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토성의 고리: 두 판 사이의 차이

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고리는 햇빛을 반사하여 토성의 밝기를 증가시키지만, 지구에서 [[육안]]으로는 보이지 않는다. 1610년에 [[갈릴레오 갈릴레이]]가 [[망원경]]으로 처음 하늘을 바라본 이후, 그는 고리의 실체에 대해 제대로 확인할 수 없었긴 해도 최초로 토성의 고리를 관측한 사람이 되었다. 1655년, [[크리스티안 하위헌스]]는 그것을 토성을 둘러싸는 고리로써 최초로 묘사한 사람이 되었다.<ref name="solarviews">{{cite web |url=http://www.solarviews.com/eng/saturnbg.htm |title=Historical Background of Saturn's Rings |accessdate=2006-03-08 }}</ref> 많은 사람들이 토성의 고리가 아주 작은 고리들로 연속적으로 이루어진 것이라고 생각했지만([[라플라스]] 이후의 개념),<ref name=solarviews/> 실제로는 몇 개의 간극이 존재한다. 동심원 모양으로 밀도와 밝기의 최대와 최소가 존재하는 고리 원반이 고리에 대한 더 정확한 생각이다.<ref name="Tiscareno" /> 고리 내에서도 덩어리의 규모에 비해 텅빈 공간이 많다.
 
고리는 입자의 밀도가 급격히 줄어드는 많은다양한 [[고리의 간극|간극]]을 가지고 있다. 이중에 둘은 고리 내에 위치한 것으로 알려진 [[토성의 위성]]들에에 의해 열려있고, 그 외 토성의 위성의 불안정한 [[궤도공명]]을 받는 곳으로 알려진 위치의 많은 것들이 있다. 일부 간극은 아직 설명하지설명되지 못한 채로 남아있다. 반면 안정된 궤도공명은 [[티탄 (위성)|타이탄]]의 작은 고리나 G 고리와 같이 몇몇 고리의 긴 지속시간에 원인이 있다.
 
주요 고리의 범위 밖에 있는 포에베 고리는 [[포에베]]와 같이 다른 고리에 비해 27도 기울어져 있고, 역행 방식으로 토성을 공전한다.
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1655년, [[크리스티안 하위헌스]]는 토성이 고리로 둘러싸여 있다고 최초로 주장한 사람이 되었다. 하위헌스는 갈릴레오가 사용했던 망원경보다 더 우수했던 손수 제작한 50배율 [[굴절 망원경]]을 이용하여 토성을 관측했고 "그것(토성)은 얇고, 평평하고, 어떤 곳과도 접촉해있지 않으며, 황도쪽으로 기울어져 있는 고리로 둘러싸여 있다"<ref name="history_of_the_rings" />라고 기록했다.<ref name="ff.saturn">{{cite book |last=Alexander |first=A. F. O'D. |title=The Planet Saturn |year=1962 |place=London |publisher=Faber and Faber Limited |pages=108–109 |doi=10.1002/qj.49708837730 |isbn=0-486-23927-6 }}</ref>
 
1675년, [[조반니 도메니코 카시니]]는 간극을 통해 토성의 고리가 작고 다양한 고리로 구성되어 있음을 알아내었다. 이들 간극 중 가장 큰 것은 후에 [[#카시니 간극|카시니 간극]]이라고 명명되었다. 이 간극은 A 고리와 B 고리 사이에 있는 폭 4,800 km의 영역이다.<ref name="Cassini Division">{{cite web |title=Saturn's Cassini Division |url=http://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/solar_system_level2/cassini_division.html |publisher=StarChild |accessdate=2007-07-06 }}</ref>
 
1787년, [[피에르시몽 라플라스]]는 고리가 아주 많고 작은 고체 고리로 구성되어 있다고 주장했다.<ref name=solarviews/>
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1859년, [[제임스 클러크 맥스웰]]은 고리가 고체로 되어 있거나 불안정하고 분해되어 있지 않음을 밝혀내었다. 그는 고리가, 셀 수 없이 많으며 모두 독립적으로 토성을 공전하고 있는 작은 입자들로 구성되어 있어야 한다고 주장했다.<ref>{{cite web |url=http://www-history.mcs.st-andrews.ac.uk/~history/Extras/Maxwell_Saturn.html |title=James Clerk Maxwell on the nature of Saturn's rings |date=March 2006 |publisher=JOC/EFR |accessdate=2007-07-08 }}</ref> 후에, [[소피야 코발렙스카야]]는 토성의 고리가 고리 모양의 유체가 될 수 없음을 밝혔다.<ref>{{cite web |url=http://www.encyclopedia.com/topic/Sonya_Kovalevsky.aspx#1-1G2:2830902377-full |title=Kovalevsky, Sonya (or Kovalevskaya, Sofya Vasilyevna). Entry from Complete Dictionary of Scientific Biography |year=2013 |publisher= }}</ref> 1895년, [[앨러게니 천문대]]의 [[제임스 킬러]]와 [[풀코보 천문대]]의 [[아리스타크 벨로폴스키]]에 의해 이루어진 고리의 분광학적 연구를 통해서 맥스웰의 이론의 타당함이 입증되었다.
 
고리는 발견된 순서대로 알파벳 순으로 명명되었다.<ref name=NASAsaturn>[http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Saturn&Display=Rings NASA, Solar System Exploration, Saturn: Rings]</ref> 주요 고리는 행성에서 바깥쪽으로 C, B, A 순으로, 가장 큰 간극인 카시니 간극은 B 고리와 A 고리 사이에 있다. 몇몇 희미한 고리들은 그보다 더 최근에 발견되었다. D 고리는 매우 희미하고 행성과 가장 가깝다. 좁은 F 고리는 A 고리의 바깥에 있다. 그 이상으로는 아주 희미한 두개의 고리, G 고리와 E 고리가 있다. 전반적인 규모 면에서 고리는 엄청난엄청나게 양의많은 구조를 보여준다. 일부는 토성의 위성들에 의한 [[섭동 (천문학)|섭동]]과 관계되어 있지만, 설명할 수 없는 것들도 많다.<ref name=NASAsaturn/>
 
