토성의 고리: 두 판 사이의 차이
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[[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 journal
| last1 = Smith | first1 = B. A.
| last2 = Soderblom | first2 = L.
| last3 = Batson | first3 = R.
| last4 = Bridges | first4 = P.
| last5 = Inge | first5 = J.
| last6 = Masursky | first6 = H.
| last7 = Shoemaker | first7 = E.
| last8 = Beebe | first8 = R.
| last9 = Boyce | first9 = J.
| last10 = Briggs | first10 = G.
| last11 = Bunker | first11 = A.
| last12 = Collins | first12 = S. A.
| last13 = Hansen | first13 = C. J.
| last14 = Johnson | first14 = T. V.
| last15 = Mitchell | first15 = J. L.
| last16 = Terrile | first16 = R. J.
| last17 = Cook Af | first17 = A. F.
| last18 = Cuzzi | first18 = J.
| last19 = Pollack | first19 = J. B.
| last20 = Danielson | first20 = G. E.
| last21 = Ingersoll | first21 = A. P.
| last22 = Davies | first22 = M. E.
| last23 = Hunt | first23 = G. E.
| last24 = Morrison | first24 = D.
| last25 = Owen | first25 = T.
| last26 = Sagan | first26 = C.
| last27 = Veverka
| last28 = Strom | first28 = R. | first29 = V. E.
| last29 = Suomi | first27 = J.
| doi = 10.1126/science.215.4532.504
| title = A New Look at the Saturn System: The Voyager 2 Images
| journal = Science
| volume = 215
| issue = 4532
| pages = 504–537
| year = 1982
| pmid = 17771273
| pmc =
}}</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 영상 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>
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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 파상 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">{{
| doi | title = The discovery and dynamical evolution of an object at the outer edge of Saturn's a ring
| journal = Icarus
| date = 2014-03-28
| last1 = Murray | first1 = C. D.
| last2 = Cooper | first2 = N. J.
| last3 = Williams | first3 = G. A.
| last4 = Attree | first4 = N. O.
| last5 = Boyer | first5 = J. S.
}}</ref>
=== 엥케 간극 ===
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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 나선을 그리는 물결흔적을 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>{{
| last1 = Osterbrock | first1 = D. E.
| last2 = Cruikshank | first2 = D. P.
| doi = 10.1016/0019-1035(83)90139-2
| title = J.E. Keeler's discovery of a gap in the outer part of the a ring
| journal = Icarus
| volume = 53
| issue = 2
| pages = 165
| year = 1983
| bibcode = 1983Icar...53..165O
| pmid =
| pmc =
}}</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>
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[[File:PIA07712 - F ring animation.ogv|thumb|F 고리의 양쪽을 공전하는 양치기 위성 판도라(왼쪽)와 프로메테우스(오른쪽). 고리의 안쪽에 [http://ciclops.org/view.php?id=3806 새겨진] 검은 홈이 프로메테우스를 뒤쫓고 있다.]]
F 고리(''F Ring'')는 토성의 가장 바깥쪽에 있는 별개의 고리이고 시간 단위의 시간규모로 특징이 변하고 있는, 아마도 태양계에서 가장 활동적인 고리일 것이다.<ref name=Murray /> 고리는 A 고리의 바깥쪽 가장자리에서 3,000 km 뒤에 위치해 있다.<ref name="KarttunenKröger2007">{{cite book |author=Karttunen, H. |author2=Kröger, P. |author3=Oja, H. |author4=Donner, K. J. |author5=Poutanen, M. |title=Fundamental Astronomy |url=http://books.google.com/books?id=DjeVdb0sLEAC&printsec=frontcover |year=2007 |publisher=Springer-Verlag Berlin Heidelberg |isbn=978-3-540-34144-4 |oclc=804078150 |accessdate=2013-05-25 }}</ref> F 고리는 1979년 [[파이오니어 11호]] 영상 팀에 의해 발견되었다.<ref>{{
| last1 = Gehrels | first1 = T.
| last2 = Baker | first2 = L. R.
| last3 = Beshore | first3 = E.
| last4 = Blenman | first4 = C.
| last5 = Burke | first5 = J. J.
