토성의 고리

Rings of Saturn
다른 용도는 토성의 고리(동음이의)를 참조하십시오.
2013년 7월 19일, 토성이 120만 km 떨어진 카시니 궤도선의 시야에서 태양을 가린 것처럼 보이는 완전한 고리 세트(밝기는 과장되었다).지구는 4시에 G와 E 고리 사이에 점으로 나타납니다.

토성의 고리는 태양계에서 가장 광범위한 고리 체계이다.그것들은 토성 주위를 공전하는 마이크로미터에서 [1]미터까지 크기의 수많은 작은 입자로 구성되어 있다.고리 입자는 거의 전체가 얼음으로 이루어져 있으며, 미량 성분이 암석 물질로 이루어져 있습니다.그들의 형성 메커니즘에 대해서는 아직 합의가 이루어지지 않았다.이론적인 모형들은 고리가 태양계 [2]역사 초기에 형성되었을 가능성이 있다고 제시했지만, 카시니로부터 나온 새로운 자료들은 고리가 상대적으로 [3]늦게 형성되었음을 시사했다.

고리의 반사가 토성의 밝기를 증가시키지만, 지구에서는 육안으로는 보이지 않습니다.갈릴레오 갈릴레이가 망원경을 하늘로 돌린 다음해인 1610년, 그는 토성의 고리를 제대로 볼 수 없었지만, 토성의 고리를 관찰한 최초의 사람이 되었다.1655년 Christiaan Huygens는 [4]토성을 둘러싼 원반으로 그들을 묘사한 최초의 사람이었습니다.토성의 고리가 일련의 작은 고리들로 이루어져 있다는 개념은 피에르-시몽 [4]라플라스로 거슬러 올라갈 수 있지만, 진정한 간격은 적지만 – 고리를 국소적인 동심원반으로 생각하고 밀도와 [2]밝기를 최소화하는 것이 더 정확합니다.고리 안에 있는 덩어리의 크기에는 빈 공간이 많이 있습니다.

고리는 입자 밀도가 급격히 떨어지는 수많은 틈을 가지고 있는데, 그 중 두 개는 그 안에 내장된 알려진 위성에 의해 열렸고, 다른 많은 것들은 토성의 위성과 불안정한 궤도 공명 위치에 있었다.다른 갭은 아직 밝혀지지 않았다.반면, 안정된 공명은 타이탄 링렛과 G 링과 같은 여러 고리의 수명을 담당합니다.

주 고리 너머에는 피비 고리가 있는데, 피비 고리는 피비에서 유래하여 역행 궤도 운동을 공유하는 것으로 추정됩니다.그것은 토성 궤도면과 일직선이 된다.토성은 축이 27도 기울어져 있기 때문에 이 고리는 토성의 적도 위에서 선회하는 눈에 보이는 고리에 대해 27도 각도로 기울어져 있습니다.

보이저 2호는 토성의 고리에 그림자를 드리우고 있다.4개의 위성, 두 개의 그림자와 링 스포크가 보입니다.

역사

초기 관찰

갈릴레오가 벨리사리오 빈타(1610)에게 보낸 편지에서 그린 토성의 상세.

갈릴레오 갈릴레이는 1610년 그의 망원경을 사용하여 토성의 고리를 처음으로 관찰했지만, 그렇게 된 고리를 확인할 수 없었다.그는 토스카나 공작에게 이렇게 썼다. "토성은 혼자가 아니라, 세 개의 행성으로 구성되어 있으며, 이 행성은 서로 거의 닿아 있고, 서로에 대해 움직이거나 변하지 않는다.12궁도와 평행하게 일렬로 배열돼 있고 가운데(토성)는 가로의 [5]3배 정도 크기입니다.그는 또한 고리를 토성의 "귀"라고 묘사했다.1612년에 지구는 고리의 평면을 통과했고 그것들은 보이지 않게 되었다.갈리메오는 당황한 듯 "너무 놀랍고, 기대되지도 않고,[4] 너무 신기한 상황에서 무슨 말을 해야 할지 모르겠다"고 말했다.그는 "토성이 그의 아이들을 삼켰을까?"라고 생각했다. 타이탄 토성이 그를 [5][6]전복시킬 예언을 미연에 방지하기 위해 그의 자손을 삼켰다는 신화를 언급하며.그는 [4]고리가 1613년에 다시 나타나자 더욱 혼란스러워했다.

초기 천문학자들은 결과가 발표되기 전에 새로운 발견에 대한 권리를 주장하기 위한 약속 계획의 한 형태로 아나그램을 사용했다.갈릴레오는 토성의 [7][8][9]고리를 발견하기 위해 알티시멈 플라네탐 테르제미넘 관측자를 위해 아나그램 "smaismil, mepoeta, leumibu, nenugt, tauiras"를 사용했다.

1657년 크리스토퍼 렌은 런던 그레샴 대학의 천문학 교수가 되었다.그는 1652년경부터 토성의 외관을 설명하기 위해 토성을 관찰해 왔다.그의 가설은 De corpore saturni에 기록되었고, 그는 그 행성에는 고리가 있다는 것을 암시하는 것에 가까웠다.그러나 렌은 이 고리가 행성으로부터 독립되어 있는지 아니면 물리적으로 연결되어 있는지 확신하지 못했다.Wren의 이론이 발표되기 전에 Christian Huygens는 토성의 고리에 대한 그의 이론을 발표했다.즉시 렌은 이것을 자신의 가설보다 더 나은 가설로 인식했고 De corpore saturni는 출판되지 않았다.로버트 후크는 토성 고리의 또 다른 초기 관찰자였으며 [10]고리에 그림자가 드리워지는 것을 주목했다.

호이겐스 고리 이론과 그 이후의 발전

새터늄 체계(1659)의 호이겐스 고리 이론.

Huygens는 1655년에 그의 형제 Constantijn과 렌즈를 갈기 시작했고 그가 직접 디자인한 43배 배율의 굴절 망원경을 사용하여 토성을 더 자세히 관찰할 수 있었다.그는 토성이 행성에서 떨어져 나온 고리에 둘러싸여 있다는 것을 최초로 제안했고, 아나그램 "aaaacccceedeeegiihiiiiilllmm­nnnnnnnnnnnnnnnnnnnnnnnnoooqrrstttuuuu"[11]를 출판했다.3년 후, 그는 그것이 Annuto cingitur, tenui, plano, nusquam conciencede, ad ulpticam inclinato ([토성]은 얇고 평평하고 고리, 어디에도 닿지 않으며 황도에 기울어져 있다)[12][4][13]라는 의미라고 밝혔다.그는 토성의 달 타이탄에 대한 발견과 [14]태양계의 치수에 대한 최초의 명확한 윤곽을 포함한 그의 고리 이론을 새턴 시스템 (Systema Saturnium)에 발표했다.

1675년, 조반니 도메니코 카시니는 토성의 고리가 [15]틈이 있는 여러 개의 작은 고리들로 이루어져 있다는 것을 알아냈다; 이 틈들 중 가장 큰 것은 나중에 카시니 분할로 명명되었다.이 구획은 A링과 B링 [16]사이의 폭 4,800km 영역입니다.

1787년, 피에르 시몬 라플라스는 균일한 고체 고리가 불안정하다는 것을 증명했고 고리가 많은 수의 고체 [17][4][18]고리로 구성되었다고 제안했다.

1859년, 제임스 클러크 맥스웰은 고리가 [19][18]토성 주위를 독립적으로 도는 수많은 작은 입자로 구성되어야 한다는 것을 나타내면서, 불균일한 고체 고리, 고체 고리 또는 연속 유체 고리 또한 안정적이지 않을 것이라는 것을 증명했다.나중에, Sofia Kovalevskaya는 또한 토성의 고리가 액체 고리 모양의 [20][21]물체가 될 수 없다는 것을 발견했다.1895년 알레게니 천문대의 제임스 킬러와 풀코보 천문대의 아리스타크 벨로폴스키가 독립적으로 수행한 고리의 분광학적 연구는 맥스웰의 분석이 [22][23]옳았음을 보여주었다.

네 대의 로봇 우주선이 행성 근처에서 토성의 고리를 관찰했다.파이어니어 11호가 토성에 가장 가까이 접근한 것은 1979년 9월 20,[24]900km의 거리에서 일어났다.파이오니어 11은 F [24]고리의 발견에 책임이 있었다.보이저 1호의 가장 가까운 접근은 1980년 11월 64,200 [25]킬로미터 거리에서 일어났다.실패한 광편광계는 보이저 1호가 계획된 분해능으로 토성의 고리를 관찰하는 것을 방해했다. 그럼에도 불구하고, 우주선의 이미지는 고리 시스템의 전례 없는 세부 사항을 제공했고 G [26]고리의 존재를 밝혀냈다.보이저 2호의 가장 가까운 접근은 1981년 8월 41,000km [25]거리에서 일어났다.보이저 2호의 광편광계는 보이저 1호보다 더 높은 분해능으로 고리계를 관찰할 수 있게 해, 이전에 볼 수 없었던 많은 [27]고리들을 발견할 수 있게 했다.카시니 우주선은 2004년 [28]7월에 토성 궤도에 진입했다.카시니 고리의 이미지는 현재까지 가장 상세하며, 더 많은 [29]고리를 발견한 원인이 되고 있다.

고리는 발견된 순서대로[30] 알파벳 순으로 이름이 붙여졌다(1675년 조반니 도메니코 카시니, 1850년 윌리엄 크랜치 본드에 의해 C, 1933년 니콜라이 P에 의해 그의 아들 조지 필립스 본드에 의해 D). 바라바초프와 B. 1967년 월터 A에 의해 세메즈킨, E. 1979년 파이오니아 11호, 1980년 보이저 1호)의 파이벨만, F.주 고리는 행성 C, B, A에서 바깥쪽으로 작용하며, 가장 큰 간격인 카시니 구분이 고리 B와 A를 분리합니다.좀 더 최근에 희미한 고리가 몇 개 발견되었다.D 고리는 매우 희미하고 행성에 가장 가깝다.좁은 F링은 A링 바로 바깥쪽에 있습니다.그 너머에는 G와 E라는 이름의 더 희미한 두 개의 고리가 있다.이 고리는 토성의 달에 의한 섭동과 관련이 있지만,[30] 설명되지 않은 엄청난 양의 구조를 모든 척도에서 보여준다.

토성 1년 동안 지구에서 본 토성의 모습 시뮬레이션

토성의 축경사

토성의 축 경사는 26.7°이며, 이는 눈에 보이는 고리가 적도면을 차지하고 있는 고리에 대한 매우 다양한 시각이 지구로부터 다른 [31]시간에 얻어지는 것을 의미합니다.지구는 약 토성의 반년마다 13년에서 15년마다 고리 평면을 통과하며, 그러한 경우마다 단일 또는 세 번의 교차가 발생할 가능성이 거의 같다.가장 최근의 링 플레인 교차는 1995년 5월 22일, 1995년 8월 10일, 1996년 2월 11일, 2009년 9월 4일이었다. 다가오는 사건은 2025년 3월 23일, 2038년 10월 15일, 2039년 4월 1일, 그리고 2039년 7월 9일에 일어난다.유리한 고리 평면 교차 시청 기회(태양에 가깝지 않은 토성)는 3중 교차 [32][33][34]시에만 발생합니다.

토성의 분점은 태양이 고리 평면을 통과할 때 균등하게 떨어져 있지 않다; 각각의 궤도에서 태양은 고리 평면의 남쪽에서 13.7년 동안, 그리고 나서 15.7년 동안 [n 1]면의 북쪽에 있다.북반구 추분일은 1995년 11월 19일과 2025년 5월 6일이며, 북반구 춘분은 2009년 8월 11일과 2039년 [36]1월 23일이다.춘분점 주변 기간 동안 대부분의 고리의 조도가 크게 감소하여 고리 [37]평면에서 벗어나는 특징을 강조하는 독특한 관찰이 가능합니다.

물리적 특성

색상을 사용하여 방사선 교란 유래의 입자 크기 데이터를 나타내는 시뮬레이션 이미지.Cassini가 고리를 통해 지구로 보낸 0.94cm, 3.6cm 및 13cm 신호의 감쇠는 이러한 파장과 비슷하거나 더 큰 크기의 입자가 풍부하다는 것을 보여줍니다.보라색(B, 내부 A 링)은 입자가 5cm 미만임을 의미합니다(모든 신호가 비슷하게 감쇠).녹색 및 파란색(C, 외부 A 링) 평균 입자는 각각 < 5cm 및 < 1cm입니다.흰색 영역(B 링)의 밀도가 너무 높아 적절한 신호를 전송할 수 없습니다.다른 증거들은 고리 A에서 C까지의 입자가 지름이 m에 이르는 광범위한 범위를 가지고 있다는 것을 보여준다.
어두운 Cassini Division은 HST의 ACS(2004년 3월 22일)에서 이 이미지의 넓은 안쪽 B링과 바깥쪽 A링을 분리합니다.덜 눈에 띄는 C링은 B링 안에 있습니다.
분점 다음날인 2009년 8월 12일 토성 고리의 카시니 모자이크.고리가 태양을 가리키면 F 고리와 같이 두껍거나 면 밖으로 나온 부분을 제외하고, 조명은 토성에서 반사된 빛에 의해 이루어집니다.
토성 고리의 채광되지 않은 측면에 대한 카시니 우주 탐사선 사진(2007년 5월 9일).

