الكوكب الذي ابتلع أطفاله

حين وجَّه جاليليو تلسكوبه إلى زحل لأول مرة، ورسم ما رآه، بدا على هذا النحو:

رسمة جاليليو لزحل عام ١٦١٠.

حين نظر جاليليو مجددًا عام ١٦١٦، أدرك أنَّ تلسكوبه البدائي قد خدعه بصورة باهتة أوَّلها على أنها ثلاثة أقراص. غير أنَّ الأمر كان لا يزال محيرًا. كتب جاليليو أنَّ زحل يبدو وكأنه يمتلك أذنين.

رسم جاليليو جاليلي لزحل عام ١٦١٦.

بعد ذلك ببضعة أعوام، نظر مجددًا ووجد أنَّ الآذان أو الأقمار أو أيًّا ما كان ذلك الذي رآه، قد اختفى. تساءل جاليليو ببعض المزاح عمَّا إذا كان زحل قد ابتلع أطفاله. كانت تلك إشارية غير مباشرة إلى أسطورة يونانية دموية يرتعب فيها الجبار كرونوس من أن يطيح أحد أبنائه به من على العرش، فيأكل كل واحد منهم حين يولَد. والمكافئ الروماني لكرونوس هو «ساترن» (زحل).

حين عادت الآذان، كان جاليليو أكثر دهشة.

إننا نعرف الآن بالطبع حقيقة ملاحظات جاليليو. وهي أنَّ زحل محاط بنظام ضخم من الحلقات الدائرية. تميل هذه الحلقات بالنسبة إلى مدار الشمس؛ ولهذا حين يدور زحل حول الشمس نرى «الوجه الكامل» للحلقات، وهي تبدو أكبر من الكوكب في بعض الأحيان، كما يبدو في رسمة «الآذان». وفي أحيان أخرى، نراها من الحافة وهي تختفي تمامًا ما لم نستخدم تلسكوبًا أفضل كثيرًا من تلسكوب جاليليو.

إنَّ هذه الحقيقة وحدها تخبرنا بأنَّ الحلقات رفيعة للغاية مقارنةً بالكوكب، لكننا نعرف الآن أنها رفيعة للغاية بالتأكيد؛ فهي لا تزيد عن ٢٠ مترًا. أما قطرها في المقابل، فهو يبلغ ٣٦٠ ألف كيلومتر. إذا كانت حلقات زحل في سمك البيتزا، فإنها ستكون في حجم سويسرا. لم يكن جاليليو يعرف أيًّا من هذا. غير أنه عرف أنَّ زحل غريب وغامض ويختلف كثيرًا عن أي كوكب آخر.

•••

استخدم كريستيان هوجنس تلسكوبًا أفضل، وكتب عام ١٦٥٥ أنَّ زحل «محاط بحلقة مسطحة رفيعة لا تتلامس معه في أي مكان، وتميل على مدار الشمس». ورصد هوك وجود ظلال للكوكب أمام الحلقة، وللحلقة أمام الكوكب أيضًا، مما يوضِّح الهندسة الثلاثية الأبعاد من خلال توضيح أيهما يكمن أمام الآخر.

على اليسار: رسمة هوك عام ١٦٦٦ لكوكب زحل، وتظهر فيها الظلال. على اليمين: صورة حديثة توضح حاجز كاسيني، وهو فجوة معتمة بارزة في الحلقات.

أتكون حلقات زحل مصمتة كحافة قبعة، أم أنها تتكوَّن من عددٍ لا يُحصى من كتل ضئيلة صخرية أو جليدية؟ ممَّ تتكوَّن إذا كانت متواصلة؟ ولماذا تبدو صلدة لا يتغير شكلها إذا لم تكن متواصلة؟

أتت الإجابات تدريجيًّا في مزيج من الملاحظات والتحليل الرياضي.

