エンケラドゥスのシルエットが映っている。エンケラドゥスの南極からは、明るいジェットが噴き出ている。ヤヌス/エピメテウス環[編集]カッシーニが2006年に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の領域に薄い塵の環が存在することが確認された。kmの広がりを持つ[66]。その源は、流星塵の衝突で衛星の表面から巻き上げられた粒子であり、軌道の経路上に薄い環が作られた[67]。kmのアイガイオンを中心としてその周囲6分の1程度に広がっている[68][69]。m程度までの氷の粒子から、G環の他の部分は、アーク内から放出される塵から構成されていると信じられている。アーク内には、小さな氷の衛星に相当するような直径数百mの塊も存在すると考えられている[68]。アイガイオンやアーク内のその他の天体から、流星塵の衝突によって放出された塵は、土星の磁気圏との相互作用により、アークの外側に向って漂う。これらの小さな粒子は、その後の衝突によって削られ、プラズマに引っ張られて消失する。数千年の間に、環は徐々に質量を失い[70]、再びアイガイオンに吸収されると考えられている。メトネ・アーク[編集]希薄なアークで、2006年9月に最初に発見された。メトネに付随して約10度の範囲を占めている。アークを構成する物質は、メトネに流星塵が衝突して放出された物質だと考えられている。この塵は、ミマスとの14:15の共鳴軌道に集まっている(G環のアークと似た機構である)[71]。同じ共鳴の影響で、メトネは軌道上を5度の範囲で前後に振動する。アンテ・アーク[編集]希薄なアークで、2007年6月に最初に発見された。アンテに付随して約20度の範囲を占めている。アークを構成する物質は、アンテに流星塵が衝突して放出された物質だと考えられている。この塵は、ミマスとの10:11の共鳴軌道に集まっている。同じ共鳴の影響で、アンテは軌道上を14度の範囲で前後に振動する[71]。パレネ環[編集]パレネと軌道を共有する希薄な塵のリングで、カッシーニが2006年に前方散乱光で撮影した写真の中から発見された[66]。環を構成する物質は、パレネに流星塵が衝突して放出された物質が、軌道上に集まったものだと考えられている[67]。E環[編集]E環は、最も外側の環で、ミマスの軌道からレアの軌道にまで達する非常に幅広な環である。ほとんどが氷から構成される希薄なディスクであり、ケイ素や二酸化炭素、アンモニアも含まれる[72]。他の環とは異なり、顕微鏡サイズの粒子から成り立っている。E環の粒子は、氷ではなく、塵、ガス、煙であり、2005年、その源は、エンケラドゥスの南極付近の氷火山の噴火により放出されたものであると確定され[73][74]た。発見を報告し、D環と命名した[75]。写真がきわめて微かだったため認められず、D環の名は、1970年に発見されたC環の内側の環に与えられた。その後、この環はパイオニア11号により存在が確証され、E環と名づけられた。トレイナーのG環(誤報)[編集]1978年、ジュゼッペ・コロンボ(英語版)は、レア(軌道長半径52万km)とタイタン(122万km)の間に小衛星の帯の存在を予想した[75]。木星の重力がその内側に惑星の形成を阻害し小惑星帯を作ったように、タイタンの重力がそれを作ったというのである。ゴダード宇宙飛行センターのジェームズ・H・トレーナー(英語版)は、パイオニア11号の宇宙線陽子計測機のデータから、コロンボの予想に一致する10~15土星半径(60~90万km)の場所に環を発見したと報告し、G環と命名した[75](現在のG環はまだ発見されていなかった)。その後トレイナーは、観測データは太陽風の変動によるものだったとして発見を撤回した[75]。フェーベ環[編集]フェーベ環の巨大な広がりは、土星のメインリングをも小さく見せる。2009年10月6日、フェーベのちょうど内側に希薄な物質のディスクが発見されたことが公表された。このディスクは、発見当時は地球に横を向けていた。非常に大きい(地球から見ると、満月の2倍の大きさに見える)が、可視光では見えず、NASAはスピッツァー宇宙望遠鏡で赤外線観測を行い、発見した[76]。全体の範囲は、観測可能な土星の半径の128倍から207倍を超え[77]、計算によると、外側は土星の半径の300倍、内側は土星の半径の59倍で、イアペトゥスの軌道に相当する[78]。フェーベは、土星の半径の平均215倍の軌道を公転する。