== 물리적 특징 ==
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밀도가 높은 주요 고리는 토성의 [[적도]] 위로 7,000 km에서 80,000 km 까지 뻗어있다.([[#고리의 주요 세분|고리의 주요 세분]] 참고, 토성의 적도 반지름은 60,300 km) 추정되는 부분적인 두께가 10 미터<ref>{{cite web |url=http://www.sciencedaily.com/releases/2005/11/051110220809.htm |title=Researchers Find Gravitational Wakes In Saturn's Rings |author=Cornell University News Service |date=2005-11-10 |publisher=ScienceDaily |accessdate=2008-12-24 }}</ref>만큼 작거나 1 킬로미터만큼 큰<ref>{{cite web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Saturn&Display=Rings|title=Saturn: Rings|publisher=NASA }}</ref> 고리들은 99.9%가 순수한 물로 구성되어 있고, 나머지 부분은 [[톨린]]이나 [[규산염]]과 같은 약간의 불순물로 구성되어 있다.<ref name="ic.193">{{cite journal |title=A close look at Saturn's rings with Cassini VIMS |last=Nicholson |first=P.D. |author2=and 16 co-authors |journal=[[Icarus (journal)|Icarus]] |year=2008 |volume=193 |issue=1 |pages=182–212 |doi=10.1016/j.icarus.2007.08.036 |bibcode=2008Icar..193..182N }}</ref> 주요 고리는 주로 1 센티미터에서 10 미터 범위의 크기를 가진 입자들로 구성되어 있다.<ref name="Zebker85">{{cite journal |title=Saturn's rings – Particle size distributions for thin layer model |last=Zebker |first=H.A. |last2=Marouf |first2=E.A. |last3=Tyler |first3=G.L. |journal=[[Icarus (journal)|Icarus]] |year=1985 |volume=64 |issue=3 |pages=531–548 |doi=10.1016/0019-1035(85)90074-0 |bibcode=1985Icar...64..531Z }}</ref>
 
보이저의 관측에 근거하면, 고리의 총 질량은 약 3&nbsp;x&nbsp;10<sup>19</sup> kg일 것으로 추정된다. 이는 토성의 총 질량의 아주 작은 한 부분(약 50 [[ppb]])이고 토성의 위성 [[미마스]]보다도 작다.<ref>Jerome Brainerd, [http://www.astrophysicsspectator.com/topics/planets/SaturnRings.html "Saturn's Rings"], ''The Astrophysics Spectator'', Issue 1.8, 24 November 2004, retrieved 27 May 2009.</ref> 더 최근의 관측과 카시니의 관측에 근거한 컴퓨터 모형은 이 측정값이 고리 내의 군집 때문에 너무 작게 측정되었고 실제 질량은 이 값보다 세 배는 클 것임을 보여주었다.<ref>{{cite journal |last=Stewart |first=Glen R. |last2=Robbins |first2=S. J. |last3=Colwell |first3=J. E. |title=Evidence for a Primordial Origin of Saturn's Rings |journal=Bulletin of the American Astronomical Society |date=October 2007 |volume=39 |series=American Astronomical Society, DPS meeting #39 |page=420 |publisher=American Astronomical Society |url=http://www.abstractsonline.com/viewer/viewAbstract.asp?CKey={91F31285-7BCA-49DF-BA70-B1B1E5D5F2BF}&MKey={ADDC1E2E-9B5A-4D9F-B9E3-2D6700638A29}&AKey={AAF9AABA-B0FF-4235-8AEC-74F22FC76386}&SKey={5132F771-89E2-449B-9E1C-21EB74C5B457} |bibcode=2007DPS....39.0706S |accessdate=2009-05-27 }}</ref> 카시니 간극과 엥케 간극과 같이 고리에서 가장 큰 간극들은 지구에서도 관측될 수 있지만, 아주 작은 것들은 관측하기가 힘들다. 그래서 보이저 우주선을 통해서야 고리가 수천 개의 얇은좁은 간극과 작은 고리로 구성된 복잡한 구조를 갖고 있다는 것을 발견하게 되었다. 보이저가 발견한 고리의 구조는 토성의 많은 위성들의 중력적 끌어당김과 같이 각각 다른 방법을 통해 발달한 것으로 추정된다. 일부 간극들은 [[판 (위성)|판]]과 같은 아주 작은 위성의 통행에 의해 청소되기도 한다.<ref name="Burns2001">{{cite encyclopedia |last=Burns |first=J.A. |last2=Hamilton |first2=D.P. |last3=Showalter |first3=M.R. |title=Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics |encyclopedia=Interplanetary Dust|year=2001 |publisher=Springer |place=Berlin |editor=Grun, E. |editor2=Gustafson, B. A. S. |editor3=Dermott, S. T. |editor4=Fechtig H. |pages=641–725 |bibcode=2001indu.book..641B |isbn=3-540-42067-3 |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf |format=PDF }}</ref> 일부 작은 고리들은 작은 [[양치기 위성]]의 중력적 효과에 의해 유지되는 것으로 보인다.{{citation needed}}([[프로메테우스]]와 [[판도라]]에 의해 F 고리가 유지되는 것과 유사하다) 또다른 간극들은 간극에 위치하는 입자의 공전주기와 그보다 훨씬 밖에 있는 아주 무거운 위성의 공전주기 사이의 공명에 의해 발달한다. 미마스는 이러한 방식으로 카시니 간극을 유지한다.<ref name="ic.34">{{cite journal|title=The formation of the Cassini division in Saturn's rings|last=Goldreich |first=Peter |last2=Tremaine |first2=Scott |journal=[[Icarus (journal)|Icarus]] |year=1978| volume=34 |issue=2 |pages=240–253 |doi=10.1016/0019-1035(78)90165-3 |bibcode=1978Icar...34..240G }}</ref> 공명에 약간 지장을 주는 안쪽 위성의 주기적인 중력섭동에 의해 발생하는 나선파를 포함한다.{{citation needed}}
 
