토성의 고리
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1. 개요
토성의 고리는 토성을 둘러싼 얇고 넓은 고리 시스템으로, 1610년 갈릴레오 갈릴레이에 의해 처음 관측되었다. 이후 크리스티안 하위헌스가 고리의 존재를 최초로 주장했으며, 조반니 도메니코 카시니는 고리가 여러 개의 작은 고리로 구성되어 있음을 밝혀냈다. 토성의 고리는 D, C, B, A, F, G, E 고리 등으로 구성되어 있으며, 카시니 간극, 엥케 간극, 킬러 간극 등 다양한 간극과 구조를 가진다. 고리의 주요 구성 물질은 물 얼음이며, 위성과의 중력적 상호작용에 의해 복잡한 구조가 형성된다. 2023년 연구에 따르면 토성의 고리는 수억 년 전 두 위성의 충돌로 형성되었을 가능성이 제기되었다.
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| 토성의 고리 | |
|---|---|
| 지도 | |
| 특징 | |
| 구성 요소 | 얼음 입자 암석 파편 |
| 입자 크기 | 미크론 크기에서 수 미터 크기까지 |
| 고리 폭 | 수 킬로미터에서 수십만 킬로미터까지 |
| 고리 두께 | 수 미터에서 수 킬로미터까지 |
| 고리 질량 | 토성 질량의 약 2.5 × 10⁻⁷ |
| 고리 수명 | 약 1억 년 미만 |
| 형성 원인 | 과거 달 또는 혜성의 파괴 |
| 관측 역사 | 갈릴레오 갈릴레이 (1610년) 최초 관측 |
| 고리 종류 | A, B, C, D, E, F, G 고리 |
| 고리 구조 | |
| 간극 | 카시니 간극 엔케 간극 |
| 위성과의 상호작용 | 양치기 위성 공명 |
| 고리 내 역학 | 전단파 밀도파 |
| 스포크 | 고리 내 일시적인 어두운 반점 |
| 추가 정보 | |
| 연구 임무 | 보이저 카시니 |
| 고리 재질 | 얼음으로 덮인 규산염 암석 |
| 기타 | |
| 관련 위성 | 미마스 엔셀라두스 테티스 디오네 레아 타이탄 이아페투스 |
2. 역사
2. 1. 초기 관측
갈릴레오 갈릴레이는 1610년에 자신의 망원경을 이용하여 최초로 토성의 고리를 관측했지만, 고리의 정체를 확인하지는 못했다. 그는 토스카나 대공에게 "행성 토성은 혼자가 아니고, 서로 거의 접촉해 있으며 절대 움직이지 않고 서로에 대해서 변하지도 않는 셋으로 구성되어 있습니다. 이들은 황도와 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 사투르누스가 그의 아이들이 자신을 신들의 왕좌에서 끌어내릴 것을 막기 위해 그들을 집어삼킨 것을 참고하여, "토성이 그의 자식을 집어삼킨 것인가?" 라고 궁금해 하기도 했다.[266] 1613년 고리가 다시 나타났을 때, 갈릴레오는 더욱 혼란스러워 했다.[267]
초기의 천문학자들은 자신의 연구 결과 발표를 준비하기 전에 새로운 발견에 대한 소유권을 주장하기 위한 방법으로써 애너그램을 사용했다. 갈릴레오는 토성의 고리의 발견에 관해 ''Altissimum planetam tergeminum''(나는 가장 먼 행성이 세가지 모습을 가지고 있는 것을 관측했다)을 ''smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras''으로 표현했다.[268]
1655년, 크리스티안 하위헌스는 토성이 고리로 둘러싸여 있다고 최초로 주장한 사람이 되었다. 하위헌스는 갈릴레오가 사용했던 망원경보다 더 우수했던 손수 제작한 50배율 굴절 망원경을 이용하여 토성을 관측했고 "그것(토성)은 얇고, 평평하고, 어떤 곳과도 접촉해있지 않으며, 황도쪽으로 기울어져 있는 고리로 둘러싸여 있다"[267]라고 기록했다.[269] 로버트 훅 또한 토성 고리의 초기 관측자 중 한 명이며, 고리에 비친 그림자에 대해 기술했다.[180]
1675년, 조반니 도메니코 카시니는 간극을 통해 토성의 고리가 작고 다양한 고리로 구성되어 있음을 알아내었다. 이들 간극 중 가장 큰 것은 후에 카시니 간극이라고 명명되었다. 이 간극은 A 고리와 B 고리 사이에 있는 폭 4800km의 영역이다.[270]
1787년, 피에르시몽 라플라스는 고리가 아주 많고 작은 고체 고리로 구성되어 있다고 주장했다.[265]
1859년, 제임스 클러크 맥스웰은 고리가 고체로 되어 있거나 불안정하고 분해되어 있지 않음을 밝혀내었다. 그는 고리가, 셀 수 없이 많으며 모두 독립적으로 토성을 공전하고 있는 작은 입자들로 구성되어 있어야 한다고 주장했다.[271] 후에, 소피야 코발렙스카야는 토성의 고리가 고리 모양의 유체가 될 수 없음을 밝혔다.[272] 1895년, 앨러게니 천문대의 제임스 킬러와 풀코보 천문대의 아리스타크 벨로폴스키에 의해 이루어진 고리의 분광학적 연구를 통해서 맥스웰의 이론의 타당함이 입증되었다.
2. 2. 고리 이론의 발전
크리스티안 하위헌스는 1655년에 갈릴레이보다 성능이 좋은 50배율 굴절 망원경을 직접 제작하여 토성을 관측하고, "토성은 얇고 평평하며, 어디에도 접촉하지 않고, 황도에서 기울어진 고리를 가지고 있다"라고 기술하며 토성이 고리로 둘러싸여 있다고 최초로 주장했다.[267][269] 로버트 훅 또한 토성 고리의 초기 관측자 중 한 명이며, 고리에 비친 그림자에 대해 기술했다.[10]1675년, 조반니 도메니코 카시니는 토성의 고리가 여러 개의 작은 고리와 그 사이의 틈으로 구성되어 있음을 밝혀냈고,[270] A 고리와 B 고리 사이에 있는 폭 4800km의 가장 큰 틈은 나중에 카시니 간극으로 명명되었다.[16]
1787년, 피에르시몽 라플라스는 토성의 고리가 매우 많은 고체 작은 고리들로 이루어져 있다고 제안했다.[265]
1859년, 제임스 클러크 맥스웰은 고리가 고체로 되어 있으면 불안정하고 분해되기 때문에, 셀 수 없이 많으며 모두 독립적으로 토성을 공전하고 있는 작은 입자들로 구성되어 있어야 한다고 주장했다.[271] 후에, 소피야 코발렙스카야는 토성의 고리가 고리 모양의 유체가 될 수 없음을 밝혔다.[272] 맥스웰의 이론은 1895년 앨러게니 천문대의 제임스 킬러와 풀코보 천문대의 아리스타크 벨로폴스키에 의해 이루어진 고리의 분광학적 연구를 통해서 타당함이 입증되었다.
2. 3. 우주 탐사
네 대의 로봇 우주선이 행성 근처에서 토성의 고리를 관측했다. 1979년 9월 ''파이오니어 11호''가 토성에 20900km 거리까지 접근했다.[24] ''파이오니어 11호''는 F 고리를 발견했다.[24] 1980년 11월 ''보이저 1호''가 64200km 거리까지 접근했다.[25] 사진 편광계 고장으로 ''보이저 1호''는 계획된 해상도로 토성의 고리를 관찰할 수 없었지만, 고리계에 대한 전례 없는 세부 정보를 제공했고 G 고리의 존재를 밝혔다.[26] 1981년 8월 ''보이저 2호''는 41000km 거리까지 접근했다.[25] ''보이저 2호''의 작동하는 사진 편광계는 ''보이저 1호''보다 높은 해상도로 고리계를 관찰하여 이전에는 보이지 않았던 많은 작은 고리를 발견했다.[27] 2004년 7월 ''카시니'' 우주선이 토성 궤도에 진입했다.[28] ''카시니''의 고리 이미지는 현재까지 가장 상세하며, 더 많은 작은 고리의 발견에 기여했다.[29]2017년 4월 26일, 카시니는 인류의 탐사선으로는 처음으로 토성 본체와 고리 사이를 통과했다.[183][184]
3. 물리적 특징
토성의 고리는 매우 오래되었을 것으로 추정된다. 토성 안쪽 고리의 기원에 관해서는 두 가지 주요 이론이 있다. 19세기에 에두아르 로슈가 제시한 이론은 고리가 과거에 로슈 한계에 의해 산산조각 날 만큼 가까이 토성을 공전하다 파괴된 위성(베리타스)의 잔해라는 것이다.[289] 이 이론의 변형은 고리가 거대한 혜성이나 소행성과 충돌하여 위성이 분해된 결과라는 것이다.[290] 두 번째 이론은 고리가 위성의 파편이 아니라 토성을 형성했던 성운 물질의 잔재라는 것이다.
