Exploring overstabilities in Saturn's A ring using two stellar occultations
土星环的某些区域表现出周期性的不透明度变化，其特征径向波长高达几百米，这归因于粘性过稳定性。卡西尼号航天器上的可见光和红外测绘光谱仪观测到了十字架γ星的两次恒星掩星，其分辨率足以分辨出距离土星中心124，000至125，000公里之间的A环部分中这些周期图案的子集。这些数据表明，在这个区域，图案的波长和强度有系统地变化，但这些参数并不是严格由环的平均光学深度决定的。此外，我们的观察表明，这些不透明度的变化有一个方位角相干尺度约3000公里。
2014-06-05 astro-ph.EP
Hydrodynamic Simulations of Asymmetric Propeller Structures in Saturn's Rings
对土星外A环中螺旋桨结构的非开普勒行为的观察（Tiscareno et al. 2010，Seiler et al. 2017，Spahn et al. 2018）提出了一个问题，螺旋桨如何响应中央嵌入式小卫星的徘徊。在这里，我们研究数值诱导螺旋桨是如何变化的振动小卫星。事实证明，小卫星的天平动引起了螺旋桨结构印记的不对称性，其中不对称性取决于小卫星的天平动周期和振幅。此外，我们研究的不对称性的天平动周期和振幅的400米希尔半径，这是位于外A环的小卫星的依赖关系。通过这种方式，我们能够将我们的研究结果应用于最大的螺旋桨结构-例如Blériot -预计尺寸相似。对于Blériot，我们可以得出这样的结论：假设小卫星以最大观测周期11.1年和方位振幅约1845公里进行振动（Seiler等人，2017年，Spahn等人，2018年），小的不对称性应该是可测量的，但取决于小卫星的振动相位在观察时间。其他巨型螺旋桨（如桑托斯·杜蒙和埃尔哈特）的额外运动与布莱里奥有类似的幅度，因此可能允许观察到更大的不对称性，因为它们的方位角范围较小。这将允许扫描整个间隙结构的不对称性。虽然librational模型的小卫星是一个简化，我们的研究结果是一个一致的模型的发展的第一步，用于描述的形成不对称的螺旋桨所造成的自由移动的小卫星。
2018-11-01 astro-ph.EP
Migration of a moonlet in a ring of solid particles : Theory and application to Saturn's propellers
数百米大小的物体已经被卡西尼号宇宙飞船通过它们在环中创造的所谓的“螺旋桨”特征识别出来。这些小卫星应该迁移，由于它们与环的引力相互作用;事实上，已经检测到一些轨道变化。行星在原行星盘中的I型迁移的标准理论不能应用于环系统，因为它是无压的。因此，我们计算的差分扭矩感受到嵌入在一个二维磁盘的固体颗粒的小卫星，平面密度分布，分析和数值。我们发现，相应的迁移率太小，无法解释观测到的土星A环中螺旋桨轨道的变化。然而，局部密度波动（由于重力尾迹在引力稳定的边缘A环）可能会对小卫星施加随机扭矩。我们的模拟表明，根据环的参数，这个扭矩可以足够大，以解释观测结果。我们发现，在几年的时间尺度上，螺旋桨的迁移很可能是由随机效应主导的（而前者，非随机迁移占主导地位后，~ 10^{4-5}年）。在这种情况下，迄今为止的观测所提供的迁移率表明，A环的表面密度应该是700 kg/m^2左右。螺旋桨的年龄不应超过1至1亿年，这取决于主要的迁移制度。
2010-06-08 astro-ph.EP
Saturn's upper atmosphere during the Voyager era: Reanalysis and modeling of the UVS occultations
旅行者1号和2号紫外线分光仪（UVS）的太阳和恒星掩星数据集代表了我们在土星中性高层大气中的主要信息来源之一。尽管它的重要性，然而，完整的掩星从来没有得到一致的，也不完整的，分析，从三十多年前的初步分析得出的结果留下了关于温度和密度分布的问题没有答案。我们已经重新分析了所有六个UVS掩星（三个太阳和三个恒星），以提供一个最新的，前卡西尼土星高层大气的看法。从旅行者UVS数据中，我们确定了H2，H，CH 4，C2 H2，C2 H4和C2 H6以及温度的垂直分布。我们的分析还解释了早期分析中得出的两种不同的热层温度（400-450 K和800 K），以及Hubbard等人（1997）指出的总密度分布的不寻常形状。除了反演掩星数据，以检索密度和温度，我们已经调查了大气结构，通过一系列的光化学模型，以推断大气混合的强度和其他物理和化学性质的土星的中层顶区域在旅行者号飞越。我们发现，数据表现出相当大的变化，甲烷的垂直剖面，表明在垂直风或涡扩散系数的变化作为纬度和/或时间的函数，在土星的高层大气。我们重新分析的结果将为解释卡西尼号的新数据提供有用的基线，特别是在过去三十年变化的背景下。
2014-08-08 astro-ph.EP
Earth-based Stellar Occultation Predictions for Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune, Titan, and Triton: 2023-2050
本研究基于Gaia DR3星表与2MASS近红外K波段测光数据，给出2023-2050年六颗外太阳系天体的地基恒星掩星预测，统计了事件数量、可观测区域等信息，为外太阳系大气与环系统的十年尺度演化研究提供支撑。
2023-07-25 astro-ph.EP
Formation of a Propeller Structure by a Moonlet in a Dense Planetary Ring