고밀도의 주 고리는 토성의 적도로부터 7,000 km(4,300 mi)에서 80,000 km(5만 mi)까지 뻗어 있으며, 그 반경은 60,300 km(37,500 mi)이다.최소 10m에서 최대[38] [39]1km의 국소 두께로 추정되며, 톨린이나 [40]규산염을 포함할 수 있는 불순물의 99.9%가 순수 얼음으로 구성되어 있다.주 고리는 주로 1cm에서 10m [41]사이즈의 입자로 구성되어 있습니다.

카시니는 고리와 구름 꼭대기 사이를 지나는 마지막 일련의 궤도 동안 중력 효과를 통해 고리 시스템의 질량을 직접 측정했으며, 1.54 (±0.49) × 1019 kg, 즉 0.41 ± 0.13 미마스 질량의 [3]값을 산출했다.이것은 지구 전체 남극 빙붕의 절반 정도이며,[42] 지구보다 80배나 큰 표면적에 퍼져 있다.이 추정치는 A, B 및 C [3]고리의 밀도 파동을 카시니 관측한 결과 도출된 0.40 Mimas 질량 값에 근접합니다.이것은 토성 총 질량의 작은 부분(약 0.25ppb)이다.이전에 보이저호가 A와 B 고리의 밀도파를 관측하고 광학 깊이 프로파일을 통해 약 0.75 미마스 [43]질량의 질량을 산출했으며, 이후 관측과 컴퓨터 모델링은 이것이 [44]과소평가된 것임을 시사했다.

카시니 디비전이나 엥케 갭과 같은 고리의 가장 큰 틈은 지구에서 볼 수 있지만, 보이저 우주선은 고리가 수천 개의 얇은 틈과 고리들로 이루어진 복잡한 구조를 가지고 있다는 것을 발견했다.이 구조는 토성의 많은 위성들의 중력에 의해 여러 가지 다른 방식으로 생겨난 것으로 생각된다.일부 [45]간격은 판과 같은 작은 위성의 통과에 의해 제거되고, 일부 고리들은 작은 목동 위성의 중력 효과에 의해 유지되는 것으로 보인다(프로메테우스나 판도라의 F 고리 유지와 유사하다.다른 틈새들은 틈새에 있는 입자들의 궤도 주기와 더 큰 달의 궤도 주기 사이의 공명으로부터 발생한다; 미마스는 이러한 방식으로 [46]카시니 분할을 유지한다.고리의 더 많은 구조는 덜 파괴적인 [citation needed]공명 상태에서 내부 달의 주기적인 중력 섭동에 의해 상승된 나선파로 구성되어 있습니다.카시니 우주 탐사선의 데이터는 토성의 고리가 행성 자체와는 별개로 그들만의 대기를 가지고 있다는 것을 보여준다.대기는 태양의 자외선이 고리의 얼음과 상호작용할 때 생성되는 산소 분자 가스로 구성되어2 있다.물 분자 조각과 추가적인 자외선 자극 사이의 화학 반응은 무엇보다도 O를 생성하고2 배출합니다.이 대기의 모델에 따르면 H도 존재한다2.O와22 H의 대기는 매우 희박해서 전체 대기가 어떤 식으로든 고리 위에 응축된다면,[47] 그것은 약 1원자 두께가 될 것이다.고리는 또한 비슷하게 희박한 OH(수산화물) 대기를 가지고 있다.O와2 같이, 이 대기는 물 분자의 분해에 의해 생성되지만, 이 경우 분해는 토성의 위성 엔셀라두스에 의해 분출된 물 분자에 충격을 가하는 에너지 이온에 의해 이루어집니다.이 대기는 극도로 희박함에도 불구하고 허블 우주 [48]망원경에 의해 지구에서 감지되었다.토성은 [49]밝기에서 복잡한 패턴을 보인다.대부분의 변동은 [50][51]고리의 변화 양상에 기인하며, 이것은 궤도마다 두 번의 주기를 거칩니다.그러나 [52]이 위에 겹쳐진 것은 행성의 궤도가 남반구보다 북반구에서 더 밝은 대립각을 나타내게 하는 이심률 때문이다.

1980년 보이저 1호는 F 고리가 복잡한 구조로 엮여 있는 것처럼 보이는 세 개의 좁은 고리로 구성되어 있는 것을 보여주는 토성의 플라이바이(fly-by)를 만들었다; 이제 바깥쪽 두 고리는 노브, 꼬임, 덩어리로 구성되어 있고,[citation needed] 그 안에 덜 밝은 세 번째 고리가 놓여 있는 것으로 알려져 있다.

NASA의 카시니 우주선이 2009년 8월 11일 토성의 분점 부근에서 촬영한 고리의 새로운 이미지는 고리가 몇 군데서 명목상의 고리 평면 밖으로 상당히 뻗어나간다는 것을 보여주었다.이 변위는 킬러 갭 경계에서 4km(2.5m)에 달하는데,[53] 이는 틈을 만드는 달인 다프니스의 평면 외 궤도 때문이다.

주링의 형성 및 진화

토성 고리의 나이 추정치는 사용된 접근법에 따라 매우 다양합니다.그것들은 토성 자체의 형성과 관련이 있어 아마도 매우 오래된 것으로 여겨져 왔다.그러나 카시니에서 나온 자료에 따르면 이들은 지난 1억 년 이내에 형성되었을 가능성이 높기 때문에 1000만 년에서 1억 년 사이일 [3][54]수 있다.이 최근의 발생 시나리오는 새로운 저질량 추정치, 고리의 동적 진화 모델링 및 행성간 먼지의 플럭스 측정에 기초하고 있으며, 이는 시간이 [3]지남에 따라 고리가 어두워지는 속도를 추정하는 데 사용됩니다.고리는 지속적으로 물질을 잃고 있기 때문에 과거에 [3]현재보다 더 무거웠을 것이다.태양계 역사 초기에 형성된 높은 질량 고리는 지금까지 측정된 [3]질량에 근접한 질량으로 진화했을 것이기 때문에 질량 추정치만으로는 그다지 진단할 수 없습니다.현재의 고갈률로 볼 때, 그것들은 3억 [55][56]년 후에 사라질지도 모른다.

토성 내부 고리의 기원에 관한 두 가지 주요 이론이 있다.19세기에 에두아르 로슈에 의해 원래 제안된 이론은 고리가 한때 토성의 달이었다는 것이다.이론에 따르면 달의 궤도는 조력에 의해 산산조각 날 정도로 가까이 떨어질 때까지 부패했다.[57]이 이론의 변형은 이 달이 큰 혜성이나 [58]소행성에 부딪힌 후 분해되었다는 것이다.두 번째 이론은 고리가 결코 달의 일부가 아니라 토성이 [citation needed]형성된 원래의 성운 물질로부터 남겨진다는 것이다.

토성 고리의 '고형' 부분을 형성하는 얼음 입자 집합체의 2007년 아티스트 인상입니다.이 길쭉한 덩어리들은 계속해서 형성되고 흩어집니다.가장 큰 입자는 지름이 수 미터입니다.
토성의 고리
및 달
테티스와 히페리온과 프로메테우스
테티스와 야누스

붕괴된 달 이론의 더 전통적인 버전은 고리가 미마스보다 약간 큰 지름 400에서 600 킬로미터의 달의 잔해로 구성되어 있다는 것이다.마지막 충돌은 약 40억 년 [59]전 후기 중폭격 때였다.

R. M. Canup에 의한 이러한 유형의 이론의 보다 최근의 변형은 고리가 토성이 여전히 가스 [60][61]성운에 둘러싸여 있던 형성 기간 동안 행성 안으로 나선형으로 들어가면서 외부 층이 제거된 훨씬 더 크고, 타이탄 크기의, 분화된 달의 얼음 맨틀의 잔해의 일부를 나타낼 수 있다는 것이다.이것은 고리 안에 암석 물질이 부족하다는 것을 설명해 줄 것이다.고리들은 처음에는 현재보다 훨씬 더 크고 넓었을 것이다; 고리 바깥 부분의 물질들이 토성의 위성으로 합쳐져 테티스에 이르렀을 것이고, 또한 이 [61]위성들의 구성에는 암석 물질이 없다는 것을 설명해준다.이후 엔셀라두스의 충돌 또는 저온화 진화는 미마스의 1.15와 테티스의 [61]0.97에 비해 밀도를 1.61g/cm로3 증가시키면서 이 달에서 선택적 얼음 손실을 야기했을 수 있다.

거대한 초기 고리에 대한 아이디어는 이후 토성의 위성 형성을 [62]레아로 설명하기 위해 확장되었다.만약 최초의 거대한 고리가 얼음뿐만 아니라 암석 물질 덩어리(지름 100km 이상)를 포함했다면, 이 규산염 물체는 고리와의 중력 상호작용과 토성과의 조석 상호작용으로 인해 더 많은 얼음이 축적되어 고리로부터 점차 더 넓은 궤도로 방출되었을 것이다.로체 한계 내에서 암석 물질의 물체는 추가 물질을 축적할 수 있을 정도로 밀도가 높은 반면, 밀도가 낮은 얼음 물체는 그렇지 않다.일단 고리를 벗어나면, 새로 형성된 위성들은 무작위 합병을 통해 계속 진화했을 것이다.이 과정은 토성 위성의 규산염 함량 변화뿐만 아니라 토성에 가까운 규산염 함량 감소 추세에 대해서도 설명할 수 있다.레아는 원시 고리에서 형성된 위성 중 가장 오래된 것이 될 것이며, 토성에 가까운 위성들은 점점 더 [62]젊어질 것이다.

토성 고리의 물 얼음의 밝기와 순도는 또한 고리가 [54]토성보다 훨씬 젊다는 증거로 인용되었다. 운석 먼지의 유입으로 고리가 어두워졌을 것이기 때문이다.그러나 새로운 연구에 따르면 B 고리는 유입 물질을 희석시킬 정도로 질량이 클 수 있으며, 따라서 태양계의 나이가 지남에 따라 상당히 어두워지는 것을 피할 수 있습니다.링 재료는 링 내에 덩어리가 형성되면서 재활용될 수 있으며 충격에 의해 파괴될 수 있습니다.이것은 고리 [63]안에 있는 물질 중 일부의 명백한 젊음을 설명해 줄 것이다.C 고리의 최근 기원을 암시하는 증거는 연구자들이 이 고리 안에 있는 암석 규산염의 비율을 분석하는 데 초점을 맞춘 카시니 타이탄 레이더 매퍼의 데이터를 분석함으로써 수집되었다.만약 이 물질의 많은 부분이 최근에 파괴된 센타우루스나 달에 의해 기여되었다면, 이 고리의 나이는 약 1억 년 또는 그 이하일 수 있다.반면에, 만약 그 물질이 주로 미세메오로이드의 유입에서 나온다면, 그 나이는 10억 [64]년 가까이 되었을 것이다.

래리 에스포지토가 이끄는 카시니 UVIS 팀은 F 고리 안에서 지름 27미터에서 10킬로미터에 이르는 13개의 물체를 발견하기 위해 별의 엄폐를 이용했다.그것들은 반투명해서 지름 몇 미터 정도의 얼음 바위의 임시 집합체임을 암시한다.에스포지토는 이것이 토성 고리의 기본 구조이며, 입자들이 뭉쳐서 산산조각 [65]나는 것이라고 믿고 있다.

토성으로의 유입 속도에 근거한 연구는 수억 년의 젊은 고리 체계 시대를 선호한다.고리 물질은 지속적으로 토성으로 나선을 그리며 내려오고 있으며, 이 유입 속도가 빠를수록 고리 시스템의 수명이 짧아집니다.한 가지 메커니즘은 중력이 행성 자기장 선을 따라 링에서 대전된 물 얼음 입자를 끌어 내리는 과정을 포함하며, 이를 '링 비'라고 합니다.이 유속은 지상 Keck 망원경 관측을 통해 432–2870 kg/s로 추정되었다. 이 과정만으로 약 2억922+818-1억2400만
 [66]년 후에 고리가 사라진다.2017년 9월 고리와 행성 사이의 간격을 가로지르는 동안, 카시니 우주선은 고리에서 4,800-44,000 kg/[67]s의 적도의 전하 중성 물질 흐름을 감지했다.이 유입률이 안정적이라고 가정할 때, 연속적인 '링 비' 과정에 이를 추가하는 것은 고리가 1억 [66][68]년 이내에 사라질 수 있다는 것을 의미합니다.

