해왕성의 고리

Rings of Neptune
넵튠의 링-문 시스템.고체 선은 고리를 나타내고, 점선은 달의 궤도를 나타낸다.

The rings of Neptune consist primarily of five principal rings and were first discovered (as "arcs") on 22 July 1984 by Patrice Bouchet, Reinhold Häfner and Jean Manfroid at La Silla Observatory (ESO) in Chile during an observing program proposed by André Brahic and Bruno Sicardy from Paris Observatory, and at Cerro Tololo Interamerican ObservatoryF. Vilas와 L.R.에 의해.William Hubbard가 이끄는 프로그램의 도출자.[1][2]그들은 결국 1989년에 보이저 2호 우주선에 의해 이미징되었다.[3]가장 밀도가 높은 곳에서는 C 고리나 카시니 사단과 같은 토성의 주요 고리의 덜 밀도가 높은 부분과 비교가 되지만, 해왕성의 고리 대부분은 상당히 보잘것없고 희미하며 먼지가 많아 목성의 고리와 더 흡사하다.해왕성의 고리는 갈레, 르 베리어, 라셀, 아라고, 아담스 [3]등 이 행성에 중요한 일을 한 천문학자들의 이름을 따서 붙여졌다.[4][5]해왕성은 또한 달 갈라테아의 궤도와 일치하는 희미한 이름 없는 고리를 가지고 있다.세 개의 다른 달들이 고리 사이를 공전한다.나이아드, 탈라사, 데스비나.[5]

해왕성의 고리는 천왕성의 고리에서 발견되는 것과 유사하게 방사선에 의해 처리될 가능성이 있는 매우 어두운 물질로 만들어진다.[6]고리 내 먼지 비율(20%~70%)은 높은 반면 광학 깊이는 0.1 미만으로 낮음에서 중간 정도인 것으로 나타났다.[6][7]독특하게도 아담스 링은 브라테니테, 에갈리테 1, 2, 리베레, 용기라는 다섯 개의 뚜렷한 호를 포함하고 있다.호는 궤도경도의 좁은 범위를 차지하고 있으며, 1980년 처음 발견된 이후 약간만 변화했을 뿐 현저하게 안정적이다.[6]호가 어떻게 안정되는가는 아직 논의 중이다.하지만, 그들의 안정성은 아마도 아담스 링과 그 안쪽 목자 달인 갈라테아 사이의 공명 상호작용과 관련이 있을 것이다.[8]

검색 및 관찰

해왕성의 고리 시스템을 보여주는 보이저 2개의 이미지

넵튠 주변의 고리에 대한 첫 언급은 1846년 넵튠에서 가장 큰 달 트리톤의 발견자인 윌리엄 라셀이 지구 주변에서 고리를 본 적이 있다고 생각했던 때로 거슬러 올라간다.[3]그러나 그의 주장은 확인되지 않았으며 관찰 유물이었을 가능성이 높다.비록 그 결과는 천왕성의 고리가 발견된 1977년까지 알려지지 않았지만, 반지의 믿을 수 있는 첫 발견은 1968년에 별의 신비화에 의해 이루어졌다.[3]천왕성 발견 직후, 빌라노바 대학의 해롤드 J. 레이세마가 이끄는 연구팀은 해왕성 주변의 고리들을 찾기 시작했다.1981년 5월 24일, 그들은 한 번의 오컬레이션 동안 별의 밝기가 감소하는 것을 감지했다. 그러나 별이 흐리게 하는 방식은 반지를 암시하지 않았다.이후 보이저호가 날아간 후, 이 오컬레이션은 매우 특이한 사건인 작은 넵투니아 달 라리사 때문이라는 사실이 밝혀졌다.[3]

