歴史
初期の観察結果 ガリレオがベリサリオ・ヴィンタ に宛てた手紙に描いた土星 の図（1610年）の詳細ガリレオ・ガリレイは 1610年に望遠鏡を使って土星の環を初めて観測したが、それが環であるとは認識できなかった。彼はトスカーナ公に 「土星は単独ではなく、互いにほぼ接し、互いに動いたり変化したりしない3つの環から成り立っています。それらは黄道帯 に平行な線上に並んでおり、中央の環（土星自体）は両側の環の約3倍の大きさです」と書き送った。[ 5 ] [ 2 ] 彼は「土星は自分の子供を飲み込んだのだろうか？」と考えた。これは、巨人 サトゥルヌスが 、自分を倒すという予言を阻止するために自分の子供を飲み込んだという神話を指している。[ 5 ] [ 6 ] [ 2 ]
初期の天文学者たちは、 研究 誓約書 の アナグラムを 使用していた。ガリレオは、土星の環を発見した際に、「最も遠い惑星が三重の形をしていることを私は観測した」という 意味 で 、 「smaismrmil mepoeta leumibu nenugt tauiras」というアナグラムを使用した。[7][ 8 ] [ 9 ]
1657年、クリストファー・レンは ロンドンのグレシャム・カレッジの天文学教授に就任した。彼は1652年頃から土星の観測を行い、その外観を解明しようとしていた。彼の仮説は『土星の実体について』にまとめられ、 その中で彼は土星に環があることを示唆するところまで至った。しかし、レンは環が土星とは独立しているのか、それとも物理的に土星に付着しているのか確信が持てなかった。レンの仮説が発表される前に、クリスティアーン・ホイヘンスが 土星の環に関する仮説を発表した。レンはすぐにこれが自身の仮説よりも優れていると認識し、『 土星の実体について』は出版されなかった。ロバート・フックも 土星の環を初期に観測した人物の一人で、環に影が落ちることに気づいた。[ 10 ]
ホイヘンスの『土星体系 』（1659年）における環状仮説クリスティアーン・ホイヘンスは 1655年に父コンスタンティン・ホイヘンス と共にレンズ研磨を始め、自ら設計した43倍屈折望遠鏡を用いて土星をより詳細に観測することができた。彼は土星が 惑星から分離した環に囲まれていると最初に提唱し、その発見を「aaaaaaa ccccc deeeeeg hiiiiiii llllmm nnnnnnnnn oooopp qrrs tttttuuuuu 」という文字列として難解な形で発表した。 [ 11] 3 年 後 tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato」（「土星は、どこにも触れず、黄道に傾いた薄く平らな環に 囲まれて」）という文章の文字であることを明らかにした。 [ 12 ] [ 2 ] [ 13 ] 彼は『土星体系』 （1659年）で環の仮説を発表し、土星の衛星タイタン の発見や、太陽系 の寸法の最初の明確な概略も発表した。[ 14 ]
1675年、ジョヴァンニ・ドメニコ・カッシーニは 、土星の環は複数の小さな環とそれらの間の隙間から構成されていることを突き止めました。[ 15 ] これらの隙間の中で最大のものは、後にカッシーニの間隙 と名付けられました。この間隙は、 A環 とB環 の間の幅4,800キロメートル（3,000 マイル） の領域です。[ 16 ]
1787年、ピエール＝シモン・ラプラスは、 均一な固体リングは不安定であることを証明し、リングは多数の固体リングレットで構成されていることを示唆した。[ 17 ] [ 2 ] [ 18 ]
1859年、ジェームズ・クラーク・マクスウェルは 、不均一な固体リング、固体リングレット、連続した流体リングも安定しないことを示し、リングは多数の小さな粒子で構成され、それらはすべて独立して土星の周りを公転していることを示唆した。[ 19 ] [ 18 ] ソフィア・コワレフスカヤ も土星のリングは液体のリング状の物体ではないことを発見した。[ 20 ] [ 21 ] 1895年にアレゲニー天文台 のジェームズ・キーラー とプルコヴォ天文台 のアリスタルク・ベロポルスキー によって独立して行われたリングの分光学的研究は、マクスウェルの分析が正しいことを示した。[ 22 ] [ 23 ]
