Impacts of zonal winds on planetary oscillations and Saturn ring seismology
土星C环中行星振荡模式的密度和弯曲波的激发为了解气体巨星内部和旋转提供了一个独特的机会。然而，理论上的复杂性与土星的快速和差异旋转构成了一个障碍，充分利用环波探测。我们计算振荡模式，使用一个完整的，非微扰处理的差分旋转建模后，土星的纬向风自洽计算，多方平衡。我们发现，以前的，近似处理的差异旋转的影响，在土星高估的基本模式（f-模式）的频率的变化被认为是负责大多数波检测到的C环，由于忽略修改的平衡形状和结构的行星的差异旋转。这些频率高估引入的偏差很小，但相对于卡西尼号数据提供的不确定性来说很重要。我们还考虑了非微扰的影响，类土星的差分旋转旋转的旋转混合的f-模式和内部重力模式（g-模式），这是相关的多密度波的检测非常接近分裂模式的速度。我们发现，高阶旋转效应可以产生订单的数量级增强的表面重力扰动的g-模式为主的大球谐度$\ell$，无论频率分离的部门f-模式。尽管这种增强，我们发现，所观察到的密度波的细分裂是不太可能涉及g-模式为主的$\ell\gtrsim 10$。这种限制可能有助于推断土星可能的内部结构。
2022-09-12 astro-ph.EP
A Traveling Feature in Saturn's Rings
土星的共轨卫星，Janus和Epimetheus，每4年交换一次径向位置。由于\textit{Cassini}一直在土星轨道上，这发生在2006年，2010年和2014年的1月21日。我们描述了这种径向迁移的影响，在林布拉德共振位置的Janus环内。当交换发生时，Janus移向土星而Epimetheus远离，现在重新定位的密度波之间的非线性干涉发射了一个孤立波，该孤立波以大约是A环中局部螺旋密度波群速度的两倍的速度穿过环，并与B环中的螺旋密度波群速度相当。
2016-07-18 astro-ph.EP
Contribution of magnetism to the Saturn rings origin
本文导出了土星环磁均匀球形粒子的磁化强度关系式。解决了分散在圆盘状结构中的相同粒子中的孤立磁化球和球形粒子的问题。导出了粒子在重力和磁场中的运动微分方程。这些方程的特殊情况得到了精确的解，它们的解表明具有抗磁性的冰粒子的磁场的引力吸引和排斥的叠加可以解释土星环的稳定性。
2019-07-26 astro-ph.EP
Planetary Formation and Evolution Revealed with a Saturn Entry Probe: The Importance of Noble Gases
确定土星大气中惰性气体的丰度对于理解土星和巨行星的形成和演化至关重要。这些测量只能使用入口探针进行。土星探测器将解决重惰性气体的增强是否像在木星中发现的那样是巨行星的一般特征，它们的比例将是它们如何形成的一个强大约束。氦的丰度将显示氦在行星内部深处与氢相分离的程度。木星惊人的氖耗尽也可能与氦耗尽有关，必须在土星上证实或反驳。再加上木星大气中测得的氦丰度，这两颗行星的一致进化理论，包括“氦雨”将是可能的。然后，我们将能够校准所有巨行星的演化理论，包括系外行星。此外，巨行星条件下的高压H/He混合物是凝聚态物理的一个重要领域，超出了实验的范围。
2009-11-19 astro-ph.EP
Contribution of magnetism to the origin and stability of the rings of Saturn due to superconductivity of protoplanetary iced particles
论证了土星环是由在原行星云中沿混沌轨道运动的具有II类超导性的冰粒子与土星出现后的磁场相互作用而形成的。最终，所有的粒子轨道都到达土星的磁赤道平面，在那里它们被锁定在三维磁阱中，这是由于磁赤道处的粒子磁能最小化和Abrikosov涡旋的量子捕获。它还解释了环图案的特殊性和许多观察到的现象
2020-04-30 astro-ph.EP
Axisymmetric density waves in Saturn's rings
土星环中的密度波通常是由土星卫星或行星内部结构的共振产生的紧密包裹的螺旋图案。然而，在卡西尼分区的巴纳德间隙和贝塞尔间隙之间（即距离土星自转轴120，240和120，300公里之间），存在密度变化，似乎形成了一个轴对称密度波，由不同密度的同心区域组成，径向传播通过环。轴对称波不能直接由卫星共振产生，而是由附近的卫星共振和巴纳德间隙内边缘上的正常模式振荡之间的干扰激发的。类似的轴对称波可能存在于其他共振限制边缘的内部，这些边缘表现出大量的正常模式，包括外C环和B环最外面的部分中的道斯小环。
2019-01-25 astro-ph.EP
The Narrow Formation Pathway of Hot Saturns: Constraints on Initial Planetary Properties