1980년대에 해왕성에는 당시 은하수 근처에 자리잡고 있어서 더 밀도가 높은 항성 들판을 배경으로 움직이고 있던 천왕성보다 훨씬 드물게 나타났다.1983년 9월 12일 해왕성의 다음 번 출현은 반지를 검출할 수 있는 결과를 낳았다.[3]그러나 지상에서의 결과는 결론에 이르지 못했다.그 후 6년 동안 약 50개의 다른 발생이 관찰되었고 그 중 약 3분의 1만이 긍정적인 결과를 낳았다.[9]넵튠 주변에는 분명히 무엇인가(아마도 불완전한 호)가 존재했지만, 고리 시스템의 특징은 미스터리로 남아 있었다.[3]보이저 2호 우주선은 8월 25일 해왕성 대기권 4950km(3,080mi)에 가까운 거리를 지나 1989년 넵투니아 고리를 최종 발견했다.이전에 관찰된 간헐적인 암술 사건이 실제로 아담스 링 내의 호(아래 참조)에 의해 발생한다는 것을 확인했다.[10]Voyager가 이전의 지상 잠항 관측을 수행한 후, 1980년대와 마찬가지로 반지의 호를 산출하는 특징을 재분석했는데, 이는 Voyager 2가 발견한 것과 거의 완벽하게 일치한다.[6]

보이저 2호의 플라이 바이(fly-by) 이후 해상도와 광 채집력의 발달로 인해 가장 밝은 고리(Adams and Le Verrier)가 허블우주망원경과 지구 기반 망원경으로 이미징되었다.[11]그것들은 메탄 흡수 파장에서 배경 잡음 수준보다 약간 높게 나타나며, 해왕성의 눈부심이 현저히 감소한다.기절하는 고리는 여전히 가시성 한계치에 훨씬 못 미친다.[12]

일반 속성

Voyager 링 이미지는 더 희미해진 특징들을 보여주기 위해 밝기를 증가시켰다.

해왕성은 행성과의 거리를 늘리기 위해 갈레, 르 베리어, 라셀, 아라고, 아담스라는 이름의 다섯 개의 뚜렷한 고리를[6] 가지고 있다.[5]이러한 잘 정의된 고리 외에도, 해왕성은 르 베리어에서 갈레 링까지, 그리고 어쩌면 행성을 향해 더 멀리까지 뻗어 있는 극도로 희미한 물질 시트를 가지고 있을 수도 있다.[6][8]넵투니아 고리 중 3개는 폭이 약 100km 이하로 좁다.[7] 이와는 대조적으로 갈레와 라셀 고리는 폭이 넓다. 그들의 폭은 2,000~5,000km이다.[6]애덤스 링은 5개의 밝은 호로 이루어져 있다.[6]시계 반대 방향으로 진행되는 호는 브라테니테, 에갈리테 1, 2, 리베레, 용기 등이다.[8][13]처음 세 개의 이름은 프랑스 혁명과 공화국의 모토인 "자유, 평등, 우애"에서 따왔다.이 용어는 1984년과 1985년 별의 신비로운 발견 당시 발견했던 원래 발견자들에 의해 제안되었다.[9]네 개의 작은 넵투니아 위성들은 고리 시스템 내부에 궤도를 가지고 있다.나이아드와 탈라사는 갈레와 르베리에 고리 사이의 틈새에서 궤도를 돌고, 데스비나는 르베리에 고리 안쪽에 있을 뿐이며, 갈라테아는 아담스 고리 안쪽으로 약간 누워 있는데,[5] 이름 없는 희미하고 좁은 고리 속에 박혀 있다.[8]

넵투니아 고리는 마이크로미터 크기의 먼지를 다량 함유하고 있는데, 단면적에 의한 먼지 분율은 20%~70%[8]이다.이런 점에서 먼지 분율이 50%~100%인 목성의 고리와 유사하며, 먼지(0.1% 미만)가 거의 없는 토성·천왕성의 고리와 매우 다르다.[5][8]해왕성의 고리 안에 있는 입자들은 어두운 물질로 만들어진다; 아마도 방사능 처리된 유기체와 얼음을 혼합한 것일 것이다.[5][6]고리는 붉은색을 띠며, 기하학적(0.05년)과 본드(0.01-0.02년) 알베도는 천왕성 고리의 입자 및 내측 넵투니아 달의 입자와 유사하다.[6]링은 일반적으로 광학적으로 얇다(투명하다). 링의 정상적인 광학 깊이는 0.1을 초과하지 않는다.[6]전반적으로, 넵투니아 고리는 목성의 고리들과 닮았다; 두 시스템은 희미하고, 좁고, 먼지투성이의 고리들과 심지어 더 희미하고, 더 넓은 먼지 고리로 구성되어 있다.[8]