[[File:Backlit Saturn from Cassini Orbiter 2007 May 9.jpg||thumb|upright=1.2|카시니 우주 탐사선이 본 토성의 고리의 어두운 측면(2007년 5월 9일).]]
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카시니 우주 탐사선의 데이터는 토성의 고리 무리가 스스로 행성의 독립적인 [[대기]]임을 시사한다. 대기는 [[태양]]으로부터 오는 [[자외선]]이 고리 내의 얼음과 상호작용할 때 만들어지는 [[산소]] 분자(O<sub>2</sub>) 기체로 구성되어 있다. 얼음 파편의 물분자와 자외선에 의한 화학적인 반응은 여러가지 중에서 O<sub>2</sub>를 형성하고 방출한다. 이 대기 모형에 따르면, [[수소]] 분자(H<sub>2</sub>) 또한 존재한다. O<sub>2</sub>와 H<sub>2</sub>로 구성된 대기는 굉장히 희박하다. 이것이 어떻게든 고리에 응결된다면, 대기는 원자 하나의 두께가 될 것이다.<ref>{{cite news |url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/4640641.stm |title=Saturn rings have own atmosphere |date=2005-07-01 |last=Rincon |first=Paul |publisher=[[BBC|British Broadcasting Corporation]] |accessdate=2007-07-06 }}</ref> 고리는 또한 희박한 [[수산화물]](OH) 대기와의 유사성을 지니고 있다. O<sub>2</sub>와 같이, 이 대기는 물 분자의 분해에 의해 만들어진다. 이 경우에 있어서 토성의 위성 [[엔셀라두스]]로부터 퍼부어지는 물 분자로 분해는 높은 에너지의 이온에 의해 이루어진다. 이 대기는 극단적으로 희박하더라도 [[허블 우주 망원경]]을 통해 지구에서 관측될 수 있다.<ref name="aas.644">{{cite journal |title=The Enceladus and OH Tori at Saturn |year=2006 |publisher=The [[American Astronomical Society]] |bibcode=2006ApJ...644L.137J |last=Johnson |first=R. E. |author2=Smith, H. T. |author3=Tucker, O. J. |author4=Liu, M. |author5=Burger, M. H. |author6=Sittler, E. C. |author7=Tokar, R. L. |volume=644 |pages=L137 |journal=The Astrophysical Journal |doi=10.1086/505750 |issue=2 }}</ref>
 
[[File:Saturn, its rings, and a few of its moons.jpg||thumb|left|upright=1.2|2009년 8월 12일, 주야 평분일주야평분일 다음 날 카시니에 의해 촬영된 토성의 고리의 모자이크 사진. 태양을 향하고 있는 고리의 빛은 얇거나 F 고리와 같이 고리면 바깥에 있는 부분을 제외하면 토성에 의해 반사되어 보이는 것이다.]]
 
토성은 복잡한 패턴의 밝기 변화를 보여준다.<ref>{{cite web |url=http://findarticles.com/p/articles/mi_qa4015/is_200101/ai_n8933308 |title=Wideband photoelectric magnitude measurements of Saturn in 2000 |last=Schmude |first=Richard W Junior |year=2001 |publisher=Georgia Journal of Science |accessdate=2007-10-14 }}</ref> 가장 큰 변동은 고리의 상이 변화하기 때문이고,<ref name="brightness">{{cite web |url=http://goliath.ecnext.com/coms2/summary_0199-5991060_ITM |title=Wideband photometric magnitude measurements of Saturn made during the 2005–06 Apparition |last=Schmude |first=Richard, Jr. |date=2006-09-22 |publisher=Georgia Journal of Science |accessdate=2007-10-14 }}</ref><ref>{{cite web |url=http://findarticles.com/p/articles/mi_qa4015/is_200301/ai_n9338203 |title=Saturn in 2002–03 |last=Schmude |first=Richard W Jr |year=2003 |publisher=Georgia Journal of Science |accessdate=2007-10-14 }}</ref> 1회 공전할 때마다 2회의 변화 주기를 통해 진행된다. 그러나, 이는 덧붙여서 남반구에서 보다 북반구에서 충일 때가 행성이 더 밝게 보이게 하는 행성의 궤도의 이심률로 인한 변동이다.<ref>{{cite web |url=http://www.britastro.org/jbaa/113-1.htm |title=The Journal of the British Astronomical Association<!--INSERT TITLE; done by Universe=atom--> |publisher=[[British Astronomical Association]] |date=February 2003 |accessdate=2007-07-07 }}</ref>
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[[File:Saturn Ring Material.jpg|thumb|2007년에 표현된 토성의 고리 일부분을 구성하는 얼음 입자 응집체. 이러한 길게 늘어진 군집들은 계속해서 결집과 해산을 반복한다. 가장 큰 입자는 수 미터에 이른다.]]
 
토성의 주야평분일인 2009년 8월 11일, 토성의 분점일 때 NASA의 카시니 탐사선에 의해 촬영된 새로운 고리 사진은 얼마 되지 않는 고리면 밖으로 몇 군데에서 고리가 상당한 크기로 뻗어있는 것을 보여주었다. 이 변위는 간극을 형성하는 위성, [[다프니스 (위성)|다프니스]]의 궤도가 고리면에서 벗어나 있기 때문에 킬러 간극의 가장자리에서 4 km에 이를만큼 크다.<ref>{{cite web |title=Surprising, Huge Peaks Discovered in Saturn's Rings |url=http://www.space.com/scienceastronomy/090921-new-saturn-ring-images.html |date=2009-09-21 |work=SPACE.com Staff |publisher=space.com |accessdate=2009-09-26 }}</ref>
 
== 주요 고리의 형성 ==
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=== 데이터 표 ===
 
''주의주:''<br />
<sup>(1)</sup> 거리는 간극, 고리, 1,000&nbsp;km 보다 좁은 미세고리(ringlet)의 중심까지 잰 것<br />
<sup>(2)</sup> 비공식적인 명칭<br />
<sup>(3)</sup> 유명한 이름이 아닌 한 [[국제천문연맹]]에서 지명한 이름을 사용한사용했고, 것넓은 간극은 경계(''division'')라 일컫고, 좁은 간극은 틈(''gap'')이라고 일컬음<br>
<sup>(4)</sup> 데이터는 대부분 [http://planetarynames.wr.usgs.gov/append8.html 행성의 지명 명명법 사전], a [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/satringfact.html NASA 정보보고서]와 일부 논문에서 가져온 것<ref name="Ringlets">{{cite journal |last=Porco |first=C. |authorlink=Carolyn Porco |last2=Nicholson |first2=P. D. |last3=Borderies |first3=N. |last4=Danielson |first4=G. E. |last5=Goldreich |first5=P. |last6=Holberg |first6=J. B. |last7=Lane |first7=A. L. |title=The Eccentric Saturnian Ringlets at 1.29R<sub>S</sub> and 1.45R<sub>S</sub> |journal=Icarus |volume=60 | issue=1 |pages=1–16 |publisher=Elsevier Science |date=October 1984 |doi=10.1016/0019-1035(84)90134-9 | bibcode=1984Icar...60....1P }}</ref><ref name="OuterCRing">{{cite journal |last=Porco |first=C. C. |authorlink=Carolyn Porco |last2=Nicholson |first2=P. D. |title=Eccentric features in Saturn's outer C ring |journal=Icarus |volume=72 |issue=2 |pages=437–467 |publisher=Elsevier Science |date=November 1987 |doi=10.1016/0019-1035(87)90185-0 |bibcode=1987Icar...72..437P }}</ref><ref name="InnerCassini">{{cite journal |last=Flynn |first=B. C. |last2=Cuzzi |first2=J. N. |title=Regular Structure in the Inner Cassini Division of Saturn's Rings | journal=Icarus |volume=82 |issue=1 | pages=180–199 |publisher=Elsevier Science | date=November 1989 |doi=10.1016/0019-1035(89)90030-4 |bibcode=1989Icar...82..180F }}</ref>
 
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[[File:D ring structure.jpg|thumb|안쪽의 희미한 파문을 보여주도록 처리된 카시니의 토성의 D 고리 사진, 좌측상단에서 매우 밝은 C 고리가 보인다.]]
 
