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土星环

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卡西尼-惠更斯号于2006年9月15日拍得的土星环全貌（亮度在这张图中被强化）

土星环是太阳系行星的行星环中最突出与明显的一个，环中有不计其数的小颗粒，其大小从微米到米都有，轨道成丛集的绕著土星运转。环中的颗粒主要成分都是冰，还有一些其它的化学物质。

虽然环的反射能够增加土星的视星等（亮度），但从地球仅凭肉眼还是看不见环。在1610年，当望远镜第一次指向天空之际，伽利略虽然未能清楚的看出环的本质，但他还是成为观察土星环的第一个人。在1655年，惠更斯成为第一个描述环是环绕土星的盘状物的人[1]。

虽然许多人都认为土星环是由许多微细的小环累积而成的（这个观念可以回溯至拉普拉斯）[1]，并有少数真实的空隙。更正确的想法是这些环是有著同心但是在密度和亮度上有著极值的圆环盘。在丛集的尺度上，圆环之间有许多空洞的空间。

在环的中间有一些空隙：有两条已经知道是与被埋藏在环中的卫星产生轨道共振引起的波动造成的，其它的空隙还不知道成因。稳定的共振，另一方面，也维系了一些环长期的存在，像是泰坦环。

航海家2号看到的土星在其环上投下阴影。 四颗卫星，它们的两个影子和轮辐是可见的。

历史

早期观察

伽利略在给贝利萨里奥文塔的信中描绘的土星细节（1610 ）。

伽利略是第一位在1610年使用望远镜看见土星环的人，但是他未能辨认出是环。他在写给科西莫二世·德·麦地奇的信上说到：

他也把土星说成是有“耳朵”的。1612年，土星环以侧面朝向地球，因此看起来似乎是消失不见了，伽利略因此而感到困惑不解，“是土星吞掉了它的孩子？”（参见希腊神话，神祇为了防止他们的子孙造反夺权，会吃掉自己的孩子）[2]然后1613年他又再看见了环，这使伽利略更加困惑[3]。

1655年，克里斯蒂安·惠更斯观测到完整的土星环，他使用了一个比在伽利略时代能得到强大得多的望远镜。惠更斯观测土星并写道：“土星，它被一个薄且平坦的环环绕著，什么地方都没有接触到，并且对黄道倾斜著。”[3]但土星有环的说法直到1665年才被天文学家所接受。

1675年，乔瓦尼·卡西尼确定土星环由许多较小的环组成，中间并且有缝存在著，其中最明显的环缝在不久之后被命名为卡西尼缝。卡西尼缝存在于A环和B环之间，宽度有4800公里[4]。

1787年，皮埃尔-西蒙·拉普拉斯认为这些环是由为数众多的固体小环组成的[1]。

1859年，詹姆斯·克拉克·麦克斯韦证明土星环不可能是固体的，若是固体将会因为不稳定而碎裂。他认为环是由为数众多的小颗粒组成的，每个都独立的环绕著土星[5]。透过光谱学的研究，立克天文台的詹姆斯·基勒在1895年证实了马克士威的学说。

惠更斯环理论和后来的发展

内从地球上看到的土星模拟土星一年的外观
惠更斯在《土星系统》(1659) 中的环理论。

土星的轴向倾角

使用颜色的模拟图像呈现无线电掩星衍生的粒度数据。 卡西尼号通过环发送到地球的 0.94、3.6 和 13 厘米信号的衰减显示了大量大小与这些波长相似或更大的粒子。 紫色（B，内 A 环）表示很少有颗粒小于 5 cm（所有信号都同样衰减）。 绿色和蓝色（C，外 A 环）分别表示 < 5 cm 和 < 1 cm 的颗粒很常见。 白色区域（B 环）太密集，无法传输足够的信号。 其他证据表明，环 A 到 C 的粒径范围很广，最大可达 m。
黑暗的卡西尼缝分开了在内侧宽广的B环和外侧的A环，这张影像是哈伯太空望远镜的先进巡天照相机在2004年3月22日拍摄的，较不明显的C环就在B环的里面。
2009 年 8 月 12 日，春分后的一天，土星环的卡西尼马赛克。 当环指向太阳时，照明是通过土星反射的光进行的，除了较厚或平面外的部分，如 F 环。
卡西尼太空船从无光的一侧看见的土星环（2007年5月9日）。