해왕성의 고리는 천왕성의 고리와 마찬가지로 비교적 어린 것으로 생각되며, 그들의 나이는 아마도 태양계의 그것보다 현저히 적을 것이다.[6]또한, 천왕성의 고리와 마찬가지로, 해왕성의 고리는 아마도 한 때 내면의 달의 충돌 분쇄에서 비롯되었을 것이다.[8]그러한 사건들은 달팽이 벨트를 만들어 내는데, 이것은 고리의 먼지의 근원으로 작용한다.이런 점에서 해왕성의 고리는 천왕성의 주요 고리들 사이에서 보이저 2호가 관찰한 희미한 먼지 띠와 비슷하다.[6]

이너 링

해왕성의 가장 안쪽 고리는 망원경을 통해 해왕성을 처음 본 요한 고트프리드 갈레의 이름을 따서 갈레 고리로 불린다.[14]이 행성의 폭은 약 2,000 km이고 궤도는 행성에서 41,000–4 3,000 km 떨어져 있다.[5]평균 정상 광학 깊이가 10여−4 개,[a] 등가 깊이가 0.15km인 희미한 고리다.[b][6]이 반지의 먼지 분율은 40%에서 70%로 추정된다.[6][17]

다음 반지는 1846년 넵튠의 위치를 예측한 우르바인 르 베리어(Urbain Le Verrier)의 이름을 따서 르 베리어(Le Verrier)라고 명명되었다.[18]궤도 반경이 약 5만3200㎞로 폭이 약 113㎞로 좁다.[5][7]정상 광학 깊이는 0.0062 ± 0.0015이며, 이는 0.7 ± 0.2 km의 등가 깊이에 해당한다.[7]Le Verrier 링의 먼지 분율은 40%에서 70%까지이다.[8][17]52,526 km로 그 바로 안쪽을 공전하는 작은 달 데스비나는 목자 역할을 함으로써 반지의 구속에 역할을 할지도 모른다.[5]

고원이라고도 알려진 라셀 고리는 넵투니아 계에서 가장 넓은 고리다.[8]이것은 해왕성에서 가장 큰 달인 트리톤을 발견한 영국 천문학자 윌리엄 라셀의 이름이다.[19]이 고리는 약 53,200km의 르 베리에 링과 57,200km의 아라고 링 사이의 공간을 차지하고 있는 희미한 물질이다.[5]그것의 평균 정상 광학 깊이는 약 10으로−4, 0.4 km의 동등한 깊이에 해당한다.[6]반지의 먼지 분율은 20%에서 40%의 범위에 있다.[17]

넵튠에서 57,200km, 폭 100km 미만에 위치한 라셀 링의 바깥쪽 가장자리 부근에는 작은 밝기의 봉우리가 있는데,[5] 일부 행성 과학자들은 프랑스의 수학자, 물리학자, 천문학자, 정치가인 프랑수아 아라고의 이름을 따서 아라고 링이라고 부른다.[20]그러나 많은 출판물들은 아라고 반지를 전혀 언급하지 않고 있다.[8]

애덤스 링

아담스 링의 아크(왼쪽부터 오른쪽까지: 브라테니테, 에갈리테, 리베레테), 안쪽에 르 베리에 링이 있다.

궤도 반지름이 약 63,930km인 바깥쪽 아담스 링은 [5]넵튠의 링 중에서 가장 잘 연구된 것이다.[5]르 베리어와는 독립적으로 넵튠의 위치를 예측한 존 카우치 아담스의 이름을 따서 지은 것이다.[21]이 고리는 폭이 약 35km(15–50km)로 좁고 약간 편심하며 기울어져 있으며,[7] 정상적인 광학 깊이는 호 바깥 0.011 ± 0.003 정도로 약 0.4km의 등가 깊이에 해당한다.[7]이 고리의 먼지 분율은 20%에서 40%로 다른 좁은 고리에 비해 낮다.[17]61,953km의 아담스 링 바로 안쪽 궤도를 돌고 있는 넵튠의 작은 달 갈라테아는 42:43의 바깥쪽 린드블라드 공명을 통해 좁은 범위의 궤도 반지름 안에 고리 입자를 유지하며 목동처럼 행동한다.[13]갈라테아의 중력 영향은 약 30km의 진폭으로 아담스 링에서 42개의 방사형 위글을 생성하는데, 이 위글은 갈라테아의 질량을 추론하는 데 사용되어 왔다.[13]