أشار لابلاس في عام ١٧٨٧ إلى وجود مشكلة ديناميكية في الحلقة المصمتة الواسعة. فقانون كيبلر الثالث يخبرنا بأنه كلما زاد بُعد الجِرم عن مركز الكوكب، قلَّت سرعته في الدوران. غير أنَّ الحافتين الداخلية والخارجية في الحلقة المصمتة تدوران بالسرعة الزاوية نفسها. ومن ثمَّ؛ فإما أن تكون الحافة الخارجية تتحرك سريعًا جدًّا، أو تكون الحافة الداخلية تتحرك بطيئًا جدًّا، أو ربما يحدث الأمران معًا. يشكِّل هذا التباين إجهادًا في مادة الحلقة؛ لذا فسوف تتفكك ما لم تكن مكوَّنة من مادة قوية للغاية. وقد كان حل لابلاس لهذه المعضلة أنيقًا؛ فقد اقترح أنَّ الحلقات تتكوَّن من حليقات ضيقة للغاية تتلاءم الواحدة منها داخل الحلقة التالية. وبالرغم من أنَّ الحليقات جميعها مصمتة، فإنَّ سرعاتها في الدوران تتناقص مع كِبَر أنصاف أقطارها. تملَّص هذا الحل بأناقة من معضلة الإجهاد؛ لأنَّ الحافتين الداخلية والخارجية في حلقة ضيقة تدوران بالسرعة نفسها تقريبًا.

حلٌّ أنيق لكنه خاطئ. ففي عام ١٨٥٩، أثبت الفيزيائي الرياضي جيمس كليرك ماكسويل، أنَّ الحليقة المصمتة الدوَّارة ستكون غير مستقرة. لقد حل لابلاس معضلة الإجهاد الذي يسببه دوران الحواف بسرعات مختلفة، لكنَّ هذا الإجهاد من نوع «المقص»، كتلك القوى التي تحدث بين بطاقات في علبة إذا حاولت تحريك البطاقات جانبيًّا مع إبقائها في كومة. غير أنَّ أنواعًا أخرى من الإجهاد يمكن أن تحدث أيضًا، كثني البطاقات على سبيل المثال. أثبت ماكسويل أنَّ أي اضطراب طفيف يحدث في حليقة مصمتة بفعل مصادر خارجية، ينمو مؤدِّيًا بالحليقة إلى التموج والانثناء، فتنكسر مثلما ينكسر عود من الإسباجيتي فور أن تحاول ثنيه.

استنتج ماكسويل أنَّ حلقات زحل لا بد أن تكون مؤلفة من عدد لا يُحصى من الأجسام الضئيلة التي تتحرك كلها في دوائر بصفة مستقلة، وبأي سرعة تتوافق رياضيًّا مع شدة الجاذبية المبذولة عليها. (ظهرت حديثًا بعض المشكلات في هذا النموذج المبسط: انظر الفصل الثامن عشر. لا تزال النتيجة المترتبة على نماذج الحلقات غير واضحة. وسوف أرجئ التوسع في المناقشة إلى ذلك الفصل، وأذكر النتائج المتفق عليها هنا.)

نظرًا لأنَّ كل شيء يتحرك في دوائر، يتسم البناء كله بالتناظر الدوراني؛ لذا تتوقَّف سرعة الجسيم على المسافة التي يبعدها عن المركز فحسب. وبافتراض أنَّ كتلة المادة التي تتكوَّن منها الحلقة لا تُذكر مقارنةً بكتلة زحل وهو الأمر الذي نعرفه، فإنَّ قانون كيبلر الثالث يؤدي إلى صيغة بسيطة. سرعة جسيم حلقي بالكيلومتر في الثانية يساوي ٢٩٫٤ مقسومًا على الجذر التربيعي لنصف قطره المداري، ويُقاس بصفته من مضاعفات نصف قطر زحل.

وبدلًا من ذلك، يمكن أن تكون الحلقات سائلة. غير أنه في العام ١٨٧٤ أثبتت صوفيا كوفاليفسكايا، وهي واحدة من أعظم عالمات الرياضيات، أنَّ الحلقة السائلة ستكون غير مستقرة هي أيضًا.

•••

ما من خطة عسكرية تبقى على حالها عند الالتحام مع العدو. وما من نظرية فلكية تبقى على حالها عند التوصل إلى ملاحظات أفضل.

