토성의 고리: 두 판 사이의 차이

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>{{저널 인용|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">{{백과사전 인용|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.{{출처|날짜=2014-08-30}}([[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">{{저널 인용|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.{{출처|날짜=2014-08-30}}

 

 

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>{{뉴스 인용|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">{{저널 인용|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>{{웹 인용|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">{{웹 인용|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>{{웹 인용|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>{{웹 인용|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>