아크스

아담스 링의 가장 밝은 부분인 링 호는 넵튠 링 시스템의 첫 번째 원소였다.[3]호는 그것이 구성하는 입자들이 불가사의하게 함께 모여 있는 링 내의 이산 지역이다.아담스 링은 5개의 짧은 호로 구성되어 있으며, 247°에서 294°[c]까지의 비교적 좁은 범위의 위도를 차지하고 있다.1986년에 그들은 다음과 같은 경도들 사이에 위치했다.

  • 247–257°(Fraternité),
  • 261–264°(에갈리테 1)
  • 265–266°(에갈리테 2),
  • 276–280°(자유도),
  • 284.5–285.5°(용기).[5][13]

가장 밝고 긴 호는 브라테니테였고, 가장 희미한 호는 용기였다.호들의 정상적인 광학 깊이는 0.03–0.09[6] (성형 후색에 의해 측정된 Liberté 호의 선행 가장자리의 경우 0.034 ± 0.005) 범위에 있는 것으로 추정되며,[7] 방사상의 너비는 연속 링의 너비(약 30km)와 거의 동일하다.[6]등가 깊이의 호는 1.25–2.15 km (리베르테 호의 선행 가장자리의 경우 0.77 ± 0.13 km) 범위에서 다양하다.[7]아크의 먼지 분율은 40%에서 70%이다.[17]아담스 링에 있는 호는 토성의 G 링에 있는 호와 다소 비슷하다.[22]

가장 높은 해상도의 보이저 2 이미지는 호에서 두드러진 뭉침성을 드러냈으며, 눈에 보이는 덩어리가 링을 따라 100~200km에 해당하는 0.1~0.2°의 전형적인 분리를 보였다.덩어리들은 해결되지 않았기 때문에 더 큰 몸체를 포함하거나 포함하지 않을 수 있지만, 태양에 의해 백라이트를 칠 때 그들의 밝기가 증가했다는 것을 증명하는 것처럼, 확실히 미세 먼지 농도와 관련이 있다.[6]

호는 상당히 안정된 구조다.그것들은 1980년대 지상 기반 항성 발암, 1989년 보이저 2호, 1997-2005년 허블 우주망원경 및 지상 기반 망원경에 의해 탐지되었으며 대략 같은 궤도 위도에 머물렀다.[6][12]그러나 몇 가지 변화가 눈에 띄었다.호 전체 밝기는 1986년 이후 감소하였다.[12]용기 호는 8°에서 294°까지 앞으로 뛰어올랐고(아마도 다음 안정적인 공회전 공명 위치로 뛰어넘었을 것이다) 리베레 호는 2003년까지 거의 사라졌다.[23]브라테니테와 에갈리테(1과 2) 호는 상대 밝기에서 불규칙한 변화를 보였다.그들이 관찰한 역학은 아마도 그들 사이의 먼지 교환과 관련이 있을 것이다.[12]Voyager flyby 동안 발견된 매우 희미한 호인 용기는 1998년에 밝기가 폭발하는 것으로 보였다; 그것은 2005년 6월에 다시 평상시의 어슴푸레함으로 돌아왔다.가시광선 관측을 통해 호 내 물질의 총량은 근사적으로 일정하게 유지되었지만, 이전의 관측치가 취해진 적외선 빛 파장에서는 더 어둡다.[23]

감금

애덤스 링의 호는 아직 밝혀지지 않았다.[5]그들의 존재는 퍼즐이다. 왜냐하면 기본적인 궤도 역학관계는 그들이 몇 년에 걸쳐 균일한 고리로 퍼져나가야 한다는 것을 암시하기 때문이다.호들의 감금에 대한 여러 이론이 제시되었는데, 가장 널리 알려진 것은 갈라테아가 42:43의 공동 회전 성향 공명(CIR)을 통해 호를 폐쇄한다는 것이다.[d][13]공명은 반지 궤도를 따라 각각 4° 길이로 84개의 안정된 부지를 만들고, 호는 인접한 부지에 상주한다.[13]그러나 1998년 허블망원경과 케크 망원경으로 고리의 평균 운동을 측정한 결과 고리가 갈라테아와 함께 CIR에 있지 않다는 결론을 내렸다.[11][24]