링 내의 구획 및 구조

토성 고리계에서 가장 밀도가 높은 부분은 카시니 분할에 의해 분리된 A 고리와 B 고리입니다.1850년에 발견되어 카시니 분할구와 성격이 비슷한 C 고리와 함께 이 지역들이 주 고리를 구성하고 있다.주 고리는 연약한 먼지 고리보다 밀도가 높고 입자가 더 큽니다.후자는 토성의 구름 꼭대기까지 안쪽으로 뻗은 D 고리, G 고리 및 E 고리 그리고 주 고리계 너머의 다른 고리들을 포함합니다.이러한 확산 고리는 입자의 크기가 작기 때문에 "먼지"로 특징지어진다(종종 약 1μm). 화학조성은 주 고리와 마찬가지로 거의 전체가 물 얼음이다.A 고리의 바깥쪽 가장자리에 있는 좁은 F 고리는 분류하기가 더 어렵습니다. 일부는 매우 밀도가 높지만 먼지 크기의 입자도 많이 포함되어 있습니다.

2007년 5월 9일 촬영된 토성의 D, C, B, A, F 고리(왼쪽에서 오른쪽으로)의 채광되지 않은 측면의 카시니 협각 카메라 이미지(자연색 모자이크).

링의 물리 파라미터

주의:
(1) 특별한 언급이 없는 한 국제천문연맹이 지정한 명칭.명명된 고리 사이의 간격이 넓은 것을 분할이라고 하며, 명명된 고리 내의 간격이 좁은 것을 간격이라고 합니다.
(2) 대부분의 데이터는 행성 명명법의 가제터, NASA의 팩트시트 및 여러 [69][70][71]논문에 의한 것입니다.
(3) 거리는 1,000km보다 좁은 간격, 링 및 링렛의 중심까지이다.
(4) 비공식 명칭

토성 고리의 밝은 면에는 주요 구획이 표시되어 있습니다.

주요 구획

이름(1) 토성으로부터의 거리
중심(km)(2)		 폭(km)(2) 의 이름을 따서 명명됨
D링 66,900 – 74,510 7,500
C링 74,658 – 92,000 17,500
가져오다 92,000 – 117,580 25,500
카시니 구 117,580 – 122,170 4,700 조반니 카시니
반지 122,170 – 136,775 14,600
로체 구 136,775 – 139,380 2,600 에두아르 로슈
F링 140,180 (3) 30 – 500
야누스/에피메테우스 반지(4) 149,000 – 154,000 5,000 야누스와 에피메테우스
G링 166,000 – 175,000 9,000
메톤환호(4) 194,230 ? 메톤
앤더링 아크(4) 197,665 ? 안테
팔렌 반지(4) 211,000 – 213,500 2,500 팔렌
E링 180,000 – 480,000 300,000
피비 링 최대 4,000,000 –13,000,000 이상 피비

C링 구조

이름(1) 토성으로부터의 거리
중심(km)(2)		 폭(km)(2) 의 이름을 따서 명명됨
콜롬보 갭 77,870 (3) 150 주세페 '베피' 콜롬보
타이탄 링글렛 77,870 (3) 25 타이탄, 토성의 위성
맥스웰 갭 87,491 (3) 270 제임스 클러크 맥스웰
맥스웰 링글렛 87,491 (3) 64 제임스 클러크 맥스웰
본드갭 88,700 (3) 30 윌리엄 크랜치 본드와 조지 필립스 본드
1.470RS 링렛 88,716 (3) 16 그 반지름
1.495RS 링렛 90,171 (3) 62 그 반지름
도스 갭 90,210 (3) 20 윌리엄 러터 도스

카시니 분할 구조

이름(1) 토성으로부터의 거리
중심(km)(2)		 폭(km)(2) 의 이름을 따서 명명됨
호이겐스 갭 117,680 (3) 285–400 크리스티안 호이겐스
호이겐스 링글렛 117,848 (3) ~17 크리스티안 호이겐스
허셜 갭 118,234 (3) 102 윌리엄 허셜
러셀 갭 118,614 (3) 33 헨리 노리스 러셀
제프리스 갭 118,170 38 해럴드 제프리스
카이퍼 갭 119,405 (3) 3 제라드 카이퍼
라플라스 갭 119,967 (3) 238 피에르시몽 라플라스
베셀 갭 120,241 (3) 10 프리드리히 베셀
바너드 갭 120,312 (3) 13 에드워드 에머슨 바너드

링 구조

이름(1) 토성으로부터의 거리
중심(km)(2)		 폭(km)(2) 의 이름을 따서 명명됨
틈새를 메우다 133,589 (3) 325 요한 엥케
킬러 갭 136,505 (3) 35 제임스 킬러
토성의 C, B 및 A 고리의 비스듬한(4도 각도) 카시니 이미지(왼쪽에서 오른쪽으로, 충분한 밝기로 볼 경우 F 고리가 전체 크기 상단 이미지에서 희미하게 보입니다).상부 이미지 : 2004년 12월 12일에 촬영된 링의 조명 측면의 카시니 협각 카메라의 자연스러운 컬러 모자이크.하부 이미지: 2005년 5월 3일에 실시된 전파 엄폐 관측으로 구축된 시뮬레이션 뷰.하단 이미지의 색상은 링 입자 크기에 대한 정보를 나타내기 위해 사용됩니다(해설은 기사의 두 번째 이미지 캡션을 참조하십시오).

D링

아래 C링 안쪽이 있는 희미한 D링의 카시니 이미지

D링은 가장 안쪽의 고리이며 매우 희미합니다.1980년 보이저 1호는 이 고리 안에서 D73, D72 및 D68로 명명된 세 개의 고리를 발견했으며, D68은 토성에 가장 가까운 이산 고리입니다.약 25년 후, 카시니 사진은 D72가 상당히 넓어지고 확산되어 200km [73]정도 행성 쪽으로 이동했다는 것을 보여주었다.

D링에는 30km 간격으로 파도를 가진 미세구조물이 있다.C 고리와 D73 [73]사이의 간격에서 처음 목격된 이 구조는 토성의 2009년 분점 때 D 고리에서 B [74][75]고리의 안쪽 가장자리까지 반경 19,000 킬로미터의 거리를 연장하기 위해 발견되었다.파도 2~20m규모의 수직 corrugations의 나선형 도안, 많은 것은[76]은 사실이 일으킨 파도의 기간 시간이 지남에 따라(60키로미터를 1995년에 30킬로미터로 2006년까지에서)감소하고 있는 공제 그 패턴 1983년 말에 잔해(≈1012 kg질량)의 구름도 붕괴 사에서 영향을 유래된 것일지도 모르게 해석t를 만났다모자는 적도면의 [73][74][77]고리를 기울였다.목성의 주 고리에 있는 유사한 나선형 패턴은 [74][78][79]1994년 슈메이커-레비 9 혜성의 물질 충돌로 인한 섭동에 기인한다.

C링

외부 C 링의 그림. 우측에 Maxwell Ringlet이 있는 Maxwell Gap은 중앙의 위 및 오른쪽에 있습니다.본드 갭은 우측 상단의 광대 위에 있으며 다우즈 갭은 우측 상단 바로 아래에 있는 어두운 밴드 안에 있습니다.

C링은 폭이 넓지만 B링 안쪽에 있는 희미한 링입니다.그것은 1850년 윌리엄과 조지 본드에 의해 발견되었다. 도스와 요한 갈레도 그것을 독립적으로 보았다.윌리엄 래셀은 밝은 A와 B [80]고리보다 어두운 물질로 구성되어 있는 것처럼 보였기 때문에 그것을 "크레프 고리"라고 불렀습니다.

수직 두께는 5m, 질량은 약 1.1 × 10kg으로18 추정되며 광학 깊이는 0.05에서 0.12까지 다양하다.[citation needed]즉, 링을 통해 수직으로 빛나는 빛의 5~12%가 차단되므로 위에서 보았을 때 링은 투명에 가깝습니다.D 고리에서 처음 목격된 30km 파장 소용돌이 파장은 2009년 토성 분점 동안 C 고리로 확대되었다(위 참조).

콜롬보 갭과 타이탄 링렛

콜롬보 갭은 내부 C링에 있습니다.그 틈새 안에는 토성 중심에서 77,883km 떨어진 곳에 밝고 좁은 콜롬보 고리가 있는데, 이 고리는 원형이라기보다는 약간 타원형이다.이 고리는 타이탄과의 궤도 공명에 의해 지배되기 때문에 타이탄 [81]고리로도 불린다.고리 안의 이 위치에서, 고리 입자의 근위축 세차운동의 길이는 타이탄의 궤도운동의 길이와 같기 때문에, 이 편심 고리의 바깥쪽 끝은 항상 [81]타이탄을 가리키고 있습니다.

맥스웰 갭과 링렛

Maxwell Gap은 C 링의 바깥쪽 부분에 있습니다.고밀도 비원형 링렛인 맥스웰 링렛도 포함되어 있습니다.많은 점에서 이 고리는 천왕성의 δ 고리와 유사하다.양쪽 고리의 중앙에는 파도와 같은 구조물이 있다.이 고리의 파동은 Uranian의 위성 Cordelia에 의한 것으로 생각되지만,[82] 2008년 7월 현재 맥스웰 간격에서 발견된 달은 없다.

가져오다

B 고리는 고리 중 가장 크고, 밝고, 가장 무겁습니다.두께는 5~15m로 추정되며 광학적 깊이는 0.4~5 이상 [83]다양하며, 이는 B링의 일부를 통과하는 빛의 99% 이상이 차단된다는 것을 의미합니다.B 고리는 밀도와 밝기에 많은 변화를 가지고 있으며, 거의 모든 것이 설명되지 않습니다.이들은 동심원으로 좁은 링렛으로 보이지만 B 링에는 [citation needed]틈이 없습니다.B 링의 바깥쪽 가장자리에는 주 링 평면에서 최대 2.5km 떨어진 수직 구조물이 포함되어 있습니다.

2016년 별의 엄폐를 이용한 나선형 밀도파에 대한 연구는 B 고리의 표면 밀도가 이전에 생각했던 것보다 낮은 40~140g/cm2 범위이며, 고리의 광학 깊이는 질량 밀도(A 및 C [83][84]고리에 대해 이전에 보고된 결과)와 거의 상관관계가 없는 것으로 나타났다.B 고리의 총 질량은 7~24×1018 kg 범위로 추정되었다.이는 37.5×[83]10kg의18 미마스 질량과 비교된다.

내부 중심 B링의 고해상도(픽셀당 약 3km) 컬러 뷰(토성 중심에서 98,600~105,500km)표시된 구조(중앙의 40km 너비 링렛에서 오른쪽의 300~500km 너비 밴드)는 이미지 해상도 이하의 스케일로 선명하게 정의되어 있습니다.
B 고리의 바깥쪽 가장자리는 피분점 부근에서 볼 수 있으며, 그림자는 2.5km 높이의 수직 구조물에 의해 드리워지며, 아마도 보이지 않는 내장된 위성에 의해 만들어졌을 것입니다.카시니 사단이 최고야

스포크

어두운 스포크는 저상각 카시니 이미지에서 B 고리의 햇빛이 비치는 면을 표시합니다.이것은 저비트레이트 비디오입니다.이 비디오의 Lo-res 버전

1980년까지 토성 고리의 구조는 오로지 중력의 작용에 의한 것으로 설명되었다.그리고 나서 보이저 우주선의 이미지는 [85][86]스포크로 알려진 B 고리의 지속성과 회전은 중력 궤도 [87]역학과 일치하지 않기 때문에 이러한 방식으로 설명할 수 없는 방사상의 특징을 보여주었다.스포크는 후방 산란광에서는 어둡게, 전방 산란광에서는 밝게 보입니다(갤러리의 이미지 참조). 전환은 60°에 가까운 위상각에서 발생합니다.스포크의 구성에 관한 가장 유력한 이론은 스포크가 토성의 자기권과 거의 동시에 회전하기 때문에 정전기적 반발에 의해 주 고리에서 떨어진 미세한 먼지 입자로 구성되어 있다는 것입니다.스포크를 생성하는 정확한 메커니즘은 아직 알려지지 않았지만, 전기 장애는 토성 대기의 번개나 [87]고리에 대한 미소 유성 충돌에 의해 발생할 수 있다고 제안되었다.

스포크들은 약 25년 후, 이번에는 카시니 우주 탐사선에 의해 다시 관찰되지 않았다.2004년 초 카시니호가 토성에 도착했을 때 스포크는 보이지 않았다.일부 과학자들은 스포크의 형성을 묘사하려는 모델들을 근거로, 스포크가 2007년까지 다시 보이지 않을 것이라고 추측했다.그럼에도 불구하고, 카시니 영상팀은 고리 이미지에서 스포크를 계속 찾았고,[88] 그것들은 2005년 9월 5일에 촬영된 이미지에서 다음에 발견되었다.

스포크는 계절적인 현상으로 보이며, 토성의 한겨울과 한여름에 사라지고 토성이 분점에 가까워지면 다시 나타난다.바퀴살은 토성의 29.7년 궤도에 따라 달라지는 계절적 효과일 수 있다는 암시는 카시니 [89]임무의 말년에 점진적으로 다시 나타나면서 뒷받침되었다.