4機のロボット探査機が、土星の近傍から土星の環を観測した。パイオニア11号 の 20,900 km (13,000 mi) であった。[ 24 ] パイオニア11号は F環の発見に貢献した。[ 24 ] ボイジャー1号 の 64,200 km (39,900 mi) であった。[ 25 ] ボイジャー1号は 計画された解像度で土星の環を観測できなかったが、探査機からの画像により環系の前例のない詳細が明らかになり、G環の存在が判明した。[ 26 ] ボイジャー2号 の 41,000 km (25,000 mi) であった。[ 25 ] ボイジャー2号 の 稼働中の光偏光計により、ボイジャー1号 よりも高解像度で環系を観測することができ、それによってこれまで見えなかった多くの小環を発見することができました。[ 27 ] [ 28 ] カッシーニ が撮影 し た 環の画像は、現在までに最も詳細なものであり、さらに多くの小環の発見につながりました。[ 29 ]
環は発見された順にアルファベット順に命名されている。[ 30 ] ジョヴァンニ・ドメニコ・カッシーニ によってAとBが、1850年にウィリアム・クランチ・ボンド とその息子ジョージ・フィリップス・ボンド によってCが、1933年にニコライ・バラバショフ とボリス・セメイキンによってDが、1967年に ウォルター・A・ファイベルマン によってEが、1979年にパイオニア11号 ボイジャー1号 [ 30 ]
観察 土星の自転軸の傾きは 26.7° であり、地球から見る環（可視環は土星の赤道面にある）の見え方は時期によって大きく異なります。[ 31 ] [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]
土星の春分点 （太陽が環面を通過する時）は、均等な間隔で起こるわけではありません。太陽が環面を南から北へ通過するのは、土星の太陽中心経度が173.6度（例えば2009年8月11日）の時で、これは土星が獅子座から乙女座へ移動する頃とほぼ一致します。15.7年後、土星の経度は353.6度に達し、太陽は環面の南側を通過します。各公転軌道において、太陽は15.7地球年間は環面の北側に位置し、その後13.7年間は環面の南側に位置することになります。[ a ] [ 36 ] [ 37 ]
土星は明るさに複雑なパターンを示します。[ 38 ] [ 39 ] [ 40 ] 離心率 による変動があり、北半球では南半球よりも明るい衝を示します。[ 41 ]
一般的な特徴 電波掩蔽 から得られた粒子サイズデータを色で表現したシミュレーション画像。カッシーニ が環を通して地球に送信した0.94cm、3.6cm、13cmの信号の減衰は 、これらの波長と同等かそれ以上の大きさの粒子が多数存在することを示しています。紫色（B、内側のA環）は、5cm未満の粒子が少ないことを意味します（すべての信号が同様に減衰）。緑色と青色（C、外側のA環）は、それぞれ5cm未満と1cm未満の粒子が一般的であることを意味します。白色の領域（B環）は密度が高すぎて十分な信号が送信されません。その他の証拠は、A環からC環には、最大で数mに及ぶ広範囲の粒子サイズが存在することを示しています。 密度の高い主環は、土星の赤道から7,000 km (4,300 マイル)から 80,000 km (50,000 マイル) の範囲に広がっており、赤道の半径は60,300 km (37,500 マイル) です(下記参照 )。局所的な厚さは、最小で 10 メートル (32' 10"") [ 42 ] [ 43 ] 氷と、 ソリン やケイ酸塩 などの不純物が少量含まれています。[ 44 ] [ 45 ]
カッシーニは 、環と雲頂の間を通過する最後の軌道セット中に、環の重力効果を介して環系の質量を直接測定し、1.54 (± 0.49) × 10 19 kg、つまり 0.41 ± 0.13ミマス 質量という値を得ました。[ 4 ] 南極氷床 全体の質量の約 3 分の 2 に相当します。 [ 46 ] [ 47 ] この推定値は、A、B、C 環の密度波のカッシーニの 観測から得られた 0.40 ミマス質量の値に近いものです。[ 4 ] ppb ) のごく一部です。ボイジャーによる A環とB環の密度波の初期の観測と光学的深さプロファイルから、質量は約0.75ミマス質量と推定されたが[ 48 ] [ 49 ] 。