후기 모델은 구속이 공회전 편심 공명(CER)에서 비롯되었음을 시사했다.[e][25]모델은 공명을 링 가까이 이동시키는 데 필요한 아담스 링의 유한 질량을 고려한다.이 이론의 부산물은 아담스 링의 질량 추정치인데, 갈라테아 질량의 약 0.002이다.[25]1986년에 제안된 세 번째 이론은 고리 안에서 공전하는 추가적인 달을 필요로 한다; 이 경우 호는 안정적인 라그랑지 점들에 갇혀 있다.그러나 보이저 2호의 관측은 발견되지 않은 달의 크기와 질량에 엄격한 제약을 가하여 그러한 이론은 가능성이 낮았다.[6]다른 좀 더 복잡한 이론들은 많은 달팽이가 갈라테아와의 공회전 공진 속에 갇혀 호를 구속하고 동시에 먼지의 근원으로 작용한다고 주장한다.[26]

탐험

이 고리들은 1989년 8월 보이저 2호 우주선의 넵튠 비행 때 자세히 조사되었다.[6]그들은 광학 영상과 자외선과 가시광선에서의 발광의 관찰을 통해 연구되었다.[7]스페이스프로브는 태양에 상대적인 다른 기하학적 구조로 고리를 관측하여 백태광, 정태광, 측면태광의 이미지를 생성했다.[f][6]이러한 영상의 분석은 위상함수(관찰자와 태양 사이의 각도에 대한 링의 반사율에 따라 달라짐)와 링 입자의 기하학적 및 본드 알베도의 유도를 허용했다.[6]보이저 영상의 분석으로 아담스 링 셰퍼드 갈라테아 등 해왕성의 6개의 내성이 발견되기도 했다.[6]

특성.

링 이름 반지름(km)[5] 폭(km) Eq 깊이(km)[b][g] N. 선택 깊이[a] 분진율,%[17] 에크. 포함(°) 메모들
갈레(N42) 40,900–42,900 2,000 0.15[6] ~ 10−4[6] 40–70 ? ? 넓은 희미한 고리
르 베리어(N53) 53,200 ± 20 113[7] 0.7 ± 0.2[7] 6.2 ± 1.5 × 10–3[7] 40–70 ? ? 좁은 고리
라셀 53,200–57,200 4,000 0.4[6] ~ 10−4[6] 20–40 ? ? 라셀링(Lassell ring)은 르베리에에서 아라고에 이르는 희미한 소재의 시트다.
아라고 57,200 <100[6] ? ? ? ? ?
애덤스 (N63) 62,932 ± 2 15–50[7] 0.4[6]

1.25–2.15[7] (호)

 0.011 ± 0.003[7]

0.03–0.09[6](호)

 20–40

40–70(호)

 4.7 ± 0.2 × 10–4[13] 0.0617 ± 0.0043[13] 5개의 밝은 호

*물음표는 파라미터를 알 수 없다는 것을 의미한다.

메모들

  1. ^ a b 링의 정상적인 광학 깊이 τ은 링의 입자에 대한 전체 기하학적 단면의 비율이다.0에서 무한대까지의 값을 가정한다.링을 정상적으로 통과하는 광선은 계수 e에–τ 의해 감쇠된다.[15]
  2. ^ a b 링의 등가 깊이 ED는 링을 가로지르는 정상 광학 깊이의 적분으로 정의된다.즉 ED = =τdr, 여기서 r은 반지름이다.[16]
  3. ^ 경도계는 1989년 8월 18일 현재 고정되어 있다.영점은 해왕성의 영도선에 해당한다.[5]
  4. ^ 경사진 궤도에서 달과 고리 사이의 m 순서의 corotation 기울기 공명(CIR)은 퍼터빙 전위 {\}(달에서)의 패턴 속도가 링 입자의 평균 운동 n n_{과 같을 경우 발생한다 즉, 을 충족해야 한다., where and are the nodal precession rate and mean motion of the moon, respectively.[13]CIR은 링을 따라 2m의 안정적인 사이트를 지원한다.
  5. ^ 편심 궤도 위 달과 고리 사이의 순서 m의 코롯 편심 공진(CER)은 퍼터빙 전위 달에서)의 패턴 속도가 링 입자의 평균 운동 n 과 같을 경우 발생한다 즉, 조건을 충족해야 한다., where and are the apsidal precession rate and mean motion of the moon, respectively.[25]CER은 링을 따라 안정적인 사이트를 지원한다.
  6. ^ 전방 가시광은 태양빛에 비해 작은 각도로 산란된 빛을 말한다.역점광은 태양광에 비해 180°(후진)에 가까운 각도로 산란되는 빛을 말한다.산란 각도는 측면 비산광의 경우 90°에 가깝다.
  7. ^ 갈레와 라셀링의 등가 깊이는 그 폭과 정상적인 광학 깊이의 산물이다.