本研究通过大规模数值模拟探索气态行星初始条件对演化的影响，发现热土星类似物的存活需满足特定初始质量、核质量分数和光度组合，从而自然解释了“热土星沙漠”的观测边界。
2025-05-29 astro-ph.EP
Saturn's Evolutionary History and Seismology: Survival of Deep Stably Stratified Regions in Evolutionary Models of Saturn Consistent with Ring Seismology
Princeton University（普林斯顿大学）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学加拿大理论天体物理研究所）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；University of California Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
研究土星演化学模型与环地震学观测的一致性，发现内部稳定层状区域可能比之前认为的更浅，且深层氦梯度可能无需解释观测数据。
2026-10-30 astro-ph.EP
Saturn Ring Seismology: Evidence for Stable Stratification in the Deep Interior of Saturn
地震学允许对恒星和行星的内部结构进行直接观测。最近对土星环系统的观测揭示了土星环内存在由土星内部振荡模式激发的密度波，允许精确测量有限的行星模式频率。我们构造了土星的内部结构模型，计算了相应的模态频率，并与观测到的模态频率进行了比较。我们的模型的基本模式频率与观测到的频率（最大振幅波的频率）相匹配，精确度为$\sim 1 \%$，证实了这些波确实是由土星的f模式激发的。低振幅波的存在（频率与f-模式精细分离）只能在包含重力模式的模型中重现，这些重力模式在行星的稳定分层区域中传播。稳定的分层必须存在于行星深处，靠近核心和外壳之间的大密度梯度。我们的模型不能容易地再现观察到的$m=-3$模式的精细分裂，这表明额外的效应（例如，显著的纬度差异旋转）可能是重要的。
2014-08-08 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
The role of diamagnetism in the separation of particles and sharp edges of the Saturn's ring
环的冰粒的抗磁性可以解释它们的分离和环的尖锐边缘。现有的引力理论无法解释这些观测到的事实。考虑到土星的磁场，环中的所有粒子在水平和垂直方向上都获得了稳定性。环形结构内部的不均匀磁场的反磁性排斥力形成尖锐的边缘并分离颗粒。
2022-04-07 astro-ph.EP
Corrugations and eccentric spirals in Saturn's D ring: New insights into what happened at Saturn in 1983
以前对土星外D环（距离土星中心73，200 - 74，000公里）的研究发现了周期性的亮度变化，其径向波数随时间线性增加。这一模式被归因于一个垂直的环，其时间变化意味着一些事件-可能是与行星际碎片的撞击-导致环在1983年倾斜出行星的赤道平面。这项工作使用更广泛的卡西尼图像集更详细地研究了这些模式，以获得对1983年事件的更多见解。这些额外的数据表明，D环不仅是波纹状的，而且在其光学深度中还包含一个随时间变化的周期性调制，这可能代表了D环粒子的有组织的偏心运动。第二种模式表明，无论发生什么事件，使环倾斜，也会干扰环粒子的径向或方位角速度。此外，这两种模式的相对振幅表明，由1983年事件引起的垂直运动比相应的平面内运动大2.3+/-0.5倍。如果这些结构确实是由撞击产生的，材料将需要以陡峭的角度（与环平面成60度以上）撞击环以产生这种运动。与此同时，D环中的λ波长比人们根据附近C环中类似结构的外推预测的短约0.7%。这可能表明D环在C环之前大约60天被倾斜/扰动。如果撞击土星环的物质来自于几个月前某个物体在土星附近破裂时释放出的碎片，那么这种时间差异就可以解释。这些碎片必须具有相当大的初始速度分散度，并且在与环碰撞之前，其轨道特性必须受到太阳潮汐的扰动。
2014-10-31 astro-ph.EP
The Vertical Structure of the F Ring of Saturn from Ring-Plane Crossings
我们提出了一个光度模型的土星环，其中包括主环和一个F环，倾斜的主环，与高斯垂直剖面的光学深度。该模型再现了1995年8月10日地球环面穿越（RPX）后几小时内哈勃太空望远镜（HST）观测到的土星环东西袢之间亮度的不对称性。模型显示，在这次观测中，倾斜的F环不均匀地阻挡了主环的东、西袢。由该模型产生的亮度不对称性对F环的垂直厚度和径向光学厚度高度敏感。与观测结果最匹配的F环模型的垂直半高宽为13 +/- 7公里，等效深度为10 +/- 4公里。该模型还再现了环亮度与距离土星的HST轮廓的形状，无论是在环平面交叉的时间之前和之后。在RPX之前观测到的较小的不对称性，当地球在环的暗侧时，不能用F环阻挡主环来解释，反之亦然，而可能是由于F环表现出的内在纵向变化。