卡西尼号太空船在土星的A环中发现了一个螺旋桨状的结构。这个螺旋桨结构被认为是由一个看不见的嵌入式小卫星的环粒子的引力散射形成的。由于重力不稳定性，自重力尾流在致密环中很普遍。强引力尾流影响螺旋桨结构。在这里，我们推导出的螺旋桨结构的形成条件嵌入在一个密集的环与引力尾流的小卫星。我们发现，当引力尾迹的波长小于小卫星的希尔半径时，会形成螺旋桨结构。我们通过数值模拟证实了这一形成条件。这种情况与土星A环中螺旋桨结构的观测结果一致。
2011-04-04 astro-ph.EP
A Librational Model for the Propeller Blériot in the Saturnian Ring System
根据卡西尼国际空间站图像的经常性观测，对土星A环中螺旋桨结构Blériot的轨道演变进行了重建，产生了与预期开普勒轨道相当大的偏移运动（Tiscareno等人，2010年）。这种偏移运动可以由振幅和周期分别为1845、152、58 km和11.1、3.7和2.2年的三个正弦谐波组成（Sremčević等人，2014年）。在本文中，我们提出了N体模拟的结果，其中我们集成了小卫星的轨道演化，这是放置在径向位置的Blériot下的土星卫星的引力作用。我们的模拟结果表明，特别是与普罗米修斯，潘多拉和土卫一的引力相互作用迫使小卫星以正确的频率振动，但振动幅度太小，无法解释观测结果。因此，需要进一步的机制来解释强迫振动的振幅-例如小卫星环相互作用。在这里，我们开发了一个模型，其中允许小卫星相对于其创建的间隙略有位移，从而产生一个破点对称性和排斥力。因此，小卫星经度的演化可以用谐振子来描述。在外部卫星强迫的存在下，天平动振幅得到更多的放大，强迫频率越接近受扰螺旋桨振子的本征频率。将我们的模型应用于Blériot，有可能重现13年的天平动周期，振幅约为2000公里。
2017-01-16 astro-ph.EP
A procedure to analyze nonlinear density waves in Saturn's rings using several occultation profiles
卡西尼号的无线电科学实验提供了土星环的多个掩星光学深度剖面，可以结合使用来分析密度波。本文建立了一个精确的反演过程的波剖面重建波的运动学参数作为半长轴的函数，在非线性制度。该过程是在存在真实噪声扰动的情况下从模拟数据实现的，以控制重建误差。作为例子，我们已经将我们的程序应用于土卫一5：3密度波。我们能够精确地恢复的运动学参数的无线电实验掩星数据在大部分的传播区域的压力校正色散的初步分析，使我们能够确定新的，但仍然不确定的值的不透明度（$K\simeq 0.02$厘米$^2$ /克）和速度色散（$c_o\simeq 0.6$厘米/秒）在波区域。我们的程序构成了我们计划分析土星环密度波的第一步。它在远波区域是非常准确和有效的。然而，在第一波长内需要改进。这种方法可以用来建立诊断环物理的方式进行了概述。
2010-04-08 astro-ph.EP
The 1998 November 14 Occultation of GSC 0622-00345 by Saturn. II. Stratospheric Thermal Profile, Power Spectrum, and Gravity Waves
1998年11月14日，土星和它的光环遮蔽了恒星GSC 0622-00345。掩星纬度为南纬55.5度。本文分析了Harrington和French导出的2.3 μm光变曲线。光变曲线的固定基线等温拟合具有140 +/-3 K的温度，假设平均分子量为2.35 AMU。数值反演得到的温度剖面在1 ~ 60 μbar范围内是有效的。垂直温度梯度比绝热直减率稳定0.2 K/km以上，但仍显示出交替的圆形尖峰特征，这在其他大气掩星的许多温度梯度剖面中可见，通常归因于破碎的重力（浮力）波。我们进行小波分析的热剖面，并表明，即使我们的低水平的噪声，闪烁由于地球大气中的湍流可以产生大的温度波动的光变曲线反演。在我们的数据中，在小波振幅谱的“可靠”区域中的伪周期特征可以超过0.3 K。我们还表明，引力波模型适合嘈杂的等温光变曲线可以导致令人信服的波“检测”。我们提供了新的显着性测试本地化的小波振幅，波模型拟合，并通过评估这些参数的前和后掩星噪声的影响反演掩星光变曲线的全球功率谱。基于这些测试，我们检测到几个显着的脊和孤立的小波振幅的峰值，我们适合一个重力波模型。我们还强烈检测到土星大气中的热波动的全球功率谱，这类似于与地球和木星上传播的重力波的饱和谱相关的“通用”（修改后的Desaubies）曲线。
2010-05-19 astro-ph.EP
Occultation observations of Saturn's rings with Cassini VIMS
我们描述的预测，设计，执行和校准土星环的恒星和太阳掩星观测的视觉和红外测绘光谱仪（VIMS）仪器上的卡西尼号飞船。特别注意的是开发的星上采集的目标和几何和光度校准的数据的技术。恒星和太阳掩星数据的例子，突出了几个方面的数据，以及不同的掩星几何卡西尼号的13年轨道之旅中遇到的。完整的目录环恒星和太阳掩星观测卡西尼VIMS，作为一个指南的标准数据集已交付给行星数据系统的环月系统节点。
2019-07-16 astro-ph.EP astro-ph.IM
Analyzing Bleriot's propeller gaps in Cassini NAC images
卡西尼号任务的重大发现之一是嵌入土星致密环中的小卫星形成的螺旋桨状结构。我们分析了土星外A环的阳光照射侧的图像，其中显示了螺旋桨Bleriot清晰可见的部分螺旋桨间隙。通过确定不同方位角位置的径向亮度分布，我们得到了小卫星下游间隙最小值的演化。从部分螺旋桨间隙的径向分离，我们估计布莱里奥的希尔半径约为400米。此外，我们拟合Sremcevic等人（2002年）的解析解，描述了螺旋桨间隙区域表面质量密度的方位角演变，以卡西尼图像获得的方位角间隙演变。从这些拟合，我们估计在60 cm $^2$ /s至100 cm $^2$ /s的范围内的运动剪切粘度在Bleriot环区域。这些值与Daisaka等人（2001）给出的参数化一致，并且与Encke间隙边缘的估计值非常一致（Tajeddine等人，2017; Graetz等人，2018）。