この環の厚さは、土星の半径の約20倍である[79]。環を構成する粒子は、フェーベに流星塵が衝突して放出されたものと推測されるが、内側の衛星イアペトゥスの軌道とは逆行する[78]。環は、土星の軌道平面内にあるが、土星の赤道面や他の環の面から27°傾いている。フェーベは、土星の軌道面から5°傾いており(フェーベは逆行しているため、しばしば175°と記される)、環の面からの上下へのずれは、観測される環の厚さとほぼ同じ土星半径の約40倍になる。Hamiltonが発見した[77][80]。Verbiscer、SkrutskieとHamiltonは、コーネル大学の同級生であった[81]。環の物質は、ポインティング・ロバートソン効果により減速して内側に向かって移動し[77]、イアペトゥスの進行方向側の半球に衝突する。物質の降下により、イアペトゥスの進行方向側の半球は、暗く赤くなる(天王星のオベロンとチタニアで見られる現象と似ている)が、イアペトゥスの二面性の直接の原因となるほどではない[82]。降下した物質は、暑い領域で氷が昇華し、寒い領域で蒸気が凝縮するという熱の偏りに対する正のフィードバックとして働く。これにより、「ラグ」と呼ばれる暗い残渣が進行方向側の半球の赤道付近の領域の大部分を覆い、極地方や進行方向と反対側の半球を覆う明るい氷とのコントラストになる[83][84][85]。土星で2番目に大きい衛星レアは、固体粒子が集まった狭い3本の帯からなる独自の環を持つという仮説が提唱されている[86][87]。このような環は、画像に捕えられたことはないが、2005年11月にカッシーニが行ったレア付近の土星の磁気圏における高エネルギー電子の密度の観測によって推測された。(MIMI)は、衛星の両側でほぼ対称的に徐々に密度が小さくなる中、3カ所で急減することを観測した。m程度の粒子からなる密度の濃い環やアークがあると仮定すると説明することが可能である。最近では、衛星の赤道から2°以内の周囲4分の3の地点に紫外線の明るい点が分布していることが明らかとなった。この点は、軌道を外れた環の構成物質が衝突している場所と解釈される[88]。カッシーニによる様々な角度からの観測でも見つけられておらず、環の存在とは違う説明が必要かもしれないことを示唆している[89]。1675年にA環とB環の間の隙間(カッシーニの間隙)を発見した。1610年に初めて土星の環を観測した。1655年に初めて土星の周りに環が存在することを提唱した。ロッシュ限界を超えた時に、衛星が破壊されて環になる様子を記述した。2006年3月8日閲覧。2010年12月13日閲覧。2007年7月28日閲覧。2012年9月23日時点のオリジナル[リンク切れ]よりアーカイブ。2007年5月23日閲覧。2007年7月6日閲覧。2007年7月8日閲覧。2017年5月2日閲覧。2008年12月24日閲覧。2012年7月10日閲覧。2007年7月6日閲覧。2007年10月14日閲覧。2007年10月14日閲覧。2007年10月14日閲覧。2009年9月26日閲覧。2012年9月23日時点のオリジナル[リンク切れ]よりアーカイブ。2008年9月13日閲覧。オリジナルの2007年12月20日時点によるアーカイブ。2008年1月24日閲覧。2009年1月11日閲覧。2011年4月4日閲覧。2011年4月4日閲覧。2011年4月5日閲覧。2011年4月4日閲覧。2011年4月5日閲覧。2007年7月24日閲覧。2007年7月25日閲覧。2007年7月6日閲覧。2008年7月22日閲覧。2010年9月2日閲覧。2009年6月13日閲覧。2009年6月15日閲覧。2007年9月5日閲覧。2008年9月5日閲覧。2008年9月13日閲覧。2009年10月7日閲覧。オリジナルの2009年10月10日時点によるアーカイブ。2009年12月19日閲覧。2009年10月8日閲覧。2009年12月22日閲覧。2009年12月19日閲覧。2008年3月9日閲覧。2009年10月6日閲覧。2010年8月5日閲覧。外部リンク[編集]ウィキメディア・コモンズには、土星の環に関連するメディアおよびカテゴリがあります。Sheppard(2019年10月18日時点)による。(日時は個人設定で未設定ならばUTC)。表示-継承ライセンスの下で利用可能です。追加の条件が適用される場合があります。詳細は利用規約を参照してください。Cookieに関する声明モバイルビュ。