좀 더 고전적인 분쇄된 위성 이론은 고리가 미마스보다 약간 큰, 지름 400~600km의 위성 파편으로 구성되어 있다는 것이다. 약 40억 년 전, 후기 운석 대충돌기 동안에 위성을 분쇄할 수 있을 만한 거대한 천체와의 충돌이 있었을 것이다.[291]
최근 R. M. 캐넙은 고리가 토성 형성기에 행성 쪽으로 나선을 그리며 떨어지다 외부층이 벗겨진, 타이탄 크기의 매우 큰 위성의 얼음 맨틀 잔해 일부라고 주장했다.[292][293] 이는 고리 내 암석 물질 부족을 설명한다. 고리는 초기에 지금보다 훨씬 무겁고(~1000배) 넓었을 것이며, 고리 외곽 물질은 합쳐져 테티스 등의 위성이 되었을 것이다. 이러한 위성 구성 요소의 암석 물질 부족도 설명할 수 있다.[293] 엔셀라두스의 밀도(1.61g/cm3)는 미마스(1.15g/cm3)나 테티스(0.97g/cm3)보다 높아, 이후 엔셀라두스의 충돌적 또는 저온화산활동적 진화가 위성의 얼음 손실을 야기했음을 알 수 있다.[293]
초기 무거운 고리에 관한 아이디어는 레아와 같은 토성 위성들의 형성에 관한 설명까지 확장된다.[294] 초기 무거운 고리가 얼음뿐만 아니라 암석 물질 덩어리(>100km 반경)도 포함했다면, 이러한 규산염 천체들은 얼음을 더 많이 흡수하여 고리의 중력 및 토성의 조석 상호작용으로 넓은 궤도로 전이하여 고리에서 벗어나게 된다. 로슈 한계 내 암석 천체들은 추가 물질 흡수에 충분히 밀도가 높지만, 얼음 천체는 그렇지 않다. 고리 바깥쪽에 새로 형성된 위성들은 무작위 병합을 통해 진화했을 것이며, 이는 레아와 같은 토성 위성의 규산염 물질 변화와 토성과 가까울수록 규산염 물질이 적어지는 경향을 설명할 수 있다. 레아는 원시 고리에서 형성된 가장 늙은 위성이 되고, 토성과 가까운 위성일수록 젊을 것이다.[294]
유성체 먼지 유입으로 고리가 검게 변색되어야 함에도, 고리를 구성하는 얼음의 밝기와 순도는 고리 연령이 약 1억 년 정도로 토성보다 어리다는 증거로 제시되었다. 그러나 새로운 연구는 B 고리가 유입 물질을 희석시킬 정도로 무거워 흑색화를 방지할 수 있음을 보여주었다. 고리 물질은 고리 내 군집을 형성하여 충돌로 분해됨으로써 순환될 수 있으며, 이는 젊게 보이는 고리 내 일부 물질을 설명한다.[295]
래리 에스포지토가 이끄는 카시니 UVIS 연구팀은 항성엄폐를 이용하여 F 고리 내에서 27m~10km 크기의 13개 천체를 발견했다. 이들은 반투명했는데, 수 미터 크기의 얼음 바위 응집물임을 암시한다. 에스포지토는 이것이 토성 고리의 기본 구조로, 서로 뭉치고 산산조각 나는 입자라고 여겼다.[311][296]
밀도가 높은 주 고리는 토성 적도에서 7000km에서 80000km까지 뻗어 있으며(토성 적도 반지름은 60300km), 추정되는 국지적 두께는 최소 10m에서 최대 1km이다. 99.9% 순수한 물 얼음으로 구성되어 있으며, 톨린이나 규산염을 포함하는 불순물이 소량 포함되어 있다.[42] 주 고리는 주로 10m 미만의 입자로 구성되어 있다.[43]
카시니호는 고리와 구름 꼭대기 사이를 통과하는 마지막 궤도 세트 동안 중력 효과를 통해 고리계 질량을 직접 측정하여 1.54(±0.49) × 1019 kg (0.41 ± 0.13 미마스 질량)을 얻었다.[3] 이는 지구 전체 남극 대륙 빙상 질량의 약 3분의 2에 해당하며, 지구 표면적의 80배에 달하는 넓이에 퍼져 있다.[44][45] 이 추정치는 A, B, C 고리에서 카시니호의 밀도파 관측을 통해 얻은 0.40 미마스 질량의 값과 가깝다.[3] 이는 토성 총 질량의 작은 부분(약 0.25 ppb)이다. 이전 보이저호 관측에 따른 A 고리와 B 고리의 밀도파와 광학 깊이 프로필은 약 0.75 미마스 질량을 산출했으며,[46] 후속 관측과 컴퓨터 모델링을 통해 이는 과소평가였음을 시사했다.[47]
카시니 간극과 엔케 간극과 같은 고리의 가장 큰 간극은 지구에서도 볼 수 있지만, 보이저 우주선은 고리가 수천 개의 얇은 간극과 작은 고리로 이루어진 복잡한 구조를 가지고 있음을 발견했다. 이러한 구조는 토성의 많은 위성의 중력 인력으로 인해 여러 가지 방식으로 발생하는 것으로 생각된다. 판과 같은 작은 위성의 통과로 일부 간극이 제거되며,[48] 더 많은 위성이 발견될 수도 있으며, 일부 작은 고리는 프로메테우스와 판도라가 F 고리를 유지하는 것과 같이 작은 목자 위성의 중력 효과에 의해 유지되는 것으로 보인다. 다른 간극은 간극 내 입자의 공전 주기와 더 바깥쪽에 있는 더 큰 위성의 공전 주기 사이의 공명으로 인해 발생한다. 미마스는 이러한 방식으로 카시니 간극을 유지한다.[49] 고리의 더 많은 구조는 내부 위성의 주기적인 중력 섭동으로 인해 덜 파괴적인 공명에서 발생하는 나선파로 구성되어 있다.
카시니 우주 탐사선의 데이터는 토성의 고리가 행성 자체의 대기와는 별개로 고유한 대기를 가지고 있음을 나타낸다. 이 대기는 태양의 자외선이 고리의 물 얼음과 상호 작용할 때 생성되는 분자 산소 가스(O2)로 구성되어 있다. 물 분자 조각과의 화학 반응과 추가적인 자외선 자극은 그 외에도 O2를 생성하고 배출한다. 이 대기의 모델에 따르면 H2도 존재한다. O2와 H2 대기는 매우 희박하여 어떤 식으로든 고리에 응축된다면 약 1원자 두께가 될 것이다.[50] 고리에는 유사하게 희박한 OH(수산화물) 대기도 있다. O2와 마찬가지로 이 대기는 물 분자의 분해에 의해 생성되지만, 이 경우 분해는 토성의 위성 엔켈라두스가 배출한 물 분자를 폭격하는 고에너지 이온에 의해 수행된다. 이 대기는 매우 희박하지만 허블 우주 망원경을 통해 지구에서 감지되었다.[51]
토성은 복잡한 밝기 패턴을 보여준다.[52] 대부분의 변동성은 고리의 변화하는 모습 때문이며,[53][54] 이는 매 궤도마다 두 번의 주기를 거친다. 그러나 이에 겹쳐서 행성 궤도의 이심률로 인해 행성이 남반구보다 북반구에서 더 밝은 충을 보이는 변동성이 있다.[55]
1980년, 보이저 1호는 토성을 근접 통과하면서 F 고리가 복잡한 구조로 얽혀 있는 것처럼 보이는 세 개의 좁은 고리로 구성되어 있음을 보여주었다. 현재 두 개의 바깥 고리는 마치 꼬인 것처럼 보이는 돌기, 굴곡 및 덩어리로 구성되어 있으며, 덜 밝은 세 번째 고리는 그 안쪽에 있다.
