土城의 고리 ( 英語 : Rings of Saturn )는 太陽系 에서 어떤 行星의 고리보다도 가장 큰 行星 고리 契이다. 이 고리는 수 마이크로미터에서 數 미터에 이르는 작은 粒子들로 아주 많이 構成되어 있으며, 土星 을 空轉하고 있다. ^[1] 고리 粒子는 거의 大部分이 얼음으로 構成되어 있고, 少量의 構成成分은 巖石 物質이다. 土城의 고리의 形成 過程에 關해서는 아직까지도 結論이 나지 않았다. 高利의 一部 特徵들은 고리가 比較的 最近에 祈願했음을 示唆하지만, 理論的인 模型은 太陽系의 歷史 初期에 形成되었을 것이라고 알려주고 있다. ^[2]

고리는 햇빛을 反射하여 土城의 밝기를 증가시키지만, 地球에서 肉眼 으로는 보이지 않는다. 1610年에 갈릴레오 갈릴레이 가 望遠鏡 으로 土城의 고리를 發見했지만, 그는 望遠鏡의 性能이 좋지 못해 고리를 귀 나 컵의 손잡이 라고 생각했어도 最初로 土城의 고리를 觀測한 사람이 되었다. 1655年, 크리스티안 下違憲스 는 그것을 土城을 둘러싸는 고리로써 最初로 描寫한 사람이 되었다. ^[3] 많은 사람들이 土城의 고리가 아주 작은 고리들로 連續的으로 이루어진 것이라고 생각했지만( 라플라스 以後의 槪念), ^[3] 實際로는 몇 個의 間隙이 存在한다. 同心圓 模樣으로 密度와 밝기의 最大와 最小가 存在하는 고리 圓盤이 고리에 對한 더 正確한 생각이다. ^[2] 고리 內에서도 덩어리의 規模에 비해 텅빈 空間이 많다.

고리는 粒子의 密度가 急激히 줄어드는 다양한 間隙 을 가지고 있다. 이中에 둘은 고리 內에 位置한 것으로 알려진 土星의 衛星 에 依해 열려있고, 그 外 土星의 衛星의 不安定한 軌道公明 을 받는 곳으로 알려진 位置의 많은 것들이 있다. 一部 間隙은 아직 說明되지 못한 채로 남아있다. 反面 安定된 軌道공명은 타이탄 微細고리 나 G 고리 와 같이 몇몇 고리의 긴 持續時間에 原因이 있다.

主要 고리의 範圍 밖에 있는 抛에베 고리 는 抛에베 와 같이 다른 고리에 比해 27度 기울어져 있고, 逆行 方式으로 土城을 公轉한다.

歷史 [ 編輯 ]

갈릴레오의 觀測 [ 編輯 ]

갈릴레오 갈릴레이 는 1610年에 自身의 望遠鏡을 利用하여 最初로 土城의 고리를 觀測했지만, 고리의 正體를 確認하지는 못했다. 그는 토스카나 對共 에게 "行星 土星은 혼자가 아니고, 서로 거의 接觸해 있으며 絶對 움직이지 않고 서로에 對해서 變하지도 않는 셋으로 構成되어 있습니다. 이들은 黃道 와 平行하게 配列되어 있고, 中間의 것(土星)은 나머지 것들(고리의 가장자리)의 크기의 約 세 倍程度 입니다"라고 便紙를 썼다. 또한 그는 土星이 "귀"를 가지고 있다고 描寫했다. 1612年, 고리面이 地球 쪽으로 向하고 있어 고리가 없어진 것처럼 보인 때가 있었다. 이에 혼란스러워진 갈릴레오는 神話 속의 사투르누스 가 그의 아이들이 自身을 神들의 王座에서 끌어내릴 것을 막기 위해 그들을 집어삼킨 것을 參考하여, "土星이 그의 子息을 집어삼킨 것인가?" 라고 궁금해 하기도 했다. ^[4] 1613年 고리가 다시 나타났을 때, 갈릴레오는 더욱 혼란스러워 했다. ^[5]

初期의 天文學者 들은 自身의 硏究 結果 發表를 準備하기 前에 새로운 發見에 對한 所有權을 主張하기 위한 方法으로써 애너그램 을 使用했다. 갈릴레오는 土城의 고리의 發見에 關해 Altissimum planetam tergeminum (나는 가장 먼 行星이 세가지 모습을 가지고 있는 것을 觀測했다)을 smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras 으로 表現했다. ^[6]

고리 理論과 觀測 [ 編輯 ]

1655年, 크리스티안 下違憲스 는 土星이 고리로 둘러싸여 있다고 最初로 主張한 사람이 되었다. 下違憲스 는 갈릴레오 가 使用했던 望遠鏡보다 더 優秀했던 손수 製作한 50倍率 屈折 望遠鏡 을 利用하여 土城을 觀測했고 "그것(土星)은 얇고, 平平하고, 어떤 곳과도 接觸해있지 않으며, 黃道쪽으로 기울어져 있는 고리로 둘러싸여 있다" ^[5] 라고 記錄했다. ^[7]

1675年, 조반니 도메니코 카시니 는 間隙을 통해 土城의 고리가 작고 다양한 고리로 構成되어 있음을 알아내었다. 이들 間隙 中 가장 큰 것은 後에 카시니 間隙 이라고 命名되었다. 이 間隙은 A 고리와 B 고리 사이에 있는 幅 4,800 km의 領域이다. ^[8]

1787年, 피에르시몽 라플라스 는 고리가 아주 많고 작은 固體 고리로 構成되어 있다고 主張했다. ^[3]

1859年, 제임스 클러크 맥스웰 은 고리가 固體로 되어 있거나 不安定하고 分解되어 있지 않음을 밝혀내었다. 그는 고리가, 셀 수 없이 많으며 모두 獨立的으로 土城을 空轉하고 있는 작은 粒子들로 構成되어 있어야 한다고 主張했다. ^[9] 後에, 소피野 코발렙스카야 는 土城의 고리가 고리 模樣의 流體가 될 수 없음을 밝혔다. ^[10] 1895年, 앨러게니 天文臺 의 제임스 킬러 와 풀코보 天文臺 의 아리스타크 벨로폴스키 에 依해 이루어진 고리의 分光學的 硏究를 통해서 맥스웰의 理論의 妥當함이 立證되었다.