2018-11-13 astro-ph.EP
The first observed stellar occultations by the irregular satellite (Saturn IX) Phoebe and improved rotational period
我们报告了土星的不规则卫星（土星九号）菲比在2017年年中至2019年年中期间获得的六颗恒星掩星。2017年7月6日的事件是有史以来观测到的第一颗不规则卫星的恒星掩星。掩星弦与从卡西尼号观测获得的卫星3D形状模型进行了比较。文献中的旋转周期导致在观测到的掩星时刻出现一个子观测点，此时弦线无法拟合3D模型。一个程序，以确定正确的子观测经度。它使我们能够获得的旋转周期与目前已知的值从文献中提高精度。我们发现，观测到的和预测的子观测经度之间的差异表明两种可能的解决方案的旋转周期。通过将这些值与最近观测到的自转光变曲线和单弦恒星掩星进行比较，我们可以确定菲比自转周期的最佳解为$9.27365 \pm 0.00002$ h。从恒星掩星，我们还获得了6个地心天体测量位置的ICRS实现的盖亚-DR2在1质量水平的不确定性。
2019-10-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Saturn Variable Thermosphere
我们对土星中性热层的了解远远优于其他巨行星，这是由于卡西尼紫外成像光谱仪（UVIS）对迄今为止分析的15次太阳掩星和26次恒星掩星的观测。这些测量产生H2作为主要物质，H摩尔分数的上限为5%。下边界附近的推断温度约为150 K，在赤道纬度上升到约400 K的渐近值，并随纬度增加到550-600 K范围内的极地值。后者与估计的极光总功率输入约10 TW一致，产生焦耳和高能粒子加热约5- 6 TW，比太阳EUV/FUV加热大一个数量级以上。这种极光加热将足以解决土星热层加热的能源危机，如果它可以有效地重新分配到低纬度。推断的热层结构产生极向压力梯度的等势面一致的极光加热和极向温度升高。高空的梯度风平衡与这些压力梯度意味着向西的逆行风约为500 m/s或中纬度地区的马赫数约为0.3。掩星揭示了热层的膨胀，在春分或秋分之后达到峰值，与太阳活动反相关，显然是由不明原因的低热层加热驱动的。He的摩尔分数仍然不受约束，因为没有卡西尼UVIS He 58.4 nm气辉测量已经公布。
2016-10-24 astro-ph.EP
Stochastic flights of propellers
土星A环中千米大小的小卫星在周围物质中产生了S形的尾流，称为“螺旋桨”。卡西尼号航天器已经跟踪了螺旋桨的运动数年，发现它们偏离了具有恒定半长轴的开普勒轨道。已知推断出的轨道迁移会转换符号。我们使用的统计检验表明，螺旋桨Blériot的轨道的时间序列是一致的，与时间积分的高斯随机游走。也就是说，布莱里奥观察到的迁移模式与随机性是一致的。我们进一步表明，使用分析估计和碰撞N体模拟相结合，随机迁移的权利的大小，以解释卡西尼观测可以驱动遇到环粒子半径10-20米。当地的环质量集中在十米大小的粒子是支持独立的理由掩星分析。
2012-08-30 astro-ph.EP
A pole-to-pole map of hydrocarbons in Saturn's upper stratosphere and mesosphere
本文利用卡西尼号UVIS掩星和CIRS临边扫描数据，首次构建土星上层大气碳氢化合物的极到极二维分布图，揭示均质层顶气压的经向趋势和季节变化，并证明离子化学对解释苯分布至关重要。
2024-05-02 astro-ph.EP
The propeller and the frog
行星环中的“推进器”是由小卫星激发的环材料中的扰动，这些小卫星只打开部分间隙。我们描述了一种新型的共轨共振，可以解释所观察到的非开普勒运动的螺旋桨。共振发生在螺旋桨下面的小卫星和小卫星下游的共轨环粒子之间，在那里间隙关闭。小卫星在间隙内围绕由共轨材料建立并由科里奥利力稳定的平衡点进行平动。在小的天平动振幅的限制下，天平动周期与间隙方位角宽度成线性比例，与共轨质量的平方根成反比。新的共振回忆，但不同于传统的马蹄和蝌蚪轨道;我们称之为“青蛙”共振，在马蹄解剖学的相关术语。对于土星A环中螺旋桨Blériot的环表面密度和间隙几何形状，我们的理论预测天平动周期约为4年，类似于Blériot轨道经度变化的3.7年周期。在对小卫星的迁移做出任何推论之前，这些天秤应该从经度数据中减去。
2010-09-09 astro-ph.EP
Migration of small moons in Saturn's rings
小卫星通过土星环的运动为径向迁移模型提供了极好的检验。理论上，这些卫星和环颗粒之间的扭矩交换会导致径向漂移。我们预言希尔半径rH ~ 2-24 km的卫星将在1000年内迁移通过A环。在这个大小范围内，在空隙或完整环中运行的卫星最终会以相同的速度迁移。较小的卫星或小卫星--如螺旋桨（例如，Tiscareno等人，2006年）--被盘物质扩散到共转轨道中，产生惯性阻力。较大的卫星--如潘或阿特拉斯--不会因为它们自己的惯性而迁移。2-24 km卫星的快速迁移将消除A环中的中等大小的天体，并可能是A环螺旋桨小卫星尺寸分布中观测到的r_H ~ 1-2 km大半径截止的原因。虽然基勒间隙内Daphnis（r_H ~ 5 km）的存在挑战了这种情况，但数值模拟表明，轨道共振和遥远的较大卫星（例如，Mimas）可能是重要因素。对达夫尼来说，遥远的卫星搅动似乎是阻止快速迁移的最有希望的机制。另一种可能是，达芙妮可能是环中最近的一个新成员，在快速迁移阶段之前的约10^3年内进入低倾角轨道。我们提供的观测约束条件，以区分可能的情况Daphnis的预测。
2013-01-15 astro-ph.EP
How Janus' Orbital Swap Affects the Edge of Saturn's A Ring?