في عام ١٩٧٧، أرسلت ناسا مسبارين فضائيين هما «فوياجر ١» و«فوياجر ٢»، في رحلة كبيرة للكواكب. من حسن الحظ أنَّ كواكب النظام الشمسي قد اصطفت؛ فصار من الممكن زيارة الكواكب الخارجية بالترتيب. زار مسبار «فوياجر ١» المشتري وزحل، ومرَّ «فوياجر ٢» بأورانوس ونبتون. تابع المسباران رحلاتهما، متوجهين إلى الفضاء بين النجمي، الذي يُعرَّف بأنه المنطقة التي تقع فيما وراء حافة الغلاف الشمسي؛ حيث تخفت الرياح الشمسية. إذن، فمعنى «بين النجمي» أنَّه لا يعود للشمس أي تأثير مهم سوى شدة جاذبية ضعيفة للغاية. وصل «فوياجر ١» منطقة العبور هذه عام ٢٠١٢، ومن المتوقع أن يصلها «فوياجر ٢» عام ٢٠١٦. ويستمر المسباران في إرسال البيانات للأرض. لا بد أنهما أنجح بعثتين فضائيتين على الإطلاق.

في أواخر ثمانينيات القرن العشرين تغيرت أفكار الإنسانية عن زحل إلى الأبد حين بدأ «فوياجر ١» في إرسال صور للحلقات قبل ستة أسابيع من وصوله إلى أقرب نقطة له من الكوكب. وأوضحت تفاصيل دقيقة لم تُرَ من قبلُ أنه يوجد المئات، إن لم يكن الآلاف، من الحلقات المنفصلة التي تتوزع على مسافة قريبة للغاية بعضها من بعض، مثلما تتوزع الأخاديد على تسجيل جرامافون قديم. لم يكن هذا الأمر في حد ذاته بالمفاجأة الكبيرة، لكنَّ ثمَّة سمات أخرى لم تكن متوقعة، وحيَّرت العلماء في بادئ الأمر. فقد كان العديد من العلماء النظريين يتوقَّعون أن تتوافق السمات الأساسية للنظام الحلقي بالرنين مع أقمار الكوكب (المعروفة) الأقرب إلى الداخل، غير أنها لا تفعل في مجمل الأمر. وقد اتضح أيضًا أنَّ حاجز كاسيني ليس فارغًا؛ بل توجد به أربع حلقات رفيعة على الأقل.

الصور من (اليسار إلى اليمين) لحلقات زحل: D وC وB وA وF، مثلما التقطتها مركبة كاسيني عام ٢٠٠٧.

لاحظ ريتش تيريل، وهو أحد العلماء الذين كانوا يعالجون الصور، أمرًا غير متوقَّع على الإطلاق: ظلال معتمة تشبه أسلاك عجلة مغبشة تدور. لم يرَ أحد من قبل في الحلقات أي شيء لا يتسم بالتناظر الدائري. وقد كشف التحليل الدقيق لأنصاف أقطار الحلقات عن لغز آخر، وهو أنَّ إحدى الحلقات ليست دائرية.

جاء بعد ذلك «فوياجر ٢» الذي كان قد انطلق قبل «فوياجر ١» لكنه كان يتحرك على نحوٍ أبطأ كي يُتاح له الاستمرار حتى أورانوس ونبتون، ليؤكد على هذه المشاهدات حين مر بزحل بعد ذلك بتسعة شهور. ومع تدفُّق المزيد والمزيد من المعلومات، ظهر المزيد من الألغاز. ثمَّة حلقات تبدو مضفرة، وحلقات بها عقد غريبة، وحلقات غير مكتملة تتكوَّن من عدة أقواس منفصلة توجد فراغات فيما بينها. وُجِدت أقمار زحل التي لم تكن مُكتشَفة من قبل، داخل الحلقات. قبل لقاءات «فوياجر» كان علماء الفلك المقيدون بالأرض قد اكتشفوا تسعة أقمار لزحل. وخلال فترة قصيرة، ارتفع العدد إلى أكثر من ٣٠. واليوم، وصل إلى ٦٢ إضافةً إلى ١٠٠ أو أكثر من القميرات الصغيرة التي تقبع في الحلقات. من بين هذه الأقمار، يوجد الآن ٥٣ يتخذ أسماءً رسمية. إنَّ مسبار «كاسيني» الذي يدور بزحل، يقدِّم سيلًا من البيانات عن الكوكب وحلقاته وأقماره.

الجزء الخارجي للحلقة A، يوضح سمات ترتبط بالرنين مع باندورا (الخطوط المُنقَّطة) ومع بروميثيوس (الخطوط المتواصلة). شبكة النقاط ناتجة عن عملية التصوير.