土星とそのA、B、C環を可視光と（挿入図）赤外線で表示した画像。擬似カラー赤外線画像では、水氷の含有量が多く粒子サイズが大きいほど青緑色に見え、氷以外の成分が多く粒子サイズが小さいほど赤みがかった色に見える。 カッシーニの間隙やエンケの間隙 など、環の中で最も大きな隙間は地球から見ることができますが、ボイジャー 探査機は、環が何千もの細い隙間や小環からなる複雑な構造を持っていることを発見しました。この構造は、土星の多くの衛星の重力によって、いくつかの異なる方法で生じると考えられています。パンのような小さな衛星の通過によって隙間が解消されるものも あり （ プロメテウス やパンドラがF環を維持しているのと同様） 隙間 内の 粒子の軌道周期と、さらに外側にあるより質量の大きい衛星の軌道周期との共鳴によって生じる隙間もあります。ミマスは このようにしてカッシーニの間隙を維持しています。[ 51 ] [ 52 ]
カッシーニ 探査機のデータによると、土星の環は惑星本体とは独立した独自の大気を持っている。この大気は、太陽からの紫外線が環内の水氷と相互作用して生成される分子状酸素 ガス（O₂ ）で構成されている。水分子の断片間の化学反応とさらなる 紫外線刺激によって、 O₂ などが生成・放出される。この大気のモデルによると、H₂も 存在する。O₂とH₂の大気 は 非常に希薄で、もし大気全体が何らかの方法で環に凝縮されたとしても、厚さは原子1個分程度しかない。[ 53 ] も 水分子の崩壊によって生成されるが、この場合は土星の衛星エンケラドゥス から放出された水分子に高エネルギーイオン が衝突することで崩壊が起こる。この大気は極めて希薄であるにもかかわらず、ハッブル宇宙望遠鏡によって地球から検出された。[ 54 ]
1980年、ボイジャー1号 は土星をフライバイし、F環が複雑な構造で編み込まれているように見える3つの細い環で構成されていることを示しました。現在では、外側の2つの環は、編み込みの錯覚を与える突起、ねじれ、塊で構成されており、その内側にあまり明るくない3番目の環があることがわかっています。[ 55 ]
NASAの探査機カッシーニ が2009年8月11日の土星の春分点付近で撮影した環の新しい画像によると、環はいくつかの場所で名目上の環面から大きく外れていることが明らかになった。このずれは、キーラーギャップ の境界で最大4 km (2.5 マイル) に達し、これはギャップを形成する衛星ダフニス の軌道が面外にあるためである。 [ 56 ]
ラリー・エスポジート 率いるカッシーニ 探査機のUVISチームは、恒星掩蔽法を用いて、 F環 内に直径27メートル（89分角）から10キロメートル（6マイル）までの13個の天体を発見した。それらは半透明であることから、数メートルほどの大きさの氷の塊が一時的に集まってできたものだと考えられる。エスポジートは、これが土星の環の基本的な構造であり、粒子が集まってから吹き飛ばされるものだと考えている。[ 57 ]
カッシーニ 探査機が撮影した、土星の環の非照射面の画像（2013年10月10日）。
主環の形成と進化 土星の環の年齢の推定値は、使用するアプローチによって大きく異なります。土星自体の形成にまで遡る非常に古いものと考えられてきました。しかし、カッシーニ のデータは、環がはるかに若く、おそらく過去1億年以内に形成されたことを示唆しており、したがって1000万年から1億年の間である可能性があります。[ 4 ] [ 58 ] [ 4 ] ] [4] 現在 の枯渇 。 [ 59 ] [ 60 ]
土星の内側の環の起源に関する主な仮説は、環が1つまたは複数の衛星の残骸から形成されたというものである。19世紀にエドゥアール・ロッシュが最初に提唱した仮説は、環はかつて土星の衛星であり、その軌道が 潮汐力 によって引き裂かれるほど近くなるまで減衰したというものである（ロッシュ限界 を参照）。[ 61 ] クリサリス 」という名前を提案した。 [ 62 ] この仮説の変形として、この衛星は大きな彗星 または小惑星 の衝突後に崩壊したというものがある。[ 63 ] [ 64 ]