| last6 = Castillo | first6 = N. D.
| last7 = Dacosta | first7 = B.
| last8 = Degewij | first8 = J.
| last9 = Doose | first9 = L. R.
| last10 = Fountain | first10 = J. W.
| last11 = Gotobed | first11 = J.
| last12 = Kenknight | first12 = C. E.
| last13 = Kingston | first13 = R.
| last14 = McLaughlin | first14 = G.
| last15 = McMillan | first15 = R.
| last16 = Murphy | first16 = R.
| last17 = Smith | first17 = P. H.
| last18 = Stoll | first18 = C. P.
| last19 = Strickland | first19 = R. N.
| last20 = Tomasko | first20 = M. G.
| last21 = Wijesinghe | first21 = M. P.
| last22 = Coffeen | first22 = D. L.
| last23 = Esposito | first23 = L.
| doi = 10.1126/science.207.4429.434
| title = Imaging Photopolarimeter on Pioneer Saturn
| journal = Science
| volume = 207
| issue = 4429
| pages = 434–439
| year = 1980
| pmid = 17833555
| pmc =
| bibcode = 1980Sci...207..434G
}}</ref> 매우 얇고, 폭이 고작 수백 킬로미터로, 안쪽과 바깥에서 공전하고 있는 [[양치기 위성]]인 프로메테우스와 [[판도라 (위성)|판도라]]에 의해 유지되고 있다.<ref name=Esposito2002>{{cite journal |last=Esposito |first=L. W. |authorlink=Larry W. Esposito |title=Planetary rings |journal=Reports on Progress in Physics |year=2002 |volume=65 |issue=12 |pages=1741–1783 |url=http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/65/12/201/r21201.pdf |format=PDF |doi=10.1088/0034-4885/65/12/201 |bibcode=2002RPPh...65.1741E }}</ref>
최근 카시니 탐사선이 촬영한 근접 촬영 사진은 F 고리가 한개의 고리 핵과 그 주변의 나선 가닥을 포함하고 있음을 보여주었다.<ref name="Charnoz2005">{{cite journal |title=Cassini Discovers a Kinematic Spiral Ring Around Saturn |journal=Science |year=2005 |volume=310 |pages=1300–1304 |doi=10.1126/science.1119387 |url=http://ciclops.org/media/sp/2007/2672_7431_0.pdf |format=PDF |pmid=16311328 |issue=5752 |bibcode=2005Sci...310.1300C |last=Charnoz |first=S. |last2=Porco |first2=C.C . |last3=Deau |first3=E. |last4=Brahic |first4=A |last5=Spitale |first5=JN |last6=Bacques |first6=G |last7=Baillie |first7=K |display-authors=2 }}</ref> 또한 프로메테우스가 최원점에서 고리와 근접할 때, 위성의 중력이 F 고리의 안쪽 부분에 어두운 홈(channel)을 두어, 고리의 물질을 '훔쳐감'으로써 고리의 구부러짐과 꼬임을 유발한다.([[#갤러리|갤러리]]에 있는 F 고리 사진의 비디오 링크 참고) F 고리 내의 물질보다 토성을 더 빨리 공전하는 프로메테우스로 인해, 새로운 홈들은 각각 이전의 것보다 약 3.2도 앞쪽에 형성된다.<ref name=Murray/>
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=== E 고리 ===
E 고리(''E Ring'')는 두번째로 가장 바깥에 있는 고리이고, 매우 폭이 넓다. [[규산염]], [[이산화탄소]], [[암모니아]] 및 얼음으로 구성된 매우 작은(마이크로미터 이하) 입자로 구성되어 있다.<ref>{{cite journal | last=Hillier | first=JK | last2=Green | first2=SF | title=The composition of Saturn's E ring | journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | volume=377 | issue=4 | pages=1588–1596 | date=June 2007 | bibcode=2007MNRAS.377.1588H | doi=10.1111/j.1365-2966.2007.11710.x | last3=McBride | first3=N. | last4=Schwanethal | first4=J. P. | last5=Postberg | first5=F. | last6=Srama | first6=R. | last7=Kempf | first7=S. | last8=Moragas-Klostermeyer | first8=G. | last9=McDonnell | first9=J. A. M. | last10=Grun | first10=E. | display-authors=8 }}</ref> E 고리는 미마스와 [[타이탄 (위성)|타이탄]]의 궤도 사이에 분포해 있다.