2013-10-10 astro-ph.EP
Two planetary companions around the K7 dwarf GJ 221 : a hot super-Earth and a candidate in the sub-Saturn desert range
我们报告了两个低质量的同伴轨道附近的K7矮星GJ 221，已经出现了重新分析4.4年的公开可用的HARPS光谱补充2年的高精度多普勒测量与麦哲伦/PFS。单是HARPS的测量就包含了一个低质量伴星的清晰信号，周期为125天，最小质量为53.2 \mearth（GJ 221 b），落在一个很少发现行星候选者的质量范围内（亚土星沙漠）。增加17个PFS观测值可以在热轨道（3.87天周期，GJ 221 c）中可靠地探测到第二个低质量伴星（6.5 \mearth）。光谱和光度校准表明，GJ 221与太阳相比略有贫化（[Fe/H] $\sim$ -0.1），因此系统中存在两个低质量的伴星证实了恒星金属量略有减少并不会阻止行星在超级地球到亚土星质量体系中形成的趋势。
2013-05-09 astro-ph.EP
A modified "Type I migration" model for propeller moons in Saturn's rings
我们提出了一种机制，用于观察嵌入土星环中的“螺旋桨”卫星的非开普勒运动（Tiscareno et al. 2010，ApJL）。我们的机制，其中表面密度的径向变化-外部，不受嵌入的月球-由于“I型”角动量交换导致月球的平衡半长轴（Crida et al. 2010，AJ），提供了一个很好的拟合观测。未来的观察应该区分我们的模型和最近提出的其他模型。
2012-06-21 astro-ph.EP
Saturn Ring Seismology: Looking Beyond First Order Resonances
在土星C环中发现的一些波特征似乎是由与行星正常模式振荡的共振激发的。波在环中的位置处被发现，其中轨道频率与振荡频率的比率由m：m+1给出，其中m是小整数。我在这里提出，环形波也可能在二阶共振时发射，其中频率比为m：m+2，这是合理的。实际上，在C形环中的这些位置处发现了其他不相关的波特征。如果确认行星模式与额外的C环波特征的关联，将测量土星的额外振荡频率，并提高波约束行星内部结构的效用。二阶共振一般不位于一阶环共振位置附近，因此不能解释模式的明显频率分裂。
2014-02-06 astro-ph.EP
The Two-component Model of the 'spokes' in Saturn's Rings
本文提出土星环中辐条由碳质材料和快速形成并消失的磁性冰粒组成，通过高温化学气相沉积和太阳风影响解释其形成机制。
2026-05-10 astro-ph.EP
The three-dimensional structure of Saturn's E ring
土星弥漫的E环由许多微小（微米和亚微米）的水冰颗粒组成，分布在土卫一和土卫六的轨道之间。各种引力和非引力扰动这些粒子的轨道，导致环的局部粒子密度随着与行星的距离、环平面以上的高度、时角和时间而显著变化。利用卡西尼号航天器在2005年和2006年获得的遥感数据，我们研究了当太阳从南方以高仰角（> 15度）照射环时E环的三维结构。这些观测结果表明，环的垂直厚度随着离土卫二轨道的距离而增加，其峰值亮度密度随着离土卫二距离的增加而从土星赤道平面的南部向北部移动。这些数据还揭示了土卫二半长轴周围土星赤道面附近粒子密度的局部耗尽。最后，检测到的径向亮度分布和环的垂直厚度作为经度相对于太阳的函数的变化。可能的物理机制和过程可能是造成这些结构的原因，包括太阳辐射压力，周围等离子体的变化，以及与土星阴影相关的电磁扰动。
2012-01-05 astro-ph.EP
Mapping spiral waves and other radial features in Saturn's rings
我们分析了卡西尼号在土星轨道插入（SOI）之后和环掠食轨道（RGO）和大结局（GF）之前获得的土星主环的最高质量图像。这些图像在保真度上可与SOI的图像相媲美，但由于其高信噪比，在标称分辨率上不可与SOI的图像相媲美。我们已经系统地搜索了这些图像中的径向结构，将它们减少到一个单一的维度（距离土星中心），并使用连续小波变换技术。我们讨论了螺旋波的共振理论，并讨论了从螺旋波的小波特征导出局部表面密度的适当方法。我们提出1）在我们的数据中发现的感兴趣的个别特征，包括以前没有报道过的几类波; 2）土星环表面密度的径向轮廓，这比以前提出的任何一个环都更明确，并纠正了以前的轮廓中的一些错误;以及3）共振特征图谱，其指示每个特征是否在环中表达，并且其通过共振强度以图形方式组织。
2017-08-11 astro-ph.EP