2007年に描かれた、 土星の環のうち遠くから見ると固体のように見える部分を形成する氷の粒子の集合体を示す想像図。これらの細長い塊は絶えず形成と分散を繰り返している。最大の粒子は直径数メートルにも及ぶ。 破壊された衛星仮説のより伝統的なバージョンは、環は 直径400～600km（200～400マイル）の衛星の破片で構成されており、これはミマス よりわずかに大きいというものである。これほど大きな衛星を破壊するほどの衝突が最後に起こったのは、約40億年前の後期重爆撃 期であった。[ 65 ]
RM Canup によるこの種の仮説のより最近の変種は、環は土星がまだガス星雲に囲まれていた形成期に惑星に螺旋状に落下する際に外層が剥ぎ取られた、はるかに大きなタイタンサイズの分化した衛星の氷のマントルの残骸の一部を表している可能性があるというものである。[ 66 ] [ 67 ] テティス まで合体し、これらの衛星のほとんどの組成に岩石物質が不足していることも説明している。[ 67 ] ミマス の1.15 g/cm3やテティスの0.97 g/cm3と比較して高い値である。[ 67 ]
初期の巨大な環という考え方は、その後、土星の衛星のレアまでの形成を説明するために拡張されました。[ 68 ] 直径100 km以上、60 マイル）と氷が含まれていた場合、これらのケイ酸塩の天体は、環との重力相互作用と土星との潮汐相互作用により、さらに氷を蓄積し、徐々に広い軌道へと環から放出されたでしょう。ロッシュ限界 内では、岩石物質の天体は追加の物質を蓄積するのに十分な密度がありますが、密度の低い氷の天体はそうではありません。環の外に出ると、新しく形成された衛星はランダムな合体によって進化を続けた可能性があります。このプロセスは、レアまでの土星の衛星のケイ酸塩含有量の変動と、土星に近づくにつれてケイ酸塩含有量が少なくなる傾向を説明できるかもしれません。レアは、原始環から形成された衛星の中で最も古いものであり、土星に近い衛星ほど若くなっているでしょう。[ 68 ]
土星の環の水氷の明るさと純度も、環が土星よりはるかに若い証拠として挙げられています[ 58 ]。 [ 69 ] 。C環の最近の起源を示唆する証拠は、カッシーニ・タイタン・レーダー・マッパー のデータを分析した研究者によって収集されました。このデータは、この環内の岩石質ケイ酸塩の割合の分析に焦点を当てています。この物質の大部分が最近破壊されたケンタウルス族 天体または衛星によってもたらされたものであれば、この環の年齢は1億年以下になる可能性があります。一方、その物質が主に微小隕石の流入に由来するものであれば、その年齢は10億年に近いものとなるだろう。[ 70 ]
土星への物質の流入速度に基づく研究は、数億年前という比較的若い環系の年齢を支持している。環の物質は絶えず土星に螺旋状に落下しており、この流入速度が速いほど、環系の寿命は短くなる。一つのメカニズムとして、重力によって帯電した水氷の粒が惑星の磁力線に沿って環から引きずり下ろされる現象があり、これは「環の雨」と呼ばれる。 地上のケック望遠鏡による 観測から、この流入速度は432～2870 kg/sと推定されている。この現象だけでも、環は数億年後には消滅するだろう。+818 −124 [ 71 ] カッシーニ 探査機は kg/sであることを検出した。[ 72 ] [ 71 ] [ 73 ]
環の物理的構造 土星の環系で最も密度が高いのは、カッシーニの間隙（1675年にジョヴァンニ・ドメニコ・カッシーニ によって発見された）によって隔てられたA環とB環です。1850年に発見され、カッシーニの間隙と似た特徴を持つC環とともに、これらの領域は主環 を構成しています。主環は、希薄な塵の環 よりも密度が高く、より大きな粒子を含んでいます。後者には、土星の雲頂まで内側に伸びるD環、G環、E環、および主環系の外側にあるその他の環が含まれます。これらの拡散した環は、粒子のサイズが小さい（多くの場合約1μm ） ため、「塵の環」として特徴づけられます。その化学組成は、主環と同様に、ほぼ完全に水氷です。A環の外縁から少し離れた狭いF環は、分類がより困難です。その一部は非常に密度が高いですが、塵サイズの粒子も大量に含まれています。