2009년 8월 11일경 토성의 분점에서 NASA의 카시니 우주선이 촬영한 고리의 새로운 이미지는 고리가 몇몇 지점에서 명목상의 고리면에서 상당히 벗어나 있음을 보여준다. 이러한 변위는 킬러 간극의 경계에서 최대 4km에 달하며, 이는 간극을 만든 위성인 다프니스의 면외 궤도 때문이다.[56]
3. 1. 주요 고리
토성의 고리계에서 가장 밀도가 높은 부분은 1675년 조반니 카시니가 발견한 카시니 간극에 의해 분리된 A 고리와 B 고리이다. 1850년에 발견된 C 고리도 카시니 간극과 특징이 유사하며, 이들은 주요 고리를 구성한다. 주요 고리는 밀도가 높고 미세먼지 고리보다는 큰 입자들로 구성되어 있다.'''주:'''
- (1) 거리는 간극, 고리, 1,000 km 보다 좁은 미세고리(ringlet)의 중심까지 잰 것이다.
- (2) 비공식적인 명칭
- (3) 유명한 이름이 아닌 한 국제천문연맹에서 지명한 이름을 사용한다. 넓은 간극은 경계(''division'')라 일컫고, 좁은 간극은 틈(''gap'')이라고 일컫는다.
- (4) 데이터는 대부분 [http://planetarynames.wr.usgs.gov/append8.html 행성의 지명 명명법 사전], [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/satringfact.html NASA 정보보고서]와 일부 논문에서 가져온 것이다.[297][298][299]
| 이름(3) | 토성으로부터의 거리 (km)(4) | 폭 (km)(4) | 이름 주인 |
|---|---|---|---|
| D 고리 | 66,900 – 74,510 | 7,500 | |
| C 고리 | 74,658 – 92,000 | 17,500 | |
| B 고리 | 92,000 – 117,580 | 25,500 | |
| 카시니 간극 | 117,580 – 122,170 | 4,700 | 조반니 카시니 |
| A 고리 | 122,170 – 136,775 | 14,600 | |
| 로슈 간극 | 136,775 – 139,380 | 2,600 | 에두아르 로슈 |
| F 고리 | 140,180 (1) | 30 – 500 | |
| 야누스/에피메테우스 고리(2) | 149,000 – 154,000 | 5,000 | 야누스와 에피메테우스 |
| G 고리 | 166,000 – 175,000 | 9,000 | |
| 메토네 고리 호(2) | 194,230 | ? | 메토네 |
| 안테 고리 호(2) | 197,665 | ? | 안테 |
| 팔레네 고리(2) | 211,000 – 213,500 | 2,500 | 팔레네 |
| E 고리 | 180,000 – 480,000 | 300,000 | |
| 포에베 고리 | ~4,000,000 – >13,000,000 | 포에베 |
3. 2. 외곽 고리
2006년 카시니 탐사선이 촬영한 전방산란광 사진에서 야누스와 에피메테우스 궤도 근처에 희미한 먼지 고리가 발견되었다. 이 고리의 폭은 약 5000km이다.[341] 이 고리는 위성 표면과 유성체의 충돌로 솟아올라 궤도 경로를 둘러싸는 희미한 고리를 형성한 입자로 구성되어 있다.[342]
G 고리(''G Ring'')는 F 고리와 E 고리 시작점 사이 중간에 있는 매우 얇고 희미한 고리이다.( 갤러리의 마지막 사진 참고) 고리 안쪽 가장자리는 미마스 궤도 안쪽으로 약 15000km 떨어져 있다. G 고리는 안쪽 가장자리 근처에 뚜렷하고 밝은 호(해왕성의 고리 호와 유사)를 포함한다. 호는 G 고리 둘레의 약 6분의 1만큼 뻗어있고, 미마스와 7:6 궤도공명으로 제자리에 유지되는 직경 0.5km의 소위성 아이가이온을 중심으로 한다.[343][344] 호는 직경 수 미터 크기의 얼음 입자로 구성되며, G 고리의 일부분은 이 호에서 방출된 먼지로 구성된 것으로 여겨진다. 9000km 폭의 G 고리 전체에 비해 호의 폭은 약 250km 정도이다.[343] 호는 직경 약 100m의 작은 얼음 소위성에 해당하는 물질을 포함하고 있을 것으로 추정된다.[343] 유성진과 충돌하여 아이가이온과 다른 근원 천체에서 방출된 먼지는 토성 자기권(G 고리 궤도 운동보다 훨씬 빠르게 회전하는 토성의 자기장과 함께 회전하는 플라스마)과 상호작용 때문에 호에서 벗어난다. 이 작은 입자들은 유성진과 계속 충돌하여 침식되고 플라스마 인력에 의해 흩어진다. 수천 년 동안 고리는 서서히 질량을 잃지만,[345] 아이가이온과 유성진의 계속되는 충돌로 다시 보충된다.
2006년 9월 처음 관측된, 약 10도가량 걸쳐 있는 희미한 고리 호는 메토네와 연관되어 있다. 호의 물질은 유성진과 충돌하여 메토네에서 방출된 먼지이다. 호 내 먼지 분산은 (G 고리 내 호의 분산 메커니즘과 유사한) 미마스와 14:15 궤도공명 때문이다.[346][347] 이 공명으로 메토네는 궤도에서 경도 5˚ 진폭으로 전후 진동한다.
2007년 6월 처음 관측된, 약 20도가량 걸쳐 있는 희미한 고리 호는 안테와 연관되어 있다. 호의 물질은 유성진과 충돌하여 안테에서 방출된 먼지이다. 호 내 먼지 분산은 미마스와 10:11 공명 때문이다. 이 공명으로 안테는 궤도에서 경도 14도 이상 전후로 운동한다.[346][347]
2006년 카시니 탐사선이 촬영한 전방산란광 사진에서 팔레네 궤도를 공유하는 희미한 먼지 고리가 발견되었다.[341] 이 고리의 폭은 약 2500km이다. 고리의 근원은 유성체와 충돌하여 팔레네 표면에서 방출되어 궤도 경로를 둘러싸는 희미한 고리를 형성한 입자이다.[342][347]
E 고리(''E Ring'')는 두 번째로 가장 바깥에 있는 고리이고 매우 폭이 넓다. 규산염, 이산화탄소, 암모니아 및 얼음으로 구성된 매우 작은(마이크로미터 이하) 입자로 구성되어 있다.[348] E 고리는 미마스와 타이탄 궤도 사이에 분포한다.[349] 다른 고리와 달리, 눈에 보일 정도의 얼음덩어리보다는 아주 미세한 입자로 구성되어 있다. 2005년, E 고리 물질의 근원은 엔셀라두스 남극 영역에 있는 "타이거 스트라이프"(''tiger stripe'')에서 나오는 얼음화산(cryovolcanic) 분출물[350][351]로 추정되었다. 주요 고리와 달리, E 고리는 2000km 이상 두껍고, 엔셀라두스와 거리가 멀어질수록 두께가 증가한다.[349]
E 고리의 입자는 고리 내에서 공전하는 위성에 뭉치는 경향이 있다. 테티스의 순행 반구(''leading hemisphere'', 위성 공전 방향의 반구) 적도는 유입된 물질 때문에 약간 파란색을 띤다. 텔레스토, 칼립소, 헬레네, 폴리데우케스 같은 트로이 위성들은 특히 고리면 아래위로 궤도 운동을 하여 영향을 많이 받는다. 그 결과로, 위성 표면은 밝은 물질로 뒤덮여 주름 없이 매끄럽다.