문렛

2009년, 춘분점 동안, B 고리에 내장된 위성이 B 고리가 드리운 그림자에서 발견되었다.그것은 [90]지름이 400m(1,300ft)로 추정된다.이 위성은 임시 명칭 S/2009 S 1로 지정되었다.

카시니 구

카시니 사단은 카시니 우주선에서 영상을 찍었습니다.호이겐스 갭은 오른쪽 경계에 있고 라플라스 갭은 중앙을 향해 있습니다.더 좁혀진 다른 많은 틈새도 존재한다.배경에 있는 달은 미마스입니다.

카시니 분단은 토성의 A 고리와 B 고리 사이의 너비 4,800 km(3,000 mi) 영역입니다.그것은 1675년 파리 천문대에서 조반니 카시니에 의해 20피트 길이의 초점거리와 90배 [91][92]배율의 2.5인치 대물렌즈를 가진 굴절망원경을 사용하여 발견되었다.지구에서 보면 그것은 고리 안에 얇고 검은 틈새로 보입니다.그러나 보이저는 그 간격 자체가 C 고리와 [82]매우 유사한 고리 물질로 채워진다는 것을 발견했다.재료 밀도가 상대적으로 낮기 때문에 더 많은 빛이 링 두께를 통해 투과되기 때문에 링의 불이 꺼진 쪽에서 보면 분할이 밝게 보일 수 있습니다(갤러리의 [citation needed]두 번째 이미지 참조).

카시니 구간의 안쪽 가장자리는 강한 궤도 공명에 의해 지배된다.이 위치의 고리 입자는 달 미마스의 [93]모든 궤도에 대해 두 번 궤도를 돈다.공명은 미마스'가 이 고리 입자들을 끌어당겨 궤도를 불안정하게 만들고 고리 밀도를 급격히 떨어뜨리게 한다.그러나 카시니 구간에 있는 다른 많은 고리들 사이의 간격은 [94][citation needed]설명되지 않는다.

호이겐스 갭

호이겐스 갭은 카시니 구분의 안쪽 가장자리에 있습니다.그것은 가운데에 밀도가 높고 특이한 호이겐스 링글렛을 포함하고 있다.이 링렛은 기하학적 폭과 광학적 깊이의 불규칙한 방위 변화를 나타내며, 이는 Mimas와의 2:1 공명 및 B-링의 편심 외연의 영향으로 인해 발생할 수 있습니다.Huygens Ringlet [82]바로 바깥쪽에 더 좁은 링렛이 있습니다.

반지

「호출음」이 리다이렉트 됩니다.레터는 O를 참조해 주세요.
A 고리의 엥케 갭의 중심 고리는 팬의 궤도와 일치하며, 팬의 입자들이 말굽 궤도로 진동한다는 것을 암시합니다.

A 고리는 크고 밝은 고리 중 가장 바깥쪽에 있습니다.그것의 안쪽 경계는 카시니 분할이고 그것의 날카로운 바깥쪽 경계는 작은 위성 아틀라스의 궤도에 가깝습니다.A 링은 외측 가장자리로부터 링 폭의 22% 위치에서 Enke Gap에 의해 차단됩니다.바깥쪽 가장자리에서 링 폭의 2%가 더 좁은 갭을 킬러 갭이라고 합니다.

A 고리의 두께는 10~30m, 표면 밀도는 35~40g/cm2, 총 질량은 4~5×10kg18[83](하이페리온 질량 바로 아래)으로 추정된다.광학적 깊이는 0.4에서 0.[83]9까지 다양합니다.

B 고리와 유사하게, A 고리의 바깥쪽 가장자리는 궤도 공진에 의해 유지되지만, 이 경우에는 더 복잡한 집합입니다.야누스 및 에피메테우스와의 7:6 공명, 미마스와의 5:3 공명, 프로메테우스 및 [95][96]판도라와의 다양한 공명 등에 의해 주로 작용한다.다른 궤도 공명 또한 대부분의 구조를 차지하는 A 고리의 많은 나선 밀도 파동을 자극합니다.이러한 파장은 은하의 나선팔을 설명하는 것과 같은 물리학에 의해 설명됩니다.A링에도 존재하며 같은 이론으로도 설명되는 나선형 굽힘파는 압축파가 [97]아닌 링의 수직 파동입니다.

2014년 4월, NASA 과학자들은 A [98][99]고리의 바깥쪽 가장자리 근처에서 초승달이 형성될 수 있는 단계를 관찰했다고 보고했다.

틈새를 메우다

엥케 갭은 토성 [100]중심에서 133,590 킬로미터 떨어진 곳에 중심을 둔 A 고리 내부의 325 킬로미터 폭의 간격이다.그것은 그 안에서 공전하는 작은 달 [101]팬의 존재로 인해 발생한다.카시니 탐사선의 이미지는 그 [82]틈새 안에 적어도 세 개의 얇은 매듭이 있는 고리가 있다는 것을 보여준다.양쪽에서 볼 수 있는 나선형 밀도파는 고리 바깥의 인근 달과의 공진에 의해 유발되는 반면, Pan은 추가적인 나선형 깨우기를 유도한다([82]갤러리 이미지 참조).

요한 엥케 자신은 이 틈을 관찰하지 않았다; 그것은 그의 반지 관찰을 기리기 위해 명명되었다.그 간격은 1888년 [80]제임스 에드워드 킬러에 의해 발견되었다.보이저에 의해 발견된 A 고리의 두 번째 큰 틈은 그를 [102]기리기 위해 킬러 갭으로 명명되었다.

Enkke Gap은 완전히 A 링 안에 있기 때문에 갭입니다.2008년 IAU가 정의를 명확히 하기 전까지는 격차와 분할 사이에 애매한 부분이 있었다.그 전에는, 분리를 「Encke Division」[103]이라고 부르기도 했다.

킬러 갭

다프니스의 궤도 운동에 의해 유발되는 킬러 간격 에지의 파동(갤러리의 확장된 근접도 참조).
토성의 분점 근처에서 다프니스와 그 파도는 A 고리에 그림자를 드리운다.

킬러 갭은 A 고리의 바깥쪽 가장자리에서 약 250km 떨어진 42km 폭의 간격이다.2005년 5월 1일 발견된 작은 달 다프니스는 그 안에서 선회하며 [104]선명하게 유지된다.달의 통과는 간격의 가장자리에 파동을 유발한다(이것은 또한 약간의 궤도 [82]이심률에 의해 영향을 받는다).다프니스의 궤도는 고리 평면에 약간 기울어져 있기 때문에, 파동은 고리 평면에 수직인 성분을 가지고 있으며,[105][106] 평면 위 1500m의 거리에 도달합니다.

킬러 간격은 보이저에 의해 발견되었고 천문학자 제임스 에드워드 킬러를 기리기 위해 명명되었다.킬러는 차례로 요한 엥케를 기리기 위해 엥케 [80]갭을 발견하고 이름을 붙였다.

프로펠러 소립자

링의 점등(상부) 및 소등측에서 프로펠러 소둔두몬트
A 링에서 최초로 검출된4개의 위성의 위치

2006년, 네 개의 작은 "소행성"이 A 고리의 [107]카시니 이미지에서 발견되었다.이 위성들 자체는 직경이 100미터에 불과하고, 너무 작아서 직접 볼 수 없다; 카시니에서 보이는 것은 몇 킬로미터의 지름에 있는 "프로펠러" 모양의 교란이다.A 고리는 수천 개의 그런 물체를 포함하고 있는 것으로 추정됩니다.2007년, 8개의 위성이 추가로 발견됨에 따라 이들은 [108]토성 중심에서 약 13만 km 떨어진 3,000 km의 벨트에 한정되어 있으며, 2008년까지 150개 이상의 프로펠러 [109]위성이 발견되었다.몇 년 동안 추적되어 온 것은 Bleriot이라는 [110]별명을 가지고 있다.

로체 구

A 링과 좁은 F 링 사이의 Roche Division(이미지 센터를 통과).아틀라스는 그 안에서 볼 수 있다.Enkke와 Keeler의 간격도 볼 수 있습니다.

A 고리와 F 고리의 분리는 프랑스 물리학자 에두아르 로슈를 [111]기리기 위해 로슈 디비전으로 명명되었다.로체 구역은 거대한 물체가 행성(토성 등)에 너무 가까이 있어서 행성의 조력이 그것을 [112]떼어놓을 수 있는 거리인 로체 한계와 혼동해서는 안 된다.주 고리 시스템의 바깥 가장자리에 있는 로체 분할은 사실 토성의 로체 한계에 가깝고, 이것이 [113]고리가 달로 축적될 수 없었던 이유입니다.

카시니 사업부와 마찬가지로 로체 사업부는 비어 있지 않고 재료 [citation needed]한 장을 포함하고 있다.이 재료의 특성은 희박하고 먼지가 많은 D,[citation needed] E, G링과 유사합니다.Roche Division의 두 곳은 나머지 지역보다 먼지 농도가 더 높습니다.이들은 카시니 탐사선 이미징 팀에 의해 발견되었고 임시 명칭으로 R/2004 S 1(위성 아틀라스 궤도를 따라 위치)과 R/2004 S 2(토성 중심에서 138,900km 떨어진 프로메테우스 [114][115]궤도 안쪽)로 지정되었다.

F링

작은 위성 판도라와 프로메테우스는 F 고리의 양쪽에서 궤도를 돈다.프로메테우스는 링 셰퍼드 역할을 하며 링의 안쪽 가닥에 새긴 어두운 수로가 뒤따른다.

F 고리는 토성의 가장 바깥쪽에 있는 개별 고리이며, 아마도 태양계에서 가장 활동적인 고리일 것이며,[116] 시간에 따라 특징이 변화합니다.그것은 A [117]링의 바깥쪽 가장자리로부터 3,000km 떨어진 곳에 위치해 있다.이 고리는 1979년 파이오니어 11 영상팀에 [118]의해 발견되었다.그것은 매우 얇아서 반경 수백 킬로미터 밖에 되지 않는다.전통적인 관점은 그것이 [101]두 개의 목동 위성인 프로메테우스와 판도라에 의해 함께 유지된다는 것이었지만, 최근의 연구는 프로메테우스만이 [119][120]감금에 기여한다는 것을 보여준다.수치 시뮬레이션에 따르면 고리는 프로메테우스와 판도라가 서로 충돌하면서 형성되었고 부분적으로 [121]붕괴되었다.

Cassini 탐침의 최근 클로즈업 이미지는 F 링이 하나의 코어 링과 [122]그 주변의 나선형 가닥으로 구성되어 있음을 보여줍니다.그들은 또한 프로메테우스가 원점으로부터 고리와 마주쳤을 때, 그 중력에 의해 F 고리에 꼬임과 매듭이 생기고, 고리의 안쪽 부분에 어두운 채널이 남는다는 것을 보여준다.프로메테우스는 F 고리에 있는 물질보다 더 빠르게 토성을 공전하기 때문에 각각의 새로운 채널은 앞의 [116]채널보다 약 3.2도 앞에 조각되어 있다.

2008년, 프로메테우스로부터의 섭동 때문에 F 고리 내에서 공전하는 보이지 않는 작은 위성들이 계속해서 좁은 핵을 통과하고 있음을 암시하는 추가적인 역동성이 발견되었다.작은 위성 중 하나는 S/2004 S 6으로 잠정 확인되었다.[116]

F 링의 255°(약 70%)를 직선으로 펴면 나타나는 것처럼 보여지는 107개의 이미지의 모자이크. 꼬인 1차 가닥과 나선형 2차 가닥을 보여줍니다.반지름 폭(위에서 아래로)은 1,500km입니다.

외륜

태양에 의해 역광으로 보이는 바깥쪽 고리

야누스/에피메테우스 반지

2006년 카시니 우주선이 전방 산란광으로 촬영한 이미지에서 알 수 있듯이 야누스와 에피메테우스의 궤도가 있는 지역 주변에는 희미한 먼지 고리가 존재한다.그 고리의 반경 범위는 약 5,000km이다.[123]그것의 근원은 유성체 충돌에 의해 달의 표면에서 발사된 입자로, 그 입자는 달의 궤도 [124]주위에 확산 고리를 형성한다.

G링

G링(갤러리의 마지막 이미지 참조)은 매우 얇고 희미한 링으로 F링과 E링 시작의 중간쯤에 있으며 안쪽 가장자리는 미마스 궤도 안쪽으로 약 15,000km입니다.그것은 미마스와의 [125][126]7:6 궤도 공명에 의해 제자리에 고정되는 지름 반 킬로미터의 위성 에이게온을 중심으로 둘레의 약 6분의 1에 이르는 안쪽 가장자리(해왕성 고리의 호와 유사함) 근처에 뚜렷하게 밝은 단일 호를 포함하고 있습니다.호는 지름 수 m의 얼음 입자로 구성되고 나머지 G 고리는 호 안에서 방출되는 먼지로 구성되어 있는 것으로 여겨진다.원호의 반지름 폭은 약 250km인데 반해 G 링 전체는 [125]9,000km이다.호에는 지름 [125]약 100m의 작은 얼음 위성과 같은 물질이 포함되어 있는 것으로 생각됩니다.아게온과 원호 내의 다른 원천 물체에서 방출되는 먼지는 토성의 자기권과의 상호작용 때문에 원호 밖으로 이동한다.이 작은 입자들은 추가적인 충격에 의해 꾸준히 침식되고 플라즈마 항력에 의해 분산됩니다.수천 년 동안 고리는 점차 [127]질량을 잃고 있으며, 이는 아이게온에 대한 추가 충격으로 보충됩니다.