D 고리는고리(''D Ring'')는 가장 안쪽의 고리로, 매우 희미하다. 1980년, [[보이저 1호]]가 이 고리 내에서 D73, D72, 그리고 토성과 가장 가까운 별개의 미세고리 D68로 명명된 미세고리 세 개를 발견했다. 약 25년 후, 카시니가 촬영한 사진은 D72가 상당히 폭이 넓고 더 희미하게 된데다, 행성 방향으로 200 km 이동한 것을 보여주었다.<ref name="Hedman" />
 
D 고리에서 보이는 것은 30 킬로미터 간격의 미세규모 파동 구조이다. C 고리와 D73 사이의 간극에서 처음 본 이 구조는,<ref name="Hedman">{{cite journal |last=Hedman |first=Matthew M. |last2=Burns |first2=Joseph A, |last3=Showalter |first3=Mark R. |author4=et al. |title=Saturn's dynamic D ring |journal=Icarus |year=2007 |volume=188 |issue=1 |pages=89–107 |doi=10.1016/j.icarus.2006.11.017 |url=http://ciclops.org/media/sp/2007/2678_7440_0.pdf |format=PDF |bibcode=2007Icar..188...89H }}</ref> 2009년 토성의 주야평분기간주야평분일 동안에 D 고리에서 B 고리의 안쪽 끝까지 반경거리 19,000 km까지 뻗은 채로 발견되었다.<ref name="forensic">{{cite web |last=Mason |first=J. |authorlink= |last2=Cook |first2=J.-R. C. |title=Forensic sleuthing ties ring ripples to impacts |work=[[Space Science Institute|CICLOPS]] press release |publisher=Cassini Imaging Central Laboratory for Operations |date=2011-03-31 | url=http://www.ciclops.org/view.php?id=6762 |format= |doi= |accessdate=2011-04-04 }}</ref><ref name="extensive">{{cite web |last= |first= |authorlink= |title=Extensive spiral corrugations |work=PIA 11664 caption |publisher=NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute |date=2011-03-31 |url=http://www.ciclops.org/view/5722/Extensive_Spiral_Corrugations |format= |doi= |accessdate=2011-04-04 }}</ref> 이 파동은 진동수가 2 m에서 20 m인 수직 파상의 나선 패턴으로,<ref name="tilting">{{cite web | last= | first= | authorlink= |title=Tilting Saturn's rings | work=PIA 12820 caption | publisher=NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute | date=2011-03-31 | url=http://www.ciclops.org/view/6748/Tilting_Saturns_Rings | format= | doi= | accessdate=2011-04-04 }}</ref> 파동의 주기는 시간에 따라 감소하고 있다.(1995년에는 60 km, 2006년에는 30 km) 이로부터 파동이 1983년 말에 고리 적도면에 대해 기울어진채로 분쇄된 혜성의 잔해 구름(질량이 ~10<sup>12</sup> kg)의 충돌으로 기원되었을 수도 있음을 추론할 수 있다.<ref name="Hedman" /><ref name="forensic" /><ref name="Hedman2">{{cite journal |last=Hedman |first=M. M. |authorlink= |last2=Burns |first2=J. A. |last3=Evans |first3=M. W. |last4=Tiscareno |first4=M. S. |last5=Porco |first5=C. C. |title=Saturn's curiously corrugated C Ring |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=332 |issue=6030 |pages=708 |publisher=[[American Association for the Advancement of Science|AAAS]] |location= |date=2011-03-31 |url=http://www.sciencemag.org/content/early/2011/03/30/science.1202238.short |issn= |doi=10.1126/science.1202238 |mr= |zbl= |bibcode=2011Sci...332..708H |accessdate=2011-04-05 }}</ref> 이와 유사한 [[목성의 고리|목성의 주요 고리]]에서의 나선 패턴은 1994년 [[슈메이커-레비 9 혜성]]에서 온 물질과의 충돌로 인해 야기된 [[섭동 (천문학)|섭동]]의 결과로 판단되었다.<ref name="forensic" /><ref name="Jupiter's Ring">{{cite web |last= |first= |authorlink= |title=Subtle Ripples in Jupiter's Ring |work=PIA 13893 caption |publisher=NASA / Jet Propulsion Laboratory-Caltech / SETI |date=2011-03-31 |url=http://www.ciclops.org/view/6760/Subtle_Ripples_in_Jupiters_Ring |format= |doi= |accessdate=2011-04-04 }}</ref><ref name="Showalter">{{cite journal |last=Showalter |first=M. R. |authorlink= |last2=Hedman |first2=M. M. |last3=Burns |first3=J. A. |title=The impact of comet Shoemaker-Levy 9 sends ripples through the rings of Jupiter |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=332 |issue=6030 |pages=711 |publisher=[[American Association for the Advancement of Science|AAAS]] |location= |date=2011-03-31 |url=http://www.sciencemag.org/content/early/2011/03/30/science.1202241.abstract |issn= |doi=10.1126/science.1202241 |mr= | zbl= |bibcode=2011Sci...332..711S |accessdate=2011-04-05 }}</ref>
 
== C 고리 ==
[[File:PIA06540 Outer C Ring.jpg|thumb|C 고리 외곽에서의 관점. 사진의 오른편, 가장 어두운 간극이 맥스웰 간극이고, 그 중심에 맥스웰 미세고리가 있다. 본드 간극은 밝은 띠의 위쪽, 우측상단 방향에 있고, 도스 간극은 우측상단 모퉁이 바로 아래의 어두운 띠 안에 있다.]]
 