物理特性

使用现代的小望远镜或是品质精良的双筒望远镜就可以看见土星环。密集的主要环带从赤道上方7 000 公里延伸至80 000 公里，但估计它的厚度只有10米[6]，并且99.9%都是冰，也许还参杂著少许的杂质，像是有机化合物托林或矽酸盐[7]。主要环带中的颗粒大小范围从1公分至10米都有[8]。

环中最大的缝隙，像是卡西尼缝和恩克环缝，都能从地球上看见，两艘航海家太空船都发现环实际上是由数以万计稀薄的小环和空隙构成的复杂结构体。有许多方法可以造成这些结构，来自土星众多卫星的引力拉扯也可以。有些缝隙是微小的卫星经过所清除的段落，像是潘[9]，可能还有许多尚未发现的，也有些环被一些牧羊犬卫星的重力维系著（像是普罗米修斯和潘朵拉维护著的F-环。）。其他的缝隙可能是与质量较大的卫星轨道周期产生共振造成的，米马斯维系著卡西尼缝的存在，还有更多的环状结构因为受到其他卫星周期性的扰动而产生螺旋状的波浪。

来自卡西尼太空船的资料显示土星环有自己的大气层，与行星本身无关而独立存在。大气中有氧分子（O2），这是来自太阳的紫外线与环中的冰交互作用而产生的。水分子之间的链结受到紫外线的刺激产生化学作用释放出并抛出了气体，尤其是O2。根据这些大气的模型，也有H2，O2和H2的大气层是很稀薄的，但莫名其妙的被凝聚在环的周围，它的厚度只是一个原子[10]。环中也有稀疏的OH（氧化氢）气体，如同O2一样，这些气体也是水分子的崩解导致的，经由轰击将水分子崩解的高能量离子是由恩塞拉都斯抛射出来的。这些大气层尽管是非常的稀薄，还是被在地球上空的哈伯太空望远镜检测出来[11]。

土星在它的亮度上呈现复杂的样式[12]，大多的光度变化可以归咎于环的变化[13][14]，并且在每个轨道周期有两个循环的变化。但是，由于行星轨道的离心率，使得叠加在北半球冲的时候比在南半球冲时更为明亮[15]。

在1980年，航海家1号飞越土星时显示F-环是由三条细环像编辫子一样的纠结在一起，而呈现出复杂的结构；现在知道是在外面的二个环有突起的瘤，造成编织和纠结成团的幻觉，比较不亮的第三个环则在它们的内侧。

主环的形成与演化

艺术家在2007年描绘的土星环影像，冰冷的微粒聚集成环的固体部份。细长的丛集不断的形成和分散，最大的颗粒也只有几米的直径。

土星环可能非常古老，日期可以追溯至土星本身的形成，有两种主要的土星环形成理论。第一种理论是在19世纪提出的起源于洛希极限，认为环原本是土星的一颗卫星，因为轨道的衰减而落入洛希极限的范围内，因不够紧密而被潮汐力扯碎掉（参见洛希极限）；这种理论又演变出卫星被小行星或彗星撞击而瓦解的学说[16]，以及从这种理论延伸的变化是卫星被一颗大的彗星或小行星碰撞而瓦解[17]。第二种理论认为环从未曾是卫星的一部分，而是从形成土星的原星云中直接形成的。

土星环
和卫星
土卫三特提斯、土卫七海柏利昂和土卫十六普罗米修斯
土卫三特提斯和土卫十雅努斯

传统的看法认为，它可能是由一颗比土卫一弥玛斯大、直径大约300公里的卫星残骸组成的。这种碰撞最可能发生在大约40亿年前的后期重轰炸期[18]。

其星环的冰屑亮度和纯净程度被引用为认定土星环比土星年轻许多的证据，可能相差了一亿年，因为下降的尘土会导致环的亮度降低。但是新的研究显示B环所拥有的质量足以稀释下落的物质，因此可以避免因为太阳系的年龄造成实质上的光度变暗。环内的物质也许在碰撞中被瓦解后还能够回收再利用，这或许可以用来解释有些环中的物质明显的仍然处在很年轻的状态[19]。