Compositional Measurements of Saturn's Upper Atmosphere and Rings from Cassini INMS
卡西尼号航天器的最后一次轨道直接采样土星的热层，并揭示了一个比以前认为的更复杂的化学环境。卡西尼号上的离子和中性质谱仪（英语：Ion and Neutral Mass Spectrometer，INMS）提供了这一区域的成分测量结果，并发现大量物质从土星环流入土星上层大气。我们在这里提出了一个深入的分析CH $_4$，H $_2$ O，NH $_3$信号从INMS和提供进一步的证据，外部物质进入土星的大气层从环。我们使用一种新的质谱去卷积算法来确定光谱中观察到的每种物质的量，并使用这些值来确定这些物质的流入和质量沉积速率。
2020-05-13 astro-ph.EP
The radial density profile of Saturn's A ring
在这项工作中，我们模拟了卡西尼相机观察到的土星外A环的径向密度分布（Tiscareno & Harris 2018）：已经开发了一个轴对称扩散模型，解释了环材料的向外粘性流动，以及抵消由行星的大型外卫星共振引起的向内漂移。人们普遍认为，Janus的7：6共振单独限制了外部A环，然而，Tajeddine等人（2017）反驳了这一点。我们表明，外A环的阶梯状密度分布主要由Janus的离散一阶共振、Mimas的5：3二阶共振以及Prometheus和Pandora的重叠共振定义。
2019-06-19 astro-ph.EP
Laboratory studies of ice-particle collisions in Saturn's dense rings
在这项工作中，我们报告微重力研究的粒子合奏模拟冰粒子碰撞在土星的密集的主环。发展了一种研究多体系统能量耗散的实验方法。一百厘米大小的玻璃球平均粒子速度的时间发展，范围从~10 cm/s（开始时）到~0.35 cm/s（实验持续时间为9秒后），可以用0.64的恒定恢复恢复系数来解释。通过与纯水-冰体的数值进行比较，可以看出未来的低温冰碰撞实验可以达到约0.1厘米/秒的碰撞速度，从而可以很好地模拟土星主环的条件。
2009-04-30 astro-ph.EP
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
Origin of Hyperion and Saturn's Rings in A Two-Stage Saturnian System Instability
SETI Institute（SETI研究所）；Southwest Research Institute（西南研究院）；California Institute of Technology（加州理工学院）；LTE, Observatoire de Paris（巴黎天文台 LTE）
研究通过双阶段土星系统不稳定事件，解释了海王星的起源及土星环的形成机制。
2026-02-09 astro-ph.EP
Considerations on the accretion of Uranus and Neptune by mutual collisions of planetary embryos in the vicinity of Jupiter and Saturn
模拟冰巨人天王星和海王星的形成是行星科学中一个长期存在的问题。由于气体阻力，碰撞阻尼和共振牧羊，行星胚胎排斥星子远离他们的范围，因此他们停止增长（Levison等人，2010）。这个问题仍然存在，与吸积是发生在冰巨星的当前位置还是靠近太阳无关。我们没有试图将行星胚胎的失控/寡头生长推到10-15个地球质量，而是设想了这样一种可能性，即微行星盘可以产生一个只有1-3个地球质量的行星胚胎系统。然后，我们研究这些胚胎是否可以相互碰撞，并成长到足以达到目前的天王星和海王星的质量。我们的研究结果指出了两个主要问题。首先，在土星之外形成和保留的第一和第二大质量核心之间通常存在很大的质量差异。其次，在许多模拟中，最终的行星系在土星之外有两个以上的物体。一颗大行星从胚胎系统中成长，需要对气体盘的偏心率和倾角进行强有力的阻尼。但是，强阻尼也有利于胚胎和核心找到稳定的共振结构，这样就可以找到两个以上的幸存物体的系统。除了这些问题之外，为了使胚胎之间有实质性的相互吸积，有必要假设气体的表面密度是最小质量太阳星云的几倍。然而，这与天王星和海王星形成于一个气体匮乏的圆盘的共同想法形成鲜明对比，这是由这些行星的大气中含有相对少量的氢和氦所暗示的。我们的模拟中只有一次“偶然”成功地再现了外太阳系的结构。
2012-02-10 astro-ph.EP
Non-circular features in Saturn's D ring: D68