메톤환호

2006년 9월에 처음 발견된 약 10도의 세로 범위를 덮는 희미한 고리 호는 달 메톤과 관련되어 있다.아크의 물질은 미세메탈로이드 충돌에 의해 메톤에서 방출된 먼지를 나타내는 것으로 여겨진다.원호 내 먼지 구속은 미마스와의 14:15 공진에 기인한다(G 링 [128][129]내 원호 구속 메커니즘과 유사).같은 공명의 영향을 받아 메톤은 경도 5°의 진폭을 가진 궤도를 왔다 갔다 한다.

앤더링 아크

Anthe Ring Arc – 밝은 점은 Anthe입니다.

2007년 6월에 처음 발견된 약 20도의 세로 범위를 덮는 희미한 고리 호는 달 안테와 관련이 있다.아크에 있는 물질은 미세한 유성 충돌에 의해 Anthe에서 떨어진 먼지를 나타내는 것으로 여겨진다.호 안에 먼지가 갇혀 있는 것은 미마스와의 10시 11분 공명 때문이다.같은 공명의 영향으로 안테는 경도 [128][129]14° 이상의 궤도를 왔다 갔다 합니다.

팔렌 반지

2006년 [123]카시니 우주선이 전방 산란광으로 촬영한 사진에서 알 수 있듯이, 희미한 먼지 고리가 팔렌의 궤도를 공유하고 있다.그 고리의 반경 범위는 약 2,500 킬로미터이다.그것의 근원은 유성체 충돌에 의해 팔렌의 표면에서 날아온 입자로, 팔렌의 궤도 [124][129]경로 주위에 확산 고리를 형성한다.

E링

E 고리는 두 번째로 바깥쪽에 있는 고리이며 매우 넓습니다. E 고리는 규산염, 이산화탄소 및 [130]암모니아와 함께 많은 작은 (마이크론 및 서브미크론) 입자로 구성되어 있습니다.E 고리는 미마스와 [131]타이탄 궤도 사이에 분포되어 있습니다.다른 고리와 달리, 그것은 거시적인 얼음 덩어리가 아닌 미세한 입자로 구성되어 있다.2005년, E 고리의 물질의 출처는 엔셀라두스의 [134]남극 지역에 있는 "호랑이 줄무늬"에서 나오는 저온 융기인[132][133] 것으로 확인되었습니다.주 고리와는 달리, E 고리는 2,000 킬로미터 이상의 두께를 가지고 있으며 [131]엔셀라두스와의 거리에 따라 증가한다.E 링 내에서 관측된 텐드릴 유사 구조는 엔셀라두스의 가장 [135]활동적인 남극 제트의 방출과 관련이 있을 수 있다.

E 고리의 입자는 그 고리의 궤도를 도는 달에 축적되는 경향이 있다.테티스의 선두 반구의 적도는 유입되는 [136]물질 때문에 약간 파란색으로 물들어 있다.트로이 목성의 위성 텔레스토, 칼립소, 헬레네, 폴리듀케스는 특히 그들의 궤도가 고리 평면을 오르내릴 때 영향을 받는다.그 결과 표면이 밝은 소재로 코팅되어 특징이 [137]매끄럽게 됩니다.

Enceladus 실루엣이 있는 백라이트 E링.
달의 남극 제트가 그 아래에서 밝게 분출한다.
E 고리의 근원지인 엔셀라두스의 남극 간헐천 클로즈업.
E 고리를 기준으로 Enceladus를 보여주는 토성계 측면도
Enceladus 간헐천의 E-링 텐드릴 – 이미지(a, c)와 컴퓨터 시뮬레이션 비교

피비 반지

피비 고리의 거대한 범위가 주요 고리를 왜소하게 만든다.삽입: 링 일부의 24µm 스피처 이미지

2009년 10월, 피비 궤도 바로 안쪽에서 약한 물질 원반이 발견되었다고 보고되었다.디스크는 검출시에 어스에 엣지 온으로 정렬되어 있었습니다.이 디스크는 대략 다른 링이라고 할 수 있습니다.고리는 매우 크지만(지구에서 볼 때, 두 개의 보름달[138] 크기) 사실상 보이지 않습니다.그것은 NASA의 적외선 스피처 우주 [139]망원경을 사용하여 발견되었고,[140] 토성의 128배에서 207배 반지름까지 확대된 관측의 모든 범위에 걸쳐 관측되었으며, 토성 반지름 [141]59에서 토성 반지름 300까지 바깥쪽으로, 이아페투스 궤도 안쪽으로 확장될 수 있다는 계산과 함께 관측되었다.이 고리는 그 후 WISE, 허셜, 카시니 [142]우주선을 이용해 연구되었다. WISE 관측 결과 이 고리의 범위는 최소 50에서 100 사이,[143] 토성 반지름은 270 사이이다.WISE를 사용하여 얻은 데이터에 따르면 링 입자는 작으며 반지름이 10cm 이상인 [143]입자는 단면적의 10% 이하이다.

피비는 180에서 250 반지름의 거리에서 행성을 돌고 있다.그 고리의 두께는 약 40반경이다.[144]고리의 입자들은 피비에 대한 충돌에서 유래한 것으로 추정되기 때문에, 그들은 다음 내위성인 이아페투스의 궤도 운동과는 반대인 [141]역행 궤도를 공유해야 한다.이 고리는 토성 궤도면, 즉 대략 황도면에 놓여있기 때문에 토성 적도면과 다른 고리에서 27도 기울어져 있다.피비는 토성의 궤도 평면에 대해 5° 기울어져 있고(종종 피비의 역행 궤도 운동으로 인해 175°로 쓰여짐), 고리 평면 위아래 수직 이탈은 고리의 관측 두께인 토성 반지름 40과 거의 일치한다.

고리의 존재는 1970년대에 스티븐 소터에 [141]의해 제안되었다.이 발견은 Anne J. Verbiscer와 Michael F.에 의해 이루어졌다.(버지니아 대학의) 스크루츠키와 더글라스 P.해밀턴(메릴랜드 대학,[140][145] 칼리지 파크)이 세 사람은 [146]대학원생으로 코넬 대학에서 함께 공부했었다.

고리 물질은 입자 크기에 반비례하는 속도로 태양 [140]복사의 재방출로 인해 안쪽으로 이동한다. 3cm의 입자는 [143]태양계의 나이를 통해 피비 근처에서 이아페토스로 이동한다.따라서 이 물질은 이아페토스의 선두 반구를 강타할 것이다.이 물질의 유입은 이아페투스의 선두 반구를 약간 어둡게 하고 붉게 만들지만(우라니아 위성 오베론과 티타니아에서 볼 수 있는 것과 유사함) 직접적으로 그 [147]달의 극적인 두 가지 색조를 만들지는 않습니다.오히려 유입되는 물질은 따뜻한 영역에서 얼음 승화의 양의 피드백 열 자기 분리 과정을 시작하고, 이어서 차가운 영역으로 증기 응축 과정을 시작합니다.이것은 극지방과 후행반구 [148][149][150]대부분을 덮고 있는 밝은 얼음 퇴적물과 대비되는 이아페토스의 주도 반구의 적도 지역 대부분을 덮고 있는 어두운 물질의 잔여물을 남긴다.

레아 주위에 있을 수 있는 링 시스템

주요 기사: Rhea의 반지

토성의 두 번째로 큰 위성 레아는 고체 [151][152]입자의 원반 안에 세 개의 좁은 띠로 구성된 자체의 약한 고리 체계를 가지고 있다는 가설이 있다.이러한 추정 고리는 이미징되지 않았지만, 2005년 11월 카시니 관측에서 레아 근처의 토성 자기권에서 에너지 전자가 고갈되는 것으로 추정되었습니다.자기권 이미징 기구(MIMI)는 달의 각 측면에 거의 대칭적인 패턴으로 플라즈마 흐름이 세 번 급감하는 완만한 구배를 관찰했다.이것은 만약 입자가 직경 수 데시미터에서 약 1미터의 입자와 함께 더 밀도가 높은 고리 또는 호를 포함하는 적도 원반의 형태로 고체 물질에 의해 흡수된다면 설명될 수 있다.레안 고리의 존재와 일치하는 더 최근의 증거는 달의 둘레를 중심으로 적도에서 2도 이내에서 4분의 3 정도 뻗어 있는 일직선으로 분포된 일련의 작은 자외선에 밝은 점들이다.스폿은 링 소재의 [153]탈궤도 충격점으로 해석되어 왔습니다.그러나 카시니가 여러 각도에서 추정 고리 평면을 대상으로 관찰한 결과 아무것도 발견되지 않았으며, 이는 이러한 수수께끼 같은 특징에 대한 또 다른 설명이 [154]필요하다는 것을 암시한다.

갤러리

  • Saturn, behind the rings and draped with their shadows, as seen by Cassini from a distance of 725,000 km.

    토성은 고리 뒤에 그림자가 드리워져 있으며, 카시니에 의해 72만 5천 킬로미터 떨어진 곳에서 볼 수 있습니다.

  • Cassini image mosaic of the unlit side of the outer C Ring (bottom) and inner B Ring (top) near Saturn's equinox, showing multiple views of the shadow of Mimas. The shadow is attenuated by the denser B ring. The Maxwell Gap is below center.

    토성 분점 부근의 외부 C 고리(하단)와 내부 B 고리(상단)의 불이 꺼진 쪽의 카시니 이미지 모자이크. 미마스의 그림자를 여러 번 볼 수 있습니다.그림자는 고밀도 B링에 의해 감쇠됩니다.맥스웰 갭은 중앙 아래에 있습니다.

  • A spiral density wave in Saturn's inner B Ring which forms at a 2:1 orbital resonance with Janus. The wavelength decreases as the wave propagates away from the resonance, so the apparent foreshortening in the image is illusory.[n 2]

    야누스와 2:1 궤도 공명으로 형성되는 토성 내부 B 고리의 나선형 밀도파.파장은 파장이 공명으로부터 멀어질수록 감소하기 때문에 이미지의 명백한 단축은 [n 2]환상적입니다.

  • Natural color view of the outer C Ring and B Ring.

    외부 C링과 B링의 내추럴 컬러 뷰.

  • Dark B Ring spokes in a low-phase-angle Cassini image of the rings' unlit side. Left of center, two dark gaps (the larger being the Huygens Gap) and the bright (from this viewing geometry) ringlets to their left comprise the Cassini Division.

    어두운 B링 스포크는 고리의 불이 꺼진 쪽의 저상각 카시니 이미지입니다.중앙의 왼쪽에는 두 개의 어두운 간격(더 큰 간격은 Huygens Gap)과 왼쪽의 밝은 링렛이 카시니 분할을 구성합니다.

  • Cassini image of the sun-lit side of the rings taken in 2009 at a phase angle of 144°, with bright B Ring spokes.

    2009년에 밝은 B링 스포크를 사용하여 144°의 위상각으로 찍은 고리의 햇빛이 비치는 면의 카시니 이미지.

  • Pan's motion through the A ring's Encke Gap induces edge waves and (non-self-propagating) spiraling wakes[155] ahead of and inward of it. The other more tightly wound bands are spiral density waves.

    A 고리의 Enke Gap을 통과하는 Pan의 움직임은 가장자리 파동을 유도하고 (자기 전파가 아닌) 나선형이 A[155] 고리의 앞과 안쪽에서 깨어난다.더 단단하게 감긴 다른 띠는 나선형 밀도파이다.

  • Radially stretched (4x) view of the Keeler Gap edge waves induced by Daphnis.

    Daphnis에 의해 유도된 킬러 갭 엣지 파형의 반경 연장(4배) 뷰.

  • Prometheus (at right) and Pandora orbit just inside and outside the F Ring, but only Prometheus acts as a ring shepherd.

    프로메테우스(오른쪽)와 판도라는 F링의 안쪽과 바깥쪽을 돌고 있지만 프로메테우스만이 링 셰퍼드 역할을 한다.

  • Prometheus near apoapsis carving a dark channel in the F Ring (with older channels to the right). A movie of the process may be viewed at the Cassini Imaging Team website[156] or YouTube.[157]

    아포압스 근처의 프로메테우스는 F 링에 어두운 수로를 조각하고 있습니다(오른쪽에는 오래된 수로가 있습니다.이 과정의 동영상은 Cassini Imaging Team[156] 웹사이트 또는 [157]YouTube에서 볼 수 있습니다.

  • F ring dynamism, probably due to perturbing effects of small moonlets orbiting close to or through the ring's core.

    F링의 역동성. 아마도 고리의 중심부 근처 또는 중심부를 통해 공전하는 작은 위성의 방해 효과 때문일 것입니다.