由拉里·W·艾斯波西（英语：Larry W. Esposito）多领导的卡西尼UVIS团队，利用掩星技术在F环内发现了13个直径从27米至10公里的天体。它们都是半透明的，因此认为它们是由直径数米的冰砾暂时聚集起来的。 艾斯波席托相信这是土星环的基本结构体，微粒聚集在一起，然后又因撞击而炸开来[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]。

环内的细部和结构

土星环最密集的范围是被卡西尼缝（在1675年被卡西尼发现）分隔的A环和B环，以及性质上愈卡西尼缝相似，在1850年发现的C环，这些构成了主环。主环是密集和包含比细小的尘埃环更大的颗粒，后者包含了向内一直延伸至土星云顶的D环，以及在主环系统外面的G和E环。"尘埃"这个字眼是用来描述散布在环内的小型微粒（通常只有微米的大小）；它们的化学组成像主环一样，几乎完全都是碎冰。狭窄的F环，就在A环外侧的边缘，很难分类，它的分布非常密集，但也包含很多尘埃大小的颗粒。

由卡西尼号的小角度摄影机拍摄的影像以自然的颜色马赛克而成，由左至右依序为不受光侧的D、C、B、A和F环，日期为2007年5月9日。
受光侧的土星环，主要的细部构造加上的标示。

环的主要细节

名称(3) 与土星的距离
（至中心，单位为公里）(4)		 宽度（公里）(4) 命名依据
D环 66,900～74,510 7,500  
C环 74,658～92,000 17,500  
B环 92,000～117,580 25,500  
卡西尼缝 117,580～122,170 4,700 乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼
A环 122,170～136,775 14,600  
洛希环缝 136,775～139,380 2,600 爱德华·洛希
F环 140,180 (1) 30～500  
雅努斯／艾皮米修斯环(2) 149,000～154,000 5,000 土卫十雅努斯和土卫十一艾比米修斯
G环 166,000～175,000 9,000  
墨托涅环弧 (2) 194,230 ？ 土卫三十二墨托涅
安忒环弧 (2) 197,665 ？ 土卫四十九安忒
帕勒涅环 (2) 211,000～213,500 2,500 土卫三十三帕勒涅
E环 180,000～480,000 300,000  
佛碧环 ～4,000,000～>13,000,000 土卫九佛碧


C环内的结构

名称(3) 与土星中心的距离（公里）(4) 宽度（公里）(4) 命名依据
可伦坡缝 77,870 (1) 150 朱塞佩·可伦坡
泰坦小环 77,870 (1) 25 土卫六泰坦
马克士威缝 87,491 (1) 270 詹姆士·克拉克·马克士威
马克士威小环 87,491 (1) 64 詹姆士·克拉克·马克士威
邦德缝 88,700 (1) 30 威廉·邦德和乔治·菲利普斯·邦德
1.470半径小环 88,716 (1) 16 它的半径
1.475半径小环 90,171 (1) 62 它的半径
道斯缝 90,210 (1) 20 威廉·鲁特·道斯（英语：William Rutter Dawes）

卡西尼缝的结构

名称(3) 与土星中心的距离（公里）(4) 宽度（公里）(4) 命名依据
惠更斯缝 117,680 (1) 285～400 克里斯蒂安·惠更斯
惠更斯小环 117,848 (1) ～17 克里斯蒂安·惠更斯
赫雪尔缝 118,234 (1) 102 威廉·赫雪尔
罗素缝 118,614 (1) 33 亨利·诺利斯·罗素
杰弗里斯缝 118,950 (1) 38 哈罗德·杰弗里斯
古柏缝 119,405 (1) 3 杰拉德·古柏
拉普拉斯缝 119,967 (1) 238 皮耶-西蒙·拉普拉斯
贝塞尔缝 120,241 (1) 10 弗里德里希·威廉·贝塞尔
巴纳德缝 120,312 (1) 10 爱德华·爱默生·巴纳德