我们提出了一个土星的A环外缘的行为的研究，使用卡西尼号飞船在2006年至2014年的8年期间获得的图像和掩星数据。超过5000张图像和170掩星的A环外缘进行了分析。我们的拟合证实了2006年至2010年期间对Janus 7：6 Inner Lindblad resonance（ILR）的预期响应，当时Janus处于与Epimetheus定期轨道交换的内腿上。在此期间，边缘呈现出规则的7瓣图案，振幅为12.8公里，最小值与Janus的轨道经度对齐，正如以前的研究人员所发现的那样。然而，在2010年至2014年期间，雅努斯/厄庇墨透斯轨道交换使雅努斯7：6 LR远离A环外缘，7瓣图案消失。事实上，除了几种较小振幅的模式之外，我们还发现了具有不同方位角波数的各种模式速度，其中许多可能来自ILR和环边缘之间的谐振腔;我们还发现了一些其他与可能与Tesseral共振一致的特征与土星重力场的不均匀性有关。此外，这些签名不具有固定的图案速度。我们提出了这些数据的分析，并提出了一个可能的动力学模型的行为后，2010年的A环的外缘。
2015-10-01 astro-ph.EP
Kronoseismology IV. Six previously unidentified waves in Saturn's middle C ring
最近对卡西尼号航天器上的可见光和红外测绘光谱仪（VIMS）观测到的恒星掩星的研究表明，土星环中的多重螺旋波结构可能是由行星内部的正常模式振荡产生的。基于小波的分析已经能够明确地确定螺旋臂的数量和许多这些模式的旋转速率。然而，还有更多的行星简正模式应该在环中产生共振，这意味着许多简正模式没有足够大的振幅来产生明显的环波。幸运的是，小波分析的最新进展允许通过组合来自多个掩星的数据来发现较弱的波信号。这些新的分析工具显示，以前被认为是单一螺旋波的模式实际上由两个叠加的波组成，一个有5个螺旋臂，以1593.6度/天的速度旋转，另一个有11个螺旋臂，以1450.5度/天的速度旋转。此外，对新波的广泛搜索揭示了四种以前未知的波模式，分别以1538.2度/天、1492.5度/天、1454.2度/天和1421.8度/天的速度绕着行星旋转6、7、8和9个螺旋臂。这六种模式提供了土星内部另外六种基本正常模式的精确频率，产生了现在一个完整的基本扇形正常模式序列，方位角波数从2到10。这些频率应该对土星的内部结构和旋转速率有很强的约束，而这些波的相对振幅应该有助于澄清行星内部如何激发相应的正常模式。
2018-12-21 astro-ph.EP
Kronoseismology: Using density waves in Saturn's C ring to probe the planet's interior
土星的C环包含多个螺旋图案，似乎是由周期性引力扰动驱动的密度波。在土星环的其他部分，这种波是由林德布拉德与土星的各种卫星共振产生的，但大多数波浪状的C环特征并不位于与任何已知卫星的强烈共振附近。利用卡西尼号航天器上的可见光和红外测绘光谱仪（VIMS）获得的恒星掩星数据，我们研究了距离土星中心80，900和87，200公里之间的6个不明C环波的起源。通过测量不同掩星之间波相位的差异，我们能够确定每个螺旋图案中的臂数以及这些图案围绕行星旋转的速度。我们发现，所有这六个波都有2到4个臂，模式速度在1660度/天到1861度/天之间。这些速度太大，不能归因于任何卫星共振。相反，它们与行星内低阶正常模式振荡产生的波的预测模式速度相当[Marley & Porco 1993，Icarus 106，508]。因此，与这些波相关的精确模式速度应该对土星的内部结构提供强有力的限制。此外，我们确定了多个波具有相同数量的武器和非常相似的模式速度，表明多个m=3和m=2部门（l=m）模式可能存在于行星内。
2013-06-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Christiansen Effect in Saturn's narrow dusty rings and the spectral identification of clumps in the F ring
用卡西尼号飞船上的可见光和红外测绘光谱仪（VIMS）观测到的土星环的恒星掩星显示，诸如F环和恩克间隙和拉普拉斯间隙中的小环等尘埃特征具有独特的红外透射光谱。这些光谱在波长约2.87微米处显示出窄的光学深度最小值。这个最小值可能是由于克里斯蒂安森效应，当它们的（复）折射率接近周围介质时，小颗粒的消光减少。简单的米氏散射模型表明，这种不透明度下降的强度对1至100微米之间的颗粒的尺寸分布敏感。此外，掩星数据的空间分辨率足以揭示这些环内部和之间的透射光谱的变化。例如，在恩克间隙小环和F环中，不透明度下降随着局部光学深度的增加而减弱，这与集中在这些环的核心附近的较大颗粒一致。不透明度下降的强度在F环内变化最大;某些增强光学深度的致密区域缺乏不透明度下降，因此似乎在几微米尺寸范围内的颗粒比例大大减少。这种光谱可识别的结构可能代表了卡西尼号其他仪器观察到的致密光学厚团块的一个子集。环的颗粒尺寸分布的这些变化可以提供新的见解颗粒聚集，分裂和运输过程中的尘埃环。例如，不寻常的光谱特性的F-环团簇可能是由于小颗粒粘附在表面上的较大的颗粒在区域的令人不安的低速分散。
2011-03-31 astro-ph.EP
The Smallest Particles in Saturn's A and C Rings
