية (ملف PDF) بتاريخ 2019-03-03.   
  25. ستون ، إي سي؛ مينر، إي دي (1986). "لقاء فوياجر 2 مع النظام اليوراني". مجلة ساينس . 233 (4759): 39-43 . رمز Bibcode : 1986Sci...233... 39S . doi : 10.1126 / science.233.4759.39 . PMID 17812888. S2CID 32861151 .  
  26. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 كاركوشكا، إريك ( 2001). "النمذجة الضوئية لحلقة إبسيلون لكوكب أورانوس وتباعد جسيماتها". إيكاروس . 151 (1): 78-83 . Bibcode : 2001Icar..151...78K . doi : 10.1006/icar.2001.6598 .
  27. تايلر ، جيه إل ؛ سويتنوم، دي إن؛ أندرسون، جيه دي؛ وآخرون (1986). " ملاحظات فوياجر 2 العلمية الراديوية لنظام أورانوس: الغلاف الجوي، والحلقات، والأقمار الصناعية". مجلة ساينس . 233 (4759): 79-84 . Bibcode : 1986Sci...233...79T . doi : 10.1126/science.233.4759.79 . PMID 17812893. S2CID 1374796 .   
  28. ↑ مولتر، إدوارد م.؛ باتر، إمكي دي ؛ رومان، مايكل ت.؛ فليتشر، لي ن. (1 يوليو 2019). "الانبعاث الحراري من نظام حلقات أورانوس" . المجلة الفلكية . 158 (1): 47. arXiv : 1905.12566 . Bibcode : 2019AJ....158...47M . doi : 10.3847/1538-3881/ab258c .
  29. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 إسبوزيتو، إل دبليو؛ كولول، جوشوا إي. (1989). "تكوين حلقات أورانوس وأحزمة الغبار". مجلة نيتشر . 339 (6226): 605-607 . Bibcode : 1989Natur.339..605E . doi : 10.1038/339605a0 . S2CID 4270349 . 
  30. ↑ هورن، إل جيه؛ لين، إيه إل؛ ياناماندرا-فيشر، بي إيه؛ إسبوزيتو، إل دبليو (1988). "الخصائص الفيزيائية لحلقة دلتا أورانوس من موجة كثافة محتملة". إيكاروس . 76 (3): 485-492 . Bibcode : 1988Icar...76..485H . doi : 10.1016/0019-1035(88)90016-4 .
  31. 1 2 3 4 بوركو، كارولين سي؛ غولدريتش، بيتر (1987). "رعاية حلقات أورانوس 1: علم الحركة" . المجلة الفلكية . 93 : 724-778 . Bibcode : 1987AJ.....93..724P . doi : 10.1086/114354 .
  32. 1 2 3 4 5 6 هولبرغ، جيه بي؛ نيكلسون، بي دي؛ فرينش، آر جي؛ إليوت، جيه إل (1987). "مجسات الاحتجاب النجمي لحلقات أورانوس عند 0.1 و2.2 ميكرومتر: مقارنة بين نتائج الأشعة فوق البنفسجية لمركبة فوياجر ونتائج القياسات الأرضية" . المجلة الفلكية . 94 : 178-188 . Bibcode : 1987AJ.....94..178H . doi : 10.1086/114462 .
  33. 1 2 فرينش، ريتشارد د.؛ إليوت، جيه إل؛ فرينش، ليندا م.؛ وآخرون . (1988). "مدارات حلقات أورانوس من خلال عمليات الرصد الأرضية ورصد الاحتجاب بواسطة مركبة فوياجر الفضائية". إيكاروس . 73 (2): 349-478 . Bibcode : 1988Icar...73..349F . doi : 10.1016/0019-1035(88)90104-2 . 
  34. ↑ شانشيا، روبرت أو.؛ ​​هيدمان، ماثيو م.؛ فرينش، ريتشارد ج. (1 أكتوبر 2017). "وزن قمر أورانوس كريسيدا باستخدام حلقة إيتا" . المجلة الفلكية . 154 (4): 153. arXiv : 1708.07566 . Bibcode : 2017AJ....154..153C . doi : 10.3847/1538-3881/aa880e .
  35. ↑ جيبارد، إس جي؛ دي باتر، آي ؛ هامل، إتش بي (2005). "التصوير البصري التكيفي بالأشعة تحت الحمراء القريبة لأقمار وحلقات أورانوس الفردية" . إيكاروس . 174 (1): 253-262 . Bibcode : 2005Icar..174..253G . doi : 10.1016/j.icarus.2004.09.008 .
  36. ↑ تشيانغ، يوجين آي؛ كولتر، كريستوفر جيه (2003). "الديناميكيات ثلاثية الأبعاد للحلقات الكوكبية الضيقة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 599 (1): 675-685 . arXiv : astro-ph/0309248 . Bibcode : 2003ApJ...599..675C . doi : 10.1086/379151 . S2CID 5103017 . 
  37. ↑ لاكداوالا، إميلي (2022-10-20). "هاوٍ يعثر على صور جديدة لحلقات أورانوس في بيانات عمرها 35 عامًا" . مجلة سكاي آند تلسكوب . تم الاطلاع عليه بتاريخ 7 نوفمبر 2022 .
  38. 1 2 دان، دي إي؛ دي باتر، آي ؛ ستام، دي (2010). "نمذجة حلقات اليوران عند 2.2 ميكرومتر: مقارنة مع بيانات كيك AO من يوليو 2004". إيكاروس . 208 (2): 927-937 . Bibcode : 2010Icar..208..927D . doi : 10.1016/j.icarus.2010.03.027 .
  39. 1 2 3 4 5 دي باتر، إمكي ؛ دان، ديفيد إي؛ ستام، دافني إم؛ شوالتر، مارك آر؛ هامل، هايدي بي؛ مين، ميشيل؛ هارتونغ، ماركوس؛ جيبارد، سيران جي؛ فان دام، ماركوس إيه؛ ماثيوز، كيث (نوفمبر 2013). "ملاحظات ونماذج نظام البصريات التكيفية (AO) من تلسكوبي كيك وVLT لحلقات أورانوس خلال عبور مستوى الحلقة عام 2007". إيكاروس . 226 (2): 1399-1424 . Bibcode : 2013Icar..226.1399D . doi : 10.1016/j.icarus.2013.08.001 .
  40. ↑ باترسبي، ستيفن (2006). "حلقة زرقاء حول كوكب أورانوس مرتبطة بجليد متلألئ" . نيو ساينتست سبيس . تم الاطلاع عليه بتاريخ 9 يونيو 2007 .
  41. ↑ ساندرز، روبرت (2006-04-06). "اكتشاف حلقة زرقاء حول أورانوس" . أخبار جامعة كاليفورنيا في بيركلي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2006-10-03 .
  42. ↑ غولدريتش، بيتر ؛ تريمين، سكوت (1979). "نحو نظرية لحلقات اليوران". مجلة نيتشر . 277 (5692): 97-99 . Bibcode : 1979Natur.277...97G . doi : 10.1038/277097a0 . S2CID 4232962 .