고리는 發見된 順序대로 알파벳 巡으로 命名되었다. ^[11] 主要 고리는 行星에서 바깥쪽으로 C, B, A 順으로, 가장 큰 間隙인 카시니 間隙은 B 고리와 A 고리 사이에 있다. 몇몇 稀微한 고리들은 그보다 더 最近에 發見되었다. D 고리는 매우 稀微하고 行星과 가장 가깝다. 좁은 F 고리는 A 고리의 바깥에 있다. 그 以上으로는 아주 稀微한 두個의 고리, G 고리와 E 고리가 있다. 全般的인 規模 面에서 고리는 엄청나게 많은 構造를 보여준다. 一部는 土星의 衛星들에 依한 攝動 과 관계되어 있지만, 說明할 수 없는 것들도 많다. ^[11]

物理的 特徵 [ 編輯 ]

密度가 높은 主要 고리는 土城의 赤道 慰勞 7,000 km에서 80,000 km까지 뻗어있다.( 高利의 主要 세분 參考, 土城의 赤道 半지름은 60,300 km) 推定되는 部分的인 두께가 10 미터 ^[12] 만큼 작거나 1 킬로미터만큼 큰 ^[13] 고리들은 99.9%가 純粹한 물로 構成되어 있고, 나머지 部分은 톨린 이나 硅酸鹽 과 같은 若干의 不純物로 構成되어 있다. ^[14] 主要 고리는 主로 1 센티미터에서 10 미터 範圍의 크기를 가진 粒子들로 構成되어 있다. ^[15]

보이저의 觀測에 根據하면, 고리의 總 質量은 約 3 x 10 ¹⁹ kg일 것으로 推定된다. 이는 土城의 總 質量의 아주 작은 한 部分(藥 50 ppb )이고 土星의 衛星 미마스 보다도 작다. ^[16] 더 最近의 觀測과 카시니의 觀測에 根據한 컴퓨터 模型은 이 測定값이 고리 內의 群集 때문에 너무 작게 測定되었고 實際 質量은 이 값보다 세 倍는 클 것임을 보여주었다. ^[17] 카시니 間隙과 엥케 間隙과 같이 고리에서 가장 큰 間隙들은 地球에서도 觀測될 수 있지만, 아주 작은 것들은 觀測하기가 힘들다. 그래서 보이저 宇宙船을 통해서야 고리가 數千 個의 좁은 間隙과 작은 고리로 構成된 複雜한 構造를 갖고 있다는 것을 發見하게 되었다. 보이저가 發見한 고리의 構造는 土城의 많은 衛星들의 重力적 끌어당김과 같이 各各 다른 方法을 통해 發達한 것으로 推定된다. 一部 間隙들은 판 과 같은 아주 작은 衛星의 通行에 依해 淸掃되기도 한다. ^[18] 一部 작은 고리들은 작은 羊치기 衛星 의 重力적 效果에 依해 維持되는 것으로 보인다. ^{[ 出處 必要 ]} ( 프로메테우스 와 판도라 에 依해 F 고리가 維持되는 것과 類似하다) 또다른 間隙들은 間隙에 位置하는 粒子의 公轉週期와 그보다 훨씬 밖에 있는 아주 무거운 衛星의 公轉週期 사이의 共鳴에 依해 發達한다. 미마스는 이러한 方式으로 카시니 間隙을 維持한다. ^[19] 高利의 많은 構造는 안쪽 衛星의 週期的 重力攝動에 依해 發生하여 共鳴에 若干 支障을 주는 나선파를 包含하고 있다. ^{[ 出處 必要 ]}

카시니 宇宙 探査船의 데이터는 土城의 고리 무리가 스스로 行星의 獨立的인 待機 임을 示唆한다. 待機는 太陽 으로부터 오는 紫外線 이 고리 內의 얼음과 相互作用할 때 만들어지는 酸素 分子(O ₂ ) 氣體로 構成되어 있다. 얼음 破片의 물分子와 紫外線에 依한 化學的인 反應은 여러 가지 中에서 O ₂ 를 形成하고 放出한다. 이 大氣 模型에 따르면, 水素 分子(H ₂ ) 또한 存在한다. O ₂ 와 H ₂ 로 構成된 待機는 宏壯히 稀薄하다. 이것이 어떻게든 고리에 凝結된다면, 待機는 原子 하나의 두께가 될 것이다. ^[20] 고리는 또한 稀薄한 水酸化物 (OH) 大氣와의 類似性을 지니고 있다. O ₂ 와 같이, 이 大氣는 물分子의 分解에 依해 만들어지는데, 이 境遇에서의 分解는 土星의 衛星 엔셀라두스 에서 放出된 물分子에 퍼부어지는 高에너지 이온에 依해 이루어지는 것이다. 極端的으로 稀薄하더라도, 이 待機는 허블 宇宙 望遠鏡 을 통해 地球에서 觀測될 수 있다. ^[21]

土星은 複雜한 패턴의 밝기 變化를 보여준다. ^[22] 가장 큰 變動은 고리의 面이 向하는 方向의 變化 때문이고, ^{[23] [24]} 이는 每番 空轉할 때마다 2回의 週期로 進行된다. 그러나 賞을 重疊시켜(superimose) 보면 이것은 衝에 있는 行星이, 南半球에서 보다 北半球에서 더 밝게 보이게 만드는 行星의 公轉軌道의 離心率에 起因한 變動이다. ^[25]

1980年, 보이저 1號 는 土城을 近接通過하면서 서로 꼬여 複雜한 構造를 한 것처럼 보이는 세 個의 좁은 고리로 構成된 F 고리 를 보여주었다. 이는 現在 안쪽에 어두운 세番째 고리가 位置하여 서로 꼬인 것처럼 錯視를 보여주는, 덩어리와 꼬임으로 構成된 바깥의 두 個의 고리로 알려져 있다. ^{[ 出處 必要 ]}

土城의 分店 人 2009年 8月 11日, NASA의 카시니 探査船에 依해 撮影된 새로운 고리 寫眞은 얼마 되지 않는 고리面 밖으로 몇 군데에서 고리가 相當한 크기로 뻗어있는 것을 보여주었다. 이 變位는 間隙을 形成하는 衛星, 다프니스 의 軌道가 고리面에서 벗어나 있기 때문에 킬러 間隙의 가장자리에서 4 km에 이를만큼 크다. ^[26]

主要 고리의 形成 [ 編輯 ]

土城의 고리는 土城의 形成 時期를 測定함에 따라 매우 오래되었을 것이다. 土城의 안쪽 고리의 起源에 關한 두가지 主要 理論이 있다. 元來 19世紀에 에두아르 로슈에 依해 主張된 한 理論은, 過去에 起潮力( 로슈限界 參考)에 依해 散散조각 날 만큼 가까워질 때까지 土城을 空轉하다가 破壞된 (로마 神話의 女神, 베리타스로 이름 붙여진)토성의 衛星이라는 것이다. ^[27] 變形된 이 理論은 고리가 나중에 巨大한 彗星 이나 小行星 과 衝突하여 衛星이 分解된 것이라는 것이다. ^[28] 두番째 理論은 고리가 衛星의 破片이 아닌 代身에, 土城을 形成했던 星雲 物質들의 殘滓라는 것이다. ^{[ 出處 必要 ]}