2009년 10월, 포에베 궤도 바로 안에서 희미한 물질 원반이 발견되었다. 발견 당시 원반은 모서리가 지구를 향했다. 이 원반은 다른 고리들처럼 대략 설명된다. 매우 거대하지만(겉보기 크기가 지구에서 보이는 보름달의 두 배), 고리는 사실 보이지 않는다. 고리는 NASA의 스피처 우주 망원경으로 발견되었고,[352] 관측 전체 범위에서 보였는데, 토성 반지름의 128~207배만큼 뻗어있었다.[353] 계산은 59 토성 반지름의 이아페투스 궤도를 안쪽으로, 바깥쪽으로는 300 토성 반지름까지 뻗어있을 것임을 시사한다.[356] 고리는 나중에 WISE, 허셜우주망원경과 카시니 탐사선으로 연구되었다.[354]
포에베는 토성에서 평균 215 토성 반지름 거리에서 공전한다. 포에베 고리(''Phoebe Ring'')는 두께가 행성 지름보다 약 20배만큼 두껍다.[355] 고리 입자가 포에베와 유성진 이상 천체와 충돌하여 기원된 것으로 추정되므로, 이들은 안쪽 위성 이아페투스 궤도 운동과 반대 방향의 역행 궤도를 공유해야 한다.[356] 포에베 고리는 토성 궤도면에 있고, 거의 타원이다. 따라서 토성 적도면과 다른 고리에 대해 27도 기울어져 있다. 포에베는 토성 궤도면에 대해 5˚ 정도 기울어져 있고(포에베의 역행 공전 때문에 종종 175˚로 쓰인다), 고리면 상하 수직적 이탈은 포에베 고리의 40 토성 반지름에 육박하는 관측된 두께와 일치한다.
포에베 고리의 존재는 1970년대 스티븐 소터가 제기했다.[356] 발견은 버지니아 대학교의 앤 J. 버비서(Anne J. Verbiscer) 및 마이클 F. 스크루츠키(Michael F. Skrutskie)와 메릴랜드 대학 칼리지 파크 캠퍼스의 더글라스 P. 해밀턴이 했다.[353][357] 세 명은 대학원생으로 코넬 대학교에서 함께 연구했다.[358]
고리 물질은 태양 복사 재방출 때문에 안쪽으로 이동하고,[353] 따라서 이아페투스 순행 반구와 충돌한다. 이 물질 유입은 이아페투스 순행 반구를 약간씩 어둡고 붉게 만들지만(천왕성의 위성인 오베론과 티타니아에서 보이는 것과 비슷), 위성의 극적인 두 가지 색을 곧바로 만들지는 못한다.[359] 유입 물질은 따뜻한 영역에서 얼음 승화로 인한 열적 자체 분해 과정 뒤에 차가운 영역에서 수증기 응결이 뒤따르면서 양의 피드백이 일어난다. 이는 북극 영역과 역행 반구(''trailing hemisphere'') 대부분을 덮는 밝은 얼음 퇴적물과 대조를 이루는, 이아페투스 순행 반구 적도 영역 대부분을 덮는 어두운 잔여물질을 남긴다.
3. 3. 고리 내 구조
토성 고리계에서 가장 밀도가 높은 부분은 1675년 조반니 도메니코 카시니가 발견한 카시니 간극에 의해 분리된 A 고리와 B 고리이다. 1850년에 발견된 C 고리도 카시니 간극과 특징이 유사하며, 이들은 주요 고리를 구성한다. 주요 고리는 밀도가 높고, 미세먼지 고리보다 큰 입자들로 구성되어 있다.
| 이름(3) | 토성으로부터의 거리 (km)(4) | 폭 (km)(4) | 이름 주인 |
|---|---|---|---|
| 콜롬보 간극 | 77,870 (1) | 150 | 주세페 "베피" 콜롬보 |
| 타이탄 미세고리 | 77,870 (1) | 25 | 타이탄, 토성의 위성 |
| 맥스웰 간극 | 87,491 (1) | 270 | 제임스 클러크 맥스웰 |
| 맥스웰 미세고리 | 87,491 (1) | 64 | 제임스 클러크 맥스웰 |
| 본드 간극 | 88,700 (1) | 30 | 윌리엄 크랜치 본드와 조지 필립스 본드 |
| 1.470RS 미세고리 | 88,716 (1) | 16 | 토성의 반지름 |
| 1.495RS 미세고리 | 90,171 (1) | 62 | 토성의 반지름 |
| 도스 간극 | 90,210 (1) | 20 | 윌리엄 루터 도스 |
| 이름(3) | 토성 중심으로부터의 거리 (km)(4) | 너비 (km)(4) | 이름의 유래 |
| 호이겐스 간극 | 117,680 (1) | 285–400 | 크리스티안 호이겐스 |
| 호이겐스 고리 | 117,848 (1) | ~17 | 크리스티안 호이겐스 |
| 허셜 간극 | 118,234 (1) | 102 | 윌리엄 허셜 |
| 러셀 간극 | 118,614 (1) | 33 | 헨리 노리스 러셀 |
| 제프리스 간극 | 118,950 (1) | 38 | 해럴드 제프리스 |
| 쿠이퍼 간극 | 119,405 (1) | 3 | 제라드 쿠이퍼 |
| 라플라스 간극 | 119,967 (1) | 238 | 피에르 시몽 라플라스 |
| 베셀 간극 | 120,241 (1) | 10 | 프리드리히 베셀 |
| 바너드 간극 | 120,312 (1) | 13 | 에드워드 에머슨 바너드 |
| 이름(3) | 토성 중심으로부터의 거리 (km)(4) | 너비 (km)(4) | 이름의 유래 |
| 엥케 간극 | 133,589 (1) | 325 | 요한 프란츠 엥케 |
| 킬러 간극 | 136,505 (1) | 35 | 제임스 에드워드 킬러 |
콜롬보 간극은 C 고리의 안쪽에 존재한다. 간극 안에는 토성 중심에서 77,883 km 궤도에 밝지만 좁은 콜롬보 미세고리가 있다. 이 미세고리는 타이탄과의 궤도 공명에 지배되기 때문에 타이탄 미세고리라고도 불린다. 고리를 구성하는 입자의 궤도 극점에서의 세차는 타이탄의 궤도 운동과 같기 때문에, 이 납작한 미세고리의 바깥쪽 끝은 항상 타이탄을 향하고 있다.[90]
맥스웰 간극은 C 고리의 바깥쪽에 있으며, 내부에는 밀도가 높고 비원형인 맥스웰 미세고리를 가지고 있다. 여러 면에서 이 미세고리는 천왕성의 ε 고리와 비슷하다. 두 고리의 중앙부에는 파도 모양 구조가 있지만, ε 고리의 파도는 코르델리아가 원인으로 여겨지는 반면, 2008년 7월 현재로는 맥스웰 간극 근처에서 위성은 발견되지 않았다.[91]
B 고리는 토성 고리 중 가장 크고 밝으며 질량이 가장 큰 고리이다. 두께는 5~15m로 추정되며, 광학적 깊이는 0.4에서 5보다 큰 값을 가지는 것으로 알려져 있다.[93] 즉, B 고리의 일부 영역을 통과하는 빛의 99% 이상이 차단된다는 의미이다. B 고리는 밀도와 밝기가 매우 다양하며, 거의 모든 변화의 원인은 아직 밝혀지지 않았다. 이러한 변화는 동심원상의 좁은 고리 모양으로 나타나지만, B 고리에는 틈이 없다. B 고리의 바깥쪽 가장자리에는 곳곳에 수직 구조물이 있는데, 주 고리면에서 최대 2.5km까지 벗어나 있다. 이는 주요 A, B, C 고리의 수직 두께(일반적으로 약 10m)와 비교하면 상당히 큰 편차이다. 수직 구조물은 보이지 않는 작은 위성(달)에 의해 생성될 수 있다.[92]
1980년까지 토성 고리의 구조는 오로지 중력의 작용으로 설명되었다. 그러다 보이저 우주선의 영상에서 B 고리에 방사형 구조인 "스포크"[95][96]가 발견되었는데, 이는 고리 주변에서의 지속성과 회전이 중력 궤도 역학과 일치하지 않아 이 방식으로는 설명할 수 없었다.[7] 스포크는 후방 산란광에서는 어둡게, 전방 산란광에서는 밝게 나타난다. 이러한 변화는 약 60°의 위상각에서 일어난다. 스포크의 구성에 대한 주요 이론은 미시적 먼지 입자가 정전기적 반발력에 의해 주 고리에서 멀리 떨어져 토성의 자기권과 거의 동기적으로 회전하기 때문이라는 것이다. 스포크를 생성하는 정확한 메커니즘은 아직 알려져 있지 않다. 토성의 대기에서 발생하는 번개 또는 고리에 대한 미소 운석 충돌에 의해 전기적 교란이 발생할 수 있다는 주장이 제기되었다.[97]
스포크는 약 25년 후 카시니 우주 탐사선에 의해 다시 관측되었다. 카시니가 2004년 초 토성에 도착했을 때 스포크는 보이지 않았다. 일부 과학자들은 스포크의 형성을 설명하려는 모델을 기반으로 스포크가 2007년까지 다시 보이지 않을 것이라고 추측했다. 그럼에도 불구하고 카시니 영상팀은 고리 이미지에서 스포크를 계속 찾았고, 2005년 9월 5일에 촬영된 이미지에서 스포크를 발견했다.[99]
스포크는 계절적 현상으로 보이며, 토성의 한겨울과 한여름에는 사라지고 토성이 춘분에 가까워짐에 따라 다시 나타난다. 스포크가 토성의 29.7년 주기 궤도에 따라 변하는 계절적 효과일 수 있다는 제안은 카시니 임무 후반기에 스포크가 점차 다시 나타난 사실에 의해 뒷받침되었다.[100]
카시니 간극(Cassini Division)은 토성의 A 고리와 B 고리 사이에 있는 너비 4800km의 영역이다. 1675년 조반니 카시니가 파리 천문대에서 2.5인치의 대물렌즈와 20피트 길이의 초점거리, 90배의 배율을 가진 굴절 망원경을 사용하여 발견했다.[102][103] 지구에서는 고리에서 가는 검은 간극으로 보인다. 그러나 보이저 탐사선은 이 간극 자체가 C 고리와 매우 유사한 고리 물질로 채워져 있음을 발견했다.[91] 고리의 비조명면을 볼 때 카시니 간극은 밝게 보일 수 있는데, 상대적으로 낮은 밀도의 물질 때문에 더 많은 빛이 고리의 두께를 통과할 수 있기 때문이다.