참조

  1. ^ Hubbard, W.B.; Brahic, A.; Bouchet, P.; Elicer, L.-R.; Haefner, R.; Manfroid, J.; Roques, F.; Sicardy, B.; Vilas, F. (1985). "Occultation Detection of a Neptune Ring Segment". Press Abstracts from the Sixteenth Lunar and Planetary Science Conference, Held March 11–15, 1985, in Houston, TX. 559: 35. Bibcode:1985LPICo.559...35H.
  2. ^ Manfroid, J.; Haefner, R.; Bouchet, P. (1986). "New evidence for a ring around Neptune". Astronomy and Astrophysics. 157 (1): L3. Bibcode:1986A&A...157L...3M.
  3. ^ a b c d e f g h Miner, Ellis D.; Wessen, Randii R.; Cuzzi, Jeffrey N. (2007). "The discovery of the Neptune ring system". Planetary Ring Systems. Springer Praxis Books. ISBN 978-0-387-34177-4.
  4. ^ 행성에서 점점 멀어지는 거리에 나열됨
  5. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q Miner, Ellis D.; Wessen, Randii R.; Cuzzi, Jeffrey N. (2007). "Present knowledge of the Neptune ring system". Planetary Ring System. Springer Praxis Books. ISBN 978-0-387-34177-4.
  6. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z aa ab ac ad ae af Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Banfield, D.; Barnet, C.; Basilevsky, A. T.; Beebe, R. F.; Bollinger, K.; Boyce, J. M.; Brahic, A. (1989). "Voyager 2 at Neptune: Imaging Science Results". Science. 246 (4936): 1422–1449. Bibcode:1989Sci...246.1422S. doi:10.1126/science.246.4936.1422. PMID 17755997. S2CID 45403579.
  7. ^ a b c d e f g h i j k l m n o Horn, Linda J.; Hui, John; Lane, Arthur L. (1990). "Observations of Neptunian rings by Voyager photopolarimeter experiment". Geophysical Research Letters. 17 (10): 1745–1748. Bibcode:1990GeoRL..17.1745H. doi:10.1029/GL017i010p01745.
  8. ^ a b c d e f g h i j k Burns, J.A.; Hamilton, D.P.; Showalter, M.R. (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 3-540-42067-3.
  9. ^ a b Sicardy, B.; Roques, F.; Brahic, A. (1991). "Neptune's Rings, 1983–1989 Ground-Based Stellar Occultation Observations". Icarus. 89 (2): 220–243. Bibcode:1991Icar...89..220S. doi:10.1016/0019-1035(91)90175-S.
  10. ^ Nicholson, P.D.; Cooke, Maren L.; et al. (1990). "Five Stellar Occultations by Neptune: Further Observations of Ring Arcs". Icarus. 87 (1): 1–39. Bibcode:1990Icar...87....1N. doi:10.1016/0019-1035(90)90020-A.
  11. ^ a b Dumas, Cristophe; Terrile, Richard J.; et al. (1999). "Stability of Neptune's ring arcs in question" (PDF). Nature. 400 (6746): 733–735. Bibcode:1999Natur.400..733D. doi:10.1038/23414. S2CID 4427604.
  12. ^ a b c d dePater, Imke; Gibbard, Seren; et al. (2005). "The Dynamic Neptunian Ring Arcs: Evidence for a Gradual Disappearance of Liberté and Resonant Jump of Courage" (PDF). Icarus. 174 (1): 263–272. Bibcode:2005Icar..174..263D. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.020. Archived from the original (PDF) on 2008-07-19.
  13. ^ a b c d e f g h i Porco, C.C. (1991). "An Explanation for Neptune's Ring Arcs". Science. 253 (5023): 995–1001. Bibcode:1991Sci...253..995P. doi:10.1126/science.253.5023.995. PMID 17775342. S2CID 742763.
