土星環

使用現代的小望遠鏡或是品質精良的雙筒望遠鏡就可以看見土星環。密集的主要環帶從赤道上方7 000 公里延伸至80 000 公里，但估計它的厚度只有10米[6]，並且99.9%都是冰，也許還參雜著少許的雜質，像是有機化合物托林或矽酸鹽[7]。主要環帶中的顆粒大小範圍從1公分至10米都有[8]。

環中最大的縫隙，像是卡西尼縫和恩克環縫，都能從地球上看見，兩艘航海家太空船都發現環實際上是由數以萬計稀薄的小環和空隙構成的複雜結構體。有許多方法可以造成這些結構，來自土星眾多衛星的引力拉扯也可以。有些縫隙是微小的衛星經過所清除的段落，像是潘[9]，可能還有許多尚未發現的，也有些環被一些牧羊犬衛星的重力維繫著（像是普羅米修斯和潘朵拉維護著的F-環。）。其他的縫隙可能是與質量較大的衛星軌道週期產生共振造成的，米馬斯維繫著卡西尼縫的存在，還有更多的環狀結構因為受到其他衛星週期性的擾動而產生螺旋狀的波浪。

來自卡西尼太空船的資料顯示土星環有自己的大氣層，與行星本身無關而獨立存在。大氣中有氧分子（O₂），這是來自太陽的紫外線與環中的冰交互作用而產生的。水分子之間的鏈結受到紫外線的刺激產生化學作用釋放出並拋出了氣體，尤其是O₂。根據這些大氣的模型，也有H₂，O₂和H₂的大氣層是很稀薄的，但莫名其妙的被凝聚在環的周圍，它的厚度只是一個原子[10]。環中也有稀疏的OH（氧化氫）氣體，如同O₂一樣，這些氣體也是水分子的崩解導致的，經由轟擊將水分子崩解的高能量離子是由恩塞拉都斯拋射出來的。這些大氣層儘管是非常的稀薄，還是被在地球上空的哈伯太空望遠鏡檢測出來[11]。

土星在它的亮度上呈現複雜的樣式[12]，大多的光度變化可以歸咎於環的變化[13][14]，並且在每個軌道週期有兩個循環的變化。但是，由於行星軌道的離心率，使得疊加在北半球衝的時候比在南半球衝時更為明亮[15]。

在1980年，航海家1號飛越土星時顯示F-環是由三條細環像編辮子一樣的糾結在一起，而呈現出複雜的結構；現在知道是在外面的二個環有突起的瘤，造成編織和糾結成團的幻覺，比較不亮的第三個環則在它們的內側。

藝術家在2007年描繪的土星環影像，冰冷的微粒聚集成環的固體部份。細長的叢集不斷的形成和分散，最大的顆粒也只有幾米的直徑。

土星環可能非常古老，日期可以追溯至土星本身的形成，有兩種主要的土星環形成理論。第一種理論是在19世紀提出的起源於洛希極限，認為環原本是土星的一顆衛星，因為軌道的衰減而落入洛希極限的範圍內，因不夠緊密而被潮汐力扯碎掉（參見洛希極限）；這種理論又演變出衛星被小行星或彗星撞擊而瓦解的學說[16]，以及從這種理論延伸的變化是衛星被一顆大的彗星或小行星碰撞而瓦解[17]。第二種理論認為環從未曾是衛星的一部分，而是從形成土星的原星雲中直接形成的。

土星環
和衛星

土衛三特提斯、土衛七海柏利昂和土衛十六普羅米修斯

土衛三特提斯和土衛十雅努斯

傳統的看法認為，它可能是由一顆比土衛一彌瑪斯大、直徑大約300公里的衛星殘骸組成的。這種碰撞最可能發生在大約40億年前的後期重轟炸期[18]。

其星環的冰屑亮度和純淨程度被引用為認定土星環比土星年輕許多的證據，可能相差了一億年，因為下降的塵土會導致環的亮度降低。但是新的研究顯示B環所擁有的質量足以稀釋下落的物質，因此可以避免因為太陽系的年齡造成實質上的光度變暗。環內的物質也許在碰撞中被瓦解後還能夠回收再利用，這或許可以用來解釋有些環中的物質明顯的仍然處在很年輕的狀態[19]。