A环内的结构

名称(3) 与土星中心的距离（公里）(4) 宽度（公里）(4) 命名依据
恩克环缝 133,589 (1) 325 约翰·恩克
凯勒环缝 136,505 (1) 35 詹姆斯·爱德华·凯勒（英语：James Edward Keeler）

注：
(1) 距离是量至环缝的中心，环和小环的区别在环的宽度是否小于1,000公里
(2) 非官方的名称
(3) 除非另有说明，名称是由国际天文学联合会指定的。在圆环之间更加宽广的分离会被命名为裂缝，在环之间狭窄的空隙称为缝'
 (4)资料主要来自 Gazetteer of Planetary Nomenclature（页面存档备份，存于互联网档案馆） 和 NASA factsheet（页面存档备份，存于互联网档案馆）.

倾斜的（4度角）卡西尼号的影像，由左至右依序为土星的C、B和A环，F环在上图以完整尺寸检视且萤幕亮度足够时隐约可见。上图：由卡西尼号的小角度摄影机以自然的颜色拍摄受光面的环，并拼接而成的影像，拍摄的时间是2004年12月12日。下图：基于在2005年5月3日无线电掩星的观测的模拟图像，颜色为环中颗粒的大小。

D环

卡西尼号拍到的微弱D环，下方是内部C环

D环是最内侧的环，并且非常暗弱。在1980年，航海家1号侦测到在其中有个小环，分别标示为D73、D72和D68是最靠近土星并被分离出的小环。25年之后，卡西尼影像显示D72明显的变得更为微弱并且朝向土星移动了200公里。出现在C环和D73之间的缝隙是分离30公里波长的精细尺度结构[22]。

C环

外C环视图； 右侧有马克士威小环的马克士威缝位于中心的上方和右侧。邦德缝位于右上方的宽光带之上；道斯缝位于右上角下方的暗带内。

C环是在B环内侧很宽阔但暗淡的环，它在1850年被威廉和乔治·邦德发现的，可是威廉·R. 道斯和约翰·伽勒也独立看到。威廉·拉塞尔因为它比明亮的A环和B环黯淡而称他为"黑纱环"[23]。

估计他的垂直厚度只有5米，质量大约是1.1 × 1018公斤，光深度在0.05至0.12之间变化。也就是说垂直通过环的光只有5%至12%会被圆环阻拦，因此从上或下看环时，它几乎是透明的。

可伦坡缝和泰坦小环

可伦坡缝在C环靠内侧的位置，缝隙中有著明亮和很窄的可伦坡小环，中心距离土星的中心77 883公里，这个环有些微的椭圆形而不是正圆。这个小环因为受到土卫六泰坦轨道共振的约束，有时也被称为泰坦小环。在环的这个位置上，环上质点拱点进动的周期与土卫六泰坦的轨道周期刚好相同，因此这个偏心小环最外面的尾端总是指向著土卫六泰坦。

马克士威缝

马克士威缝在C环靠外侧的位置，它也拥有一个密集但不圆的马克士威小环。在许多细节上这个小环与天王星的ε环相似。在这两个环中间都有像波状的结构，在天王星ε环的波是由卡多利亚造成的，但迄2008年7月仍未在马克士威缝内或附近发现卫星[20]。

B环

B环是所有环中最大、最亮与质量最多的。它的厚度估计在5～15米，质量在2.8 × 1019公斤，光深度的变化在0.4至2.5之间，意味著通过B环的光线有将近99%会被阻拦。B环在密度和光度上的许多变化，几乎都还没有获得合理的解释。B环都是同心圆，虽然其中有许多狭窄的小环，但B环不包含任何的缝隙。

中央 B 环（距土星中心 98,600 至 105,500 公里）的高分辨率（每像素约 3 公里）彩色视图。 所示结构（从中心 40 公里宽的小环到右侧 300-500 公里宽的波段）在低于图像分辨率的尺度上仍然清晰可见。
B 环的外缘，在春分附近观察，那里的阴影由高达 2.5 公里的垂直结构投射，可能是由看不见的嵌入卫星造成的。 卡西尼分部位居榜首。