좀 더 古典的인 粉碎된 衛星 理論은 고리가 미마스 보다 若干 큰, 지름 400~600 km의 衛星의 破片으로 構成되어 있다는 것이다. 約 40億 年 前, 後記 隕石 大衝突機 동안에 衛星을 充分히 粉碎할 수 있을만한 巨大한 天體와의 衝突이 있었을 것이다. ^[29]

最近 R. M. 캐넙 에 依해 變形된 이 理論은 고리가 土星이 아직 가스 星雲에 둘러싸여 있던 形成期에 行星 쪽으로 螺旋을 그리며 떨어지다 外部層이 벗겨진, 타이탄 크기로 매우 큰 衛星의 얼음 맨틀의 殘骸의 一部에 該當한다고 한다. ^{[30] [31]} 이는 고리 內의 巖石物質의 不足을 說明할 것이다. 고리는 初期에 只今보다 훨씬 무겁고(~1000배) 넓었을 것이다. 高利의 外郭 部分의 物質은 합쳐져 테티스 와 같은 土星의 衛星이 되었다. 이러한 大部分의 衛星들의 構成 要素 또한 巖石物質의 不足을 說明할 수 있다. ^[31] 增加하고 있는 엔셀라두스 의 密度는 現在 1.61 g/cm ³ 로, 1.15 g/cm ³ 人 미마스나 0.97 g/cm ³ 人 테티스와 比較해보면, 以後 엔셀라두스의 衝突的 또는 低溫火山活動적(cryovolcanic) 進化가 衛星의 까다로운 얼음 損失로부터 惹起되었음을 알 수 있다. ^[31]

初期의 무거운 고리에 關한 아이디어는 나중에 레아 와 같은 土星의 衛星들의 形成에 關한 說明까지 擴張된다. ^[32] 初期의 무거운 고리가 얼음 뿐만 아니라 巖石物質 덩어리(>100 km 半徑)도 包含하고 있었다면, 이러한 硅酸鹽 天體들은 얼음을 더 많이 吸收하여 고리의 重力 相互作用과 土城의 조석 相互作用으로 인해 繼續해서 넓은 軌道로 轉移하여 고리로부터 벗어나게 된다. 로슈限界 內의 巖石 天體들은 追加的인 物質을 吸收하기 充分할 程度로 密度가 높지만, 얼음 天體와 같은 것들은 密度가 낮아 그렇지 못하다. 고리 바깥쪽에 새로 形成된 衛星들은 無作爲 倂合을 통해 進化하기 始作할 것이다. 이 過程은 레아와 같은 土星의 衛星의 硅酸鹽 物質의 變化와 土城과 가까울수록 硅酸鹽 物質이 적어지는 傾向도 說明할 수 있다. 이에 따라 레아는 遠視 고리에서 形成된 衛星 中 가장 늙은 것이 될 것이고, 土城과 가까운 衛星일수록 젊을 것이다. ^[32]

流星體 먼지의 流入으로 時間에 따라 고리가 漸漸 검은色으로 變色되어야 할 것을 考慮하면, 土城의 고리를 構成하는 얼음의 밝기와 純度는 고리의 年齡이 約 1億 年 程度로, 土星보다 훨씬 어리다는 證據로 들어왔었다. 그러나, 새로운 硏究는 B 고리가 流入되는 物質을 稀釋시킬 程度로 充分히 무겁기 때문에 太陽系의 年齡 以上의 期間 동안 黑色化를 防止할 수 있음을 보여주었다. 고리 物質은 고리 內의 群集을 形成하여 後에 衝突로 分解됨으로써 循環되고 있을지도 모른다. 이는 젊게 보이는 고리 內의 一部 物質을 說明할 것이다. ^[33]

래리 에스포지토 가 이끄는 카시니 UVIS 硏究팀은 항성掩蔽 를 利用하여 F 고리 內에서 27 미터에서 10 킬로미터까지 이르는 13 個의 天體를 發見하였다. 이것들은 半透明했는데, 이들이 數 미터에 이르는 얼음 바위의 一時的인 凝集物임을 暗示한다. 에스포지토는 이것이 土城의 고리의 基本 構造로, 서로 뭉치고 後에 散散조각 나는 粒子라고 여겼다. ^{[34] [35]}

고리 內의 세분 및 構造 [ 編輯 ]

土城의 고리界에서 가장 密度가 높은 部分은 카시니 間隙(1675年 조반니 도메니코 카시니 에 依해 發見됨) 에 依해 分離된 A 고리와 B 고리이다. 마찬가지로 1850年에 發見된 C 고리도 카시니 間隙과 特徵에 있어서 類似한데, 이러한 領域들은 主要 고리를 構成한다. 主要 고리는 密度가 높고 微細먼지 고리보다는 큰 粒子들로 構成되어 있다. 微細먼지로 構成된 境遇는 土城의 最上層 구름 쪽까지 뻗어있는 D 고리와 G 고리, E 고리, 그 外 主要 고리界 뒤에 있는 다른 것들이 있다. 이렇게 稀微한 고리들은 構成 粒子의 크기가 작기 때문에 거의 먼지로만 構成된 것을 特徵으로 한다. 이들의 化學的 組成은 主要 고리와 類似한데, 거의 大部分 얼음으로 構成되어 있다. A 고리의 가장자리 바로 바깥에 있는 좁은 F 고리는 構成 部分이 매우 密度가 높지만, 먼지크기 粒子 또한 많은 量으로 가지고 있기 때문에 分類하기가 매우 어렵다.

2007年 5月 5日, 카시니의 협각 카메라로 빛이 비추어지지 않고 있는 土城의 D, C, B, A, F 고리(왼쪽에서 오른쪽으로)를 撮影한 自然色相 모자이크 寫眞이다.