C 고리는고리(''C Ring'')는 폭이 넓지만 희미하다희미한 고리이다. B 고리의 안쪽에 위치해 있다. 이 고리는 1850년 [[윌리엄 크랜치 본드|윌리엄 본드]]와 [[조지 필립스 본드|조지 본드]]에 의해 발견되었다. [[윌리엄 루터 도스|윌리엄 R. 도스]]와 [[요한 고트프리트 갈레|요한 갈레]] 또한 그들과 별개로 고리를 관측했다. [[윌리엄 라셀]]은 이 고리를 밝은 A 고리와 B 고리에 비해 어두운 물질로 구성된 것처럼 보이기 때문에 "크레이프 고리"(''Crepe Ring'')라고 이름 붙였다.<ref name="Harland">Harland, David M., ''Mission to Saturn: Cassini and the Huygens Probe'', Chichester: Praxis Publishing, 2002.</ref>
 
C 고리의 수직 두께는 5 미터이고, 질량은 1.1×10<sup>18</sup> kg으로 추정된다. 그리고 고리의 [[광학적 깊이]]가 0.05에서 0.12까지 달라진다.{{citation needed}} 이는 고리가 가려지면서 5 퍼센트에서 12 퍼센트 사이의 빛만 수평으로 비추어지고 있기 때문에 그 결과로 위에서 관측할 때, 고리는 거의 투명하게 된다. D 고리에서 최초로 보인 30 킬로미터 파장의 나선 파상은 2009년 토성의 주야평분기간주야평분일 동안 C 고리까지 뻗은 채로 관측되었다.(위 참고)
 
=== 콜롬보 간극과 타이탄 미세고리 ===
 
콜롬보 간극은간극(''Colombo Gap'')은 C 고리의 안쪽에 위치해 있다있는 간극이다. 간극 내에는 토성의 중심부로부터 77,883 킬로미터 떨어진 곳에 중심을 둔 밝고 좁은 콜롬보 미세고리가 위치해있다. 이 미세고리는 위성 [[타이탄 (위성)|타이탄]]과의 [[궤도공명]]에 지배를 받기 때문에 타이탄 미세고리로도미세고리(''Titan Ringlet'') 로도 불린다.<ref name="Porco1984" /> 고리 내의 이 위치에서, 고리 입자의 [[근일점 세차운동]] 거리는 타이탄의 궤도운동 거리와 동일하기 때문에 이 특이한 미세고리의 바깥쪽 끝부분은 항상 타이탄 쪽을 향하고 있다.<ref name="Porco1984">{{cite journal |last=Porco |first=C. |authorlink=Carolyn Porco |last2=Nicholson |first2=P. D. |authorlink2=Phil Nicholson |last3=Borderies |first3=N. |last4=Danielson |first4=G. E. |last5=Goldreich |first5=P. |authorlink5=Peter Goldreich |last6=Holdberg |first6=J. B. |last7=Lane |first7=A. L. |title=The eccentric Saturnian ringlets at 1.29R<sub>s</sub> and 1.45R<sub>s</sub> |journal=[[Icarus (journal)|Icarus]] |volume=60 | issue=1 |pages=1–16 |date=1984-10 |url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/0019103584901349 |accessdate=2014-01-09 |doi=10.1016/0019-1035(84)90134-9 |bibcode=1984Icar...60....1P}}</ref>
 
=== 맥스웰 간극과 미세고리 ===
 
맥스웰 간극은간극(''Maxwell Gap'')은 C 고리의 바깥 부분 내에 위치해 있다있는 간극이다. 또한 간극은 밀도가 높은 비원형 미세고리인 맥스웰 미세고리를미세고리(''Maxwell Ringlet'')를 포함하고 있다. 많은 점에서 이 미세고리는 [[천왕성의 고리|천왕성의 엡실론 고리]]와 유사하다. 두 고리의 중심에는 파동과 유사한 구조가 있다. 엡실론 고리의 파동이 천왕성의 위성인 [[코델리아 (위성)|코델리아]]에 의해 발생한 것으로 여겨지지만, 맥스웰 간극의 경우 현재까지 그러한 구조를 야기한 것으로 추정되는 위성이 발견되지 않았다.<ref name="Porco2005">{{cite journal |title=Cassini Imaging Science: Initial Results on Saturn'sRings and Small Satellites |journal=Science |year=2005 |volume=307 |pages=1226–1236 |doi=10.1126/science.1108056 |url=http://ciclops.org/sci/docs/RingsSatsPaper.pdf |format=PDF |pmid=15731439 |issue=5713 |bibcode=2005Sci...307.1226P |display-authors=2 |last=Porco |first=C.C. |last2=Baker |first2=E.|last3=Barbara|first3=J. |last4=Beurle |first4=K |last5=Brahic |first5=A |last6=Burns |first6=JA |last7=Charnoz |first7=S |last8=Cooper |first8=N |last9=Dawson |first9=DD }}</ref>
 
== B 고리 ==
[[File:PIA11668 B ring peaks 2x crop.jpg|thumb|left|upright=1.2|주야평분기간주야평분일 직전에 본 B 고리의 바깥쪽 끝 부분으로, 아마 관측되지 않은 소위성에 의해 만들어졌을 것으로 추정되는, 높이 2.5 km까지의 수직 구조에 의해 드리운 그림자가 있는 위치이다. 맨 위에 카시니 간극이 보인다.]]
 
B 고리는고리(''B Ring'')는 고리 중에서 가장 거대하고, 밝으며, 가장 무겁다. 고리의 두께는 5 미터에서 15 미터 정도로 추정되고, 질량은 2.8×10<sup>19</sup> kg이며, 광학적 깊이는 0.4에서 2.5까지 달라진다. 이는 B 고리의 일부분이 가려지면서 91%의 햇빛이 통과한다는 뜻이다.{{citation needed}} B 고리는 밀도와 밝기의 다양한 변화를 수반하고 있다. 이는 거의 모두 설명되지 않고 있으며, B 고리가 어떠한 간극을 포함하고 있지 않더라도 원모양의 좁은 미세고리로써 보이게 만든다.{{citation needed}} B 고리의 바깥 부분에서는 주요 고리면에서 2.5 킬로미터까지 벗어난 수직 구조가 포함되어 있다.
 