宇宙飞船对土星主环的无线电掩星表明，粒子的大小分布呈幂律，最小可达1厘米量级（Marouf等人，1983），（Zebker等人，1985年）。在紫外和近红外波长之间缺乏光学深度变化表明缺乏微米尺寸的颗粒。在这两种制度之间，颗粒大小分布在很大程度上是未知的。粒径分布翻转的临界点一定存在，但其位置和形状在现有研究中尚不清楚。利用卡西尼号上的VIMS仪器在近红外波段进行的一系列太阳掩星，我们能够测量A环和C环中粒子的前向散射光。与环形颗粒的衍射模型，和以前的无线电工作作为约束的粒度分布的斜率，我们估计使用截断幂律粒度分布的最小粒度。C环显示最小粒度为$4.1^{+3.8}_{-1.3}$ mm，假设幂律指数为q=3.1，最大粒度为10 μ m。A环信号显示出类似的散射通量水平，但由于存在自重力尾流和较高的光学深度，建模变得复杂。如果q<3，我们的A环模型要求最小粒径小于1毫米（假设q=2.75时小于0.34 mm，或q=2.9时小于$0.56^{+0.35}_{-0.16}$ mm），以便与VIMS观测结果一致。这些结果似乎与先前的光学（Dones等人，1993年）和红外（法国和尼科尔森，2000年）的工作，这意味着有一些粒子在A环小于1厘米。但是，由于浅幂律，这些颗粒提供的光学深度相对较小（消光在0.03和0.16之间，或吸收在0.015 - 0.08之间）。
2013-12-10 astro-ph.EP
The Brightening of Saturn's F Ring
图像测光显示，F环在卡西尼之旅期间的亮度大约是1980年和1981年旅行者号飞越期间的两倍。它的宽度也是它的三倍，并且具有更高的集成光学深度。我们对卡西尼号的窄角相机在五年内拍摄的4,800多张土星F环图像进行了光度测量。我们发现，在许多观察几何形状的环是不是光学薄，并应用基于单散射的阴影和遮蔽的存在下，得到一个平均有效的光学深度τ = 0.033的光度模型。来自旅行者PPS和卡西尼VIMS的恒星掩星数据验证了光学深度和宽度测量。与这种数十年尺度的变化相反，F环的基线特性从2004年到2009年没有发生显著变化。然而，我们已经调查了2006年底出现在环中的一个主要的明亮特征。这个短暂的特征使环的整体平均亮度增加了84%，并以91天的半衰期衰变。
2014-08-11 astro-ph.EP
The B-ring's surface mass density from hidden density waves: Less than meets the eye?
土星的B环是我们太阳系中最不透明的环，但它的许多基本参数，包括它的总质量，都没有很好的约束。螺旋密度波是由土星卫星的平均运动共振产生的，它对土星环的质量密度提供了一些最好的限制，但是在B环中检测和量化这种波一直是一个挑战，因为这个环的高度不透明和丰富的精细尺度结构。使用基于小波分析的17掩星的恒星伽马十字架观测的卡西尼号飞船上的视觉和红外测绘光谱仪（VIMS），我们能够检查五个密度波的B环。其中两个波分别由距离土星中心96，427公里和101，311公里的Janus 2：1和Mimas 5：2 Inner Lindblad Resonance产生。这两种波都可以在单独的掩星剖面中检测到，但是多剖面小波分析揭示了Janus 2：1波的模式速度的意外变化，这可能是由于Janus轨道的周期性变化引起的。其他三个波特征与Janus 3：2，Enceladus 3：1和Pandora 3：2在115，959公里，115，207公里和108，546公里处的林德布拉德内共振有关。这些波在单独的剖面中是不可见的，但是具有正确模式速度的结构可以在适当相位校正的平均子波中被检测到。根据这五个波估计环的表面质量密度在40到140 g/cm ^2之间，尽管环在这些区域的光深从1.5到几乎5不等。这表明B环的总质量很可能是土星卫星土卫一质量的三分之一到三分之二。
2016-02-17 astro-ph.EP
Origin and Evolution of Saturn's Ring System
土星环的起源和长期演化仍然是现代行星科学中未解决的问题。在这一章中，我们回顾了我们对这个长期存在的问题的认识的现状，主要是关于主环（A，卡西尼分区，B，C），F环和扩散环（E和G）。在旅行者时代，影响环长时间尺度的演化过程模型（侵蚀，粘性扩散，吸积，弹道输运等）。曾提出土星环的年龄不超过100 My。此外，土星的大型弥散环系统被认为是土星一颗或多颗卫星物质损失的结果。在卡西尼号时代，高空间和光谱分辨率的数据使其中一些问题取得了进展。诸如A环中的“螺旋桨”，环嵌入小卫星的形状，F环中的团块和土卫二的羽流等发现为土星环的进化过程提供了新的限制。与此同时，在过去20年中，数值模拟的进步为环的精细尺度结构的现实模型开辟了道路，我们对太阳系形成的理解的进展为理解环的形成提供了更好的历史背景。所有这些元素对土星环的起源和长期演化都有重要意义。他们加强了土星环非常动态和快速演变的想法，而新的论点表明，如果它们定期更新，环可能比以前认为的要古老。根据这些理论，我们对环的主要演化过程、时间尺度和可能的起源方案进行了评述。
2009-12-15 astro-ph.EP
Free Unstable Modes and Massive Bodies in Saturn's Outer B Ring
旅行者号的图像和卡西尼号的掩星数据先前已经表明，土星大质量B环外缘的行为只是部分地由与土卫一2：1的林德布拉德内共振的静态响应决定。在卡西尼图像的这一地区，我们发现，除了预期的波数-2被迫失真，非受迫自激波数-3，波数-2，和波数-1正常模式的证据。这是第一次观测到土星宽阔的光环中存在大量的波放大现象。此外，这些自由模式的存在强烈暗示粘性超稳定性是其根本原因，并且通过推断，在整个高质量密度B环和土星环中其他高质量密度区域中的大多数（如果不是全部）非受迫结构的原因。对每个推断波的分析揭示了环外250公里处的平均表面质量密度的一致下限约为44 g/cm^2，尽管真实的表面密度可能高达100 g/cm^2或更高。强迫和自由波数-2模式之间的干扰产生了一个总波数-2模式，其振幅和方向不同，特征周期约为5.5年。我们还发现了局部扰动，包括3.5公里高的垂直结构，这为土卫一共振区的嵌入式大质量天体提供了间接证据。这种天体的存在得到了环边缘附近约0.3公里宽的阴影投射小卫星的支持。