카시니 간극의 안쪽 가장자리는 강력한 궤도 공명에 의해 결정된다. 이 위치의 고리 입자들은 미마스의 궤도 한 바퀴에 대해 두 바퀴를 돈다.[104] 이 공명으로 인해 미마스가 이 고리 입자들에 미치는 인력이 누적되어 궤도가 불안정해지고 고리 밀도가 급격히 줄어든다. 그러나 카시니 간극 내 작은 고리들 사이의 다른 많은 간극들은 설명되지 않고 있다.
1981년 보이저 2호가 보내온 영상을 통해 발견된 호이겐스 간극은 카시니 간극의 안쪽 가장자리에 위치한다. 그 중앙에는 밀도가 높고 이심률이 큰 호이겐스 고리띠가 있다. 이 고리띠는 기하학적 너비와 광학적 깊이가 불규칙적으로 방위각 방향으로 변하는데, 이는 인근의 미마스와의 2:1 공명과 B 고리의 이심률이 큰 바깥쪽 가장자리의 영향 때문일 수 있다. 호이겐스 고리띠 바로 바깥쪽에는 또 다른 좁은 고리띠가 있다.
A 고리는 크고 밝은 고리들 중 가장 바깥쪽에 위치한 고리이다. 안쪽 경계는 카시니 간극이며, 날카로운 바깥쪽 경계는 작은 위성 아틀라스의 궤도 근처에 있다. A 고리는 바깥쪽 가장자리에서 고리 너비의 22% 지점에 엥케 간극이라는 틈이 존재한다. 바깥쪽 가장자리에서 고리 너비의 2% 지점에 있는 더 좁은 간극은 킬러 간극이라고 불린다.
A 고리의 두께는 10m~30m로 추정되며, 표면 밀도는 35~40 g/cm2이고, 총 질량은 4~ kg (히페리온의 질량보다 약간 작음)이다. 광학 깊이는 0.4~0.9이다.[93]
B 고리와 마찬가지로, A 고리의 바깥쪽 가장자리는 궤도 공명에 의해 유지되지만, 이 경우 더 복잡한 집합체이다. 주로 야누스와 에피메테우스와의 7:6 공명에 의해 작용하며, 미마스와의 5:3 공명과 프로메테우스 및 판도라와의 다양한 공명의 기여가 있다.[107][108] 다른 궤도 공명 또한 A 고리(그리고, 적은 정도이지만 다른 고리들도)에서 많은 나선형 밀도파를 여기시키는데, 이것이 A 고리의 대부분 구조를 설명한다. 이러한 파는 은하의 나선팔을 설명하는 것과 같은 물리학으로 설명된다. A 고리에도 존재하고 같은 이론으로 설명되는 나선형 굽힘파는 수직 주름이며, 압축파가 아니다.[109]
엥케 간극은 A 고리 내부에 있는 폭 325km의 간극으로, 토성 중심으로부터 133590km 거리에 중심을 두고 있다.[113] 이 간극은 그 안에서 공전하는 작은 위성 파안의 존재로 인해 발생한다.[130] 카시니 탐사선의 영상은 이 간극 내부에 적어도 세 개의 얇고 꼬인 고리가 있다는 것을 보여준다.[91] 양쪽에 보이는 나선형 밀도파는 고리 바깥쪽에 있는 인근 위성과의 공명에 의해 유도되며, 파안은 추가적인 나선형 후류를 유발한다.[91]
요한 프란츠 엥케 자신은 이 간극을 관측하지 못했지만, 그의 고리 관측을 기념하여 그의 이름을 따 명명되었다. 이 간극 자체는 1888년 제임스 에드워드 킬러에 의해 발견되었다.[89] 보이저가 발견한 A 고리의 두 번째 주요 간극은 그의 명예를 기념하여 킬러 간극으로 명명되었다.[114]
킬러 간극은 A 고리에 있는 너비 42km의 간극으로, 고리의 바깥쪽 가장자리로부터 약 250km 떨어져 있다. 2005년 5월 1일에 발견된 작은 위성 다프니스는 이 간극 내부를 공전하며 간극을 유지하는 역할을 한다.[116] 다프니스의 통과는 간극 가장자리에 파도를 일으키는데(이는 다프니스의 약간의 궤도 이심률의 영향도 받는다).[91] 다프니스의 궤도는 고리면에 대해 약간 기울어져 있기 때문에, 파도는 고리면에 수직인 성분을 가지며, 평면에서 "위쪽"으로 1500m까지 도달한다.[117][118]
킬러 간극은 보이저에 의해 발견되었으며, 천문학자 제임스 에드워드 킬러의 이름을 따서 명명되었다. 킬러는 다시 요한 프란츠 엥케의 이름을 따서 엥케 간극을 발견하고 명명했다.[89]
2006년, 카시니 탐사선이 촬영한 A 고리 이미지에서 네 개의 아주 작은 "위성"이 발견되었다.[119] 이 위성들은 직경이 약 100m에 불과하여 직접 관측하기에는 너무 작다. 카시니 탐사선이 관측한 것은 이 위성들이 생성하는 "프로펠러" 모양의 섭동으로, 수 킬로미터에 달한다. A 고리에는 이러한 천체가 수천 개 존재하는 것으로 추정된다. 2007년, 여덟 개의 위성이 추가로 발견되었는데, 이들은 토성 중심으로부터 약 130000km 떨어진 3000km 벨트에 주로 분포하는 것으로 나타났다.[120] 그리고 2008년까지 150개가 넘는 프로펠러 위성이 발견되었다.[121]
4. 주요 고리의 형성
토성의 고리는 생성 시기가 매우 오래되었을 것으로 추정되지만, 최근 연구 결과에 따르면 이전의 추정보다 훨씬 젊을 가능성이 제기되고 있다.
토성 고리의 기원에 관한 주요 이론은 다음과 같다.
- 과거 위성 파괴설: 19세기 에두아르 로슈가 제안한 이론으로, 로슈 한계 안쪽으로 들어온 위성 베리타스가 조석력에 의해 파괴되어 고리가 형성되었다는 설이다.[289] 이와 유사하게, 거대한 혜성 또는 소행성과의 충돌로 위성이 파괴되었다는 변형 이론도 있다.[290]
- 성운 잔재설: 토성을 형성했던 성운 물질의 잔재가 고리를 형성했다는 이론이다.