데이터 票 [ 編輯 ]

週:
⁽¹⁾ 거리는 間隙, 고리, 1,000 km 보다 좁은 微細고리(ringlet)의 中心까지 잰 것
⁽²⁾ 非公式的인 名稱
⁽³⁾ 有名한 이름이 아닌 한 國際天文聯盟 에서 指名한 이름을 使用함. 넓은 間隙은 警戒( division )라 일컫고, 좁은 間隙은 틈( gap )이라고 일컬음
⁽⁴⁾ 데이터는 大部分 行星의 指名 命名法 事前 , NASA 情報報告書 와 一部 論文에서 가져온 것 ^{[36] [37] [38]}

高利의 主要 세분 [ 編輯 ]

C 고리 內의 構造 [ 編輯 ]

카시니 間隙 內의 構造 [ 編輯 ]

• 出處: ^{[39] [40]}

A 고리 內의 構造 [ 編輯 ]

위 寫眞은 2004年 12月 12日에 카시니의 협각 카메라로 햇빛이 비추어지는 고리 部分을 비스듬하게(4도 程度) 撮影한 自然色相 모자이크 寫眞이다. 아래寫眞은 2005年 5月 3日에 行해진 라디오파 掩蔽 觀測으로 그려진 假想寫眞이다. 낮은 寫眞에서의 色은 고리 입자 크기에 對한 情報를 나타내는데 利用된다.(맨 위에서 두番째 寫眞의 說明 參考)

D 고리 [ 編輯 ]

D 고리( D Ring )는 가장 안쪽의 고리로, 매우 稀微하다. 1980年, 보이저 1號 가 이 고리 內에서 D73, D72, 그리고 土城과 가장 가까운 別個의 微細고리 D68로 命名된 微細고리 세 個를 發見했다. 約 25年 後, 카시니가 撮影한 寫眞은 D72街 相當히 幅이 넓고 더 稀微하게 된데다, 行星 方向으로 200 km 移動한 것을 보여주었다. ^[41]

D 고리에서 보이는 것은 30 킬로미터 間隔의 微細規模 波動 構造이다. C 고리와 D73 사이의 間隙에서 처음 본 이 救助는, ^[41] 2009年 土城의 分店 동안에 D 고리에서 B 고리의 안쪽 끝까지 半徑거리 19,000 km까지 뻗은 채로 發見되었다. ^{[42] [43]} 이 波動은 振動數가 2 m에서 20 m인 垂直 波狀 주름의 나선 패턴으로, ^[44] 波動의 週期는 時間에 따라 減少하고 있다.(1995년에는 60 km, 2006年에는 30 km) 이로부터 波動이 1983年 末에 고리 赤道面에 對해 기울어진채로 粉碎된 彗星의 殘骸 구름(質量이 ~10 ¹² kg)의 衝突로 起源되었을 수도 있음을 推論할 수 있다. ^{[41] [42] [45]} 이와 類似한 木星의 主要 고리 에서의 나선 패턴은 1994年 슈메이커-레비 第9彗星 에서 온 物質과의 衝突로 인해 惹起된 攝動 의 結果로 判斷되었다. ^{[42] [46] [47]}

C 고리 [ 編輯 ]

C 고리( C Ring )는 幅이 넓지만 稀微한 고리이다. B 고리의 안쪽에 位置해 있다. 이 고리는 1850年 윌리엄 본드 와 조지 본드 에 依해 發見되었다. 윌리엄 R. 도스 와 요한 갈레 또한 그들과 別個로 고리를 觀測했다. 윌리엄 라셀 은 이 고리를 밝은 A 고리와 B 고리에 比해 어두운 物質로 構成된 것처럼 보이기 때문에 "크레이프 고리"( Crepe Ring )라고 이름 붙였다. ^[48]

C 고리의 垂直 두께는 5 미터이고, 質量은 1.1×10 ¹⁸ kg으로 推定된다. 그리고 고리의 光學的 깊이 가 0.05에서 0.12까지 달라진다. ^{[ 出處 必要 ]} 이는 고리가 가려지면서 5 퍼센트에서 12 퍼센트 사이의 빛만 水平으로 비추어지고 있기 때문에 그 結果로 위에서 觀測할 때, 고리는 거의 透明하게 된다. D 고리에서 最初로 보인 30 킬로미터 波長의 나선 波狀 주름은 2009年 土城의 分店 동안 C 고리까지 뻗은 채로 觀測되었다.(위 參考)

콜롬보 間隙과 타이탄 微細고리 [ 編輯 ]

콜롬보 間隙( Colombo Gap )은 C 고리의 안쪽에 位置해 있는 間隙이다. 間隙 內에는 土城의 中心部로부터 77,883 킬로미터 떨어진 곳에 中心을 둔 밝고 좁은 콜롬보 微細고리가 位置해있다. 이 微細고리는 衛星 타이탄 과의 軌道公明 에 支配를 받기 때문에 타이탄 微細고리( Titan Ringlet ) 로도 불린다. ^[49] 고리 內의 이 位置에서, 고리 粒子의 近日點 歲差運動 거리는 타이탄의 軌道運動 거리와 同一하기 때문에 이 特異한 微細고리의 바깥쪽 끝部分은 恒常 타이탄 쪽을 向하고 있다. ^[49]

맥스웰 間隙과 微細고리 [ 編輯 ]

맥스웰 間隙( Maxwell Gap )은 C 고리의 바깥 部分 內에 位置해 있는 間隙이다. 또한 間隙은 密度가 높은 非原形 微細고리인 맥스웰 微細고리( Maxwell Ringlet )를 包含하고 있다. 많은 點에서 이 微細고리는 天王星의 엡실론 고리 와 類似하다. 두 고리의 中心에는 波動과 類似한 構造가 있다. 엡실론 고리의 波動이 天王星의 衛星인 코델리아 에 依해 發生한 것으로 여겨지지만, 맥스웰 間隙의 境遇 現在까지 그러한 構造를 惹起한 것으로 推定되는 衛星이 發見되지 않았다. ^[34]

B 고리 [ 編輯 ]

B 고리( B Ring )는 고리 中에서 가장 巨大하고, 밝으며, 가장 무겁다. 高利의 두께는 5 미터에서 15 미터 程度로 推定되고, 質量은 2.8×10 ¹⁹ kg이며, 光學的 깊이는 0.4에서 2.5까지 달라진다. 이는 B 고리의 一部分이 가려지면서 91%의 햇빛이 通過한다는 뜻이다. ^{[ 出處 必要 ]} B 고리는 密度와 밝기의 다양한 變化를 隨伴하고 있다. 이는 거의 모두 說明되지 않고 있으며, B 고리가 어떠한 間隙을 包含하고 있지 않더라도 圓模樣의 좁은 微細고리로써 보이게 만든다. ^{[ 出處 必要 ]} B 고리의 바깥 部分에서는 主要 고리面에서 2.5 킬로미터까지 벗어난 垂直 構造가 包含되어 있다.