  • Saturn's shadow truncates the backlit G Ring and its bright inner arc. A video showing the arc's orbital motion may be viewed on YouTube[158] or the Cassini Imaging Team website.[159]

    토성의 그림자는 백라이트 G 고리와 밝은 내부 호를 잘라냅니다.원호의 궤도 운동을 보여주는 동영상은 유튜브나[158] 카시니 영상촬영팀 [159]웹사이트에서 볼 수 있다.

  • Saturn and its A, B and C rings in visible and (inset) infrared light. In the false-color IR view, greater water ice content and larger grain size lead to blue-green color, while greater non-ice content and smaller grain size yield a reddish hue.

    토성과 토성의 A, B, C는 가시광선과 (삽입된) 적외선으로 고리를 이룬다.거짓 색상의 IR 뷰에서는 수빙 함량이 크고 입경이 크면 청록색이 되며, 비얼음 함량이 크면 입경이 작으면 붉은 빛이 난다.

「 」를 참조해 주세요.

  • 갈릴레오 갈릴레이 – 1610년 토성의 고리를 최초로 관찰한 사람
  • Christiaan Huygens – 1655년에 토성을 둘러싼 고리가 있었다고 제안한 최초의 사람
  • Giovanni Cassini – 1675년에 A와 B 고리(카시니 분할)의 분리를 발견했다.
  • 에두아르 로슈 – 토성의 로슈 한계 내에 있는 위성이 어떻게 분해되어 고리를 형성할 수 있는지를 설명한 프랑스 천문학자

메모들

  1. ^ 0.0565로 토성의 궤도 이심률은 태양계의 거대 행성 중 가장 크며 지구의 3배가 넘는다.그것의 근일점은 북반구 [35]하지에 가깝다.
  2. ^ 야누스의 궤도반경은 동반궤도 위성 에피메테우스와 근접할 때마다 조금씩 변한다.이러한 조우에서는, 파형의 작은 혼란이 정기적으로 발생합니다.