2010-11-02 astro-ph.EP
Models of Saturn's Interior Constructed with Accelerated Concentric Maclaurin Spheroid Method
卡西尼号宇宙飞船的大结局轨道提供了一个独特的机会来探测土星的重力场和内部结构。多普勒测量得到的重力谐波J_6、J_8和J_10出乎意料地大，无法与假设均匀旋转的行星内部模型相匹配。相反，我们提出了一套模型，假设行星的内部旋转的圆柱体，这使我们能够匹配所有观察到的均匀重力谐波。对于每个内部模型，使用同心麦克劳林球体（CMS）方法以高精度自洽地计算重力场。我们提出了一种加速技术，它大大降低了计算成本，使我们能够有效地优化模型参数，利用Monte Carlo采样绘制出允许的参数区域，并提高了计算的J2 n重力谐波的精度，以匹配观测的误差条，这将是困难的，没有加速。根据我们的模型，土星被预测有一个15-18个地球质量的致密中央核心和一个额外的1.5-5个地球质量的重元素在信封。最后，我们改变旋转周期在行星的内部深处，并确定由此产生的扁率，我们比较的值从无线电掩星测量的旅行者号航天器。我们预测的旋转周期为10：33：34 h +-55 s，这与最近的估计来自环地震。
2019-05-22 astro-ph.EP
Large-scale N-body simulations of the viscous overstability in Saturn's rings
我们目前的结果从大规模粒子模拟的粘性超稳定性在土星环。超稳定性产生了各种各样的结构，范围从几百米到几公里，包括轴对称波列和更大尺度的调制。卡西尼号宇宙飞船在土星环中观测到了这样的图案。我们的模拟模型的碰撞演化的粒子在一个共同旋转补丁的磁盘。这是迄今为止对粘性超稳定性进行的最大的N体模拟。径向盒的大小比典型的粒子半径大五个数量级，因此描述了环的20-50公里径向部分。它的演变被跟踪超过10，000个轨道。与流体力学一致，我们的N体模拟表明，粘性超稳定性表现出丰富的动力学特征的非线性行波的波长为几百米。此外，波的缺陷，如源和冲击，标点这一床的波，并打破他们成大规模的径向宽度约5公里的部门。我们发现，行波的波长与平均光学深度呈正相关。为了评估的数值边界条件和背景环结构的作用，我们包括模拟广泛的传播环和模拟与梯度的背景表面密度。总的来说，我们的数值计算结果和方法提供了一个工具来解释卡西尼掩星观测土星环的微观结构。我们提出了一个这样的合成掩星观测的例子，并讨论了什么功能预期。我们还免费提供完整的源代码。
2013-01-24 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.flu-dyn
Cassini Ring Seismology as a Probe of Saturn's Interior I: Rigid Rotation
天然气巨星的地震学有可能解决有关其内部结构和旋转状态的长期问题。我们构建了一个家庭的土星内部模型约束的重力场和计算其绝热模式的本征频率和相应的Lindblad和垂直共振在土星的C环，其中超过20波的模式速度快于环的平均运动已被检测到，并使用高分辨率卡西尼视觉和红外测绘光谱仪（VIMS）恒星掩星数据的特点。我们提出了土星的基本模式，似乎是这些观察到的环波的起源的鉴定，并使用其观察到的模式速度和方位角波数估计的体积旋转周期的土星的内部是$10{\rm h}\, 33{\rm m}\, 38{\rm s}^{+1{\rm m}\, 52{\rm s}}_{-1{\rm m}\, 19{\rm s}}$（中位数和5%/95%分位数），明显快于旅行者和卡西尼号测量土星的千米辐射周期，土星整体自转周期的传统代表。整体拟合并没有表现出任何明确的系统学，表明土星的外包络有很强的差异旋转。
2018-12-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion of Saturn's mid-sized moons during the viscous spreading of young massive rings: solving the paradox of silicate-poor rings versus silicate-rich moons
土星内部中型卫星（土卫一、土卫二、土卫三、土卫四和土卫五）和土星环的起源一直存在争议。Charnoz等人（2010）提出了最小的内卫星可能是由环边缘的扩张形成的想法，而Salmon等人（2010）表明环最初可能是巨大的，环的前身本身也是如此。人们可能会想知道中等大小的卫星是否也是由巨大的环祖的碎片形成的，正如Canup（2010）所建议的那样。然而，驱动中等大小的卫星吸积从冰的碎片盘的过程还没有被详细研究。特别是，这个过程似乎无法解释中等大小卫星的硅酸盐含量变化（质量从6%到57%）。在这里，我们将探索从一个巨大的富含冰的环（几倍于土卫五的质量）形成大型物体，并描述这个新过程的基本性质和影响。使用混合计算机模型，我们表明，在巨大的冰环吸积可以形成所有中等大小的卫星，从土卫一土卫五。然而，为了解释它们目前的位置，需要土星内部的强烈耗散（Qp<2000）。我们的研究结果是一致的卫星起源绑到环形成至少2.5戈瑞前，无论是兼容的形成并行土星或在后期重轰炸。与高偏心率后增生事件有关的潮汐加热可能诱发早期地质活动。如果环内最初存在一些大块的不规则硅酸盐，那么它们今天应该存在于卫星的核心内，这些核心在被潮汐排出环时（通过异质吸积过程）会吸积冰壳，而那些仍然存在于环中的则被解释为今天土星环的螺旋桨和环卫星（如潘或达夫尼）。