轮辐

在低相位角卡西尼图像中，深色辐条标志著 B 环的阳光照射侧。 这是一个低比特率的视频。 Lo-res version of this video

在1980年之前，土星环的结构完全都是使用万有引力来解释的。但航海家拍摄的影像中，呈现出B环上有被称为轮辐的辐射状特征，并无法被万有引力解释。因为它们持续的时间和自转周期与依照轨道力学的环不一致[24]。这些轮辐在背景散射光下呈现黑暗，而在前景散射光下显得明亮。（参考图集）主要理论认为它们是微小的尘埃颗粒，受到主环上的静电排斥而悬浮在圆环平面上，因此它们的转动是与土星的磁层同步。但是，造成轮辐的确实机制仍然不清楚，虽然有人建议这些电子干扰可能来自土星大气层中释放的闪电或微流星体对土星环的冲击[25]。

直到25年后轮辐才再度由卡西尼号太空船所观测。当卡西尼号在2004年初抵达土星时，并未观测到轮辐。有些科学家根据其模型推测，要到2007年才会看到轮辐，然而卡西尼号的影像小组仍持续搜寻，在2005年9月5日拍摄的图像中就看见了轮辐[26]。

轮辐的出现似乎有季节性的变化现象，在土星的仲冬或仲夏时消失不见，当土星接近分点时又再度出现。建议轮辐也许是一种季节性的作用，随著29.7年的土星轨道变化，这也支持在卡西尼后几年的任务中，轮辐会渐渐的增加[27]。

小卫星

卡西尼缝

卡西尼号由卡西尼号宇宙飞船拍摄的卡西尼分部。 惠更斯峡谷位于其右侧边界； 拉普拉斯恶魔间隙朝向中心。 还存在许多其他更窄的间隙。 背景中的月亮是土卫一弥玛斯。

卡西尼缝介于A环和B环之间，宽达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远镜所观测。从地球上看他只是土星环中薄薄的暗区，但是航海家发现环缝本身具有与C环相似的成份[20]，从未照亮的一侧观察这个环缝也许会是明亮的，因为相对来说密度较低的材料会允许更多的光线穿过环的厚度。（参考图集）

卡西尼缝的内侧边缘受到强烈的轨道共振支配，在环缝这个位置上的微粒公转周期是米玛斯的两倍。周期的不同造成米玛斯持续拉扯环中粒子，扰动它们的轨道使它们堆积于此并导致环密度明显的变化。但是在卡西尼缝中还有许多小环和其中的空隙，仍然没有得到解释。

惠更斯缝

惠更斯缝位在卡西尼缝的内侧边缘，它包含一个在中间被命名为惠更斯小环的密集偏心环。这个小环展现出几何宽度和光深度随著方位角不规则的改变，这可能是与米玛斯的轨道有著2:1的共振，以及B环外缘的离心率对外缘造成的影响。另外还有一个狭窄的小环正好就位在惠更斯小环的外侧。[20]

A环

在A环的恩克环缝中间的小环与土卫十八潘的轨道吻合，暗示环中的微粒相对是在马蹄形轨道上振荡。

A环是外层最大与最亮的环，它的内侧边界是卡西尼缝，而他明确的外缘边界与小卫星阿特拉斯的轨道非常靠近。A环在从外缘算起环宽度的22%处被恩克环缝中断。从外缘算起在宽度的2%有一个狭窄的基勒环缝。

A环的厚度估计在10米至30米，质量是6.2 × 1018公斤（大约是哈珮利恩的质量），它的光深度变化在0.4至1.0之间。

与B环相似，A环的外缘也受到轨道共振的维护，它是与杰纳斯和艾比米修斯有7:6的轨道共振。其他的轨道共振也在A环内激发出许多螺旋密度波（并且，程度较小，其他的环也有），并占有大多数的结构。这些波与描述星系旋臂波的物理是相同。螺旋弯曲的波浪，也出现在A环并且由同一种理论来描述，在环中是垂直的槽纹而不是压缩波。

