토성의 고리: 두 판 사이의 차이

 

 

 

'''토성의 고리'''({{llang|en|Rings of Saturn}})는 [[태양계]]에서 어떤 행성의 고리보다도 가장 큰 [[행성의 고리|행성 고리]]계이다. 이 고리는 수 마이크로미터에서 수 미터에 이르는 작은 입자들로 아주 많이 구성되어 있으며, [[토성]]을 공전하고 있다.<ref name="Questions">{{cite web | last=Porco | first=Carolyn | authorlink=Carolyn Porco | title=Questions about Saturn's rings | work=[http://www.ciclops.org/index.php CICLOPS web site] | url=http://www.ciclops.org/sci/common_questions.php#ring | accessdate=2012-10-05 }}</ref> 고리 입자는 거의 대부분이 얼음으로 구성되어 있고, 소량의 구성성분은 암석 물질이다. 토성의 고리의 형성 과정에 관해서는 아직까지도 결론이 나지 않았다. 고리의 일부 특징들은 고리가 비교적 최근에 기원했음을 시사하지만, 이론적인 모형은 태양계의 역사 초기에 형성되었을 것이라고 알려주고 있다.<ref name="Tiscareno">{{cite book |first=M. S. |last=Tiscareno | editor-last=Kalas | editor-first=P. | editor2-last=French | editor2-first=L. | contribution=Planetary Rings | contribution-url=http://arxiv.org/abs/1112.3305v2 | title=Planets, Stars and Stellar Systems | pages=61–63 | date=2012년 7월 4일 preprint | publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]] |url=http://refworks.springer.com/mrw/index.php?id=1654 |doi=10.1007/978-94-007-5606-9_7 |isbn=978-94-007-5605-2 |postscript=. |accessdate=2012-10-05 }}</ref>

=== 갈릴레오의 관측 ===

 

 

[[갈릴레오 갈릴레이]]는 1610년에 자신의 망원경을 이용하여 최초로 토성의 고리를 관측했지만, 고리의 정체를 확인하지는 못했다. 그는 [[코시모 2세|토스카나 대공]]에게 "행성 토성은 혼자가 아니고, 서로 거의 접촉해 있으며 절대 움직이지 않고 서로에 대해서 변하지도 않는 셋으로 구성되어 있습니다. 이들은 [[황도]]와 평행하게 배열되어 있고, 중간의 것(토성)은 나머지 것들(고리의 가장자리)의 크기의 약 세 배정도 입니다"라고 편지를 썼다. 또한 그는 토성이 "귀"를 가지고 있다고 묘사했다. 1612년, 고리면이 지구 쪽으로 향하고 있어 고리가 없어진 것처럼 보인 때가 있었다. 이에 혼란스러워진 갈릴레오는 신화 속의 [[사투르누스]]가 그의 아이들이 자신을 신들의 왕좌에서 끌어내릴 것을 막기 위해 그들을 집어삼킨 것을 참고하여, "토성이 그의 자식을 집어삼킨 것인가?" 라고 궁금해 하기도 했다.<ref>{{cite web |title=NightSky Friday: See Saturn closest to Earth in 30 Years|work=space.com |first=Joe |last=Rao |url=http://www.space.com/spacewatch/saturn_guide_031205.html |year=2003 |accessdate=2007-07-28 }}</ref> 1613년 고리가 다시 나타났을 때, 갈릴레오는 더욱 혼란스러워 했다.<ref name="history_of_the_rings">{{cite web |url=http://www2.jpl.nasa.gov/saturn/back.html |title=Historical Background of Saturn's Rings|work=Saturn Ring Plane Crossings of 1995–1996 |first=Ron |last=Baalke |publisher=Jet Propulsion Laboratory |accessdate=2007-05-23 }}</ref>

=== 고리 이론과 관측 ===

 

 

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>

== 물리적 특징 ==

 

 

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;10¹⁹ 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 좁은 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> 고리의 많은 구조는 안쪽 위성의 주기적 중력섭동에 의해 발생하여 공명에 약간 지장을 주는 나선파를 포함하고 있다.{{citation needed}}

 

 

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(O₂) 기체로 구성되어 있다. 얼음 파편의 물분자와 자외선에 의한 화학적인 반응은 여러가지 중에서 O₂를 형성하고 방출한다. 이 대기 모형에 따르면, [[수소]] 분자(H₂) 또한 존재한다. O₂와 H₂로 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. O₂와 같이, 이 대기는 물분자의 분해에 의해 만들어지는데, 이 경우에서의 분해는 토성의 위성 [[엔셀라두스]]에서 방출된 물분자에 퍼부어지는 고에너지 이온에 의해 이루어지는 것이다. 극단적으로 희박하더라도, 이 대기는 [[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>

 

 

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 면이 향하는 방향의 변화 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> 이는 매번 공전할 때마다 2회의 주기로 진행된다. 그러나 상을 중첩시켜(superimose) 보면 이것은 충에 있는 행성이, 남반구에서 보다 북반구에서 더 밝게 보이게 만드는 행성의 공전궤도의 이심률에 기인한 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>