由拉里·W·艾斯波西多領導的卡西尼UVIS團隊，利用掩星技術在F環內發現了13個直徑從27米至10公里的天體。它們都是半透明的，因此認為它們是由直徑數米的冰礫暫時聚集起來的。 艾斯波席托相信這是土星環的基本結構體，微粒聚集在一起，然後又因撞擊而炸開來[20]。

在土星磁场影响下，土星环上的物质以光环雨的形式掉落到土星，预计土星环将在一亿年内完全消失[21]。

土星環最密集的範圍是被卡西尼縫（在1675年被卡西尼發現）分隔的A環和B環，以及性质上愈卡西尼缝相似，在1850年發現的C環，這些構成了主環。主環是密集和包含比細小的塵埃環更大的顆粒，後者包含了向內一直延伸至土星雲頂的D環，以及在主環系統外面的G和E環。"塵埃"這個字眼是用來描述散佈在環內的小型微粒（通常只有微米的大小）；它們的化學組成像主環一樣，幾乎完全都是碎冰。狹窄的F環，就在A環外側的邊緣，很難分類，它的分布非常密集，但也包含很多塵埃大小的顆粒。

由卡西尼號的小角度攝影機拍攝的影像以自然的顏色馬賽克而成，由左至右依序為不受光側的D、C、B、A和F環，日期為2007年5月9日。

受光側的土星環，主要的細部構造加上的標示。

A環內的結構

名稱(3)	與土星中心的距離（公里）(4)	寬度（公里）(4)	命名依據
恩克環縫	133,589 (1)	325	約翰·恩克
凱勒環縫	136,505 (1)	35	詹姆斯·愛德華·凱勒

注：
⁽¹⁾ 距離是量至環縫的中心，環和小環的區別在環的寬度是否小於1,000公里
⁽²⁾ 非官方的名稱
⁽³⁾ 除非另有說明，名稱是由國際天文學聯合會指定的。在圓環之間更加寬廣的分離會被命名為裂縫，在環之間狹窄的空隙稱為縫'
⁽⁴⁾資料主要來自 Gazetteer of Planetary Nomenclature（页面存档备份，存于） 和 NASA factsheet（页面存档备份，存于）.

傾斜的（4度角）卡西尼號的影像，由左至右依序為土星的C、B和A環，F環在上圖以完整尺寸檢視且螢幕亮度足夠時隱約可見。上圖：由卡西尼號的小角度攝影機以自然的顏色拍攝受光面的環，並拼接而成的影像，拍攝的時間是2004年12月12日。下圖：基於在2005年5月3日無線電掩星的觀測的模擬圖像，顏色為環中顆粒的大小。

卡西尼號拍到的微弱D環，下方是內部C環

D環是最內側的環，並且非常暗弱。在1980年，航海家1號偵測到在其中有個小環，分別標示為D73、D72和D68是最靠近土星並被分離出的小環。25年之後，卡西尼影像顯示D72明顯的變得更為微弱並且朝向土星移動了200公里。出現在C環和D73之間的縫隙是分離30公里波長的精細尺度結構[22]。

外C環視圖； 右側有馬克士威小環的馬克士威縫位於中心的上方和右側。邦德縫位於右上方的寬光帶之上；道斯縫位於右上角下方的暗帶內。

C環是在B環內側很寬闊但暗淡的環，它在1850年被威廉和喬治·邦德發現的，可是威廉·R. 道斯和約翰·伽勒也獨立看到。威廉·拉塞爾因為它比明亮的A環和B環黯淡而稱他為"黑紗環"[23]。

估計他的垂直厚度只有5米，質量大約是1.1 × 10¹⁸公斤，光深度在0.05至0.12之間變化。也就是說垂直通過環的光只有5%至12%會被圓環阻攔，因此從上或下看環時，它幾乎是透明的。

B環是所有環中最大、最亮與質量最多的。它的厚度估計在5～15米，質量在2.8 × 10¹⁹公斤，光深度的變化在0.4至2.5之間，意味著通過B環的光線有將近99%會被阻攔。B環在密度和光度上的許多變化，幾乎都還沒有獲得合理的解釋。B環都是同心圓，雖然其中有許多狹窄的小環，但B環不包含任何的縫隙。