D 68是一个狭窄的小环，距离土星自转轴只有67，627公里（1.12行星半径）。卡西尼号太空船获得的小环图像显示，这个小环具有持续的纵向亮度变化和相当大的离心率（ae=25+/-1 km）。通过比较不同时间的观测结果，我们确认了亮度的变化大约以当地的轨道速率（1751.6度/天）围绕行星旋转，小环的近心进动为38.243+/-0.008度/天，这与土星高阶引力谐波导致的该位置的拱点进动速率一致。令人惊讶的是，我们还发现小环的半长轴似乎在2005年至2013年间以2.4+/-0.4公里/年的速度随着时间的推移而减少。仔细观察这些测量结果，以及考虑早期旅行者号对这个小环的观测，表明D 68的平均半径来回移动，可能有大约15个地球年或大约半个土星年的周期。这些观测结果可能会对小环的局部动力学环境和行星的引力场产生重要的约束。
2014-02-07 astro-ph.EP
A recent origin for Saturn's rings from the collisional disruption of an icy moon
数亿年前，一颗冰冷的卫星与一颗闯入的彗星相撞，这是形成土星环的一种简单方法。一个质量与土卫一相当的母卫星可能会被困在与土卫二和土卫四的平均运动共振中，其轨道靠近目前的环外缘，刚好在罗氏带之外。我目前的碰撞N体模拟彗星的影响，导致部分中断的分化月球岩石的核心和冰冷的地幔。地核可以基本上完好无损地保存下来，而来自地幔的碎片则沉降到一个主要由冰颗粒组成的环中，横跨母卫星的轨道半径。由于碰撞的粘性，新生的环呈放射状扩散，而质量重新积聚在残余的岩石核心上，形成了一个新的卫星，可以被确定为土卫一。冰碎片迁移到洛希区演变成土星的环系统。来自与土星的潮汐相互作用和与环的共振相互作用的扭矩将最近形成的土卫一向外推到它目前的位置，时间尺度是几亿年。这种情况解释了在土星环中观察到的高冰分数，并解释了为什么环质量与土卫一的质量相当。先前存在的母卫星环在平均运动共振的结果在潮汐加热率土卫二在最近的过去是显着大于目前的速度。
2018-11-30 astro-ph.EP
Investigating tidal stripping of a pre-existing moon as the origin of Saturn's young icy rings
University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Tsinghua University（清华大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Brown University（布朗大学）
本文通过数值模拟研究了Chrysalis月球在接近土星时的潮汐响应，探讨其剥离冰层形成环系统的过程，并支持环系统可能源自近期失去的月球的假说。
2026-03-14 astro-ph.EP
Seasonal variation of radial brightness contrast of Saturn's rings viewed in mid-infrared by Subaru/COMICS
目的。研究土星环的中红外（MIR）特征。方法.我们收集和分析了2008年1月和2005年4月在斯巴鲁望远镜上使用COMICS获得的土星环的MIR高空间分辨率图像，并在MIR的多个波段中研究了环表面亮度的空间变化。我们还组成了光谱能量分布（SED）的C，B和A环和卡西尼司，并估计的温度环的SED假设的光学深度。结果我们发现2008年C环和Cassini环比B环和A环更温暖，这可能是由于它们较低的反射率，较低的光学深度和较小的自遮蔽效应。我们还发现，C环和卡西尼司是相当明亮的B和A环在和平号在2008年和环亮度的径向对比度是在2005年，这被解释为一个季节性的结果与太阳和观察者的高度变化环平面。
2016-12-06 astro-ph.EP
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
Vertical structures induced by embedded moonlets in Saturn's rings: the gap region
我们研究了土星环中螺旋桨结构的垂直范围。我们的重点在于间隙区域的螺旋桨和非倾斜的螺旋桨卫星。为了描述螺旋桨的垂直结构，我们扩展了Spahn和Sremcevic（2000）的模型，以包括垂直方向。我们发现，环粒子与非倾斜小卫星的引力相互作用不会引起相当大的环粒子的垂直偏移，但会引起相当大的热运动在环平面。我们希望环粒子碰撞，部分转换成环粒子的垂直偏移的横向诱导的热运动。对于螺旋桨的间隙区域，我们计算间隙平均螺旋桨高度的顺序为0.7希尔半径，这是小卫星半径的顺序。在我们的模型中，螺旋桨高度呈指数下降，直到粘性加热和碰撞冷却平衡。我们估计希尔半径为370米和615米的螺旋桨埃尔哈特和布莱里奥。我们的模型预测埃尔哈特推进器在土星2009年春分点的方位角范围约为120公里，与卡西尼图像确定的值一致。
2012-08-23 astro-ph.EP
Peculiar rainbows in Saturn's E ring: Uncovering luminous bands near Enceladus
本文通过卡西尼号多次飞掠数据发现土卫二羽流中的平行条纹，将其解释为E环内倾斜周期性冰粒结构产生的反射光栅衍射现象，揭示了土卫二物质在环中的分布。
2025-06-06 astro-ph.EP