2007年5月9日に撮影された、土星のD、C、B、A、F環の非照射面を捉えたカッシーニ 探査機の狭角カメラ画像（左から右へ）を自然色でモザイク合成した画像（距離は惑星の中心までの距離）。
土星のC、B、A環の斜め（4度角）画像（左から右へ。十分な明るさで見れば、上のフルサイズ画像でF環がかすかに見える）。上の画像：
2004 年12月12日に撮影された、環の照らされた側の
カッシーニ狭角カメラ写真の自然色モザイク。下の画像：2005年5月3日に実施された 電波掩蔽 観測から作成されたシミュレーション画像。下の画像の色は、環の粒子の大きさに関する情報を表すために使用されています（説明については、記事の2番目の画像のキャプションを参照）。
Dリング カッシーニ探査機 が捉えたかすかなD環の画像。その下には内側のC環が写っている。 D環は最も内側の環で、非常に淡い。1980年、ボイジャー1号は カッシーニの 画像はD72が著しく広がり、拡散し、惑星側に200km （100マイル）移動したことを示した。[ 88 ]
D環には、30 km (20 マイル) 間隔の波を持つ微細な構造が存在する。C 環とD73環の間の隙間で最初に発見されたこの 構造 は、2009年の土星の春分点時に、D環からB環の内縁まで半径方向に19,000 km (12,000 マイル) 広がっていることがわかった。 [ 89 ] [ 90 ] [ 91 ] 1995年の60 km、40 マイルから 2006年の30 km、20 マイルまで）という事実から、このパターンは、崩壊した彗星からの破片の雲（質量約10 12 kg）の衝突によって環が赤道面から傾いた1983年後半に発生した可能性があると推測できる。[ 88 ] [ 89 ] [ 92 ] 木星の主環 に見られる同様の螺旋模様は、1994年にシューメーカー・レヴィ第9彗星 の物質が衝突したことによる摂動に起因すると考えられている。[ 89 ] [ 93 ] [ 94 ]
Cリング 外側のC環の眺め。マックスウェル・ギャップとその右側にあるマックスウェル・リングレットは、中央よりやや上方かつ右寄りに位置する。ボンド・ギャップは右上方向の広い明るい帯の上にあり、ドーズ・ギャップは右上隅のすぐ下の暗い帯の中にある。 C環は、 B環 の内側に位置する幅広だが淡い環である。1850年にウィリアム・ ボンドとジョージ・ボンド によって発見されたが、ウィリアム・R・ドーズ とヨハン・ガレ もそれぞれ独立してそれを見ていた。ウィリアム・ラッセルは 、明るいA環やB環よりも暗い物質で構成されているように見えたため、「クレープ環」と名付けた。[ 78 ]
その垂直方向の厚さは5メートル（16分角 ）、質量は約1.1 × 10¹⁸kg と推定され、光学的深さは 0.05から0.12の間で変化します。つまり、リングを垂直に透過する光の5～12パーセントが遮断されるため、上空から見るとリングはほぼ透明です。Dリングで最初に観測された波長30kmの螺旋状の波状構造は、2009年の土星の春分点時にCリング全体に広がっていることが観測されました（上記参照）。
コロンボギャップとタイタンリングレット コロンボギャップは内側のC環にあります。ギャップ内には、明るく狭いコロンボリングレットがあり、 土星の中心から77,883 km (48,394 マイル) を中心としており、円形ではなくわずかに楕円形をしています。このリングレットは、衛星 タイタン との軌道共鳴によって支配されているため、タイタンリングレットとも呼ばれています。[ 95 ] 歳差 の長さがタイタンの軌道運動の長さと等しいため、この偏心リングレットの外端は常にタイタンの方角を向いています。[ 95 ]
マックスウェルギャップとリングレット マクスウェルギャップはCリングの外側部分に位置しています。また、密度の高い非円形のリングレット、マクスウェルリングレットも含まれています。多くの点で、このリングレットは天王星のεリング に似ています。両方のリングの中央には波状の構造があります。εリングの波は天王星の衛星コルデリア によって引き起こされたと考えられていますが、2008年7月現在、マクスウェルギャップでは衛星は発見されていません。[ 96 ]