=== 테 ===
[[File:Saturn ring spokes PIA11144 300px secs15.5to23 20080926.ogv|thumb|카시니가 촬영한 낮은 [[위상각 (천문학)|위상각]]에 있는 B 고리의 밝은 부분에 나타난 어두운 테 사진. 이는 낮은 비트레이트 영상이다. [[:File:Saturn ring spokes PIA11144 secs15.5to23 20080926.ogv|최대 크기 영상]],<br />[[:File:Spokes-half size.gif|GIF 사진 (400×400 픽셀, 파일 용량: 2.21 MB)]]]]
 
1980년 까지, 토성의 고리의 구조는 오로지 [[중력]]에 의한 반응에 의해서만 야기된 것으로 설명되어 왔다. 그런데 보이저 우주선에서 온 사진은 테(''spoke'')로 알려져 있는,<ref>{{cite doi|10.1126/science.215.4532.504 }}</ref> B 고리의 반경에 따른 특징을 보여주었다. 테는 고리의 지속성과 회전이 중력 [[궤도역학]]의 설명과 일치하지 않아, 이런 원리로는 설명할 수가 없다.<ref name="Spokes 2">{{cite web |url=http://www.planetary.org/explore/topics/saturn/rings.html |title=The Alphabet Soup of Saturn's Rings |publisher=The Planetary Society |year=2007 |accessdate=2007-07-24 }}</ref> 또 테는 후방산란광에서 어둡게, 전방산란광에서 밝게 보인다.([[#갤러리|갤러리]] 사진 참고) 이 변화는 약 60˚에 가까운 [[위상각 (천문학)|위상각]]에서 발생한다. 테의 구성에 관한 기성 이론은, 테가 아주 미세한 먼지입자로 구성되어 있다고 한다. 이 먼지입자들은 [[토성의 자기권]] 내에서 거의 동시에 회전함으로써 일어난 정전기적 반발에 의해 주요 고리에서 날아와 정체했다. 전기적 섭동이 토성의 대기나 고리에 [[미소 유성체]]가 충돌하면서 일어난 번개에 의해 테가 발생했을지도 모른다고 주장되어 왔지만, 이를 만들어내는 정확한 메커니즘은 아직까지 알려져 있지 않다.<ref>{{cite web |url=http://www.solarviews.com/eng/saturnrings.htm |title=Saturn's Magnificent Rings |first=Calvin |last=Hamilton |year=2004 |accessdate=2007-07-25 }}</ref>
 
테는 카시니 탐사선이 관측할 때까지 약 25년 동안 다시 관측되지 않았다. 2004년 초에 카시니가 토성에 도착했을 때 이 테는 보여지지 않았다. 일부 과학자들은 테의 형성을 설명하기 위한 시도로 모형에 근거하여, 2007년까지 테가 관측되지 않을 것이라 추측했다. 그럼에도 불구하고, 카시니 사진처리 팀은 계속해서 고리 사진에서 테가 촬영되길 기대했다. 이들은 다음 해, 2005년 9월 5일에 촬영된 사진에서 그것을 볼 수 있었다.<ref name="Spokes">{{cite web |url=http://www.space.com/scienceastronomy/050915_cassini_spokes.html |title=Cassini Probe Spies Spokes in Saturn's Rings |date=2005-09-15 |publisher=Imaginova Corp. |first=Tarig |last=Malik |accessdate=2007-07-06}}</ref>
 
테는 토성이 주야평분기간에주야평분일에 가까워질 때인 토성의 한겨울에 사라지고, 한여름에 다시 나타나는 계절적인 현상으로 보인다. 테가 29.7년 주기로 토성이 공전함에 따라 달라지는 계절적인 효과라는 주장은 카시니 임무 후년에 이들이 점진적으로 재출현함으로써 뒷받침되었다.<ref name="Mitchell2006">{{cite journal |last=Mitchell |first=C.J. |last2=Horanyi |first2=M. |last3=Havnes |first3=O. |last4=Porco |first4=C.C. |title=Saturn's Spokes: Lost and Found |journal=Science |volume=311 |year=2006 |pages=1587–1589 |doi=10.1126/science.1123783 |url=http://ciclops.org/media/sp/2007/2683_7445_0.pdf |format=PDF |pmid=16543455 |issue=5767 |bibcode=2006Sci...311.1587M |pages=1587–9 }}</ref>
 
=== 소위성 ===
 
2009년, 주야평분기간주야평분일 동안에 B 고리에 박혀있는 소위성이 주변에 그림자를 드리우면서 발견되었다. 크기는 직경 400 미터(1,300 ft)로 추정된다.<ref>[http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/imagedetails/index.cfm?imageId=3617 Saturn.jpl.nasa.gov]</ref> 소위성에게는 [[S/2009 S 1]]이라는 임시명칭이 주어졌다.
 
== 카시니 간극 ==
[[File:Cassini Division.jpg|thumb|카시니 탐사선에 의해 촬영된 카시니 간극. 하위헌스 간극은 카시니 간극의 오른쪽 둘레에 위치해 있고, 라플라스 간극은 사진 중앙에 위치해 있다.]]
 
카시니 간극은간극(''Cassini Division'')은 A 고리와 B 고리 사이에 있는 4,800 km 폭의 영역으로, 1675년 파리 천문대의 2.5인치 [[대물렌즈]]에 20 피트 [[초점길이]], 90배율 [[굴절망원경]]을 이용한 [[조반니 도메니코 카시니|조반니 카시니]]에 의해 발견되었다.<ref>[http://books.google.com/books?id=5DoDAAAAQAAJ&pg=PA130&dq=discovered+the+Cassini+Division+inch+telescope&hl=en&ei=gKPKTuG-CsqctwfL09yHDA&sa=X&oi=book_result&ct=result&resnum=9&ved=0CFkQ6AEwCDhG#v=onepage&q=discovered%20the%20Cassini%20Division%20inch%20telescope&f=false Thomas William Webb, Celestial objects for common telescopes, page 130]</ref><ref>Archie Frederick Collins, The greatest eye in the world: astronomical telescopes and their stories, page 8</ref> 지구에서 이 간극은 고리의 얇고 검은 공백으로 보인다. 그러나, 보이저는 이 간극이 C 고리와 많은 유사성을 가지고 있는 고리 물질들을 포함하고 있음을 발견했다.<ref name=Porco2005/> 상대적으로 낮은 밀도의 물질들이 고리의 두께를 통해 빛을 더 많이 투과시키기 때문에, 고리의 빛이 비춰지지 않는 쪽에서 보면 간극은 밝게 보인다.([[#갤러리|갤러리]]의 두번째 사진 참고){{citation needed}}
 