Kronoseismology V: A Panoply of Waves in Saturn's C Ring Driven by High-Order Internal Planetary Oscillations
土星环就像一个由无数测试粒子组成的系统，这些粒子对土星引力场的周期性扰动非常敏感。我们确定了15个额外的密度和弯曲波在土星的C环驱动的行星的内部正常模式振荡。利用高度精确的绝对半径尺度的环，我们能够检测到弱，高波数（m=14）波公里尺度的径向波长。从整个C环的系统扫描，我们报告的发现和识别的11个新的外Lindblad共振（OLR），两个对应的内Lindblad共振（ILR），和两个新的外垂直共振（OVR）。观测到的共振位置和波的旋转速率与土星内部模型的预测非常一致，这表明所有新的波都是由土星的f模式振荡驱动的。如通过它们的球谐形状分类的，所讨论的模式的方位角波数范围从m=8到14，相关的共振阶数l-m范围从0到8，其中l是模式的总体角波数。我们对l-m=4的探测套件现在完成了从m=8到m=14。奇怪的是，l-m=2的检测不太常见。这些新发现的非扇形波采样了行星内的纬度和径向结构，因此可能对土星的差异旋转提供有价值的限制。考虑到这两个ILR型波似乎是由于与两个OLR型波相同的正常模式，这里确定的13个额外模式使适合约束内部模型的不同f模式的数量达到34个。
2021-08-13 astro-ph.EP
Disruption of Saturn's ring particles by thermal stress
航天器和地面观测表明，土星的主环缺乏大于10米的粒子。潮汐或卫星/彗星的碰撞破坏被认为是主环的起源;然而，由于水冰和岩石的高机械强度，土星的潮汐本身无法将公里大小的碎片研磨成亚米大小的颗粒。问题是为什么这么大的粒子没有留在现在的环中。已知由昼夜和季节温度变化引起的热应力可导致月球和类地行星上的巨石风化和破碎，并有助于灰尘和风化层的产生，然后这种热应力可破碎大于临界半径的颗粒，而不能小于临界半径。在这项研究中，我们研究了热应力对土星环颗粒的作用。我们发现热应力可以研磨大于10-20 m的多孔环颗粒，这解释了土星环中缺乏大于10 m的颗粒。此外，热应力的碎裂也适用于天王星的埃培林环。此外，由昼夜或季节性温度变化引起的热应力作用于冰卫星和小行星表面的巨石，可能在其大小的演变中发挥重要作用。我们的计算解释了冰卫星上缺乏巨石的原因，除了地质活跃的地区，如土卫二的老虎条纹，那里的巨石是由最近的地质活动提供的。我们预测，未来的观测可以在木卫二地质活跃的裂缝周围发现许多巨石。
2022-05-11 astro-ph.EP
The ballistic transport instability in Saturn's rings III: numerical simulations
土星内部的B环和C环支持着振幅不同但长度相似的波列，都是100-1000公里。此外，内部B环被两个有趣的“平坦”区域打断，半径为93，000公里和98，000公里，其中波消失，而C环波与高原森林，狭窄的小环和间隙共存。在这两个区域中，波可能是由大尺度的线性不稳定性产生的，这种不稳定性的起源在于环的陨石撞击：弹道输运不稳定性。在本文中，在一系列的第三，我们数值模拟的长期非线性演化的这种不稳定性在一个方便的本地模型。我们的C环模拟证实，不稳定的系统形成低振幅的波列拥有一个首选的波段。另一方面，B环模拟显示出由线性稳定平坦区域分隔的局部非线性波“包”。波包传播缓慢，同时在时间上传播，这一结果表明，在土星B环中观察到的平坦区域正在缩小。最后，我们提出了探索运行的内部B-环边缘再现早期的数值结果：弹道输运可以保持一个扩展的边缘的锐度，同时建立一个“斜坡”结构在其基础上。此外，弹道输运不稳定性可影响斜坡区域，但仅在低粘度运行中。
2014-04-16 astro-ph.EP
The domination of Saturn's low latitude ionosphere by ring `rain'
土星的电离层是在中性大气层暴露于高能带电粒子流或太阳辐射时产生的。在低纬度地区，后者应该会导致整个行星范围内的红外线（IR）微弱辉光，与太阳对行星的均匀照射相对应。观测到的低纬电离层电子密度比模式预测的低，温度比模式预测的高。行星环的磁性连接先前已经被提出，其中来自环的水流入可以解释土星大气中低于预期的电子密度。在这里，我们报告了一种特征模式的检测，从25度到60度的宽纬度带延伸，叠加在低纬度背景辉光上，发射峰值沿着行星的磁场线映射到土星环的间隙。这种模式意味着带电的水产物从环平面转移到电离层，揭示了全球范围内的涌入，淹没了地球上层大气表面的30%至43%。这种环“雨”在调节电离层发射和抑制电子密度方面发挥着根本性的作用。
2013-10-28 astro-ph.EP
Evidence that a novel type of satellite wake might exist in Saturn's E ring