中央 B 環（距土星中心 98,600 至 105,500 公里）的高分辨率（每像素約 3 公里）彩色視圖。 所示結構（從中心 40 公里寬的小環到右側 300-500 公里寬的波段）在低於圖像分辨率的尺度上仍然清晰可見。

B 環的外緣，在春分附近觀察，那裡的陰影由高達 2.5 公里的垂直結構投射，可能是由看不見的嵌入衛星造成的。 卡西尼分部位居榜首。

卡西尼號由卡西尼號宇宙飛船拍攝的卡西尼分部。 惠更斯峽谷位於其右側邊界； 拉普拉斯惡魔間隙朝向中心。 還存在許多其他更窄的間隙。 背景中的月亮是土衛一彌瑪斯。

卡西尼縫介於A環和B環之間，寬達4,800公里（2,980英里），在1675年就被乔瓦尼·卡西尼在巴黎天文台用折射望遠鏡所觀測。從地球上看他只是土星環中薄薄的暗區，但是航海家發現環縫本身具有與C環相似的成份[20]，從未照亮的一側觀察這個環縫也許會是明亮的，因為相對來說密度較低的材料會允許更多的光線穿過環的厚度。（參考圖集）

卡西尼縫的內側邊緣受到強烈的軌道共振支配，在環縫這個位置上的微粒公轉週期是米瑪斯的兩倍。週期的不同造成米瑪斯持續拉扯環中粒子，擾動它們的軌道使它們堆積於此並導致環密度明顯的變化。但是在卡西尼縫中還有許多小環和其中的空隙，仍然沒有得到解釋。

在A環的恩克環縫中間的小環與土衛十八潘的軌道吻合，暗示環中的微粒相對是在馬蹄形軌道上振盪。

A環是外層最大與最亮的環，它的內側邊界是卡西尼縫，而他明確的外緣邊界與小衛星阿特拉斯的軌道非常靠近。A環在從外緣算起環寬度的22%處被恩克環縫中斷。從外緣算起在寬度的2%有一個狹窄的基勒環縫。

A環的厚度估計在10米至30米，質量是6.2 × 10¹⁸公斤（大約是哈珮利恩的質量），它的光深度變化在0.4至1.0之間。

與B環相似，A環的外緣也受到軌道共振的維護，它是與傑納斯和艾比米修斯有7:6的軌道共振。其他的軌道共振也在A環內激發出許多螺旋密度波（並且，程度較小，其他的環也有），並佔有大多數的結構。這些波與描述星系旋臂波的物理是相同。螺旋彎曲的波浪，也出現在A環並且由同一種理論來描述，在環中是垂直的槽紋而不是壓縮波。

凱勒環縫

由土衛三十五達佛涅斯的軌道運動引起的凱勒環縫邊緣的波浪。

在土星分點附近，達芙妮及其波浪在 A 環上投下陰影。

凱勒環縫是寬42公里的縫隙，位於A環內距離外緣約250公里處，它是以天文學家詹姆斯·愛德華·凱勒之名命名的。在2005年5月1日，在縫隙中發現使這個區域被淨空的小衛星土衛三十五達佛涅斯[30]，這顆衛星也導致縫隙邊緣的波紋[20]。

小衛星

螺旋槳衛星 Santos-Dumont 從環的發光（頂部）和不發光的側面

在A環中檢測到的前四個小衛星的位置。

在2006年，四顆小衛星在卡西尼號拍攝的A環影像內被發現（參考圖集）[31]。這些小衛星的直徑只有數百米，因為太小而難以直接被看見。卡西尼號是看見這些小衛星引起如同推進器造成長達數公里的湍流才發現它們的，估計在A環內有數百顆這樣的小天體。在2007年，又發現了8顆以上的小天體，它們製造出了長達3,000公里的擾流帶，與土星中心的距離大約是130 000 公里[32]。已經有超過150顆的推進器小衛星被偵測過[33]。