카시니 간극의 안쪽 가장자리는 강력한 [[궤도공명]]에 의해 통제된다. 이 위치에서의 고리 입자의 궤도는 항상 [[미마스 (위성)|미마스]]의 궤도의 두 배이다.<ref>[http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast161/Unit6/rings.html Astronomy.ohio-state.edu]</ref> 공명은 미마스가 이 위치에서의 고리 입자를 뭉치게 하고, 입자의 궤도를 불안정하게 만들어서 고리 밀도의 예리한 절단을 초래하도록 끌어당기게 만든다. 그러나, 카시니 간극 내의 미세고리 사이에 있는 다른 많은 간극들은 어떻게 형성되었는지 아직 밝혀지지 않았다.{{citation needed}}
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=== 하위헌스 간극 ===
 
하위헌스 간극은간극(''Huygens Gap'')은 카시니 간극의 안쪽 가장자리에 위치해 있다. 이 간극은 중간에 밀도가 높고, 둥근 하위헌스 미세고리를미세고리(''Huygens Ringlet'')를 포함하고 있다. 이 미세고리는 미마스와의 2:1에 가까운 공명과 B 고리의 바깥쪽 원형 가장자리의 영향으로 인해 발생하는 것으로 여겨지는 기하학적 폭과 광학적 깊이의 불규칙한 방위 변화를 보이고 있다. 하위헌스 미세고리 바로 바깥에는 좁은 미세고리가 하나 더 있다.<ref name=Porco2005/>
 
== A 고리 ==
{{redirect|A 고리|글자|Å}}
[[File:PIA06534 Encke Division.jpg|thumb|A 고리 내의 [[판 (위성)|판]]의 궤도와 일치하는 엥케 간극의 중심 미세고리, [[말발굽 궤도]]에 있는 미세고리 입자의 진동을 암시하고 있다.]]
 
A 고리(''A Ring'')는 가장 바깥쪽에 있는 크고 밝은 고리이다. 고리의 안쪽 경계는 카시니 간극이고, 뚜렷한 바깥쪽 경계는 작은 위성 [[아틀라스 (위성)|아틀라스]]의 궤도와 가깝다. A 고리는 엥케 간극에 의해 바깥쪽 가장자리의 폭의 22%에 해당하는 폭이 끊겨있다. 바깥쪽 가장자리의 폭의 2%에 해당하는 더 좁은 간극은 킬러 간극이라 불린다.
 
A 고리의 두께는 10 미터에서 30 미터로 추정되고, 질량은 6.2×10<sup>18</sup> kg(대략 [[히페리온 (위성)|히페리온]]의 질량)이며, 광학적 깊이는 0.4에서 1.0까지 달라진다.{{citation needed}}
 
B 고리와 유사하게, A 고리의 바깥쪽 가장자리는 궤도공명에 의해 유지되는데, 이 경우는 [[야누스 (위성)|야누스]]와 [[에피메테우스 (위성)|에피메테우스]]의 7:6 공명이다.{{citation needed}} 또한 A 고리의 구조 대부분을 설명하는 다른 궤도공명은, 고리 내의 다양한 나선 밀도파(위성에 의한 것보다는 덜한 정도, 다른 고리도 마찬가지)에 의해 유발된다. 이러한 [[밀도파]]는 은하의 [[나선팔]]을 설명하는 것과 동일한 물리과정에 의해 설명된다. 또 동일한 이론에 의해 기술되는 A 고리의 나선 굴곡 파동은, 압축파이기 보다는 고리의 수직적 주름이다.{{citation needed}}
 
2014년 4월, NASA의 과학자들은 A 고리의 바깥쪽 가장자리 근처가 [[:File:PIA18078-PossibleBeginning-NewMoonOfPlanetSaturn-20130415.jpg|새로운 위성의 형성 단계]]에 있을 수도 있다고 발표했다.<ref name="NASA-20140414a">{{cite web |last1=Platt |first1=Jane |last2=Brown |first2=Dwayne |title=NASA Cassini Images May Reveal Birth of a Saturn Moon |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-112 |date=14 April 2014 |work=[[NASA]] }}</ref><ref name="Murray2014">{{cite doi|10.1016/j.icarus.2014.03.024 |accessdate=2014-04-14 }}</ref>
 
=== 엥케 간극 ===
[[File:PIA08319 Daphnis in Keeler Gap.jpg|thumb|[[다프니스 (위성)|다프니스]]의 통과에 의해 발생하는 킬러 간극 가장자리의 요동.]]
[[File:Daphnis edge wave shadows.jpg|thumb|토성의 주야평분일에 가까울 때, 다프니스와 A 고리에 그림자를 드리운 요동.]]
 
엥케 간극(''Encke Gap'')은 A 고리 내의 폭 325 킬로미터의 간극이다. 토성의 중심으로부터 133,590 킬로미터 떨어진 곳을 중심으로 두고 있다.<ref name="factsheet1">{{cite web |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/satringfact.html |title=Saturnian Rings Fact Sheet |publisher=NASA |last=Williams |first=David R |accessdate=2008-07-22 }}</ref> 엥케 간극은 간극 내에서 공전하고 있는 작은 위성인 [[판 (위성)|판]]에 의해 형성되었다.<ref name=Esposito2002/> 카시니 탐사선이 촬영한 사진은 간극에 적어도 세개의 얽힌 얇은 미세고리가 있음을 보여주었다.<ref name="Porco2005" /> 판이 나선형 요동을 추가적으로 유발하는 동안, 간극의 양쪽에서 보이는 나선 밀도파는 고리 근처 외부에 있는 위성과의 공명에 의해 유발된다.([[#갤러리|갤러리]] 참고)<ref name="Porco2005" />
 
[[요한 프란츠 엥케|요한 엥케]] 그 자신은 이 간극을 관측하지 못했고, 나중에 그의 고리의 관측을 기리기 위해서 이름 붙여졌다. 간극은 1888년에 [[제임스 에드워드 킬러]]에 의해 발견되었다.<ref name="Harland" /> A 고리에서 두번째로 크고, 보이저에 의해 발견된 간극은 킬러를 기리기 위해 킬러 간극으로 이름 붙여졌다.<ref>{{cite doi|10.1016/0019-1035(83)90139-2 }}</ref>
 
엥케 간극은 완전히 A 고리 내에 있기 때문에 틈(''gap'')이다. 2008년 [[국제천문연맹]]에서 명확한 정의를 내릴 때까지, 틈(''gap'')과 경계(''division'')라는 용어 사이의 몇가지 애매성이 있었다. 그전까지만 해도 간극은 "엥케 경계"(''Encke Division'')라고 불렸었다.<ref name="Enke">{{cite web | last=Blue | first=J. | authorlink= | title=Encke Division Changed to Encke Gap | work=[http://astrogeology.usgs.gov/ USGS Astrogeology Science Center] | publisher=[[United States Geological Survey|USGS]] | date=2008-02-06 | url=http://astrogeology.usgs.gov/HotTopics/index.php?/archives/320-Encke-Division-Changed-to-Encke-Gap.html | accessdate=2010-09-02 }}</ref>
 