土星的E环由土卫二的地质活动从土卫二发射的微米级粒子组成。E环亮度中的各种小尺度结构被归因于最近从土卫二发射的卷须物质。然而，其中一个特征发生在土卫二的重力扰动应该将背景E环粒子集中到称为卫星尾迹的结构中的位置。虽然以前在漂移经过其他卫星的环材料中观察到了卫星尾流，但这些E环结构将是第一个涉及在土卫二轨道附近沿着马蹄形轨道运行的粒子尾流的例子。这些尾流特征的预测强度对E环粒子在低偏心率轨道和土卫二轨道外的半长轴上的分数特别敏感，因此对这些和其他小尺度E环特征的详细分析应该对E环粒子的轨道特性和演化产生强烈的约束。
2021-07-19 astro-ph.EP
Radial profiles of the Phoebe ring, a vast debris disk around Saturn
我们目前的观测在光学波长与卡西尼号航天器的成像科学系统的菲比环，一个巨大的碎片盘周围的土星，似乎是碰撞产生的不规则的卫星。分析揭示了一个从80-260土星半径（$R_S$）的径向轮廓，改变了$\approx 110 R_S$内部的行为，我们将其归因于土卫八卫星清扫小颗粒，或者轨道不稳定导致环垂直爆发。我们的研究产生了一个综合的I/F在0.635 $μ$米沿土星的阴影在菲比环的中平面从80-250 $R_S$的$2.7^{+0.9}_{-0.3} \times 10^{-9}$。我们开发了一个分析模型的大小依赖的长期动力学的逆行菲比环颗粒，并比较这个模型的观测。这一分析意味着：（1）“菲比”环的部分来源是菲比轨道以外不规则卫星的碎片;（2）散射光信号主要是小颗粒（$\lesssim 20μ$ m大小）。如果我们假设菲比环是由稳定状态的微流星体撞击产生的，这意味着一个指数为$> 4$的幂律尺寸分布，这在太阳系环中是异常陡峭的。这表明，要么是在物质最初释放时喷出物的粒度分布很陡，要么是随后的过程优先破碎了大颗粒。
2016-04-11 astro-ph.EP
Why are dense planetary rings only found between 8 and 20 AU?
最近在半人马座Chariklo（可能还有Chiron）周围发现的致密环表明，完整的致密行星环不仅存在于土星和天王星周围，而且还存在于这些巨行星附近的小天体周围。这份报告研究了是否有一个物理过程，使环更有可能形成或持续在这个特定的部分外太阳系。具体来说，环绕土星和天王星的环物质似乎比形成木星和海王星最内层卫星的物质要弱得多。此外，土星环、天王星环和Chariklo环的平均地面温度都接近70 K。因此，在我们的太阳系中，致密环的分布受到限制，这可能是因为冰物质在该温度附近特别脆弱。
2015-03-13 astro-ph.EP
Aegaeon (Saturn LIII), a G-ring object
爱琴星（Saturn LIII，S/2008 S1）是土星的一颗小卫星，轨道位于土星G环内缘附近的明亮弧形物质内。该天体在2007年6月15日（DOY 166）和2009年2月20日（DOY 51）之间被卡西尼号的窄角相机观测到21张图像。如果Aegaeon与土星附近的其他小卫星（Pallene，Methone和Anthe）具有类似的表面散射特性，那么它的直径约为500米。基于完整运动方程的数值积分的轨道模型表明，爱琴星的轨道运动受到与土卫一的多重共振的强烈影响。特别是，就像它所居住的G-环弧一样，埃盖翁被困在与土卫一的7：6共转偏心共振中。因此，Aegaeon，Anthe和Methone形成了土星系统中的一类独特的物体：与Mimas共同旋转偏心率共振的小卫星，与碎片弧有关。这些不同的环弧系统之间的比较表明，Aegaeon的轨道更接近于精确的共振比Anthe的和Methone的轨道。这可能表明，Aegaeon通过与其弧内其他天体的相互作用经历了重大的轨道演化，这与Aegaeon的质量相对于其弧内总质量要比Anthe和Methone的质量小得多的证据相一致。
2009-12-01 astro-ph.EP
Incomplete cooling down of Saturn's A ring at solar equinox: Implication for seasonal thermal inertia and internal structure of ring particles
在2009年8月的太阳分点，卡西尼号上的复合红外光谱仪（CIRS）显示了有史以来观测到的最低土星环温度。详细的辐射转移模型表明，只要只考虑土星的通量，土星A环观测到的春分温度就比模型预测的要高得多。这表明A环在春分点没有完全冷却下来。我们开发了一个简单的季节性环温度模型，并首先假设环颗粒的内部密度和热惯性是均匀的深度。颗粒大小估计为1-2 μ m。A环中部的季节热惯量为30-50 JmPDMATHABMM K $^{-1}$ s $^{-1/2}$，而A环内外区的季节热惯量为10 JmPDMATHABMM K $^{-1}$ s $^{-1/2}$或与昼夜热惯量一样低。一个附加的内部结构模型，其中一个粒子有一个高密度的核心周围的蓬松的风化层地幔，表明核心半径相对于粒子半径约为0.9的中间A环和更小的内部和外部区域的A环。这意味着环粒子内部密度的径向变化存在于整个A环。一些机制可能是将致密颗粒限制在中间A环中以防止粘性扩散。或者，（中间的）A环可能是最近（$<$ 10 $^{8}$ yr）由于一颗冰冷的卫星的破坏而形成的，因此致密的颗粒还没有扩散到A环上，颗粒的风化层地幔还没有变厚。我们的模型结果还表明，核心的成分主要是水冰，而不是岩石。
