토성의 고리: 두 판 사이의 차이
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[[File:Backlit Saturn from Cassini Orbiter 2007 May 9.jpg||thumb|upright=1.2|카시니 우주 탐사선이 본 토성의 고리의 어두운 면(2007년 5월 9일).]]
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 물분자의 분해에 의해 만들어지는데, 이 경우에서의 분해는 토성의 위성 [[
[[File:Saturn, its rings, and a few of its moons.jpg||thumb|left|upright=1.2|2009년 8월 12일, 분점 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.]]
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최근 [[로빈 M. 캐넙|R. M. 캐넙]]에 의해 변형된 이 이론은 고리가 토성이 아직 가스 성운에 둘러싸여 있던 형성기에 행성 쪽으로 나선을 그리며 떨어지다 외부층이 벗겨진, [[타이탄 (위성)|타이탄]] 크기로 매우 큰 위성의 얼음 맨틀의 잔해의 일부에 해당한다고 한다.<ref name="NatGeo_2010">{{cite web | last= Choi | first=C. Q. | url=http://news.nationalgeographic.com/news/2010/12/101213-saturn-rings-moon-ice-jupiter-science-space/|publisher=National Geographic|title=Saturn's Rings Made by Giant "Lost" Moon, Study Hints |date=2010-12-13 | accessdate=2012-11-05 }}</ref><ref name="Canup_2010">
{{cite journal |last=Canup |first=R. M. |authorlink=Robin M. Canup |title=Origin of Saturn’s rings and inner moons by mass removal from a lost Titan-sized satellite |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=468 |issue=7326 |pages=943–926 |date=2010-12-12 |url=http://www.nature.com/nature/journal/v468/n7326/abs/nature09661.html |doi=10.1038/nature09661 |pmid=21151108 |bibcode=2010Natur.468..943C |accessdate=2012-11-04 }}</ref> 이는 고리 내의 암석물질의 부족을 설명할 것이다. 고리는 초기에 지금보다 훨씬 무겁고(~1000배) 넓었을 것이다. 고리의 외곽 부분의 물질은 합쳐져 [[테티스 (위성)|테티스]]와 같은 토성의 위성이 되었다. 이러한 대부분의 위성들의 구성 요소 또한 암석물질의 부족을 설명할 수 있다.<ref name="Canup_2010" /> 증가하고 있는 [[
초기의 무거운 고리에 관한 아이디어는 나중에 [[레아 (위성)|레아]]와 같은 토성의 위성들의 형성에 관한 설명까지 확장된다.<ref name="Charnoz_2011">{{cite journal |last=Charnoz |first=S. |last2=Crida |first2=A. |last3=Castillo-Rogez |first3=J. C. |last4=Lainey |first4=V. |last5=Dones |first5=L. |last6=Karatekin |first6=Ö. |last7=Tobie |first7=G. |last8=Mathis |first8=S. |last9=Le Poncin-Lafitte |first9=C. |last10=Salmon |first10=J. |title=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 |journal=[[Icarus (journal)|Icarus]] |volume=216 |issue=2 |pages=535–550 |date=December 2011 |url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103511003691 |doi=10.1016/j.icarus.2011.09.017 |bibcode=2011Icar..216..535C |arxiv=1109.3360 |accessdate=2012-10-105 }}</ref> 초기의 무거운 고리가 얼음 뿐만 아니라 암석물질 덩어리(>100 km 반경)도 포함하고 있었다면, 이러한 [[규산염]] 천체들은 얼음을 더 많이 흡수하여 고리의 중력 상호작용과 토성의 조석 상호작용으로 인해 계속해서 넓은 궤도로 전이하여 고리로부터 벗어나게 된다. 로슈한계 내의 암석 천체들은 추가적인 물질을 흡수하기 충분할 정도로 밀도가 높지만, 얼음 천체와 같은 것들은 밀도가 낮아 그렇지 못하다. 고리 바깥쪽에 새로 형성된 위성들은 무작위 병합을 통해 진화하기 시작할 것이다. 이 과정은 레아와 같은 토성의 위성의 규산염 물질의 변화와 토성과 가까울수록 규산염 물질이 적어지는 경향도 설명할 수 있다. 이에 따라 레아는 원시 고리에서 형성된 위성 중 가장 늙은 것이 될 것이고, 토성과 가까운 위성일수록 젊을 것이다.<ref name="Charnoz_2011" />
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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 [[
| doi = 10.1126/science.1123013| displayauthors = 29
| last1 = Porco
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