1980년, [[보이저 1호]]는 토성을 근접통과하면서 서로 꼬여 복잡한 구조를 한 것처럼 보이는 세 개의 좁은 고리로 구성된 [[#F 고리|F 고리]]를 보여주었다. 이는 현재 안쪽에 어두운 세번째 고리가 위치하여 서로 꼬인 것처럼 착시를 보여주는, 덩어리와 꼬임으로 구성된 바깥의 두 개의 고리로 알려져 있다.{{citation needed}}

 

 

토성의 [[분점]]인 2009년 8월 11일, 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>

 

{{wide image|Saturn's rings dark side mosaic.jpg|2200px|2007년 5월 5일, 카시니의 협각 카메라로 빛이 비추어지지 않고 있는 토성의 D, C, B, A, F 고리(왼쪽에서 오른쪽으로)를 촬영한 자연색상 모자이크 사진이다.}}

 

=== 데이터 표 ===

 

== D 고리 ==

 

D 고리(''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" />

 

== C 고리 ==

 

C 고리(''C Ring'')는 폭이 넓지만 희미한 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>

 

== B 고리 ==

 

B 고리(''B Ring'')는 고리 중에서 가장 거대하고, 밝으며, 가장 무겁다. 고리의 두께는 5 미터에서 15 미터 정도로 추정되고, 질량은 2.8×10¹⁹ 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 ===

 

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

 

== 카시니 간극 ==

 

카시니 간극(''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}}

 

== A 고리 ==

 

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.

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}}

 

| doi = 10.1016/j.icarus.2014.03.024

| title = The discovery and dynamical evolution of an object at the outer edge of Saturn's a ring

 

=== 엥케 간극 ===

 

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" />

 

=== 소위성 ===

 

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 ==

 

A 고리와 F 고리 사이의 간극은 프랑스의 물리학자 [[에두아르 로슈]]를 기리기 위해 로슈 간극(''Roche Division'')으로 붙여졌다.<ref>[http://planetarynames.wr.usgs.gov/append8.html Planetarynames.wr.usgs.gov]</ref> 로슈 간극은 거대한 천체가 (토성과 같은)행성과 매우 가까이 있을 때 행성의 [[기조력]]에 의해 산산조각나는 물리학적 개념인 [[로슈 한계]]와 혼동하지 말아야 한다.<ref name="wolf">{{cite web |url=http://scienceworld.wolfram.com/physics/RocheLimit.html |title=Eric Weisstein's World of Physics – Roche Limit |publisher=scienceworld.wolfram.com |year=2007 |first=Eric W. |last=Weisstein |accessdate=2007-09-05 }}</ref> 주요 고리계의 바깥쪽 가장자리에 위치해 있는 로슈 간극은 사실 고리가 위성으로 흡수될 수 없는 이유인 토성의 로슈 한계와 가장 가까이에 있다.<ref name="two">{{cite web |url=http://www2.jpl.nasa.gov/saturn/faq.html#roche |title=What is the Roche limit? |publisher=NASA–JPL |author=NASA |accessdate=2007-09-05 }}</ref>

 

== F 고리 ==

 

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>{{Cite journal

 

== 외곽 고리 ==

 

=== 야누스/에피메테우스 고리 ===

 

=== 포에베 고리 ===

 

2009년 10월, [[포에베 (위성)|포에베]]의 궤도 바로 안에 희미한 물질 원반의 발견이 발표되었다. 발견 당시에, 원반은 모서리가 지구를 향해 있었다. 이 원반은 다른 고리들 처럼 대략적으로 설명된다. 매우 거대하긴([[시직경|겉보기 크기]]가 지구에서 보이는 보름달의 두배) 해도, 고리는 사실 보이지 않는다. 고리는 NASA의 [[스피처 우주 망원경]]을 이용해서 발견되었고,<ref>[http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2009-150 NASA Space Telescope Discovers Largest Ring Around Saturn]</ref> 관측 전체 범위에서 보였는데, 토성의 반지름의 128~207배 만큼 뻗어있었다.<ref name="Verbiscer">{{cite journal |last=Verbiscer |first=Anne |last2=Skrutskie |first2=Michael |last3=Hamilton |first3=Douglas |title=Saturn's largest ring |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |url=http://www.nature.com/nature/journal/v461/n7267/abs/nature08515.html |doi=10.1038/nature08515 |date=published online 2009-10-07 |pmid=19812546 |volume=461 |issue=7267 |pages=1098–100 |bibcode=2009Natur.461.1098V }}</ref> 계산은 59 토성 반지름의 [[이아페투스 (위성)|이아페투스]]의 궤도를 안쪽으로, 바깥쪽으로는 300 토성 반지름까지 뻗어있을 것임을 시사하고 있다.<ref name=sciencenews_large_ring/> 고리는 나중에 [[광역 적외선 탐사 위성|WISE]], [[허셜 우주 망원경]]과 [[카시니-하위헌스|카시니 탐사선]]을 이용하여 연구되었다.<ref name="Tamayo2014">{{cite journal | last1=Tamayo | first1=D. | authorlink= | last2=Hedman | first2=M. M. | last3=Burns | first3=J. A. | title=First observations of the Phoebe ring in optical light | journal=[[Icarus (journal)|Icarus]] | volume= | issue= | pages= | date=2014-01-23 | url= | arxiv=1401.6166 | doi=}}</ref>

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