테 [ 編輯 ]

1980年까지, 土城의 고리의 構造는 오로지 重力 에 依한 反應에 依해서만 惹起된 것으로 說明되어 왔다. 그런데 보이저 宇宙船에서 온 寫眞은 테( spoke )로 알려져 있는, ^[50] B 고리의 半頃에 따른 特徵을 보여주었다. 테는 고리의 持續性과 回轉이 重力 軌道力學 의 說明과 一致하지 않아, 이런 原理로는 說明할 수가 없다. ^[51] 또 테는 後方散亂광에서 어둡게, 前方散亂광에서 밝게 보인다.( 갤러리 寫眞 參考) 이 變化는 約 60˚에 가까운 位相角 에서 發生한다. 테의 構成에 關한 旣成 理論은, 테가 아주 微細한 먼지粒子로 構成되어 있다고 한다. 이 먼지粒子들은 土城의 磁氣圈 內에서 거의 同時에 回轉함으로써 일어난 靜電氣的 反撥에 依해 主要 고리에서 날아와 停滯했다. 電氣的 攝動이 土城의 大氣나 고리에 微笑 流星體 가 衝突하면서 일어난 번개에 依해 테가 發生했을지도 모른다고 主張되어 왔지만, 이를 만들어내는 正確한 메커니즘은 아직까지 알려져 있지 않다. ^[52]

테는 카시니 探査船이 觀測할 때까지 約 25年 동안 다시 觀測되지 않았다. 2004年 秒에 카시니가 土星에 到着했을 때 이 테는 보이지 않았다. 一部 科學者들은 테의 形成을 說明하기 위한 試圖로 模型에 根據하여, 2007年까지 테가 觀測되지 않을 것이라 推測했다. 그럼에도 不拘하고, 카시니 映像 팀은 繼續해서 고리 寫眞에서 테가 撮影되길 期待했다. 이들은 다음 해, 2005年 9月 5日에 撮影된 寫眞에서 그것을 볼 수 있었다. ^[53]

테는 土星이 分店에 가까워질 때인 土城의 한겨울에 사라지고, 한여름에 다시 나타나는 季節的인 現象으로 보인다. 테가 29.7年 週期로 土星이 空轉함에 따라 달라지는 季節的인 效果라는 主張은 카시니 任務 後年에 이들이 漸進的으로 再出現함으로써 뒷받침되었다. ^[54]

所謂性 [ 編輯 ]

2009年, 分店 동안에 B 고리에 박혀있는 所謂性이 周邊에 그림자를 드리우면서 發見되었다. 크기는 直徑 400 미터(1,300 ft)로 推定된다. ^[55] 所謂性에게는 S/2009 S 1 이라는 臨時名稱이 주어졌다.

카시니 間隙 [ 編輯 ]

카시니 間隙( Cassini Division )은 A 고리와 B 고리 사이에 있는 4,800 km 幅의 領域으로, 1675年 파리 天文臺의 2.5인치 대물렌즈 에 20 피트 焦點길이 , 90倍率 屈折望遠鏡 을 利用한 조반니 카시니 에 依해 發見되었다. ^{[56] [57]} 地球에서 이 間隙은 고리의 얇고 검은 空白으로 보인다. 그러나, 보이저는 이 間隙이 C 고리와 많은 類似性을 가지고 있는 고리 物質들을 包含하고 있음을 發見했다. ^[34] 相對的으로 낮은 密度의 物質들이 고리의 두께를 통해 빛을 더 많이 透過시키기 때문에, 고리의 빛이 비춰지지 않는 쪽에서 보면 間隙은 밝게 보인다.( 갤러리 의 두番째 寫眞 參考) ^{[ 出處 必要 ]}

카시니 間隙의 안쪽 가장자리는 强力한 軌道公明 에 依해 統制된다. 이 位置에서의 고리 粒子의 軌道는 恒常 미마스 의 軌道의 두 倍이다. ^[58] 공명은 미마스가 이 位置에서의 고리 粒子를 뭉치게 하고, 粒子의 軌道를 不安定하게 만들어서 고리 密度의 銳利한 絶斷을 招來하도록 끌어당기게 만든다. 그러나, 카시니 間隙 內의 微細고리 사이에 있는 다른 많은 間隙들은 어떻게 形成되었는지 아직 밝혀지지 않았다. ^{[ 出處 必要 ]}

下違憲스 間隙 [ 編輯 ]

下違憲스 間隙( Huygens Gap )은 카시니 間隙의 안쪽 가장자리에 位置해 있다. 이 間隙은 中間에 密度가 높고, 둥근 下違憲스 微細고리( Huygens Ringlet )를 包含하고 있다. 이 微細고리는 미마스와의 2:1에 가까운 公明과 B 고리의 바깥쪽 原形 가장자리의 影響으로 인해 發生하는 것으로 여겨지는 幾何學的 幅과 光學的 깊이의 不規則한 防衛 變化를 보이고 있다. 下違憲스 微細고리 바로 바깥에는 좁은 微細고리가 하나 더 있다. ^[34]

A 고리 [ 編輯 ]

A 고리 는 여기로 連結됩니다. 글字에 對해서는 A 文書를 參考하십시오.

A 고리( A Ring )는 가장 바깥쪽에 있는 크고 밝은 고리이다. 고리의 안쪽 境界는 카시니 間隙이고, 뚜렷한 바깥쪽 境界는 작은 衛星 아틀라스 의 軌道와 가깝다. A 고리는 엥케 間隙에 依해 바깥쪽 가장자리의 幅의 22%에 該當하는 幅이 끊겨있다. 바깥쪽 가장자리의 幅의 2%에 該當하는 더 좁은 間隙은 킬러 間隙이라 불린다.

A 고리의 두께는 10 미터에서 30 미터로 推定되고, 質量은 6.2×10 ¹⁸ kg(大略 히페리온 의 質量)이며, 光學的 깊이는 0.4에서 1.0까지 달라진다. ^{[ 出處 必要 ]}

B 고리와 類似하게, A 고리의 바깥쪽 가장자리는 軌道共鳴에 依해 維持되는데, 이 境遇는 야누스 와 에피메테우스 의 7:6 共鳴이다. ^{[ 出處 必要 ]} 또한 A 고리의 構造 大部分을 說明하는 다른 軌道공명은, 고리 內의 다양한 나선 密度派(衛星에 依한 것보다는 덜한 程度, 다른 고리도 마찬가지)에 依해 誘發된다. 이러한 密度派 는 銀河의 螺旋팔 을 說明하는 것과 同一한 物理過程에 依해 說明된다. 또 同一한 理論에 依해 記述되는 A 고리의 나선 屈曲 波動은, 압축파이기 보다는 고리의 垂直的 波狀 주름이다. ^{[ 出處 必要 ]}

2014年 4月, NASA의 科學者들은 A 고리의 바깥쪽 가장자리 近處가 새로운 衛星의 形成 段階 에 있을 수도 있다고 發表했다. ^{[59] [60]}

엥케 間隙 [ 編輯 ]