=== 킬러 간극 ===
 
킬러 간극(''Keeler Gap'')은 A 고리 내의 폭이 42 킬로미터인 간극이다. 고리의 바깥쪽 가장자리에서 대략 250 킬로미터 떨어져 있다. 간극 내에서 공전하면서 간극을 청소하는 작은 위성인 [[다프니스 (위성)|다프니스]]가 2005년 5월 1일에 발견되었다.<ref name=Porco2007>{{cite journal |last=Porco |first=C.C. |last2=Thomas |last3=P.C. |last3=Weiss |first3=J.W. |last4=Richardson |first4=D.C. |title=Saturn's Small Inner Satellites: Clues to Their Origins |year=2007 |volume=318 |pages=1602–1607 |doi=10.1126/science.1143977 |journal=Science |url=http://ciclops.org/media/sp/2007/4691_10256_0.pdf |format=PDF |pmid=18063794 |issue=5856 |bibcode=2007Sci...318.1602P }}</ref> 위성은 간극의 가장자리에 요동을 유발한다.<ref name=Porco2005/> 다프니스의 공전은 고리면 쪽으로 기울어져 있기 때문에, 요동은 고리면에 대해 위쪽으로 1.5 km (0.93 마일) 거리에 이르는 수직 요소를 가지고 있다.<ref>{{cite web | last=Mason | first=Joe | title=Saturn's Approach To Equinox Reveals Never-before-seen Vertical Structures In Planet's Rings | work=[http://ciclops.org/index.php CICLOPS web site] | date=11 June 2009 | url=http://ciclops.org/view.php?id=5680 | accessdate=2009-06-13 }}</ref><ref name="EdgeWaves">{{cite journal |last=Weiss |first=J. W. |last2=Porco |first2=C. C. |last3=Tiscareno |first3=M. S. |title=Ring Edge Waves and the Masses of Nearby Satellites |journal=The Astronomical Journal |volume=138 |issue=1 |pages=272–286 | publisher=American Astronomical Society |date=11 June 2009 |url=http://www.iop.org/EJ/abstract/1538-3881/138/1/272/ |doi=10.1088/0004-6256/138/1/272 |bibcode=2009AJ....138..272W |accessdate=2009-06-15 }}</ref>
 
킬러 간극은 보이저에 의해 발견되었고, 천문학자 제임스 에드워드 킬러를 기리기 위해 그의 이름이 간극의 명칭에 붙여졌다. 또 킬러는 엥케 간극을 발견하여 요한 엥케를 기리기 위해 그의 이름을 간극의 명칭으로 붙였다.<ref name="Harland" />
 
=== 소위성 ===
[[File:Bleriot (moon).jpg|thumb|left|95px|소위성 </br>''블레리오'']]
[[File:First moonlets PIA07792.jpg|thumb|A 고리에서 처음 발견된 네 개의 소위성의 위치.]]
 
2006년, 네 개의 작은 "[[소위성]]"(''moonlet'')이 카시니가 촬영한 A 고리의 사진에서 발견되었다.<ref name="Tiscareno2006">{{cite journal | title=''100-metre-diameter moonlets in Saturn's A ring from observations of 'propeller' structures'' | journal=Nature | year=2006 | volume=440 | pages=648–650 | url=http://www.nature.com/nature/journal/v440/n7084/full/nature04581.html | doi=10.1038/nature04581 | pmid=16572165 | issue=7084 |bibcode=2006Natur.440..648T | display-authors=1 | first=Matthew S. |last=Tiscareno | last2=Burns | first2=Joseph A. | last3=Hedman | first3=Matthew M. | last4=Porco | first4=Carolyn C. | last5=Weiss | first5=John W. | last6=Dones | first6=Luke | last7=Richardson | first7=Derek C. | last8=Murray | first8=Carl D. }}</ref> 소위성은 직경이 고작 약 100 미터 정도로, 직접 관측하기에는 매우 작다. 카시니가 실제로 관측한 것은 소위성이 일으킨 수백 킬로미터에 이르는 프로펠러 모양의 섭동이다. 이러한 천체들은 A 고리 내에 수백 개 정도 포함되어 있다고 추정되었다. 2007년, 여덟 개의 소위성이 더 발견되었다. 이들은 주로 토성의 중심으로부터 약 130,000 km 떨어져 있는, 3000 km 대에 갇혀 있었고,<ref name="Sremcevic2007">{{cite journal | title=''A belt of moonlets in Saturn's A ring'' | journal=Nature | year=2007 | volume=449 | pages=1019–1021 | url=http://www.nature.com/nature/journal/v449/n7165/full/nature06224.html | doi=10.1038/nature06224 | pmid=17960236 | issue=7165|bibcode=2007Natur.449.1019S | display-authors=1 | first=Miodrag |last=Sremčević | last2=Schmidt | first2=Jürgen | last3=Salo | first3=Heikki | last4=Seiß | first4=Martin | last5=Spahn | first5=Frank | last6=Albers | first6=Nicole }}</ref> 2008년까지 150개 이상의 프로펠러 소위성이 관측되었다.<ref name="Tiscareno2008">{{cite journal | title=''The population of propellers in Saturn's A Ring'' | journal=[[Astronomical Journal]] | year=2008 | volume=135 | issue=3 | pages=1083–1091 | doi=10.1088/0004-6256/135/3/1083 | bibcode=2008AJ....135.1083T | display-authors=1 | first=Matthew S. |last=Tiscareno | last2=Burns | first2=Joseph A. | last3=Hedman | first3=Matthew M. | last4=c. Porco | first4=Carolyn|arxiv=0710.4547 }}</ref> 몇년 동안 추적해온 것은 블레리오(''Bleriot'')라고 이름 붙여졌다.<ref name="Bleriot_Recaptured">{{cite web | last=Porco | first=C. | authorlink=Carolyn Porco | title=Bleriot Recaptured | work=[http://www.ciclops.org/ CICLOPS web site] | publisher=NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute | date=2013-02-25 | url=http://www.ciclops.org/view/7459/Bleriot_Recaptured | accessdate=2013-02-27 }}</ref>
 
== 로슈 간극 ==
원본 주소 "https://ko.wikipedia.org/wiki/토성의_고리"