•••

ظهرت هذه المشكلة لأول مرة فيما يتعلق بكوكب آخر هو أورانوس. لقد ظل زحل حتى وقت قريب هو الكوكب الوحيد في النظام الشمسي (أو أي مكان آخر)، المعروف بامتلاكه لنظام من الحلقات. غير أنه في العام ١٩٧٧، كان جيمس إليوت وإدوارد دانهام وجيسيكا مينك، يرصدون بعض الملاحظات باستخدام مرصد كايبر المحمول، وهو عبارة عن طائرة نقل مزودة بتلسكوب وغير ذلك من الأجهزة. كانت نيتهم هي معرفة المزيد بشأن الغلاف الجوي لأورانوس.

تخيل أنَّه يتصادف وقوع الحلقة الضيقة المعنية داخل مدار قمر صغير. وفقًا لقانون كيبلر الثالث، يدور القمر حول الكوكب بدرجة أبطأ قليلًا من تلك التي تدور بها الحافة الخارجية للحلقة. توضح الحسابات أنَّ هذا يؤدي إلى أن يتسم المدار الإهليلجي للجسيم الحلقي بدرجة أقل من الانحراف المركزي، أي يصبح أسمن، ومن ثمَّ تقل المسافة القصوى التي يبعدها عن الكوكب بدرجةٍ طفيفة. يبدو الأمر كما لو أنَّ القمر يُبعد الحلقة، لكنَّ التأثير ينتج في الواقع عن قوى الجاذبية التي تبطئ جسيمات الحلقة.

يبدو هذا جيدًا جدًّا لكنَّ مثل ذلك القمر يؤدي أيضًا إلى اضطراب بقية الحلقة، لا سيما حافتها الداخلية. الحل: إضافة قمر آخر يدور داخل الحلقة. يكون لهذا تأثير مشابه على الحافة الداخلية، لكنَّ القمر يدور الآن بأسرع مما تدور الحلقة. ولهذا، فهما يتحركان بعيدًا عن الكوكب، ومرةً أخرى يبدو الأمر كأنَّ القمر يُبعد الحلقة.

إذا حُشِرت حلقة رفيعة بين قمرين صغيرين، فإنَّ هذه التأثيرات تجتمع لتبقيها محشورة بين مداريهما. يلغي هذا أي نزعة أخرى كانت ستؤدي إلى اتساعها. تُعرف مثل هذه الأقمار بالأقمار الراعية؛ لأنها تبقي الحلقة في مسارها مثلما يسيطر الراعي على قطيعه من الأغنام. ربما كان مصطلح «أقمار كلاب الراعي» سيصبح تشبيهًا أفضل، لكنَّ الفعل «يرعى» يصف ما تفعله الأقمار. يوضح التحليل الأكثر تفصيلًا أنَّ جزء الحلقة الذي يتخلف وراء القمر الداخلي وأمام القمر الخارجي، سيكتسب تموجات، لكنها تموت نتيجة للاصطدام بين الجسيمات الحلقية.

حين وصل مسبار «فوياجر ٢» إلى أورانوس، أوضحت إحدى صوره أنَّ حلقة أورانوس التي تُسمى ، تقع بعناية بين مداري قمرين هما أوفيليا وكورديليا. (تُسمى حلقات أورانوس بالحروف اليونانية الصغيرة، ويرمز إلى الحرف إبسلون.) وبهذا فقد سُوِّغَت نظرية جولدرايش وتريمين. يتعلق الأمر بالمدارات الرنينية أيضًا. فالحافة الخارجية من حلقة أروانوس ، تتناظر مع أوفيليا في رنين تبلغ نسبته ١٤ : ١٣، وتتناظر الحافة الداخلية مع كورديليا في رنين تبلغ نسبته ٢٤ : ٢٥.