엥케 間隙( Encke Gap )은 A 고리 內의 幅 325 킬로미터의 間隙이다. 土城의 中心으로부터 133,590 킬로미터 떨어진 곳을 中心으로 두고 있다. ^[61] 엥케 間隙은 間隙 內에서 空轉하고 있는 작은 衛星인 판 에 依해 形成되었다. ^[62] 카시니 探査船이 撮影한 寫眞은 間隙에 적어도 세個의 얽힌 얇은 微細고리가 있음을 보여주었다. ^[34] 板이 螺旋을 그리는 물결痕跡을 追加的으로 誘發하는 동안, 間隙의 兩쪽에서 보이는 나선 密度파는 고리 近處 外部에 있는 衛星과의 共鳴에 依해 誘發된다.( 갤러리 參考) ^[34]

요한 엥케 그 自身은 이 間隙을 觀測하지 못했고, 나중에 그의 고리의 觀測을 기리기 위해서 이름 붙여졌다. 間隙은 1888年에 제임스 에드워드 킬러 에 依해 發見되었다. ^[48] A 고리에서 두番째로 크고, 보이저에 依해 發見된 間隙은 킬러를 기리기 위해 킬러 間隙으로 이름 붙여졌다. ^[63]

엥케 間隙은 完全히 A 고리 內에 있기 때문에 틈( gap )이다. 2008年 國際天文聯盟 에서 明確한 定義를 내릴 때까지, 틈( gap )과 警戒( division )라는 用語 사이의 몇가지 曖昧性이 있었다. 그前까지만 해도 間隙은 "엥케 警戒"( Encke Division )라고 불렸었다. ^[64]

킬러 間隙 [ 編輯 ]

킬러 間隙( Keeler Gap )은 A 고리 內의 幅이 42 킬로미터인 間隙이다. 高利의 바깥쪽 가장자리에서 大略 250 킬로미터 떨어져 있다. 間隙 內에서 空轉하면서 間隙을 淸掃하는 작은 衛星인 다프니스 가 2005年 5月 1日에 發見되었다. ^[65] 衛星은 間隙의 가장자리에 搖動을 誘發한다. ^[34] 다프니스의 空轉은 고리面 쪽으로 기울어져 있기 때문에, 그것으로부터 誘發되는 搖動은 고리面에 對해 위쪽으로 1.5 km (0.93 마일) 距離에 이르는 垂直 要素를 가지고 있다. ^{[66] [67]}

킬러 間隙은 보이저에 依해 發見되었고, 天文學者 제임스 에드워드 킬러를 기리기 위해 그의 이름이 間隙의 名稱에 붙여졌다. 또 킬러는 엥케 間隙을 發見하여 요한 엥케를 기리기 위해 그의 이름을 間隙의 名稱으로 붙였다. ^[48]

所謂性 [ 編輯 ]

2006年, 네 個의 작은 " 所謂性 "( moonlet )이 카시니가 撮影한 A 고리의 寫眞에서 發見되었다. ^[68] 所謂性은 直徑이 고작 約 100 미터 程度로, 直接 觀測하기에는 매우 작다. 카시니가 實際로 觀測한 것은 所謂性이 일으킨 數百 킬로미터에 이르는 프로펠러 模樣의 攝動이다. 이러한 天體들은 A 고리 內에 數百 個 程度 包含되어 있다고 推定되었다. 2007年, 여덟 個의 所謂性이 더 發見되었다. 이들은 主로 土城의 中心으로부터 約 130,000 km 떨어져 있는, 3000 km 臺에 갇혀 있었고, ^[69] 2008年까지 150個 以上의 프로펠러 小委性이 觀測되었다. ^[70] 몇年 동안 追跡해온 것은 블레리오( Bleriot )라고 이름 붙여졌다. ^[71]

로슈 間隙 [ 編輯 ]

A 고리와 F 고리 사이의 間隙은 프랑스의 物理學者 에두아르 로슈 를 기리기 위해 로슈 間隙( Roche Division )으로 붙여졌다. ^[72] 로슈 間隙은 巨大한 天體가 (土城과 같은)행성과 매우 가까이 있을 때 行星의 起潮力 에 依해 散散조각나는 物理學的 槪念인 로슈 限界 와 混同하지 말아야 한다. ^[73] 主要 고리系의 바깥쪽 가장자리에 位置해 있는 로슈 間隙은 事實 고리가 衛星으로 吸收될 수 없는 이유인 土城의 로슈 限界와 가장 가까이에 있다. ^[74]

카시니 間隙과 같이, 로슈 間隙은 텅 비어있지 않고 物質 덩어리를 包含하고 있다. 이 物質의 特徵은 貧弱하고 먼지투성이의 D 고리, E 고리, G 고리와 類似하다. ^{[ 出處 必要 ]} 로슈 間隙 內의 두 位置에서는 다른 位置보다 먼지의 集中이 크다. 이것들은 카시니 探査船 映像 팀에 依해 發見되었고, 臨時 名稱이 주어졌다. R/2004 S 1 은 衛星 아틀라스 의 軌道를 따라 놓여있고, R/2004 S 2 는 프로메테우스 의 軌道의 안쪽, 土城의 中心으로부터 138,900 km 떨어진 곳에 中心을 두고 있다. ^{[ 出處 必要 ]}

F 고리 [ 編輯 ]

F 고리( F Ring )는 土星의 가장 바깥쪽에 있는 別個의 고리이고 時間 單位의 時間規模로 特徵이 變하고 있는, 아마도 太陽系에서 가장 活動的인 고리일 것이다. ^[75] 고리는 A 고리의 바깥쪽 가장자리에서 3,000 km 뒤에 位置해 있다. ^[76] F 고리는 1979年 파이오니어 11號 映像 팀에 依해 發見되었다. ^[77] 매우 얇고, 幅이 고작 數百 킬로미터로, 안쪽과 바깥에서 空轉하고 있는 羊치기 衛星 人 프로메테우스와 판도라 에 依해 維持되고 있다. ^[62]

最近 카시니 探査船이 撮影한 近接 撮影 寫眞은 F 고리가 한個의 고리 核과 그 周邊의 나선 가닥을 包含하고 있음을 보여주었다. ^[78] 또한 프로메테우스가 최원점에서 고리와 近接할 때, 衛星의 重力이 F 고리의 안쪽 部分에 어두운 홈(channel)을 두어, 고리의 物質을 '훔쳐감'으로써 고리의 구부러짐과 꼬임을 誘發한다.( 갤러리 에 있는 F 고리 寫眞의 비디오 링크 參考) F 고리 內의 物質보다 土城을 더 빨리 公轉하는 프로메테우스로 인해, 새로운 홈들은 各各 以前의 것보다 約 3.2度 앞쪽에 形成된다. ^[75]

2008年, F 고리 內에서 空轉 中인 美觀測된 작은 衛星이 프로메테우스의 攝動으로 인해 繼續해서 고리의 좁은 核을 通過하고 있음을 示唆하는 搖動 原因이 더 發見되었다. 작은 衛星 中 하나는 S/2004 S 6 일 것이라고 暫定的으로 確認되었다. ^[75]

F 고리의 255˚(藥 70%)를 보여주는 107張의 寫眞을 合成하여 만든 모자이크 寫眞. 半徑 幅(꼭대기에서 바닥까지)은 1,500 km이다.