최근에는 약 40억 년 전 후기 대폭격기에 미마스보다 큰 위성이 충돌로 파괴되어 고리가 형성되었다는 설이 유력하다.[291]
토성 고리의 밝기와 얼음의 순수도는 혜성 먼지의 낙하로 인해 고리가 어두워진다는 점에서 고리가 젊다는 증거로 여겨졌으나, B 고리는 혜성 먼지를 희석할 만큼 충분히 무거워 태양계 생성 이후로도 어두워지지 않았다는 연구 결과가 나왔다.[295] 고리 물질은 고리 내에서 뭉쳐졌다가 충돌로 흩어지는 과정을 반복하며, 이는 고리 물질이 비교적 젊게 보이는 이유를 설명한다.
래리 에스포지토가 이끄는 카시니 팀은 항성엄폐를 통해 F 고리 내에서 지름 27m~10km의 천체 13개를 발견했다. 이들은 일시적으로 뭉쳐진 얼음 덩어리로, 에스포지토는 이러한 응집과 분열이 토성 고리의 기본 구조라고 보았다.[311][296]
4. 1. 위성 파괴설
토성의 고리는 매우 오래되었을 것으로 추정된다. 토성 안쪽 고리의 기원에 관한 두 가지 주요 이론이 있다. 19세기에 에두아르 로슈가 주장한 이론은, 고리가 과거에 로슈 한계에 가까워질 때까지 토성을 공전하다가 조석력에 의해 산산조각 난 토성의 위성(베리타스)의 잔해라는 것이다.[289] 이 이론의 변형은 고리가 나중에 거대한 혜성이나 소행성과 충돌하여 위성이 분해된 것이라는 설이다.[290] 두 번째 이론은 고리가 위성의 파편이 아닌, 토성을 형성했던 성운 물질의 잔재라는 것이다.좀 더 고전적인 분쇄된 위성 이론은 고리가 미마스보다 약간 큰, 지름 400~600 km의 위성 파편으로 구성되어 있다는 것이다. 약 40억 년 전, 후기 운석 대충돌기 동안에 위성을 분쇄할 수 있을만한 거대한 천체와의 충돌이 있었을 것이라는 추측이다.[291]
최근 R. M. 캐넙이 주장한 이론은, 고리가 토성이 가스 성운에 둘러싸여 있던 형성기에 행성 쪽으로 나선을 그리며 떨어지다 외부층이 벗겨진, 타이탄 크기의 매우 큰 위성의 얼음 맨틀 잔해의 일부라는 것이다.[292][293] 이는 고리 내 암석 물질 부족을 설명한다. 고리는 초기에 지금보다 훨씬 무겁고(~1000배) 넓었을 것이며, 고리 외곽 부분의 물질은 합쳐져 테티스와 같은 토성의 위성이 되었고, 이러한 위성들의 구성 요소 또한 암석 물질 부족을 설명할 수 있다.[293] 엔셀라두스의 밀도는 현재 1.61 g/cm3 로, 1.15 g/cm3 인 미마스나 0.97 g/cm3 인 테티스와 비교해보면, 이후 엔셀라두스의 충돌적 또는 저온화산활동적(cryovolcanic) 진화가 위성의 까다로운 얼음 손실로부터 야기되었음을 알 수 있다.[293]
초기 무거운 고리에 관한 아이디어는 레아와 같은 토성 위성들의 형성에 관한 설명까지 확장된다.[294] 초기 무거운 고리가 얼음뿐만 아니라 암석 물질 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. 로슈 한계 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 시작했을 것이고, 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.[294]
유성체 먼지의 유입으로 시간에 따라 고리가 점점 검은색으로 변색되어야 할 것을 고려하면, 토성 고리를 구성하는 얼음의 밝기와 순도는 고리의 연령이 약 1억 년 정도로, 토성보다 훨씬 어리다는 증거로 들어왔었다. 그러나, 새로운 연구는 B 고리가 유입되는 물질을 희석시킬 정도로 충분히 무겁기 때문에 태양계의 연령 이상의 기간 동안 흑색화를 방지할 수 있음을 보여주었다. 고리 물질은 고리 내 군집을 형성하여 후에 충돌로 분해됨으로써 순환되고 있을지도 모르며, 이는 젊게 보이는 고리 내 일부 물질을 설명할 것이다.[295]
래리 에스포지토가 이끄는 카시니 UVIS 연구팀은 항성엄폐를 이용하여 F 고리 내에서 27 미터에서 10 킬로미터까지 이르는 13 개의 천체를 발견하였다. 이것들은 반투명했는데, 이들이 수 미터에 이르는 얼음 바위의 일시적인 응집물임을 암시한다. 에스포지토는 이것이 토성의 고리의 기본 구조로, 서로 뭉치고 후에 산산조각 나는 입자라고 여겼다.[311][296]
4. 2. 잔류 물질설
토성의 고리는 토성이 형성될 당시부터 함께 존재했을 가능성이 높다. 토성 안쪽 고리의 기원에 대해서는 두 가지 주요 이론이 있다. 19세기에 에두아르 로슈가 처음 제시한 이론은, 과거 토성의 위성이었던 베리타스(로마 신화의 여신 이름에서 유래)가 로슈 한계에 너무 가까이 접근하여 조석력에 의해 산산조각났다는 것이다.[289] 이 이론의 변형으로는, 고리가 나중에 거대한 혜성이나 소행성과의 충돌로 인해 위성이 분해된 것이라는 설이 있다.[290] 두 번째 이론은 고리가 위성의 파편이 아니라, 토성을 형성했던 성운 물질의 잔재라는 것이다.좀 더 고전적인 분쇄된 위성 이론에 따르면, 고리는 미마스보다 약간 큰, 지름 400~600 km의 위성 파편으로 구성되어 있다. 약 40억 년 전, 후기 운석 대충돌기 동안에 위성을 분쇄할 수 있을 만큼 거대한 천체와의 충돌이 있었을 것으로 추정된다.[291]
최근 R. M. 캐넙이 제시한 이론에 따르면, 고리는 토성이 가스 성운에 둘러싸여 있던 형성기에 행성 쪽으로 나선을 그리며 떨어지다가 외부층이 벗겨진, 타이탄 크기의 매우 큰 위성의 얼음 맨틀 잔해의 일부일 수 있다고 한다.[292][293] 이는 고리 내 암석 물질 부족을 설명한다. 고리는 초기에 지금보다 훨씬 무겁고(~1000배) 넓었을 것이며, 고리 외곽 부분의 물질은 합쳐져 테티스와 같은 토성의 위성이 되었을 것이다. 이러한 위성들의 구성 요소 또한 암석 물질 부족을 설명할 수 있다.[293] 엔셀라두스의 밀도(1.61 g/cm3)는 1.15 g/cm3인 미마스나 0.97 g/cm3인 테티스와 비교해 볼 때, 이후 엔셀라두스의 충돌 또는 저온화산활동(cryovolcanic) 진화가 위성의 까다로운 얼음 손실을 야기했음을 시사한다.[293]
초기 무거운 고리에 관한 아이디어는 나중에 레아와 같은 토성의 위성 형성까지 확장된다.[294] 초기 무거운 고리가 얼음뿐만 아니라 암석 물질 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. 로슈 한계 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 시작했을 것이다. 이 과정은 레아와 같은 토성 위성의 규산염 물질 변화와 토성과 가까울수록 규산염 물질이 적어지는 경향도 설명할 수 있다. 이에 따라 레아는 원시 고리에서 형성된 위성 중 가장 늙은 것이 되고, 토성과 가까운 위성일수록 젊을 것이다.[294]