持ってくる Bリングは、リングの中で最も大きく、最も明るく、最も質量が大きい。その厚さは5～15mと推定され、光学的深さは0.4から5以上まで変化する[ 97 ]。 [ 98 ] 。
恒星掩蔽を用いた2016年の螺旋密度波の研究では、B環の表面密度は40～140 g/cm²の範囲であり、これまで考えられていたよりも低いことが示され、 環の光学的深さは質量密度とほとんど相関がないことが示された（これはA環とC環で以前に報告された発見である）。[ 97 ] [ 99 ] × 10 18 kg。これはミマス の質量と比較すると、× 10 18 [ 97 ]
土星の中心から98,600～105,500 km（61,300～65,600マイル）離れた内側中央のB環を高解像度（1ピクセルあたり約3 km）でカラー表示した画像。中央の幅40 km（25マイル）の環状構造から、右側の幅300～500 km（200～300マイル）の帯状構造まで、画像解像度以下のスケールでも構造が鮮明に確認できる。
春分・秋分付近から見たB環の外縁部。高さ2.5km（1.5マイル）にも達する垂直構造物によって影が落とされているが、これはおそらく目に見えない埋め込まれた小衛星によって作られたものと考えられる。カッシーニの間隙は上部に位置する。
[ 98 ] [ f ]
ムーンレット 2009年、春分点の時期に、B環に埋め込まれた小衛星が、その影から発見された。直径は400m （1,300 フィート）と推定されている。 [ 106 ] [ 107 ]
カッシーニ間隙 カッシーニ探査機が撮影したカッシーニ 間隙の画像。ホイヘンス間隙は右端に位置し、ラプラス間隙は中央付近にある。その他にも、より狭い間隙がいくつか存在する。背景に見える衛星はミマス である。カッシーニの間隙は、土星のA環 とB環の間にある幅 4,800 km (3,000 マイル)の領域です。1675年に パリ天文台 のジョヴァンニ・カッシーニが、 焦点距離 20フィート、倍率 90倍の2.5インチ対物レンズを備えた 屈折望遠鏡 を使用して発見しました。[ 108 ] [ 109 ] ボイジャーは 、この隙間自体がC環 と非常によく似た環の物質で満たされていることを発見しました。[ 96 ]
カッシーニの間隙の内縁は、強い軌道共鳴によって支配されている。この位置にある環粒子は、衛星ミマス の公転ごとに2回公転する。[ 110 ] [ 111 ]
ホイヘンスギャップ 1981年にボイジャー2号が送り返した画像によって発見されたホイヘンスギャップ[ 112 ] 方位角変化を示しており、これは ミマス との2:1共鳴とBリングの偏心した外縁の影響によるものと考えられる。ホイヘンスリングレットのすぐ外側には、さらに狭いリングレットが存在する[ 96 ] 。
Fリング 小さな衛星パンドラ（左）とプロメテウス（右）は、F環の両側を公転している。プロメテウスは環の番人のような役割を果たしており、環の内側の筋に刻まれた暗い溝がプロメテウスの後ろをついていく。 F環は土星の最も外側の独立した環であり、太陽系で最も活発な環の一つで、特徴は数時間単位で変化します。[ 137 ] A環 の外縁から3,000 km (2,000 マイル) 離れたところに位置しています。[ 138 ] この環は1979年にパイオニア11号の [ 81 ] 羊飼い衛星 、プロメテウス とパンドラによって環が保持されていると考えられていましたが、 [ 120 ] [ 139 ] [ 140 ] [ 141 ]
カッシーニ [ 142 ] 。 [ 137 ]
2008年には、さらなるダイナミズムが検出され、Fリング内を周回する目に見えない小さな衛星が、プロメテウスからの摂動によってその狭い中心部を継続的に通過していることが示唆された。小さな衛星の1つは、暫定的にS/2004 S 6と特定された。[ 137 ]