레퍼런스

  1. ^ Porco, Carolyn. "Questions around Saturn's rings". CICLOPS web site. Retrieved 2012-10-05.
  2. ^ a b Tiscareno, M. S. (2012-07-04). "Planetary Rings". In Kalas, P.; French, L. (eds.). Planets, Stars and Stellar Systems. Springer. pp. 61–63. arXiv:1112.3305v2. doi:10.1007/978-94-007-5606-9_7. ISBN 978-94-007-5605-2. S2CID 118494597. Retrieved 2012-10-05.
  3. ^ a b c d e f g Iess, L.; Militzer, B.; Kaspi, Y.; Nicholson, P.; Durante, D.; Racioppa, P.; Anabtawi, A.; Galanti, E.; Hubbard, W.; Mariani, M. J.; Tortora, P.; Wahl, S.; Zannoni, M. (2019). "Measurement and implications of Saturn's gravity field and ring mass". Science. 364 (6445): eaat2965. Bibcode:2019Sci...364.2965I. doi:10.1126/science.aat2965. hdl:10150/633328. PMID 30655447. S2CID 58631177.
  4. ^ a b c d e f Baalke, Ron. "Historical Background of Saturn's Rings". Saturn Ring Plane Crossings of 1995–1996. Jet Propulsion Laboratory. Archived from the original on 2009-03-21. Retrieved 2007-05-23.
  5. ^ a b Whitehouse, David (2009). Renaissance Genius: Galileo Galilei and His Legacy to Modern Science. Sterling Publishing Company, Inc. p. 100. ISBN 978-1-4027-6977-1. OCLC 434563173.
  6. ^ Deiss, B. M.; Nebel, V. (2016). "On a Pretended Observation of Saturn by Galileo". Journal for the History of Astronomy. 29 (3): 215–220. doi:10.1177/002182869802900301. S2CID 118636820.
  7. ^ 요하네스 케플러는 그의 디옵트라이스 (1611년)의 서문에 갈릴레오의 로그그리프를 발표했다.토성에 대한 그의 로고그리프에 대한 갈릴레오의 해답은 1610년 11월 13일 토스카나 대공에서 신성 로마 제국의 루돌프 황제에게 대사였던 줄리아노 데 메디치에게 전달되었다.
  8. ^ 다음 항목도 참조하십시오.
  9. ^ Miner, Ellis D.; et al. (2007). "The scientific significance of planetary ring systems". Planetary Ring Systems. Springer Praxis Books in Space Exploration. Praxis. pp. 1–16. doi:10.1007/978-0-387-73981-6_1. ISBN 978-0-387-34177-4.
  10. ^ Alexander, A. F. O'D. (1962). The Planet Saturn. Quarterly Journal of the Royal Meteorological Society. Vol. 88. London: Faber and Faber Limited. pp. 108–109. Bibcode:1962QJRMS..88..366D. doi:10.1002/qj.49708837730. ISBN 978-0-486-23927-9.
  11. ^ Borello, Petro(1655년).드 베로 Telescopii Inventore지만[그 망원경에는 별로 신경의 진정한 발명가에](라틴어로).헤이그 네덜란드:Adriaan 직경 약 90km..를 대신하여 서명함. 62–63.호이겐스의 logogriph 편지를 그에게(드 Saturni 루나(토성의 달에)가 복제에 페이지의 주 63세의 리베르 세쿤 두스의의 페이지를 따로 따로 첫 책으로 매겨진다 바닥 드 Conspiciliis…[북 두, -LSB-에 초기]는 망원경…], 부분에서 나타난다.
  12. ^ Huygens, Christiaan (1659). Systema Saturnium (in Latin). The Hague, Netherlands: Adriaan Vlacq. p. 47.
  13. ^ Campbell, John W., Jr. (April 1937). "Notes". Beyond the Life Line. Astounding Stories. pp. 81–85.
  14. ^ Van Helden, Albert (2004). "2004ESASP1278...11V Page 11". Titan - from Discovery to Encounter. 1278: 11. Bibcode:2004ESASP1278...11V.
  15. ^ Cassini (1677). "Observations nouvelles touchant le globe & l'anneau de Saturne" [New observations concerning the globe and the ring of Saturn]. Mémoires de l'Académie Royale des Sciences (in French). 10: 404–405.
  16. ^ "Saturn's Cassini Division". StarChild. Retrieved 2007-07-06.
  17. ^ La Place (1787). "Mémoire sur la théorie de l'anneau de Saturne" [Memoir on the theory of the ring of Saturn]. Mémoires de l'Académie Royale des Sciences de Paris (in French): 249–267.
  18. ^ a b "James Clerk Maxwell on the nature of Saturn's rings". JOC/EFR. March 2006. Retrieved 2007-07-08.
  19. ^ Maxwell, J. Clerk (1859). On the stability of the motion of Saturn's rings. Cambridge England: Macmillan and Co. Bibcode:1859osms.book.....M. 이 작품은 1856년에 캠브리지 대학으로부터 아담스상 출품작으로 제출되었습니다.
  20. ^ Kowalewsky, 소피(1885년)."Zusätze 라플라스 Untersuchungen zu Bemerkungen 운트 über 다이 게쉬탈트 der Saturnsringe"[부칙에 발언에 대한 라플라스의 조사의 형태의 토성의 고리].Astronomische Nachrichten(독일어로).111:37–46.Bibcode:1885AN...은 111...37K.두 다른 사람들과 이 작업은, 1874년에 괴팅겐 대학교에 그녀의 박사 학위 논문으로 제출되어 왔다.
  21. ^ "Kovalevsky, Sonya (or Kovalevskaya, Sofya Vasilyevna). Entry from Complete Dictionary of Scientific Biography". 2013.
  22. ^ Keeler, J. E. (1895). "A spectroscopic proof of the meteoric constitution of Saturn's rings". Astrophysical Journal. 1: 416–427. Bibcode:1895ApJ.....1..416K. doi:10.1086/140074.
  23. ^ Бѣлополъский, Ар. (1895). "Изслѣдованіе смѣщенія линій въ спектҏѣ Сатурна и его кольца" [An investigation of the shift of lines in the spectrum of Saturn and of its ring]. Иӡвѣстія Императорской Академіи Наукъ (Bulletin of the Imperial Academy of Science). 5th series (in Russian). 3 (4): 379–403.
  24. ^ a b Dunford, Bill. "Pioneer 11 – In Depth". NASA web site. Archived from the original on 2015-12-08. Retrieved 2015-12-03.
  25. ^ a b Angrum, Andrea. "Voyager – The Interstellar Mission". JPL/NASA web site. Retrieved 2015-12-03.
  26. ^ Dunford, Bill. "Voyager 1 – In Depth". NASA web site. Archived from the original on 2015-10-03. Retrieved 2015-12-03.
  27. ^ Dunford, Bill. "Voyager 2 – In Depth". NASA web site. Retrieved 2015-12-03.
  28. ^ Dunford, Bill. "Cassini – Key Dates". NASA web site. Archived from the original on 2017-04-13. Retrieved 2015-12-03.
  29. ^ Piazza, Enrico. "Cassini Solstice Mission: About Saturn & Its Moons". JPL/NASA web site. Retrieved 2015-12-03.
  30. ^ a b "Solar System Exploration: Planets: Saturn: Rings". Solar System Exploration. Archived from the original on 2010-05-27.
  31. ^ Williams, David R. (23 December 2016). "Saturn Fact Sheet". NASA. Archived from the original on 17 July 2017. Retrieved 12 October 2017.
  32. ^ "Saturn Ring Plane Crossing 1995". pds.nasa.gov. NASA. 1997. Archived from the original on 2020-02-11. Retrieved 2020-02-11.
  33. ^ "Hubble Views Saturn Ring-Plane Crossing". hubblesite.org. NASA. 5 June 1995. Archived from the original on 2020-02-11. Retrieved 2020-02-11.
  34. ^ Lakdawalla, E. (2009-09-04). "Happy Saturn ring plane crossing day!". www.planetary.org/blogs. The Planetary Society. Retrieved 2020-02-11.
  35. ^ Proctor, R.A. (1865). Saturn and Its System. London: Longman, Green, Longman, Roberts, & Green. p. 166. OCLC 613706938.
  36. ^ Lakdawalla, E. (7 July 2016). "Oppositions, conjunctions, seasons, and ring plane crossings of the giant planets". planetary.org/blogs. The Planetary Society. Retrieved 17 February 2020.
  37. ^ "PIA11667: The Rite of Spring". photojournal.jpl.nasa.gov. NASA/JPL. 21 September 2009. Retrieved 2020-02-17.
  38. ^ Cornell University News Service (2005-11-10). "Researchers Find Gravitational Wakes In Saturn's Rings". ScienceDaily. Retrieved 2008-12-24.
  39. ^ "Saturn: Rings". NASA. Archived from the original on 2010-05-27.
  40. ^ Nicholson, P.D.; et al. (2008). "A close look at Saturn's rings with Cassini VIMS". Icarus. 193 (1): 182–212. Bibcode:2008Icar..193..182N. doi:10.1016/j.icarus.2007.08.036.
  41. ^ Zebker, H.A.; et al. (1985). "Saturn's rings – Particle size distributions for thin layer model". Icarus. 64 (3): 531–548. Bibcode:1985Icar...64..531Z. doi:10.1016/0019-1035(85)90074-0.
  42. ^ Koren, M. (2019-01-17). "The Massive Mystery of Saturn's Rings". The Atlantic. Retrieved 2019-01-21.
  43. ^ Esposito, L. W.; O'Callaghan, M.; West, R. A. (1983). "The structure of Saturn's rings: Implications from the Voyager stellar occultation". Icarus. 56 (3): 439–452. Bibcode:1983Icar...56..439E. doi:10.1016/0019-1035(83)90165-3.
  44. ^ Stewart, Glen R.; et al. (October 2007). "Evidence for a Primordial Origin of Saturn's Rings". Bulletin of the American Astronomical Society. American Astronomical Society, DPS meeting #39. 39: 420. Bibcode:2007DPS....39.0706S.
  45. ^ Burns, J.A.; et al. (2001). "Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics" (PDF). In Grun, E.; Gustafson, B. A. S.; Dermott, S. T.; Fechtig H. (eds.). Interplanetary Dust. Berlin: Springer. pp. 641–725. Bibcode:2001indu.book..641B. ISBN 978-3-540-42067-5.
  46. ^ Goldreich, Peter; et al. (1978). "The formation of the Cassini division in Saturn's rings". Icarus. 34 (2): 240–253. Bibcode:1978Icar...34..240G. doi:10.1016/0019-1035(78)90165-3.
  47. ^ Rincon, Paul (2005-07-01). "Saturn rings have own atmosphere". British Broadcasting Corporation. Retrieved 2007-07-06.
  48. ^ Johnson, R. E.; et al. (2006). "The Enceladus and OH Tori at Saturn" (PDF). The Astrophysical Journal. 644 (2): L137. Bibcode:2006ApJ...644L.137J. doi:10.1086/505750. S2CID 37698445. Archived from the original (PDF) on 2020-04-12.
  49. ^ Schmude, Richard W Junior (2001). "Wideband photoelectric magnitude measurements of Saturn in 2000". Georgia Journal of Science. Retrieved 2007-10-14.
  50. ^ Schmude, Richard, Jr. (2006-09-22). "Wideband photometric magnitude measurements of Saturn made during the 2005–06 Apparition". Georgia Journal of Science. ProQuest 230557408.
  51. ^ Schmude, Richard W Jr (2003). "Saturn in 2002–03". Georgia Journal of Science. Retrieved 2007-10-14.
  52. ^ Henshaw, C. (February 2003). "Variability in Saturn". Journal of the British Astronomical Association. British Astronomical Association. 113 (1). Retrieved 2017-12-20.
  53. ^ "Surprising, Huge Peaks Discovered in Saturn's Rings". SPACE.com Staff. space.com. 2009-09-21. Retrieved 2009-09-26.
  54. ^ a b Gohd, Chelsea (17 January 2019). "Saturn's rings are surprisingly young". Astronomy.com. Retrieved 2019-01-21.
  55. ^ "NASA Research Reveals Saturn is Losing Its Rings at "Worst-Case-Scenario" Rate". 10 December 2018. Retrieved 2020-06-29.
  56. ^ O'Donoghjue, James; et al. (April 2019). "Observations of the chemical and thermal response of 'ring rain' on Saturn's ionosphere". Icarus. 322: 251–206. Bibcode:2019Icar..322..251O. doi:10.1016/j.icarus.2018.10.027. hdl:2381/43180. S2CID 126351855. Retrieved 2020-06-29.
  57. ^ Baalke, Ron. "Historical Background of Saturn's Rings". 1849 Roche Proposes Tidal Break-up. Jet Propulsion Laboratory. Archived from the original on 2009-03-21. Retrieved 2008-09-13.
  58. ^ "The Real Lord of the Rings". nasa.gov. 2002-02-12. Archived from the original on 2010-03-23.
  59. ^ Kerr, Richard A (2008). "Saturn's Rings Look Ancient Again". Science. 319 (5859): 21. doi:10.1126/science.319.5859.21a. PMID 18174403. S2CID 30937575.
  60. ^ Choi, C. Q. (2010-12-13). "Saturn's Rings Made by Giant "Lost" Moon, Study Hints". National Geographic. Retrieved 2012-11-05.
  61. ^ a b c Canup, R. M. (2010-12-12). "Origin of Saturn's rings and inner moons by mass removal from a lost Titan-sized satellite". Nature. 468 (7326): 943–6. Bibcode:2010Natur.468..943C. doi:10.1038/nature09661. PMID 21151108. S2CID 4326819.
  62. ^ a b Charnoz, S.; et al. (December 2011). "Accretion of Saturn's mid-sized moons during the viscous spreading of young massive rings: Solving the paradox of silicate-poor rings versus silicate-rich moons". Icarus. 216 (2): 535–550. arXiv:1109.3360. Bibcode:2011Icar..216..535C. doi:10.1016/j.icarus.2011.09.017. S2CID 119222398.
  63. ^ "Saturn's Rings May Be Old Timers". NASA/JPL and University of Colorado. 2007-12-12. Archived from the original on 2007-12-20. Retrieved 2008-01-24.
  64. ^ Zhang, Z.; Hayes, A.G.; Janssen, M.A.; Nicholson, P.D.; Cuzzi, J.N.; de Pater, I.; Dunn, D.E.; Estrada, P.R.; Hedman, M.M. (2017). "Cassini microwave observations provide clues to the origin of Saturn's C ring". Icarus. 281: 297–321. Bibcode:2017Icar..281..297Z. doi:10.1016/j.icarus.2016.07.020.
  65. ^ Esposito, L.W.; et al. (January 2012). "A predator–prey model for moon-triggered clumping in Saturn's rings". Icarus. 217 (1): 103–114. Bibcode:2012Icar..217..103E. doi:10.1016/j.icarus.2011.09.029.
  66. ^ a b O’Donoghue, James; Moore, Luke; Connerney, Jack; Melin, Henrik; Stallard, Tom; Miller, Steve; Baines, Kevin H. (November 2018). "Observations of the chemical and thermal response of 'ring rain' on Saturn's ionosphere" (PDF). Icarus. 322: 251–260. Bibcode:2019Icar..322..251O. doi:10.1016/j.icarus.2018.10.027. hdl:2381/43180. S2CID 126351855.
  67. ^ Waite, J. H.; Perryman, R. S.; Perry, M. E.; Miller, K. E.; Bell, J.; Cravens, T. E.; Glein, C. R.; Grimes, J.; Hedman, M.; Cuzzi, J.; Brockwell, T.; Teolis, B.; Moore, L.; Mitchell, D. G.; Persoon, A.; Kurth, W. S.; Wahlund, J.-E.; Morooka, M.; Hadid, L. Z.; Chocron, S.; Walker, J.; Nagy, A.; Yelle, R.; Ledvina, S.; Johnson, R.; Tseng, W.; Tucker, O. J.; Ip, W.-H. (5 October 2018). "Chemical interactions between Saturn's atmosphere and its rings". Science. 362 (6410): eaat2382. Bibcode:2018Sci...362.2382W. doi:10.1126/science.aat2382. PMID 30287634.
  68. ^ "Saturn is Officially Losing its Rings and Shockingly at Much Faster Rate than Expected". Sci-Tech Universe. Retrieved 2018-12-28.
  69. ^ Porco, C.; et al. (October 1984). "The Eccentric Saturnian Ringlets at 1.29RS and 1.45RS". Icarus. 60 (1): 1–16. Bibcode:1984Icar...60....1P. doi:10.1016/0019-1035(84)90134-9.
  70. ^ Porco, C. C.; et al. (November 1987). "Eccentric features in Saturn's outer C ring". Icarus. 72 (2): 437–467. Bibcode:1987Icar...72..437P. doi:10.1016/0019-1035(87)90185-0.
  71. ^ Flynn, B. C.; et al. (November 1989). "Regular Structure in the Inner Cassini Division of Saturn's Rings". Icarus. 82 (1): 180–199. Bibcode:1989Icar...82..180F. doi:10.1016/0019-1035(89)90030-4.
  72. ^ Lakdawalla, E. (2009-02-09). "New names for gaps in the Cassini Division within Saturn's rings". Planetary Society blog. Planetary Society. Retrieved 2017-12-20.
  73. ^ a b c Hedman, Matthew M.; et al. (2007). "Saturn's dynamic D ring" (PDF). Icarus. 188 (1): 89–107. Bibcode:2007Icar..188...89H. doi:10.1016/j.icarus.2006.11.017.
  74. ^ a b c Mason, J.; et al. (2011-03-31). "Forensic sleuthing ties ring ripples to impacts". CICLOPS press release. Cassini Imaging Central Laboratory for Operations. Retrieved 2011-04-04.
  75. ^ "Extensive spiral corrugations". PIA 11664 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute. 2011-03-31. Retrieved 2011-04-04.
  76. ^ "Tilting Saturn's rings". PIA 12820 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute. 2011-03-31. Retrieved 2011-04-04.
  77. ^ Hedman, M. M.; et al. (2011-03-31). "Saturn's curiously corrugated C Ring". Science. 332 (6030): 708–11. Bibcode:2011Sci...332..708H. CiteSeerX 10.1.1.651.5611. doi:10.1126/science.1202238. PMID 21454753. S2CID 11449779.
  78. ^ "Subtle Ripples in Jupiter's Ring". PIA 13893 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory-Caltech / SETI. 2011-03-31. Retrieved 2011-04-04.