恩克环缝

恩克环缝是在A环内宽325公里的缝隙，中心与土星中心的距离是133,590公里[28]，它是由轨道在环内的小卫星潘造成的[29]。来自卡西尼太空船的影像显示，至少有三个薄的，纠结在一起小环存在于缝隙内[20]。在两侧可以看见螺旋密度波，这是与来自外部在附近的卫星对环的轨道共振造成的，而在环内潘的诱导下使这些螺旋格外的有活力（参考图集）[20]。

这个环是詹姆斯·爱德华·基勒（英语：James Edward Keeler）在1888年发现的，约翰·恩克本人并没有观测过这个环缝，它是用来荣耀他对环所做的观测。

因为完全在A环之内，因此恩克环缝是一个缝隙。在2008年国际天文联合会对此说明之前，gap和division在意义上有些模拟两可，而在此之前有时会将恩克环缝称为恩克裂缝。

凯勒环缝

由土卫三十五达佛涅斯的轨道运动引起的凯勒环缝边缘的波浪。
在土星分点附近，达芙妮及其波浪在 A 环上投下阴影。

凯勒环缝是宽42公里的缝隙，位于A环内距离外缘约250公里处，它是以天文学家詹姆斯·爱德华·凯勒（英语：James Edward Keeler）之名命名的。在2005年5月1日，在缝隙中发现使这个区域被净空的小卫星土卫三十五达佛涅斯[30]，这颗卫星也导致缝隙边缘的波纹[20]。

小卫星

螺旋桨卫星 Santos-Dumont 从环的发光（顶部）和不发光的侧面
在A环中检测到的前四个小卫星的位置。

在2006年，四颗小卫星在卡西尼号拍摄的A环影像内被发现（参考图集）[31]。这些小卫星的直径只有数百米，因为太小而难以直接被看见。卡西尼号是看见这些小卫星引起如同推进器造成长达数公里的湍流才发现它们的，估计在A环内有数百颗这样的小天体。在2007年，又发现了8颗以上的小天体，它们制造出了长达3,000公里的扰流带，与土星中心的距离大约是130 000 公里[32]。已经有超过150颗的推进器小卫星被侦测过[33]。

洛希裂缝

洛希裂缝（通过图的中心）位于A环和狭窄的F环之间。阿特拉斯位于其中，恩克环缝和凯乐环缝也都能看见。

分隔开A环和F环的区域被命名为洛希裂缝以尊崇法国物理学家爱德华·洛希[1]（页面存档备份，存于互联网档案馆）。不要将洛希裂缝与洛希极限混淆了，后者是一种物理上的观念，叙述当一个大的物体过度接近行星（例如土星）时，会受到这颗行星潮汐力的拉扯而碎裂。横亘在主要环系统外侧的洛希裂缝，事实上非常接近洛希极限，这也是土星环内无法吸积生成卫星的原因。

如同卡西尼缝一样，洛希裂缝也不是完全空无一物，仍然有一些物质形成薄片状，其特性类似多灰尘的D、E和G环。卡西尼号的影像小组发现洛希裂缝中有两处尘土密度较高的区域，已经依据暂时命名为：R/2004 S 1，沿著阿特拉斯的轨道分布著；和R/2004 S 2，距离土星中心138,900公里的同心圆，紧邻在普罗米修斯的内侧。

F环

小卫星潘多拉（左）和普罗米修斯（右）在 F 环的两侧运行。 普罗米修斯充当环牧羊人，其后是刻在 （页面存档备份，存于互联网档案馆）环内链上的黑暗通道。

F环是土星最外面的独立环，并且可能是太阳系中最活跃的环系统，它的外观每小时都在改变[34]。它位于A环外缘的3000公里之外[35]。F环是在1979年被先锋11号的影像小组发现的[36]，它非常细小，只有数百米宽，并且由两颗牧羊犬卫星 潘朵拉和普罗米修斯，分别在环的内侧和外侧轨道维系著它[29]。