2023年現在、この環の塊状構造は「数千個の小さな母天体（サイズ1.0～0.1km）が衝突し、数ヶ月かけて母天体に再集積するマイクロメートルからセンチメートルサイズの粒子の密な糸状構造を生成し、それが定常状態にあることによって引き起こされると考えられている」[ 143 ] 。
107枚の画像をモザイク状に合成したもので、F環をまっすぐに伸ばした場合の255°（約70%）の視野を示しており、ねじれた主鎖と螺旋状の副鎖が確認できる。半径方向の幅（上から下まで）は1,500km
（1,000マイル）である。
外側のリング 外側の環は太陽光によって背面から照らされている。
2006年にカッシーニ 探査機 が前方散乱光で撮影した画像から、ヤヌス とエピメテウス の軌道領域周辺に微かな塵の環が存在することが明らかになった。この環の半径方向の広がりは約5,000 km (3,000 マイル) である。[ 144 ] [ 145 ]
Gリング G 環は、F 環と E 環 の始まりの中間あたりにある非常に薄くかすかな環で、その内縁はミマス の軌道の内側約 15,000 km (10,000 マイル)に位置しています。その内縁付近には、円周の約 6 分の 1 ほどに広がる、はっきりと明るい弧 (海王星の環 の弧に似ています) が 1 つあり、直径 500 ヤードの衛星アイガエオン を中心としています。アイガエオンは、ミマスとの 7:6 の軌道共鳴によってその位置に保持されています。[ 146 ] [ 147 ] [ 146 ] [ 146 ] 微小隕石の 衝突によってアイゲオンや弧内の他の発生源天体から放出された塵は、土星の 磁気圏 との相互作用により弧から外に漂います(そのプラズマは 土星の磁場 と共回転し、G 環の軌道運動よりもはるかに速く回転します)。これらの微粒子は、さらなる衝突によって着実に侵食され、プラズマの抵抗によって分散されます。何千年もの間、環は徐々に質量を失い、[ 148 ]
メトン環弧 2006年9月に初めて検出された、経度約10度の範囲に及ぶかすかな環状弧は、衛星メトネ に関連付けられている。弧内の物質は、微小隕石の衝突によってメトネから放出された塵であると考えられている。塵が弧内に閉じ込められているのは、ミマスとの14:15共鳴によるものと考えられている（G環内に弧が閉じ込められているメカニズムと同様）。[ 149 ] [ 150 ]
アンテリングアーク アンテ環弧 – 明るい点はアンテ 2007年6月に初めて検出された、経度約20度にわたるかすかな環状弧は、衛星アンセ に関連付けられている。弧内の物質は、微小隕石の衝突によってアンセから剥ぎ取られた塵であると考えられている。塵が弧内に閉じ込められているのは、ミマスとの10:11共鳴によるものである。同じ共鳴の影響で、アンセは軌道上で経度14度にわたって前後に揺れ動いている。[ 149 ] [ 150 ]
パレンリング 2006年にカッシーニ 探査機が前方散乱光で撮影した画像から、パレーネの 軌道上にかすかな塵の環が存在することが明らかになった。 [ 144 ] [ 145 ] [ 150 ]
婚約指輪 逆光に照らされたE環。その背景にエンケラドゥスの シルエットが浮かび上がっている。その下では、衛星の南極から 噴出するジェットが明るく輝いている。 1980年まで未確認であった[ 83 ] アーサー・フランシス・オドネル・アレクサンダー は[ 151 ]、 ジョルジュ・フルニエ に帰している。フルニエは1907年9月5日にモン・レヴァール で「外側の明るい環を取り囲む」「光る領域」を観測した。翌年の1908年10月7日、E・シェーアはジュネーブ天文台で「土星の明るい環を取り囲む新しい暗い環」を独自に観測した。シェーアの発見に続いて、W・ボイヤー、T・ルイス、アーサー・エディントンは シェーアの記述に一致する不連続な環の兆候を発見したが、彼らの観測は「不確実」であると述べている。エドワード・バーナード は、当時世界最高の望遠鏡 を使っても環の兆候を見つけることができなかった。EMアントニアディは 、1909年の出版物で環の存在を主張し、1861年12月26日にウィリアム・レイが「非常に微かな光…暗黒の環であるかのような印象を与える」と観測したことを回想した[ 152 ] [ 153 ] [ 151 ] 。