洛希裂縫（通過圖的中心）位於A環和狹窄的F環之間。阿特拉斯位於其中，恩克環縫和凱樂環縫也都能看見。

分隔開A環和F環的區域被命名為洛希裂縫以尊崇法國物理學家愛德華·洛希（页面存档备份，存于）。不要將洛希裂縫與洛希極限混淆了，後者是一種物理上的觀念，敘述當一個大的物體過度接近行星（例如土星）時，會受到這顆行星潮汐力的拉扯而碎裂。橫亘在主要環系統外側的洛希裂縫，事實上非常接近洛希極限，這也是土星環內無法吸積生成衛星的原因。

如同卡西尼縫一樣，洛希裂縫也不是完全空無一物，仍然有一些物質形成薄片狀，其特性類似多灰塵的D、E和G環。卡西尼號的影像小組發現洛希裂縫中有兩處塵土密度較高的區域，已經依據暫時命名為：R/2004 S 1，沿著阿特拉斯的軌道分布著；和R/2004 S 2，距離土星中心138,900公里的同心圓，緊鄰在普羅米修斯的內側。

F環是土星最外面的獨立環，並且可能是太陽系中最活躍的環系統，它的外觀每小時都在改變[34]。它位於A環外緣的3000公里之外[35]。F環是在1979年被先鋒11號的影像小組發現的[36]，它非常細小，只有數百米寬，並且由兩顆牧羊犬衛星 潘朵拉和普羅米修斯，分別在環的內側和外側軌道維繫著它[29]。

來自卡西尼探測的最新影像顯示F環包含一個核心和螺旋的邊緣環繞著它[37]。它們也顯示普羅米修斯在遠土點會與環遭遇，而當這顆衛星的引力攫取環中的物質時，創造出環的糾結和節點，並在環的內部留下一條黑暗的渠道（參考影像的聯結和F環在圖集中的F環影像）由於普羅米修斯的速度較環為快，所以每次新形成的渠道都會較前一次的前面3.2度[34]。

在2008年，進一步的物力論被查驗出來，显示仍有許多未發現的小衛星由於普羅米修斯的引力攝動，持續不斷的穿越F環狹窄的核心。其中一顆小衛星試探性的被辨認和命名為S/2004 S6[34]。

由107張影像組合成的馬賽克圖將225°（大約70%）範圍的F環拉直來觀看，徑向的寬度（從上到下）是1500 公里。

土星第二大的衛星土衛五雷亞可能有一個自己的稀薄環系統，在包含固體微粒的盤面中可能有三條狹窄的環帶[56][57]。目前還沒有這個環系統的影像，但是從卡西尼號在2005年11月的觀測在土衛五雷亞附近的土星磁氣層中有高能量的電子，是推斷出它們存在的依據。磁氣層影像儀（MMI）在強度逐漸變化的模式中，在衛星的兩側都觀測到三次幾乎對稱的暴跌間斷。這可以解釋為在赤道平面的盤面上有固體物質密集的圓環或弧存在，顆粒的大小或許從幾公分至數米都有。但是，並非所有的科學家都認同觀測的現象是由環系統造成的。

根据卡西尼号的分析，土星環中的冰爍、氣體和其他物質互相碰撞後、形成粉碎，並在重力的作用下降至行星地表，形成了光环雨。其主要化学构成为氢和氦，其次还包括甲烷、丁烷、丙烷等有机分子，以及些许硅酸盐含量丰富的颗粒。[58]

美国国家航空航天局（NASA）的研究表明，因为光环雨的存在，土星环將會在一億年內消失，比之前科学家预估的三亿年降低了两亿年。[59]

• 伽利略·伽利萊
• 克里斯蒂安·惠更斯
• 喬瓦尼·多梅尼科·卡西尼
• 愛德華·洛希

维基共享资源中相关的多媒体资源：土星環

维基共享资源上的相关多媒体资源：土星環

• Planetary Rings Node: Saturn's Ring System
• Saturn's Ringsby NASA's Solar System Exploration（页面存档备份，存于）
• Rings of Saturn nomenclature （页面存档备份，存于） from the USGS planetary nomenclature page（页面存档备份，存于）
• NASA finds giant ring around Saturn – Yahoo 7 news (retrieved 2009-10-07)