2011-09-15 astro-ph.EP
The effects of stochastic forces on the evolution of planetary systems and Saturn's rings
太阳系外行星数量的增加为研究行星系的形成提供了新的机会。共振系统是特别感兴趣的，因为它们的动态配置提供了不可观测的形成和迁移阶段的约束。在这篇论文中，行星系HD 128311和HD 45364的编队方案。N体模拟的两个行星和二维流体动力学模拟的原行星盘被用来模拟迁移阶段和捕获到共振。结果表明，原行星盘的表面密度比以前认为的要大。原行星暴露在随机力中，由圆盘中的密度波动产生。一个通用的模型，一个单一的行星，两个行星的共振，被随机强迫。例如，GJ 876系统在合理的随机力强度下是稳定的，但行星较轻的系统可能会被破坏。即使它们没有被完全破坏，随机力也会产生特征性的、可观察到的天平动模式。湍流在行星形成过程的早期阶段也起着重要作用。核心吸积模型中的引力坍缩由于尺度分离大，很难用数值方法模拟。提出了一种缩放方法，通过考虑相关的小尺度过程，可以正确处理边缘碰撞系统中的自重力。有趣的是，这个系统在动力学上与土星环非常相似。还研究了土星环中小天体的随机迁移。的小卫星/螺旋桨与环粒子的相互作用的分析预测相比，碰撞N-体模拟多达一百万个粒子。随机游走的速度足够快，可以被卡西尼号航天器直接观测到。
2010-12-01 astro-ph.EP
Care and feeding of frogs
“螺旋桨”是土星A环的特征，与打开部分间隙的小卫星有关。它们表现出非开普勒运动（Tiscareno 2010）;观测最好的螺旋桨“Blériot”的经度残差与周期约为4年的正弦曲线一致。Pan和Chiang（2010年）提出螺旋桨小卫星在与共轨环材料的“青蛙共振”中进行自由振动。通过与限制性三体问题的类比，他们将共轨物质视为在旋转坐标系中静止的物质，而忽略了非共轨物质。在这里，我们使用简单的数值实验来扩展青蛙模型，包括反馈由于差距的运动，和阻力与Lindblad磁盘扭矩，导致I型迁移。由于小卫星产生了间隙，我们期望间隙质心跟踪小卫星，但只有在时间延迟t_diff之后，环粒子从与小卫星结合到间隙结束的时间。我们发现，青蛙的天平动可以持续只有当t_diff超过青蛙天平动周期P_lib，如果从Lindblad扭矩阻尼平衡驱动从共轨扭矩。如果t_diff << P_lib，则振动幅度衰减为零。在Blériot的情况下，蛙共振模型可以再现观测到的天平动周期Plib ~ 4 yr。然而，我们简单的反馈处方表明，Blériot的t_diff ~ 0.01P_lib，这与观测到的260 km的天平动振幅不一致。我们敦促更准确地处理反馈，以测试我们的玩具模型的假设。
2012-06-18 astro-ph.EP
Size and shape of Chariklo from multi-epoch stellar occultations
我们使用2013年至2016年期间观察到的五次恒星掩星的数据来限制Chariklo的大小和形状以及环反射率。我们考虑四种可能的模型Chariklo（球体，麦克劳林椭球体，三轴椭球和Jacobi椭球），我们使用贝叶斯方法来估计相应的参数。球形模型的半径为$R=129\pm3$ km。麦克劳林模型的赤道和极地半径分别为$a=b=143^{+3}_{-6}$ km和$c=96^{+14}_{-4}$ km，密度为$970^{+300}_{-180}$ kg m $^{-3}$。椭球体模型具有半轴$a=148^{+6}_{-4}$ km、$b=132^{+6}_{-5}$ km和$c=102^{+10}_{-8}$ km。最后，Jacobi模型的半轴$a$ =157 $\pm$ 4 km，$b$ =139 $\pm$ 4 km和$c$ =86 $\pm$ 1 km，密度为$796^{+2}_{-4}$ kg m $^{-3}$。根据该模型，我们获得了6-11公里的地形特征，典型的土星冰卫星具有类似的大小和密度。我们将Chariklo的几何反射率限制在3.1%（球面）和4.9%（椭球面）之间，而环$I/F$的反射率限制在0.6%（雅可比）和8.9%（球面）之间。椭球模型解释了系统的光学光变曲线和长期光度变化，给出了$10-15\%$环粒子的几何分布的合理值。推导出的Chariklo的质量为6…
2017-08-29 astro-ph.EP
Hurst exponent and planetary rings
Instituto de Industria, UNGS（工业研究所，阿根廷国立萨恩斯·佩尼亚大学）；Instituto de Física de La Plata, CONICET–UNLP（拉普拉塔物理研究所，阿根廷国家科学研究委员会–国立拉普拉塔大学）；Departamento de Física, UNLP（物理学系，国立拉普拉塔大学）
研究通过土星环的观测数据检验Hurst指数的稳健性，分析不同数据源下光学深度与半径关系的指数特性。
2025-11-25 astro-ph.EP
Stochastic orbital migration of small bodies in Saturn's rings