A、B、C リングとは異なり、E リングは光学的深さが小さく垂直方向の広がりが大きいため、横から見るのが最適ですが、これは 14〜15 年に一度しかできません[ 154 ]。 ウォルター・ファイベルマンが E リングを発見したとされていますが[ 2 ] [ 30 ] [ 154 ]。 パイオニア 11 号による土星フライバイに備えて行われたファイベルマン の元の観測の再分析では、この外側のリングの証拠は再び「不安定」であるとされました。[ 155 ] [ 83 ] 1966年の観測のデジタル再解析と、地上および宇宙望遠鏡を使用したいくつかの独立した観測の後、1980年のFeibelman とKlinglesmithの論文でようやくその存在が確認された。[ 83 ]
エンケラドゥスの間欠泉から伸びるEリングの触手 - 画像(a、c)とコンピュータシミュレーションの比較。 E 環は 2 番目に外側の環で、非常に幅が広く、ケイ酸塩、二酸化炭素、アンモニアを含む多数の微小 (ミクロンおよびサブミクロン) の水氷粒子で構成されています。[ 156 ] E 環はミマス とタイタン の軌道の間に分布しています。[ 157 ] 。[ ] [ 159 ] [ 160 ] [ 161 ]主 環 とは 異なり 、 E 環 は [ 157 ] [ 162 ]
E環の粒子は、主に粒子の軌道離心率と他の衛星の軌道長半径がエンケラドゥスの軌道長半径に近いことから、その内側を公転する衛星に蓄積する傾向があります。[ 163 ] [ 163 ] テティス の前半球の赤道は、落下する物質のためにわずかに青みがかっています。[ 164 ] テレスト 、カリプソ 、ヘレン 、ポリデューケスは 、軌道が環面を上下に移動するため、特に影響を受けます。その結果、表面は明るい物質で覆われ、特徴が滑らかになります。[ 165 ]
注記 ↑ 土星の軌道離心率は 0.0565で、太陽系の巨大惑星 の中で最大であり、地球の3倍以上である。その遠日点 は北半球の夏至の頃 に到達する。 [ 35 ] 1 2 3 4 名称は、特に明記されていない限り、国際天文学連合 によって指定されたものです。名前の付いた環間の広い間隔は「区分」と呼ばれ、名前の付いた環内の狭い間隔は「ギャップ」と呼ばれます。 1 2 3 4 5 6 7 8 データは主に惑星命名法地名辞典、 NASA ファクトシート、およびいくつかの論文からのものです。 [ 74 ] [ 75 ] [ 76 ] 1 2 3 4 距離は、1,000 km (600 マイル) より狭い隙間、リング、リングレットの中心までの距離です。 1 2 3 4 非公式名称 ↑ この画像は、2009年7月26日にカッシーニ探査機の狭角カメラで可視光で撮影されました。この画像は、土星から約336,000キロメートル（209,000マイル）の距離で、太陽・土星・探査機の角度（位相角）が132度で取得されました。画像の解像度は1ピクセルあたり2キロメートル（1マイル）です。 [ 98 ]
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外部リンク 惑星環ノード：土星の環系 NASAの太陽系探査による土星の環 土星の環の命名法（米国地質調査所の惑星命名法ページより） 土星の環がさらに巨大化（Space.comより2017年12月20日取得） マーク・ショーウォルター博士による、惑星環系について好奇心旺盛な人が知っておくべきことすべて（ワシーム・アクタルとマーク・ショーウォルター のポッドキャスト） ショーン・ドーランによる、バックライト付きリングの高解像度アニメーション ケビン・M・ギルによる高解像度アニメーション。春分点における外側B環のフライオーバー映像（最初の1分を過ぎると均一性が失われ始める）。詳細は「リング」アルバムを参照。 ニック・スティーブンスによる、土星とその環を赤道軌道と極軌道から、そして環の下を潜り抜けた視点から捉えた高解像度アニメーション。詳細は出品リストをご覧ください。
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