유성체 먼지의 유입으로 시간에 따라 고리가 점점 검은색으로 변색되어야 할 것을 고려하면, 토성 고리를 구성하는 얼음의 밝기와 순도는 고리의 연령이 약 1억 년 정도로, 토성보다 훨씬 어리다는 증거로 여겨져 왔다. 그러나 새로운 연구는 B 고리가 유입되는 물질을 희석시킬 정도로 충분히 무겁기 때문에 태양계 연령 이상의 기간 동안 흑색화를 방지할 수 있음을 보여주었다. 고리 물질은 고리 내 군집을 형성하여 후에 충돌로 분해됨으로써 순환되고 있을지도 모른다. 이는 젊게 보이는 고리 내 일부 물질을 설명할 것이다.[295]
래리 에스포지토가 이끄는 카시니 UVIS 연구팀은 항성엄폐를 이용하여 F 고리 내에서 27 미터에서 10 킬로미터까지 이르는 13 개의 천체를 발견하였다. 이것들은 반투명했는데, 이들이 수 미터에 이르는 얼음 바위의 일시적인 응집물임을 암시한다. 에스포지토는 이것이 토성 고리의 기본 구조로, 서로 뭉치고 후에 산산조각 나는 입자라고 여겼다.[311][296]
5. 고리 내의 세분 및 구조
토성의 고리계에서 가장 밀도가 높은 부분은 카시니가 1675년에 발견한 카시니 간극에 의해 분리된 A 고리와 B 고리이다. 1850년에 발견된 C 고리도 카시니 간극과 특징이 유사하다. 이 영역들은 주요 고리를 구성하며, 밀도가 높고 미세먼지 고리보다 큰 입자들로 구성되어 있다. 미세먼지로 구성된 고리에는 D 고리, G 고리, E 고리 등이 있으며, 이들은 구성 입자의 크기가 작아 거의 먼지로만 구성되어 있다. 이들의 화학적 조성은 주요 고리와 유사하게 대부분 얼음으로 구성되어 있다. A 고리 바깥쪽의 좁은 F 고리는 구성 부분이 매우 밀도가 높지만, 먼지 크기 입자도 많아 분류하기 어렵다.[302]
D 고리는 가장 안쪽에 있는 매우 희미한 고리이다. 1980년 보이저 1호는 D73, D72, D68 세 개의 미세고리를 발견했다. 약 25년 후 카시니 탐사선은 D72가 폭이 넓어지고 희미해졌으며, 행성 방향으로 200km 이동한 것을 확인했다.[302] D 고리에는 30km 간격의 미세규모 파동 구조가 보인다. 이 구조는 2009년 토성의 분점 동안 D 고리에서 B 고리 안쪽 끝까지 19000km 뻗어 있는 것이 발견되었다.[303][304] 이 파동은 진동수가 2m에서 20m인 수직 파상 주름의 나선 패턴이며,[305] 주기는 시간에 따라 감소하고 있다(1995년 60km, 2006년 30km). 이는 1983년 말 혜성 잔해 구름(질량 ~1조kg)의 충돌로 인한 것으로 추론된다.[302][303][306] 목성의 주요 고리의 나선 패턴은 1994년 슈메이커-레비 제9혜성 충돌로 인한 섭동으로 판단되었다.[303][307][308]
C 고리는 폭이 넓지만 희미한 고리로, B 고리 안쪽에 있다. 1850년 윌리엄 본드와 조지 본드가 발견했으며, 윌리엄 R. 도스와 요한 갈레도 독립적으로 관측했다. 윌리엄 라셀은 A 고리와 B 고리에 비해 어두운 물질로 구성된 것처럼 보여 "크레이프 고리"라고 불렀다.[309] C 고리의 수직 두께는 5m이고, 질량은 약 1.1E kg이며, 광학적 깊이는 0.05에서 0.12이다. 이는 고리가 가려지면서 5~12%의 빛만 수평으로 비추어져 고리가 거의 투명하게 보인다는 뜻이다. D 고리에서 보인 30km 파장의 나선 파상 주름은 2009년 토성의 분점 동안 C 고리까지 뻗은 채로 관측되었다.
콜롬보 간극은 C 고리 안쪽에 있는 간극이다. 간극 내에는 토성 중심부로부터 77883km 떨어진 곳에 중심을 둔 밝고 좁은 콜롬보 미세고리가 있다. 이 미세고리는 타이탄과의 궤도공명 때문에 타이탄 미세고리라고도 불린다.[310] 고리 입자의 근일점 세차운동 거리가 타이탄의 궤도운동 거리와 동일하여 미세고리의 바깥쪽 끝부분은 항상 타이탄 쪽을 향한다.[310]
맥스웰 간극은 C 고리 바깥 부분에 있는 간극이다. 간극에는 밀도가 높은 비원형 미세고리인 맥스웰 미세고리가 있다. 이 미세고리는 천왕성의 엡실론 고리와 유사하며, 두 고리 중심에는 파동과 유사한 구조가 있다. 엡실론 고리의 파동은 코델리아에 의해 발생하지만, 맥스웰 간극의 경우 현재까지 원인 위성이 발견되지 않았다.[311]
B 고리는 가장 크고 밝으며 무거운 고리이다. 두께는 5m에서 15m로 추정되고, 질량은 약 2.8E kg이며, 광학적 깊이는 0.4에서 2.5이다. 이는 B 고리 일부가 가려지면서 91%의 햇빛이 통과한다는 뜻이다. B 고리는 밀도와 밝기의 다양한 변화를 수반하며, 이는 거의 설명되지 않고 있다. B 고리는 간극이 없더라도 원모양의 좁은 미세고리로 보인다. B 고리 바깥 부분에는 주요 고리면에서 2.5km까지 벗어난 수직 구조가 있다.
카시니 간극은 A 고리와 B 고리 사이의 4800km 폭의 영역으로, 1675년 조반니 카시니가 발견했다.[318][319] 지구에서는 얇고 검은 공백으로 보이지만, 보이저는 이 간극이 C 고리와 유사한 고리 물질을 포함하고 있음을 발견했다.[311] 낮은 밀도의 물질들이 빛을 더 많이 투과시켜, 빛이 비춰지지 않는 쪽에서 보면 간극은 밝게 보인다. 카시니 간극 안쪽 가장자리는 미마스와의 궤도공명에 의해 통제된다. 이 위치에서 고리 입자 궤도는 항상 미마스 궤도의 두 배이다.[320] 공명은 미마스가 고리 입자를 뭉치게 하고, 궤도를 불안정하게 만들어 고리 밀도의 예리한 절단을 초래한다. 카시니 간극 내 미세고리 사이의 다른 간극들은 아직 밝혀지지 않았다.
하위헌스 간극은 카시니 간극 안쪽 가장자리에 있다. 간극에는 밀도가 높고 둥근 하위헌스 미세고리가 있다. 이 미세고리는 미마스와의 2:1 공명과 B 고리 바깥쪽 원형 가장자리의 영향으로 기하학적 폭과 광학적 깊이의 불규칙한 방위 변화를 보인다. 하위헌스 미세고리 바로 바깥에는 좁은 미세고리가 있다.[311]
A 고리는 가장 바깥쪽에 있는 크고 밝은 고리이다. 안쪽 경계는 카시니 간극, 바깥쪽 경계는 아틀라스 궤도와 가깝다. A 고리는 엥케 간극에 의해 바깥쪽 가장자리 폭의 22%에 해당하는 폭이 끊겨있다. 바깥쪽 가장자리 폭의 2%에 해당하는 더 좁은 간극은 킬러 간극이라 불린다. A 고리의 두께는 10m에서 30m로 추정되고, 질량은 약 6.2E kg(대략 히페리온 질량)이며, 광학적 깊이는 0.4에서 1.0이다. B 고리와 유사하게, A 고리 바깥쪽 가장자리는 야누스와 에피메테우스의 7:6 궤도공명에 의해 유지된다. A 고리 구조 대부분을 설명하는 다른 궤도공명은 고리 내 다양한 나선 밀도파(위성에 의한 것보다는 덜함)에 의해 유발된다. 밀도파는 은하의 나선팔을 설명하는 것과 동일한 물리과정으로 설명된다. A 고리의 나선 굴곡 파동은 압축파가 아닌 수직적 파상 주름이다.