外郭 고리 [ 編輯 ]

야누스/에피메테우스 고리 [ 編輯 ]

2006年 카시니 探査船이 撮影한 前方散亂狂 寫眞에 드러난 것과 같이, 야누스 와 에피메테우스 의 軌道가 位置한 領域 近處에는 稀微한 먼지 고리가 있다. 이 고리는 半徑 幅이 約 5,000 km이다. ^[79] 이것의 根源은 衛星의 表面과 流星體 와의 衝突로 인해 솟아올라, 軌道 經路를 둘러싸는 稀微한 고리를 形成한 粒子이다. ^[80]

G 고리 [ 編輯 ]

G 고리( G Ring )는 F 고리와 E 고리 의 始作點 사이의 中間에 있는 매우 얇고, 稀微한 고리이다.( 갤러리 의 마지막 寫眞 參考) 고리의 안쪽 가장자리는 미마스의 軌道 안쪽으로 約 15,000 km 떨어져 있다. G 고리는 고리의 안쪽 가장자리 近處에 뚜렷하고 밝은 號( 海王星의 고리 의 號와 類似하다)를 하나 包含하고 있다. 號는 G 고리의 둘레의 約 6分의 1倍만큼 뻗어있고, 미마스와 7:6 軌道共鳴에 依해 제자리에 維持되는 0.5 km 直徑의 所謂性 아이街이온 에 中心을 두고 있다. ^{[81] [82]} 號는 直徑이 數 미터 까지의 얼음 粒子로 構成되어 있고, G 고리의 一部分은 이 號에서 放出된 먼지로 構成된 것으로 여겨지고 있다. 9,000 km 幅의 G 고리 全體에 비해, 好意 半徑 幅은 約 250 km 程度 밖에 되지 않는다. ^[81] 號는 直徑이 約 100 미터의 작은 얼음 所謂性에 該當하는 物質을 包含하고 있을 것으로 여겨지고 있다. ^[81] 유성진 과의 衝突로 인해 아이街이온과 다른 根源 天體에서 放出된 먼지는, 土城의 磁氣圈(G 고리의 軌道 運動보다 훨씬 빠르게 回轉하는, 土城의 磁氣場 과 同時에 回轉하는 플라스마 )과의 相互作用 때문에 號에서 벗어나게 된다. 이러한 작은 粒子들은 繼續해서 유성진과의 많은 衝突로 인해 侵蝕되고, 플라스마의 人力에 依해 흩어진다. 數千 年 동안 고리는 徐徐히 質量을 잃게 되지만, ^[83] 아이街이온과 유성진의 繼續되는 衝突로 다시 補充된다.

메토네 고리 號 [ 編輯 ]

2006年 9月에 처음으로 觀測된, 세로 方向으로 約 10度假量 걸쳐 있는 稀微한 고리 號는 衛星 메토네 와 聯關되어 있다. 湖의 物質은 유성진 과의 衝突에 依해 메토네에서 放出된 먼지에 該當할 것으로 여겨지고 있다. 號 內의 먼지의 分散은 (G 고리 內의 好意 分散 메커니즘과 類似한) 미마스 와의 14:15 軌道共鳴에 起因한 것이다. ^{[84] [85]} 同一한 軌道共鳴의 影響을 받아, 메토네는 自身의 軌道에서 京都 5˚의 振幅을 가진 채 前後로 振動을 한다.

안테 고리 號 [ 編輯 ]

2007年 6月에 처음 觀測된, 세로 方向으로 約 20度假量 걸쳐 있는 稀微한 고리 號는 衛星 안테 와 聯關되어 있다. 湖의 物質은 유성진과의 衝突에 依해 안테에서 放出된 먼지에 該當하는 것으로 여겨지고 있다. 號 內의 먼지의 分散은 미마스와의 10:11 共鳴에 起因한 것이다. 同一한 共鳴의 影響으로, 안테는 自身의 軌道에서 京都 14度 以上으로 前後로 運動하게 된다. ^{[84] [85]}

팔레네 고리 [ 編輯 ]

2006年 카시니 探査船에 依해 撮影된 前方散亂狂 寫眞에서, 팔레네 의 軌道를 共有하는 稀微한 먼지 고리가 드러났다. ^[79] 이 고리는 半徑 幅이 約 2,500 km이다. 高利의 根源은 流星體와의 衝突로 팔레네의 表面에서 放出되어, 自身의 軌道 經路를 둘러싸는 稀微한 고리를 形成한 粒子이다. ^{[80] [85]}

E 고리 [ 編輯 ]

E 고리( E Ring )는 두番째로 가장 바깥에 있는 고리이고, 매우 幅이 넓다. 硅酸鹽 , 二酸化炭素 , 암모니아 및 얼음으로 構成된 매우 작은(마이크로미터 以下) 粒子로 構成되어 있다. ^[86] E 고리는 미마스와 타이탄 의 軌道 사이에 分布해 있다. ^[87] 다른 고리와는 달리, 눈에 보일 程度의 얼음덩어리 보다는 아주 微細한 粒子로 構成되어 있다. 2005年, E 고리의 物質의 根源은 衛星 엔셀라두스 의 南極 領域에 있는 " 타이거 스트라이프 "( tiger stripe )에서 나오는 얼음火山의(cryovolcanic) 噴出物 ^{[88] [89]} 인 것으로 推定되었다. 主要 고리와는 달리, E 고리는 2,000 km 以上 두껍고, 엔셀라두스와의 距離가 增加할수록 두께가 增加한다. ^[87]

E 고리의 粒子는 고리 內에서 公轉하는 衛星에 뭉치려는 傾向이 있다. 테티스 의 巡行 反求( leading hemisphere , 衛星의 公轉 方向의 反求)의 赤道는 거기서 流入된 物質에 依해 若干 파란色을 띤다. ^[90] 텔레스토 , 칼립소 , 헬레네 , 폴리데우케스 와 같은 트로이 衛星들은 特히 고리의 面의 아래 위로 軌道 運動을 함으로써 影響을 많이 받는다. 그 結果로, 衛星들의 表面은 밝은 物質로 뒤덮여 있어 주름 없이 매끄러운 것이 特徵이다. ^[91]