إنَّ هذا النوع من التبديل يختلف اختلافًا كبيرًا عن القطوع الناقصة المنضبطة التي تصورها كيبلر. وهو يحدث لأنَّ القطوع الناقصة هي المدارات الطبيعية لديناميكيات «جسمين». وحين يدخل جسم ثالث إلى الصورة، تتخذ المدارات أشكالًا جديدة. في هذه الحالة التي نناقشها، يُعد تأثير الجسم الثالث صغيرًا في الغالب بما يكفي لتجاهله؛ لذا يتحرك كلٌّ من القمرين في مدار على شكل القطع الناقص بدرجة كبيرة، كما لو أنَّ القمر الآخر غير موجود. غير أنهما حين يقترب أحدهما من الآخر، تفشل هذه الحيلة التقريبية. فهما يتفاعلان، ويتأرجحان أحدهما حول الآخر في هذه الحالة، حتى ينتقل كل قمر إلى المدار السابق للقمر الآخر. ومن ناحيةٍ ما، يمكن وصف المدار الفعلي لكل قمر بأنه قطع ناقص واحد يتبدل مع الآخر، مع مسارات انتقالية قصيرة بين الاثنين. يتبع كلا المدارين مثل ذلك المدار، بناءً على القطعين الناقصين نفسيهما. كلُّ ما في الأمر أنهما ينتقلان إلى اتجاهين متقابلين في الوقت نفسه.

•••

يعرف البشر بوجود حلقات زحل منذ عصر جاليليو، وإن كان غير متأكد بشأن ماهيتها. وعرف البشر بوجود حلقات أورانوس عام ١٩٧٩. ونحن نعرف الآن بوجود نظامين حلقيين باهتين للغاية حول المشتري ونبتون. ومن المحتمل أيضًا أن يكون لقمر زحل، ريا، نظامه الحلقي الخاص الرقيق للغاية.

علاوةً على ذلك، اكتشف كلٌّ من دوجلاس هاميلتون ومايكل سكروتسكي في عام ٢٠٠٩، أنَّ زحل يمتلك حلقة ضخمة للغاية لكنها باهتة جدًّا، وهي أكبر من الحلقات التي رصدها جاليليو ومسبارا «فوياجر». لقد غفلوا عنها، ويعود ذلك جزئيًّا إلى أنها لا تظهر إلا في ضوء الأشعة تحت الحمراء. تبعد حافتها الداخلية عن الكوكب بمقدار ستة ملايين كيلومتر تقريبًا، وتبعد حافتها الخارجية مسافة ١٨ مليون كيلومتر تقريبًا. يدور القمر فيبي بداخلها، ومن المرجَّح أن يكون مسئولًا عن وجودها. رقيقة هي الحلقة للغاية؛ إذ إنها تتكوَّن من الجليد والغبار، وقد تساعد في حل لغزٍ طويل الأمد هو الجانب القاتم للقمر إيابيتوس. ذلك أنَّ أحد جانبي القمر إيابيتوس أسطع من الآخر، وهي ملاحظة حيرت علماء الفلك منذ عام ١٧٠٠ حين لاحظ كاسيني الحلقة لأول مرة. وكان الحل المقترح أنَّ إيابيتوس يكتسح موادَّ قاتمةً من الحلقة الضخمة.

لأنَّ الأنظمة الحلقية تحدث مرارًا وتكرارًا، فلا يمكن أن تكون مجرد صدفة. فكيف تتكوَّن الأنظمة الحلقية. توجد ثلاث نظريات أساسية لمحاولة تفسير وجودها. ربما تكوَّنت حين التأم قرص الغاز الأصلي لتكوين الكوكب، ويمكن أن تكون آثار قمر تهشَّم بفعل اصطدام، ويمكن أيضًا أن تكون بقايا قمر اقتربت إلى ما هو أكثر من حد روش الذي تتجاوز القوى المدية عنده قوة الصخرة، فتفتت.

من غير المرجح أن يصل العلماء إلى نظام حلقي في أثناء تكوينه، بالرغم من أنَّ اكتشاف كينورثي ومامجيك يوضح أنه أمرٌ ممكن، لكنَّ أفضلَ ما يمكن أن يقدمه ذلك محض لقطة فحسب. إنَّ ملاحظة العملية ستستغرق مئات الأعمار. غير أنَّ ما يمكننا فعله هو تحليل التصورات الافتراضية رياضيًّا، والتوصل إلى تنبؤات ومقارنتها بالملاحظات. يشبه الأمر اصطياد حفريات لكن في السماء. فكل «حفرية» تقدم دليلًا على ما حدث في الماضي، لكنك تحتاج إلى فرضية لتأويل الدليل، وتحتاج إلى نماذج محاكاة رياضية أو استنتاجات، أو مبرهنات، وهو الأفضل، لكي تتمكَّن من فهم نتائج تلك الفرضية.