卡西尼号宇宙飞船在土星环中发现了许多小卫星，形成了螺旋桨结构。我们研究了嵌入土星环中的20- 50米大小的天体的动力学演化。我们估计的各种相互作用过程的重要性与环粒子的小卫星的偏心率和半长轴解析。对于低环表面密度，偏心率和半长轴的演变上的主要影响被发现是由于碰撞和引力与粒子在附近的小卫星的相互作用。对于大的表面密度，与自引力尾流的引力相互作用变得重要。我们还执行逼真的三维，碰撞N体模拟多达25万个粒子。一组新的伪剪切周期性边界条件的使用，减少了一个数量级的计算成本相比，以前的研究。我们的分析估计被证实在一个因素的两个。在短时间尺度上，演化总是由碰撞和与自引力环粒子的引力相互作用引起的随机效应主导。这导致了小卫星半长轴的随机行走。小卫星的偏心率很快达到平衡值，由于碰撞阻尼。在100个轨道周期后，小卫星的半长轴平均变化为10- 100米。这转化为在方位角方向上的几百公里的偏移。我们预计，这种转变很容易观察到。
2010-06-08 astro-ph.EP astro-ph.IM
Unveiling What Makes Saturn Ring: Quantifying the Amplitudes of Saturn's Planetary Normal-Mode Oscillations and Trends in C-Ring Properties Using Kronoseismology (VII)
利用卡西尼VIMS掩星数据拟合密度波模型，量化土星C环34个位置的表面密度、粘度和消光系数，并测得28个行星简正模共振的振幅，揭示其激发源有深层和浅层两个来源。
2025-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Thermal hysteresis and front propagation in dense planetary rings
土星环是由冰颗粒组成的，大多数在毫米到米的大小范围内，每个轨道都会经历几次碰撞。它们的集体行为产生了一系列超过许多数量级的结构，其中大部分还没有得到很好的理解。另一方面，单个环粒子的碰撞特性和参数约束很差;通常N体模拟和动力学理论采用硬球模型，其恢复系数$ε$是常数或碰撞速度的递减函数。然而，由于地表风化层的塑性形变，$ε$可能会更复杂，至少是一个非单调函数。我们进行N体模拟与非单调的$ε$法律近似的表面，是易碎的，但不坚持的REBOUND代码。我们的模拟结果表明，这样的环模型可以支持两个热稳定的稳态相同的（动态）光学深度：冷和温暖的状态。如果环分裂成一个或另一个状态的径向带，我们发现较热的状态往往通过相干的旅行前迁移到较冷的状态。我们还发现固定的“粘性”的前线，连接不同的光学深度的状态，但相同的角动量通量。我们讨论了这些初步结果，并推测其对土星B环和C环结构形成的影响，特别是在卡西尼图像中出现的结构，但不是在掩星。
2023-01-09 astro-ph.EP
The dynamics of self-gravity wakes in the Mimas 5:3 bending wave: modifying the linear theory
本文修正线性弯曲波理论，纳入刚性自引力尾流产生的额外粒子层，并结合Cassini UVIS的60次掩星观测解释Mimas 5:3弯曲波的异常信号、高黏度与低表面密度。
2024-12-03 astro-ph.EP
Planetary Construction Zones in Occultation: Discovery of an Extrasolar Ring System Transiting a Young Sun-like Star and Future Prospects for Detecting Eclipses by Circumsecondary and Circumplanetary Disks
<abridged>星周盘和行星周盘相对较大的尺寸意味着它们可能在恒星光变曲线的日食中被看到。我们估计，对大约10年的10^4颗年轻（大约1000万年前）吸积后的前MS恒星进行监测，至少会从环绕行星的盘和围绕低质量伴星的盘中产生一些深食。我们提供了一颗前MS K5星（1 SWASP J140747.93-394542.6）的光度和光谱数据，这是一颗新发现的~0.9 Msun成员，位于Sco-Cen的1600万年前的Upper Cen-Lup子群中，运动学距离为128 pc。这颗恒星的SuperWASP和ASAS光变曲线显示了一个非常长、深和复杂的日食事件，发生在2007年4月29日。至少有5个>0.5等的多日变暗事件被确定，其中一个>3.3等的深食被两对~1等的食包围，它们对称地发生在前后+-12天和+-26天。因此，在2007年，这颗恒星的显着变暗发生在至少54天的时间内，并且在大约12天的时间内发生了一次强烈的>1等变暗事件。我们对850天的周期设定了一个严格的下限（即日食的轨道半径必须大于1.7天文单位，轨道速度必须小于22公里/秒）。光变曲线的形状类似于Be星EE Cep的不平衡食。我们怀疑这颗新星被一个低质量的天体所遮蔽，该天体被一个致密的内盘所环绕，内盘周围至少有3个光学深度较低的尘埃环。在这些环之间至少有两个光学深度接近于零的环带（即间隙），可能被行…
2012-01-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Isolating the gravitational influence of Uranus's winds requires close passages inward of the rings
本研究指出天王星轨道器和探测器（UOP）的近距轨道可高精度推导其多极引力场，通过模拟轨迹的Jn灵敏度极限与内部及风模型结合反演，发现J8、J5和J7是探测风深度的最佳探针，需在ζ环内侧进行多次近心点飞越。
2025-11-11 astro-ph.EP