  79. ^ Showalter, M. R.; et al. (2011-03-31). "The impact of comet Shoemaker-Levy 9 sends ripples through the rings of Jupiter" (PDF). Science. 332 (6030): 711–3. Bibcode:2011Sci...332..711S. doi:10.1126/science.1202241. PMID 21454755. S2CID 27371440. Archived from the original (PDF) on 2020-02-12.
  80. ^ a b c Harland, David M., Mission to Saturn: Cassini and the Huygens Probe, Chicher: Praxis Publishing, 2002.
  81. ^ a b Porco, C.; et al. (October 1984). "The eccentric Saturnian ringlets at 1.29Rs and 1.45Rs". Icarus. 60 (1): 1–16. Bibcode:1984Icar...60....1P. doi:10.1016/0019-1035(84)90134-9.
  82. ^ a b c d e f Porco, C.C.; et al. (2005). "Cassini Imaging Science: Initial Results on Saturn'sRings and Small Satellites" (PDF). Science. 307 (5713): 1226–1236. Bibcode:2005Sci...307.1226P. doi:10.1126/science.1108056. PMID 15731439. S2CID 1058405.
  83. ^ a b c d e Hedman, M.M.; Nicholson, P.D. (2016-01-22). "The B-ring's surface mass density from hidden density waves: Less than meets the eye?". Icarus. 279: 109–124. arXiv:1601.07955. Bibcode:2016Icar..279..109H. doi:10.1016/j.icarus.2016.01.007. S2CID 119199474.
  84. ^ Dyches, Preston (2 February 2016). "Saturn's Rings: Less than Meets the Eye?". NASA. Retrieved 3 February 2016.
  85. ^ Smith, B. A.; Soderblom, L.; Batson, R.; Bridges, P.; Inge, J.; Masursky, H.; Shoemaker, E.; Beebe, R.; Boyce, J.; Briggs, G.; Bunker, A.; Collins, S. A.; Hansen, C. J.; Johnson, T. V.; Mitchell, J. L.; Terrile, R. J.; Cook Af, A. F.; Cuzzi, J.; Pollack, J. B.; Danielson, G. E.; Ingersoll, A. P.; Davies, M. E.; Hunt, G. E.; Morrison, D.; Owen, T.; Sagan, C.; Veverka, J.; Strom, R.; Suomi, V. E. (1982). "A New Look at the Saturn System: The Voyager 2 Images". Science. 215 (4532): 504–537. Bibcode:1982Sci...215..504S. doi:10.1126/science.215.4532.504. PMID 17771273. S2CID 23835071.
  86. ^ "The Alphabet Soup of Saturn's Rings". The Planetary Society. 2007. Archived from the original on 2010-12-13. Retrieved 2007-07-24.
  87. ^ a b Hamilton, Calvin (2004). "Saturn's Magnificent Rings". Retrieved 2007-07-25.
  88. ^ Malik, Tarig (2005-09-15). "Cassini Probe Spies Spokes in Saturn's Rings". Imaginova Corp. Retrieved 2007-07-06.
  89. ^ Mitchell, C.J.; et al. (2006). "Saturn's Spokes: Lost and Found" (PDF). Science. 311 (5767): 1587–9. Bibcode:2006Sci...311.1587M. CiteSeerX 10.1.1.368.1168. doi:10.1126/science.1123783. PMID 16543455. S2CID 36767835.
  90. ^ "Cassini Solstice Mission: A Small Find Near Equinox". Cassini Solstice Mission. Archived from the original on 2009-10-10. Retrieved 2009-11-16.
  91. ^ Webb, Thomas William (1859). Celestial Objects for Common Telescopes. Longman, Green, Longman, and Roberts. p. 130.
  92. ^ Archie Frederick Collins, 세계에서 가장 큰 눈: 천체 망원경과 그 이야기, 8페이지
  93. ^ "Lecture 41: Planetary Rings". ohio-state.edu.
  94. ^ O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (2003). "Giovanni Cassini - Biography". Maths History. School of Mathematics and Statistics University of St. Andrews, Scotland.
  95. ^ Moutamid 등 2015. 오류: 대상 : 도움말
  96. ^ Spahn, Frank; Hoffmann, Holger; Seiß, Martin; Seiler, Michael; Grätz, Fabio M. (19 June 2019). "The radial density profile of Saturn's A ring". arXiv:1906.08036 [astro-ph.EP].
  97. ^ "Two Kinds of Wave". NASA Solar System Exploration. Retrieved 2019-05-30.
  98. ^ Platt, Jane; et al. (14 April 2014). "NASA Cassini Images May Reveal Birth of a Saturn Moon". NASA.
  99. ^ Murray, C. D.; Cooper, N. J.; Williams, G. A.; Attree, N. O.; Boyer, J. S. (2014-03-28). "The discovery and dynamical evolution of an object at the outer edge of Saturn's a ring". Icarus. 236: 165–168. Bibcode:2014Icar..236..165M. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.024.
  100. ^ Williams, David R. "Saturnian Rings Fact Sheet". NASA. Retrieved 2008-07-22.
  101. ^ a b Esposito, L. W. (2002). "Planetary rings". Reports on Progress in Physics. 65 (12): 1741–1783. Bibcode:2002RPPh...65.1741E. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201.
  102. ^ Osterbrock, D. E.; Cruikshank, D. P. (1983). "J.E. Keeler's discovery of a gap in the outer part of the a ring". Icarus. 53 (2): 165. Bibcode:1983Icar...53..165O. doi:10.1016/0019-1035(83)90139-2.
  103. ^ Blue, J. (2008-02-06). "Encke Division Changed to Encke Gap". USGS Astrogeology Science Center. USGS. Retrieved 2010-09-02.
  104. ^ Porco, C.C.; et al. (2007). "Saturn's Small Inner Satellites: Clues to Their Origins" (PDF). Science. 318 (5856): 1602–1607. Bibcode:2007Sci...318.1602P. doi:10.1126/science.1143977. PMID 18063794. S2CID 2253135.
  105. ^ Mason, Joe (11 June 2009). "Saturn's Approach To Equinox Reveals Never-before-seen Vertical Structures In Planet's Rings". CICLOPS web site. Retrieved 2009-06-13.
  106. ^ Weiss, J. W.; et al. (11 June 2009). "Ring Edge Waves and the Masses of Nearby Satellites". The Astronomical Journal. 138 (1): 272–286. Bibcode:2009AJ....138..272W. CiteSeerX 10.1.1.653.4033. doi:10.1088/0004-6256/138/1/272.
  107. ^ Tiscareno, Matthew S.; et al. (2006). "100-m-diameter moonlets in Saturn's A ring from observations of 'propeller' structures". Nature. 440 (7084): 648–650. Bibcode:2006Natur.440..648T. doi:10.1038/nature04581. PMID 16572165. S2CID 9688977.
  108. ^ Sremčević, Miodrag; et al. (2007). "A belt of moonlets in Saturn's A ring". Nature. 449 (7165): 1019–1021. Bibcode:2007Natur.449.1019S. doi:10.1038/nature06224. PMID 17960236. S2CID 4330204.
  109. ^ Tiscareno, Matthew S.; et al. (2008). "The population of propellers in Saturn's A Ring". Astronomical Journal. 135 (3): 1083–1091. arXiv:0710.4547. Bibcode:2008AJ....135.1083T. doi:10.1088/0004-6256/135/3/1083. S2CID 28620198.
  110. ^ Porco, C. (2013-02-25). "Bleriot Recaptured". CICLOPS web site. NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute. Retrieved 2013-02-27.
  111. ^ "Planetary Names: Ring and Ring Gap Nomenclature". usgs.gov.
  112. ^ Weisstein, Eric W. (2007). "Eric Weisstein's World of Physics – Roche Limit". scienceworld.wolfram.com. Retrieved 2007-09-05.
  113. ^ NASA. "What is the Roche limit?". NASA–JPL. Archived from the original on 1999-11-05. Retrieved 2007-09-05.
  114. ^ "IAUC 8401: S/2004 S 3, S/2004 S 4,, R/2004 S 1; 2004eg, 2004eh,, 2004ei". www.cbat.eps.harvard.edu.
  115. ^ "IAUC 8432: Sats, RINGS OF SATURN; 2004fc". www.cbat.eps.harvard.edu.
  116. ^ a b c Murray, C. D.; et al. (June 5, 2008). "The determination of the structure of Saturn's F ring by nearby moonlets" (PDF). Nature. 453 (7196): 739–744. Bibcode:2008Natur.453..739M. doi:10.1038/nature06999. PMID 18528389. S2CID 205213483.
  117. ^ Karttunen, H.; et al. (2007). Fundamental Astronomy. Springer-Verlag Berlin Heidelberg. ISBN 978-3-540-34144-4. OCLC 804078150. Retrieved 2013-05-25.
  118. ^ Gehrels, T.; Baker, L. R.; Beshore, E.; Blenman, C.; Burke, J. J.; Castillo, N. D.; Dacosta, B.; Degewij, J.; Doose, L. R.; Fountain, J. W.; Gotobed, J.; Kenknight, C. E.; Kingston, R.; McLaughlin, G.; McMillan, R.; Murphy, R.; Smith, P. H.; Stoll, C. P.; Strickland, R. N.; Tomasko, M. G.; Wijesinghe, M. P.; Coffeen, D. L.; Esposito, L. (1980). "Imaging Photopolarimeter on Pioneer Saturn". Science. 207 (4429): 434–439. Bibcode:1980Sci...207..434G. doi:10.1126/science.207.4429.434. PMID 17833555. S2CID 25033550.
  119. ^ Lakdawalla, E. (2014-07-05). "On the masses and motions of mini-moons: Pandora's not a "shepherd," but Prometheus still is". Planetary Society. Retrieved 2015-04-17.
  120. ^ Cuzzi, J. N.; Whizin, A. D.; Hogan, R. C.; Dobrovolskis, A. R.; Dones, L.; Showalter, M. R.; Colwell, J. E.; Scargle, J. D. (April 2014). "Saturn's F Ring core: Calm in the midst of chaos". Icarus. 232: 157–175. Bibcode:2014Icar..232..157C. doi:10.1016/j.icarus.2013.12.027. ISSN 0019-1035.
  121. ^ Hyodo, R.; Ohtsuki, K. (2015-08-17). "Saturn's F ring and shepherd satellites a natural outcome of satellite system formation". Nature Geoscience. 8 (9): 686–689. Bibcode:2015NatGe...8..686H. doi:10.1038/ngeo2508.
  122. ^ Charnoz, S.; et al. (2005). "Cassini Discovers a Kinematic Spiral Ring Around Saturn" (PDF). Science. 310 (5752): 1300–1304. Bibcode:2005Sci...310.1300C. doi:10.1126/science.1119387. PMID 16311328. S2CID 6502280.
  123. ^ a b NASA 행성 사진 저널 PIA08328: 달에서 만든 반지
  124. ^ a b "NASA Finds Saturn's Moons May Be Creating New Rings". Cassini Legacy 1997–2007. Jet Propulsion Lab. 2006-10-11. Archived from the original on 2006-10-16. Retrieved 2017-12-20.
  125. ^ a b c Hedman, M. M.; et al. (2007). "The Source of Saturn's G Ring" (PDF). Science. 317 (5838): 653–656. Bibcode:2007Sci...317..653H. doi:10.1126/science.1143964. PMID 17673659. S2CID 137345.
  126. ^ "S/2008 S 1. (NASA Cassini Saturn Mission Images)". ciclops.org.
  127. ^ Davison, Anna (2 August 2007). "Saturn ring created by remains of long-dead moon". NewScientist.com news service.
  128. ^ a b Porco C. C.; et al. (2008-09-05). "More Ring Arcs for Saturn". Cassini Imaging Central Laboratory for Operations web site. Retrieved 2008-09-05.
  129. ^ a b c Hedman, M. M.; et al. (2008-11-25). "Three tenuous rings/arcs for three tiny moons". Icarus. 199 (2): 378–386. Bibcode:2009Icar..199..378H. doi:10.1016/j.icarus.2008.11.001.
  130. ^ Hillier, JK; et al. (June 2007). "The composition of Saturn's E Ring". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 377 (4): 1588–1596. Bibcode:2007MNRAS.377.1588H. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11710.x.
  131. ^ a b Hedman, M. M.; et al. (2012). "The three-dimensional structure of Saturn's E Ring". Icarus. 217 (1): 322–338. arXiv:1111.2568. Bibcode:2012Icar..217..322H. doi:10.1016/j.icarus.2011.11.006. S2CID 1432112.
  132. ^ Spahn, F.; et al. (2006-03-10). "Cassini Dust Measurements at Enceladus and Implications for the Origin of the E Ring". Science. 311 (5766): 1416–8. Bibcode:2006Sci...311.1416S. CiteSeerX 10.1.1.466.6748. doi:10.1126/science.1121375. PMID 16527969. S2CID 33554377.
  133. ^ Porco, C. C.; Helfenstein, P.; Thomas, P. C.; Ingersoll, A. P.; Wisdom, J.; West, R.; Neukum, G.; Denk, T.; Wagner, R. (10 March 2006). "Cassini Observes the Active South Pole of Enceladus" (PDF). Science. 311 (5766): 1393–1401. Bibcode:2006Sci...311.1393P. doi:10.1126/science.1123013. PMID 16527964. S2CID 6976648.
  134. ^ "Icy Tendrils Reaching into Saturn Ring Traced to Their Source". NASA News. 14 April 2015. Retrieved 2015-04-15.
  135. ^ Mitchell, C. J.; Porco, C. C.; Weiss, J. W. (2015-04-15). "Tracking the geysers of Enceladus into Saturn's E ring" (PDF). The Astronomical Journal. 149 (5): 156. Bibcode:2015AJ....149..156M. doi:10.1088/0004-6256/149/5/156. ISSN 1538-3881. S2CID 55091776. Archived from the original (PDF) on 2019-03-08.
  136. ^ Schenk Hamilton et al. 2011, 페이지 751–53. 오류::
  137. ^ Mason 2010. 오류:: 2010
  138. ^ "NASA Space Telescope Discovers Largest Ring Around Saturn". NASA. July 3, 2017. Retrieved 2017-11-06.
  139. ^ "JPL". NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL).
  140. ^ a b c Verbiscer, Anne; et al. (2009-10-07). "Saturn's largest ring". Nature. 461 (7267): 1098–100. Bibcode:2009Natur.461.1098V. doi:10.1038/nature08515. PMID 19812546. S2CID 4349726.
  141. ^ a b c Cowen, Rob (2009-10-06). "Largest known planetary ring discovered". Science News. Retrieved 2022-05-30.
  142. ^ Tamayo, D.; et al. (2014-01-23). "First observations of the Phoebe ring in optical light". Icarus. 233: 1–8. arXiv:1401.6166. Bibcode:2014Icar..233....1T. doi:10.1016/j.icarus.2014.01.021. S2CID 40032407.
  143. ^ a b c Hamilton, Douglas P.; Skrutskie, Michael F.; Verbiscer, Anne J.; Masci, Frank J. (2015-06-10). "Small particles dominate Saturn's Phoebe ring to surprisingly large distances". Nature. 522 (7555): 185–187. Bibcode:2015Natur.522..185H. doi:10.1038/nature14476. PMID 26062508. S2CID 4464735.
  144. ^ "The King of Rings". NASA, Spitzer Space Telescope center. 2009-10-07. Retrieved 2009-10-07.
  145. ^ Grayson, Michelle (2009-10-07). "Huge 'ghost' ring discovered around Saturn". Nature News. doi:10.1038/news.2009.979.
  146. ^ Weil, Martin (Oct 25, 2009). "U-Va., U-Md. astronomers find another Saturn ring". The Washington Post. p. 4C. Retrieved 2012-09-02.
  147. ^ Denk, T.; et al. (2009-12-10). "Iapetus: Unique Surface Properties and a Global Color Dichotomy from Cassini Imaging" (PDF). Science. 327 (5964): 435–9. Bibcode:2010Sci...327..435D. doi:10.1126/science.1177088. PMID 20007863. S2CID 165865. Archived from the original (PDF) on 2020-02-27.
  148. ^ "Cassini Is on the Trail of a Runaway Mystery". NASA Mission News. NASA. 8 October 2007. Retrieved 2017-12-20.
  149. ^ Mason, J.; et al. (2009-12-10). "Cassini Closes In On The Centuries-old Mystery Of Saturn's Moon Iapetus". CICLOPS website newsroom. Space Science Institute. Retrieved 2009-12-22.
  150. ^ Spencer, J. R.; et al. (2009-12-10). "Formation of Iapetus' Extreme Albedo Dichotomy by Exogenically Triggered Thermal Ice Migration". Science. 327 (5964): 432–5. Bibcode:2010Sci...327..432S. CiteSeerX 10.1.1.651.4218. doi:10.1126/science.1177132. PMID 20007862. S2CID 20663944.
  151. ^ Jones, Geraint H.; et al. (2008-03-07). "The Dust Halo of Saturn's Largest Icy Moon, Rhea" (PDF). Science. 319 (5868): 1380–1384. Bibcode:2008Sci...319.1380J. doi:10.1126/science.1151524. PMID 18323452. S2CID 206509814. Archived from the original (PDF) on 2018-03-08.
  152. ^ Lakdawalla, E. (2008-03-06). "A Ringed Moon of Saturn? Cassini Discovers Possible Rings at Rhea". The Planetary Society web site. Planetary Society. Archived from the original on March 10, 2008. Retrieved 2008-03-09.
  153. ^ Lakdawalla, E. (5 October 2009). "Another possible piece of evidence for a Rhea ring". The Planetary Society Blog. Planetary Society. Archived from the original on 2012-02-17. Retrieved 2009-10-06.
  154. ^ Kerr, Richard A. (2010-06-25). "The Moon Rings That Never Were". ScienceNow. Archived from the original on 2010-07-01. Retrieved 2010-08-05.
  155. ^ NASA.gov
  156. ^ "Soft Collision (NASA Cassini Saturn Mission Images)". ciclops.org.
  157. ^ Prometheus collision. YouTube. 18 November 2007. Archived from the original on 2021-11-07.
  158. ^ Saturn's G Ring. YouTube. 6 August 2007. Archived from the original on 2021-11-07.
  159. ^ "Rounding the Corner (NASA Cassini Saturn Mission Images)". ciclops.org.

외부 링크

Wikimedia Commons에는 토성의 고리와 관련된 미디어가 있습니다.
Wikimedia Commons에는 토성의 고리와 관련된 미디어가 있습니다.