<ref name="Hedman_2012">{{cite journal | last1=Hedman | first1=M. M.| last2=Burns | first2=J. A. | last3=Hamilton | first3=D. P. | last4=Showalter | first4=M. R. | year=2012 | title=The three-dimensional structure of Saturn's E ring | url= | journal=Icarus | volume=217 | issue= | pages=322–338 | doi=10.1016/j.icarus.2011.11.006 | arxiv=1111.2568|bibcode=2012Icar..217..322H }}</ref> 다른 고리와는 달리, 눈에 보일 정도의 얼음덩어리 보다는 아주 미세한 입자로 구성되어 있다. 2005년, E 고리의 물질의 근원은 위성 [[엔셀라두스 (위성)|엔셀라두스]]의 남극 영역에 있는 "[[타이거 스트라이프]]"(''tiger stripe'')에서 나오는 얼음화산의(cryovolcanic) 분출물<ref name=Spahn>{{cite journal | title=Cassini Dust Measurements at Enceladus and Implications for the Origin of the E Ring | journal=Science | volume=311 | issue=5766 | pages=1416–8 | publisher=[[American Association for the Advancement of Science|AAAS]] | date=2006-03-10 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/311/5766/1416 | doi=10.1126/science.1121375 | pmid=16527969 |bibcode=2006Sci...311.1416S | display-authors=1 | last=Spahn | first=F. | last2=Schmidt | first2=J | last3=Albers | first3=N | last4=Hörning | first4=M | last5=Makuch | first5=M | last6=Seiss | first6=M | last7=Kempf | first7=S | last8=Srama | first8=R | last9=Dikarev | first9=V | last10=Helfert | first10=Stefan | last11=Moragas-Klostermeyer | first11=Georg | last12=Krivov | first12=Alexander V. | last13=Sremčević | first13=Miodrag | last14=Tuzzolino | first14=Anthony J. | last15=Economou | first15=Thanasis | last16=Grün | first16=Eberhard | accessdate=2008-09-13 }}</ref><ref name="Porco Helfenstein et al. 2006">{{cite journal
| doi | last1 = Porco
| first1 = C. C.
| authorlink1 = Carolyn Porco
| last2 = Helfenstein
| first2 = P.
| last3 = Thomas
| first3 = P. C.
| last4 = Ingersoll
| first4 = A. P.
| last5 = Wisdom
| first5 = J.
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| first6 = R.
| last7 = Neukum
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| first9 = R.
| date = 10 March 2006
| title = Cassini Observes the Active South Pole of Enceladus
| journal = Science
| volume = 311
| issue = 5766
| pages = 1393–1401
| pmid = 16527964
| pmc =
| bibcode = 2006Sci...311.1393P
| ref = {{sfnRef|Porco Helfenstein et al. 2006}}
}}</ref>인 것으로 추정되었다. 주요 고리와는 달리, E 고리는 2,000 km 이상 두껍고, 엔셀라두스와의 거리가 증가할수록 두께가 증가한다.<ref name="Hedman_2012" />
E 고리의 입자는 고리 내에서 공전하는 위성에 뭉치려는 경향이 있다. [[테티스 (위성)|테티스]]의 주요 반구(leading hemisphere, 동주기 자전을 하는 위성의 행성 방향의 반구)의 적도는 거기서 유입된 물질에 의해 약간 파란색을 띤다.{{sfn|Schenk Hamilton et al.|2011|pp=751–53}} [[텔레스토 (위성)|텔레스토]], [[칼립소 (위성)|칼립소]], [[헬레네 (위성)|헬레네]], [[폴리데우케스 (위성)|폴리데우케스]]와 같은 트로이 위성들은 특히 고리의 면의 아래 위로 궤도 운동을 함으로써 영향을 많이 받는다. 그 결과로, 위성들의 표면은 밝은 물질로 뒤덮혀 있어 주름 없이 매끄러운 것이 특징이다.{{sfn|Mason|2010}}
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