抛에베 고리 [ 編輯 ]

2009年 10月, 抛에베 의 軌道 바로 안에 稀微한 物質 圓盤의 發見이 發表되었다. 發見 當時에, 圓盤은 모서리가 地球를 向해 있었다. 이 圓盤은 다른 고리들처럼 大略的으로 說明된다. 매우 巨大하긴( 겉보기 크기 가 地球에서 보이는 보름달의 두倍) 해도, 고리는 事實 보이지 않는다. 고리는 NASA의 스피처 宇宙 望遠鏡 을 利用해서 發見되었고, ^[92] 觀測 全體 範圍에서 보였는데, 土城의 半지름의 128~207倍 만큼 뻗어있었다. ^[93] 計算은 59 土星 半지름의 이아페투스 의 軌道를 안쪽으로, 바깥쪽으로는 300 土星 半지름까지 뻗어있을 것임을 示唆하고 있다. ^[94] 고리는 나중에 WISE , 허셜宇宙望遠鏡 과 카시니 探査船 을 利用하여 硏究되었다. ^[95]

抛에베는 土星으로부터 平均 215 土星 半지름 距離에서 公轉한다. 抛에베 고리( Phoebe Ring )는 두께가 行星의 直徑보다 約 20倍만큼 두껍다. ^[96] 高利의 粒子가 砲에베와 유성진 以上의 天體와의 衝突에서 起源된 것으로 推定되기 때문에, 이들은 안쪽의 衛星 이아페투스의 軌道 運動과 反對 方向의 逆行 軌道 를 共有해야 한다. ^[94] 抛에베 고리는 土城의 軌道面에 位置해 있고, 거의 楕圓이다. 따라서 土城의 赤道面과, 다른 고리에 對해 27度 기울어져 있다. 抛에베는 土城의 軌道 側面에 對해 5˚程度 기울어져 있고(포에베의 逆行 公轉 運動 때문에 種種 175˚로 쓰인다), 고리面 上下의 垂直的 離脫은 抛에베 고리의 40 土星 半지름에 肉薄하는 觀測된 두께와 一致한다.

抛에베 고리의 存在는 1970年代 스티븐 小터 에 依해 提起되었다. ^[94] 發見은 버지니아 大學校 의 앤 J. 버祕書(Anne J. Verbiscer) 및 마이클 F. 스크루츠키(Michael F. Skrutskie)와 메릴랜드 大學 칼리지 파크 캠퍼스의 더글라스 P. 해밀턴 에 依해 이루어졌다. ^{[93] [97]} 세 名은 大學院生으로써 코넬 大學校 에서 함께 硏究했다. ^[98]

고리 物質은 太陽 輻射의 再放出 때문에 안쪽으로 移動하게 되고, ^[93] 따라서 이아페투스의 巡行 半球와 衝突하게 된다. 이 物質의 流入은 이아페투스의 巡行 半球를 若干씩 어둡고 붉게 만들고 있지만(천왕성의 衛星인 오베론 과 티타니아 에서 보이는 것과 비슷하다), 衛星의 劇的인 두가지 色을 곧바로 만들지는 못한다. ^[99] 流入되는 物質은 따뜻한 領域에서의 얼음 昇華 로 인한 熱的인 自體 分解 過程 뒤에 차가운 領域에서의 水蒸氣의 凝結이 뒤따르면서 羊의 피드백 이 일어난다. 이는 北極 領域과 逆行 反求( trailing hemisphere )의 大部分을 덮고 있는 밝은 얼음 堆積物과 對照를 이루는, 이아페투스의 巡行 半球의 赤道 領域 大部分을 덮고 있는 어두운 殘餘物質을 남긴다. ^{[100] [101] [102]}

레아의 고리界 存在 可能性 [ 編輯 ]

 이 部分의 本文은 레아의 고리 입니다.

土城의 두番째로 큰 衛星 레아 는 固體 粒子로 構成된 圓盤 內에 세 個의 좁은 띠를 包含하는 매우 작은 고리界를 가지고 있을 것으로 假說化되었다. ^{[103] [104]} 이러한 假說上의 고리는 發見되지는 못했지만, 2005年 11月 카시니의 觀測에서, 레아 近處에서의 土城의 磁氣圈의 高에너지 電子의 不足으로부터 그 存在가 推定되었다. 磁氣圈 映像 器具 ( Magnetospheric Imaging Instrument , MIMI)는 衛星의 兩面의 플라스마 흐름에서 세 個의 急激한 減少가 間間이 끼어드는, 거의 對稱的인 패턴을 보이는 부드러운 變化를 觀測했다. 플라스마가 아마 數 데시미터에서 約 1미터 直徑의 粒子로 構成된 高密度 고리 또는 고리 號를 包含하는 赤道의 圓盤 模樣의 固體 物質에 依해 吸收된 것이라면, 이를 說明할 수 있게 된다. 레아의 고리의 存在를 드러내는 더 最近의 證據 一部는 衛星의 赤道 2度 以內의 둘레 近處에 4分의 3 만큼 뻗어 있는, 一絲不亂하게 分布된 紫外線上의 작고 밝은 點들의 集合이다. 이 點들은 軌道에서 벗어난 고리 物質의 衝突 地點으로써 說明된다. ^[105] 그러나, 카시니의 目標가 된 假設上의 고리 面의 여러 角度에서의 觀測에서는 아무것도 나타나지 않았다. 이는 그러한 不可思議한 特徵에 對한 또다른 說明이 必要함을 示唆한다. ^[106]

갤러리 [ 編輯 ]

같이 보기 [ 編輯 ]

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土城의 고리

• 갈릴레오 갈릴레이 - 1610年, 土城의 고리를 最初로 觀測한 사람
• 크리스티안 下違憲스 - 1655年, 土城의 고리를 土城을 둘러싼 고리라고 最初로 描寫한 사람
• 조반니 카시니 - 1675年, A 고리와 B 고리 사이의 間隙(카시니 間隙)을 發見한 사람
• 에두아르 로슈 - 土城의 로슈 限界 內에서 衛星이 어떻게 破壞되어 고리를 形成하는지 說明한 프랑스의 天文學者
• 天王星의 고리 - 太陽系 의 行星 中 고리가 있는 行星 中 하나인 天王星 의 고리에 對한 說明이다.

各州 [ 編輯 ]

外部 링크 [ 編輯 ]

• 行星의 고리 마디: 土城의 고리界
• NASA의 太陽系 探査 의 土城의 고리
• USGS 行星 命名法 페이지 에서의 土城의 고리 命名法
• NASA 土城의 巨大한 고리 發見 ? Yahoo 7 news (2009-10-07 檢索)