来自卡西尼探测的最新影像显示F环包含一个核心和螺旋的边缘环绕著它[37]。它们也显示普罗米修斯在远土点会与环遭遇，而当这颗卫星的引力攫取环中的物质时，创造出环的纠结和节点，并在环的内部留下一条黑暗的渠道（参考影像的联结和F环在图集中的F环影像）由于普罗米修斯的速度较环为快，所以每次新形成的渠道都会较前一次的前面3.2度[34]。

在2008年，进一步的物力论被查验出来，显示仍有许多未发现的小卫星由于普罗米修斯的引力摄动，持续不断的穿越F环狭窄的核心。其中一颗小卫星试探性的被辨认和命名为S/2004 S6[34]。

由107张影像组合成的马赛克图将225°（大约70%）范围的F环拉直来观看，径向的宽度（从上到下）是1500 公里。

外面的环

太阳从背后照亮的土星外环。
安德列环弧，明亮的点是安德列。
背光的E环，和恩塞拉都斯的侧影，这颗卫星的南极喷发出的光辉在下方。

雅努斯／艾比米修斯环

有一个黯淡的环围绕著土卫十雅努斯和土卫十一艾比米修斯轨道占据的附近区域，这是卡西尼号在2006年利用前景散射的影像所显露的。这个环在半径方向的宽度约5,000公里[38]。它的微粒来自被陨石撞击的卫星表面，这些微粒散布在轨道的附近，然后形成一个散开的圆环[39]。

G环

G环（参考图集的最后一张图）是非常薄与黯淡的环，位于F环的半途和E环开始之处，它的内侧边缘在土卫一弥玛斯的内侧15,000公里处。它包含一段性质比较明亮的弧（类似海王星环的弧），大约占了圆环的六分之一，位置在与土卫一弥玛斯6:7轨道共振之处[40]。这段弧相信是由冰的微粒到直径数米的冰组成的，G环其馀的成分还包括经由碰撞而散布在弧内的尘土。弧在半径方向的宽度约250公里，相较于G环6,000公里的宽度[40]，这个弧被认为是一个直径数百米的小冰卫星在最近才被破坏后留下的残骸。由结实的大块颗粒被微陨石撞击后产生的尘埃会因为与土星磁场的交互作用而向外漂移（电浆体与磁场的转动同步，运动速度会高于G环的轨道速度），这些微粒由进一步的撞击不断的被侵蚀，和电浆体的阻尼而扩散开来。在数万年的岁月中圆环将逐渐失去质量，最后终将消失[41]。

墨托涅环弧

这个黯淡的环弧在2006年9月被侦测到，在经度上有大约10度与土卫三十二墨托涅联系在一起，弧中的物质应该是来自土卫三十二墨托涅被微流星体撞击后的抛出物。尘土存在的弧可归咎于和土卫一弥玛斯14:15的轨道共振（类似于在G环内的禁闭机制）[42]，在相同共振的影响下，美索尼的位置会在经度5°的摆弧内在轨道内前后来回的振荡。

安忒环弧

这个黯淡的环弧在2007年6月被侦测到，在经度上大约有20度与土卫四十九安忒联系在一起。弧中的物质相信是土卫四十九安忒与微流星撞击后被敲击出来的，并因为与土卫一弥玛斯有10:11的轨道共振而被禁制在此区域。受到相同的共振影响，土卫四十九安忒的位置会在经度14°的范围在轨道内前后来回的振荡[42]。

帕勒涅环

有一个黯淡的尘埃环与土卫三十三帕勒涅共享轨道，这是在卡西尼号太空船2006年的前景散射影像中显示出来的[38]。这个环在半径方向上的厚度约为2,500公里，来源是土卫三十三帕勒涅的表面受到陨石体撞击被剥离的微粒，然后散布在轨道的路径上形成圆环[39]。