2014년 4월, NASA 과학자들은 A 고리 바깥쪽 가장자리 근처가 새로운 위성의 형성 단계에 있을 수도 있다고 발표했다.[321][322]
엥케 간극은 A 고리 내의 폭 325km의 간극으로, 토성 중심으로부터 133590km 떨어진 곳을 중심으로 한다.[323] 엥케 간극은 간극 내에서 공전하는 판에 의해 형성되었다.[338] 카시니 탐사선은 간극에 적어도 세 개의 얽힌 얇은 미세고리가 있음을 보여주었다.[311] 판이 나선을 그리는 물결흔적을 유발하는 동안, 간극 양쪽의 나선 밀도파는 고리 근처 외부 위성과의 공명에 의해 유발된다. 요한 엥케는 이 간극을 직접 관측하지 못했고, 그의 고리 관측을 기리기 위해 이름 붙여졌다. 간극은 1888년 제임스 에드워드 킬러에 의해 발견되었다.[309] A 고리에서 두 번째로 크고, 보이저에 의해 발견된 간극은 킬러를 기리기 위해 킬러 간극으로 이름 붙여졌다.[324] 2008년 국제천문연맹의 정의 전까지 틈과 경계라는 용어는 혼용되었고, 그전에는 "엥케 경계"라고 불렸다.[325]
킬러 간극은 A 고리 내의 폭 42km 간극으로, 고리 바깥쪽 가장자리에서 대략 250km 떨어져 있다. 간극 내에서 공전하는 다프니스가 2005년 5월 1일에 발견되었다.[326] 위성은 간극 가장자리에 요동을 유발한다.[311] 다프니스 공전은 고리면 쪽으로 기울어져 요동은 고리면에 대해 위쪽으로 1.5km 거리에 이르는 수직 요소를 가진다.[327][328] 킬러 간극은 보이저에 의해 발견되었고, 제임스 킬러를 기리기 위해 이름 붙여졌다. 킬러는 엥케 간극을 발견하여 요한 엥케를 기리기 위해 그의 이름을 간극 명칭으로 붙였다.[309]
D 고리는 가장 안쪽에 위치한 고리이며 매우 희미하다. 1980년, 보이저 1호는 D73, D72, D68 세 개의 작은 고리를 발견했는데, D68은 토성에 가장 가까운 뚜렷한 작은 고리였다. 약 25년 후, 카시니 탐사선 영상은 D72가 상당히 넓고 퍼져 있으며 200km만큼 행성 쪽으로 이동했음을 보여주었다.[82]
D 고리에는 30km 간격의 파장을 가진 미세 구조가 존재한다. 처음에는 C 고리와 D73 사이의 틈에서 발견되었고,[82] 2009년 토성의 적도면 통과 시점에 D 고리에서 B 고리의 안쪽 가장자리까지 19000km의 반지름 거리에 걸쳐 뻗어 있는 것으로 밝혀졌다.[83][84] 이 파장은 2m~20m 진폭의 수직 주름의 나선형 패턴으로 해석된다.[85] 파장의 주기가 시간이 지남에 따라 감소하고 있다는 사실(1995년 60km, 2006년 30km로 감소)은 이 패턴이 1983년 후반 혜성이 파괴되어 생긴 파편 구름(질량 ≈1조kg)의 충돌로 고리가 적도면에서 기울어졌을 때 생성되었을 가능성을 시사한다.[82][83][86] 목성의 주 고리에서도 유사한 나선형 패턴이 1994년 슈메이커-레비 9 혜성의 물질 충돌로 인한 섭동 때문인 것으로 추정된다.[83][87][88]
C 고리는 B 고리 안쪽에 위치한 넓지만 희미한 고리이다. 1850년 윌리엄과 조지 본드에 의해 발견되었지만, 윌리엄 R. 도스와 요한 갈레도 독자적으로 관측했다. 윌리엄 라셀은 A 고리와 B 고리보다 어두운 물질로 구성된 것처럼 보였기 때문에 이것을 "크레페 고리"라고 불렀다.[89]
그 수직 두께는 5m로 추정되며, 질량은 약 1.1E kg이고, 광학 깊이는 0.05에서 0.12까지 다양하다. 즉, 고리에 수직으로 비추는 빛의 5~12%가 차단되므로, 위에서 볼 때 고리는 거의 투명하다. 2009년 토성의 춘분 동안 D 고리에서 처음 관측된 30km 파장의 나선형 주름은 C 고리 전체에 걸쳐 관측되었다.
A 링과 F 링 사이의 간극은 프랑스 물리학자 에두아르 로슈의 업적을 기리기 위해 로슈 간극으로 명명되었다.[123] 로슈 간극은 로슈 한계와 혼동해서는 안 된다.[124] 주 고리계의 바깥 가장자리에 위치한 로슈 간극은 실제로 토성의 로슈 한계에 가까워 고리가 위성으로 강착되지 못한 이유이다.[125]
카시니 간극과 마찬가지로 로슈 간극은 비어 있지 않고 물질의 층을 포함하고 있다. 이 물질의 특징은 희박하고 먼지가 많은 D, E, G 고리와 유사하다. 로슈 간극의 두 위치는 다른 지역보다 먼지 농도가 더 높다. 이들은 카시니 탐사선 영상 팀에 의해 발견되었고 임시 명칭이 부여되었다. R/2004 S 1은 위성 아틀라스의 궤도를 따라 위치하며, R/2004 S 2는 토성 중심에서 안쪽으로 138900km 떨어진 프로메테우스 궤도 안쪽에 중심을 두고 있다.[126][127]
F 링은 토성의 가장 바깥쪽의 개별 고리이며, 아마도 태양계에서 가장 활동적인 고리일 것이다. 그 특징은 몇 시간 단위로 변한다.[135] A 링의 바깥 가장자리 너머 3000km에 위치해 있다.[128] 이 고리는 1979년 파이오니어 11호 영상 팀에 의해 발견되었다.[129] 매우 얇으며, 반지름 방향으로는 수백 km에 불과하다. 전통적인 견해는 내부와 외부를 공전하는 두 개의 목자 위성인 프로메테우스와 판도라에 의해 유지된다는 것이었지만,[130] 최근 연구에 따르면 프로메테우스만이 고리의 경계 유지에 기여한다고 한다.[131][132] 수치 시뮬레이션에 따르면 프로메테우스와 판도라가 서로 충돌하여 부분적으로 파괴될 때 고리가 형성된 것으로 추정된다.[133]
카시니 탐사선의 최근 근접 이미지는 F 링이 하나의 중심 고리와 그 주위의 나선형 가닥으로 구성되어 있음을 보여준다.[134] 또한 프로메테우스가 원일점에서 고리를 만날 때, 그 중력이 고리에서 물질을 '훔쳐' 가면서 F 링에 꼬임과 매듭을 만들고 고리의 안쪽 부분에 어두운 채널을 남긴다는 것을 보여준다. 프로메테우스가 F 링의 물질보다 토성을 더 빠르게 공전하기 때문에 각각의 새로운 채널은 이전 채널보다 약 3.2도 앞쪽에 새겨진다.[135]
2008년, 추가적인 역동성이 감지되었는데, 이는 F 링 내부를 공전하는 작은 보이지 않는 위성들이 프로메테우스의 섭동 때문에 계속해서 좁은 중심부를 통과한다는 것을 시사한다. 작은 위성 중 하나는 S/2004 S 6으로 잠정적으로 확인되었다.[135]
2023년 현재, 고리의 덩어리진 구조는 "수천 개의 작은 모체(크기 1km~0.1km)가 존재하고, 이들이 충돌하여 마이크로미터~센티미터 크기의 입자로 된 짙은 가닥을 생성하며, 이는 몇 달에 걸쳐 모체에 다시 강착되는 정상 상태 체제 때문인 것으로 생각된다."[136]
6. 레아의 고리계 존재 가능성
토성의 두 번째로 큰 위성인 레아는 고체 입자로 구성된 원반 내에 세 개의 좁은 띠를 포함하는 매우 작은 고리계를 가지고 있을 것으로 가설화되었다.[363][364] 이러한 가설상의 고리는 발견되지 않았지만, 2005년 11월 카시니의 관측에서 레아 근처 토성 자기권의 고에너지 전자가 부족하다는 점으로부터 그 존재가 추정되었다. 자기권 영상 장비(MIMI)는 위성 양면의 플라스마 흐름에서 세 군데의 급격한 감소가 간간이 끼어드는, 거의 대칭적인 패턴을 보이는 부드러운 변화를 관측했다. 이는 플라스마가 수 데시미터에서 약 1미터 직경의 입자로 구성된 고밀도 고리 또는 고리 호를 포함하는 적도 원반 모양의 고체 물질에 흡수되었기 때문이라고 설명할 수 있다. 레아 고리의 존재를 뒷받침하는 더 최근의 증거로는 위성 적도 2도 이내 둘레의 4분의 3만큼 뻗어 있는, 일사불란하게 분포된 자외선상의 작고 밝은 점들의 집합이 있다. 이 점들은 궤도에서 벗어난 고리 물질의 충돌 지점으로 설명된다.[365] 그러나 카시니가 가설상의 고리 면을 여러 각도에서 관측했지만 아무것도 나타나지 않았다. 이는 이러한 불가사의한 특징에 대한 또 다른 설명이 필요함을 시사한다.[366]
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