  14. ^ Editorial (1910). "Obituaries: G. V. Schiaparelli, J. G. Galle, J. B. N. Hennessey J. Coles, J. E. Gore". The Observatory. 33: 311–318. Bibcode:1910Obs....33..311.
  15. ^ Ockert, M.E.; Cuzzin, J.N.; Porco, C.C.; Johnson, T.V. (1987). "Uranian ring photometry: Results from Voyager 2". Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 14, 969–78. Bibcode:1987JGR....9214969O. doi:10.1029/JA092iA13p14969.
  16. ^ Holberg, J.B.; Nicholson, P.D.; French, R.G.; Elliot, J.L. (1987). "Stellar occultation probes of the Uranian rings at 0.1 and 2.2 μm – A comparison of Voyager UVS and earth-based results". The Astronomical Journal. 94: 178–188. Bibcode:1987AJ.....94..178H. doi:10.1086/114462.
  17. ^ a b c d e f Colwell, Joshua E.; Esposito, Larry W. (1990). "A model of dust production in the Neptunian ring system". Geophysical Research Letters. 17 (10): 1741–1744. Bibcode:1990GeoRL..17.1741C. doi:10.1029/GL017i010p01741.
  18. ^ Adams, John (1877). "Prof. Adams on Leverrier's Planetary Theories". Nature. 16 (413): 462–464. Bibcode:1877Natur..16..462.. doi:10.1038/016462a0. S2CID 4096899.
  19. ^ "Fellows deceased, list of Lassell, W". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 41 (4): 188–191. 1881. Bibcode:1881MNRAS..41..188.. doi:10.1093/mnras/41.4.188.
  20. ^ Hansen, P. A. (1854). "Extract of a Letter respecting the Lunar Tables (Obituary of M. Arago)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 14 (4): 102–107. Bibcode:1853MNRAS..14....1H. doi:10.1093/mnras/14.4.97.
  21. ^ "OBITUARY: List of Fellows and Associates deceased during the year: John Couch Adams". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 53 (4): 184–209. 1893. Bibcode:1893MNRAS..53..184.. doi:10.1093/mnras/53.4.184.
  22. ^ Hedman, M. M.; Burns, J.A.; Tiscareno, M.S.; Porco, C.C.; Jones, G.H.; Roussos, E.; Krupp, N.; Paranicas, C.; Kempf, S. (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.
  23. ^ a b Showalter, M.R.; Burns, J.A.; De Pater, I.; Hamilton, D.P.; Lissauer, J.J.; Verbanac, G. (2005). "Updates on the dusty rings of Jupiter, Uranus and Neptune". Dust in Planetary Systems, Proceedings of the Conference Held September 26–28, 2005 in Kaua'i, Hawaii. 1280: 130. Bibcode:2005LPICo1280..130S.
  24. ^ Sicardy, B.; Roddier, F.; et al. (1999). "Images of Neptune's ring arcs obtained by a ground-based telescope". Nature. 400 (6746): 731–733. Bibcode:1999Natur.400..731S. doi:10.1038/23410. S2CID 4308976.
  25. ^ a b c Namouni, Fathi; Porco, Carolyn (2002). "The confinement of Neptune's ring arcs by the moon Galatea". Nature. 417 (6884): 45–47. Bibcode:2002Natur.417...45N. doi:10.1038/417045a. PMID 11986660. S2CID 4430322.
  26. ^ Salo, Heikki; Hanninen, Jyrki (1998). "Neptune's Partial Rings: Action of Galatea on Self-Gravitating Arc Particles". Science. 282 (5391): 1102–1104. Bibcode:1998Sci...282.1102S. doi:10.1126/science.282.5391.1102. PMID 9804544.

외부 링크