E环

E环是最外层的环，并且散布得非常宽广，开始于土卫一弥玛斯的位置，结束的位置大约在土卫五雷亚的轨道附近。它是一个漫射的盘面，包含的成分主要是冰，还有矽酸盐、二氧化碳和氨[43]。不同于其他的环，它是由微观的小颗粒而非宏观的大颗粒组成。在2005年，E环的物质来源被确认是冰火山的喷发物[44][45]，是从卫星土卫二恩克拉多斯南极地区的虎皮条纹发射出来的。

佛碧环

巨大的佛碧环使土星的主环相形见拙。插图：史匹哲太空望远镜以24微米波长拍摄环的部分影像。

2009年10月6日，宣布就在土卫九佛碧的轨道平面内侧发现稀薄物质构成的盘状物。这是在盘状物以边缘对像地球时被发现的，可以算是一个松散的环。环虽然很大（视直径达到两个满月的大小），但从地球上几乎看不见，－它是由NASA使用红外线的史匹哲太空望远镜发现的[46]。从观测上看见整个环的范围，从土星半径的128倍延伸至207倍[47]，从计算上显示这个还可以向外延展至土星半径的300倍，向内则接近到59倍土星半径的土卫八伊阿珀托斯[48]；土卫九佛碧绕行土星的轨道平均半径是土星半径的215倍。环的厚度约为土星直径的20倍[49]。由于推测环中颗粒的来源是土卫九佛碧受到撞击（微陨石体或较大的）产生的，它们应该都与土卫九佛碧一样，共享逆行轨道[48]，这是与内侧的另一颗卫星，土卫八伊阿珀托斯运行方向相反。这个环位于土星的轨道平面上，或是大约位于黄道上，因此对土星的赤道平面与其他的环倾斜27度。土卫九佛碧对土星的轨道平面倾斜5度（因为是逆行轨道，通常会写成175度），其结果是，从环的平面观察，佛碧环的上下厚度足足是土星半径的40倍。

在1970年代，史蒂文·索特就提出环存在的论述[48]。此次环是由维吉尼亚大学的安妮·沃和迈克尔·F.·斯科鲁特斯恺、马里兰大学派克学院的道格拉斯·P.·汉密尔顿[47][50]，和在康奈尔大学的研究生一起发现的[51]。

环的物质将因太阳辐射的再发射向内迁移[47]，并且会撞上土卫八伊阿珀托斯的领先半球。这种物质的侵入会导致土卫八伊阿珀托斯领先半球的颜色轻微变和和偏红（类似于天卫三缇坦妮雅和天卫四奥伯隆），但不会直接创造出如同土卫八伊阿珀托斯戏剧性的两种色调[52]。更明确的说，侵入的物质启动了正回授的自我隔离程序使冰从温暖的地区升华，随后蒸汽在较冷的地区凝结。这将使覆盖在领先半球赤道上的残留物质大部份是较暗的物质，与附盖在极区和淤积在落后半球赤道上明亮的冰形成鲜明的对比[53][54][55]。

可能围绕雷亚的环系统

主条目：丽亚环

土星第二大的卫星土卫五雷亚可能有一个自己的稀薄环系统，在包含固体微粒的盘面中可能有三条狭窄的环带[56][57]。目前还没有这个环系统的影像，但是从卡西尼号在2005年11月的观测在土卫五雷亚附近的土星磁气层中有高能量的电子，是推断出它们存在的依据。磁气层影像仪（MMI）在强度逐渐变化的模式中，在卫星的两侧都观测到三次几乎对称的暴跌间断。这可以解释为在赤道平面的盘面上有固体物质密集的圆环或弧存在，颗粒的大小或许从几公分至数米都有。但是，并非所有的科学家都认同观测的现象是由环系统造成的。

土星的光环雨

根据卡西尼号的分析，土星环中的冰烁、气体和其他物质互相碰撞后、形成粉碎，并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]

土星光环雨的主要化学构成[58]
96.6% 氢、氦
3.4% 其他 16% 甲烷
0.5% 二氧化碳
20% 一氧化碳+氮分子
24% 水
2.4% 氨
37% 有机物

美国国家航空航天局（NASA）的研究表明，因为光环雨的存在，土星环将会在一亿年内消失，比之前科学家预估的三亿年降低了两亿年。[59]

相关条目

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