2015-08-28 astro-ph.EP
Multi-spectral simultaneous diagnosis of Saturns aurorae throughout a planetary rotation
从2009年1月27日至28日，卡西尼号航天器在无线电，紫外线和红外线波长上远程获取了土星南部极光的综合观测，同时监测高能中性原子在中磁层的离子注入。同时进行的测量包括对整个行星自转进行采样，这是一个相关的时间尺度，用于调查磁层内部过程驱动的极光发射。此外，这段时间恰好与磁尾的一次类似亚暴的强烈事件相吻合，这导致了磁层和极光活动的总体黎明增强。我们比较分析这套独特的测量，以达到一个全面的看法，在调查的时间尺度上的克朗极光过程。我们确定了大气极光的三个来源区域，包括与大部分土星公里辐射（SKR）相关的主要椭圆形，以及极地和赤道排放。这些观测结果揭示了与主极光椭圆相关的发射的共转和亚共转动力学的共存。准确地说，我们表明，大气主椭圆主机短暂的子共转孤立的功能，连同一个明亮的，纵向延伸，共转区域锁定在南部SKR阶段。我们分配susbtorm的事件，以定期的，内部驱动的，夜侧离子注入可能是由等离子体喷射。我们还调查了总的极光能量预算，从输入到大气的功率，其特征在于沉淀电子高达20千电子伏，通过各种辐射过程的耗散。最后，通过模拟，我们确认了SKR旋转调制的探照灯性质，我们表明SKR弧与孤立的极光点。在未决问题的框架内讨论了由此产生的调查结果。
2013-07-17 astro-ph.EP
Constraints on the initial mass, age and lifetime of Saturn's rings from viscous evolutions that include pollution and transport due to micrometeoroid bombardment
本文通过数值模拟演化中的土星环，结合Cassini观测的微陨石通量、污染比例和质量损失数据，确定了与这些观测一致的环初始条件，约束了土星环的初始质量、年龄和寿命。
2023-05-23 astro-ph.EP
Generation of equatorial jets by large-scale latent heating on the giant planets
三维数值模拟表明，由水蒸气凝结产生的大尺度潜热加热可以产生类似于气体巨星（木星和土星）和冰巨星（天王星和海王星）的多个纬向喷流。对于合理的水丰度（木星/土星上的3-5倍太阳和天王星/海王星上的30倍太阳），我们的模拟产生了木星和土星的20个纬向喷流，天王星和海王星上的3个纬向喷流，类似于在这些行星上观察到的喷流数量。此外，这些木星/土星的情况下产生赤道超旋转，而天王星/海王星的情况下产生赤道次旋转，与观测到的赤道喷流方向一致.敏感性测试表明，水的丰度，行星自转速率和行星半径都是控制因素，其中水起着最重要的作用;适度的水丰度、大的行星半径和快速的自转速率有利于赤道超自转，而大的水丰度则有利于赤道亚自转，无论行星半径和自转速率如何。考虑到木星和土星相对于天王星和海王星具有更大的半径、更快的自转速率以及可能更低的水丰度，我们的模拟因此为木星和土星上存在赤道超自转以及天王星和海王星上缺乏超自转提供了一种可能的机制。然而，土星可能会带来困难，因为我们的模拟无法解释该行星超旋转喷流的异常高速度（约400米/秒）。在我们的模拟纬向急流表现出适度的违反正压和Charney-Stern稳定性标准。总的来说，我们的模拟虽然是理想化的，但支持这样一种观点，即潜热在产生巨行星上的喷流中起着重要作用。
2009-10-22 astro-ph.EP
Saturn's Titan: A strict test for life's cosmic ubiquity
生命是宇宙中物理和化学过程的共同产物吗？在我们自己的太阳系内，即使是原始生命的成功搜寻，如果它的起源独立于地球上的生命，也会大大推进一个肯定的答案。对地球上生命的第二个独立起源的最严格的检验来自于对离地球最遥远的行星环境或最奇特的行星环境的考察，人们可以合理地想象一种生命形式可能存在于这些行星环境中。在本文中，我认为土星的卫星土卫六是最好的这样的目标在我们的太阳系。此外，泰坦可能是整个宇宙中丰富的行星环境的典型例子。
2009-11-14 astro-ph.EP
Saturn's G and D rings provide nearly complete measured scattering/phase functions of nearby debris disks
遥远恒星周围的碎片盘的外观取决于盘中物质的散射/相位函数（SPF）。然而，描述这些太阳系外碎片盘的SPF是具有挑战性的，因为地球观测者只能看到有限范围的散射角。相比之下，土星的稀薄环可以在更广泛的几何形状范围内观察到，因此它们的SPF可以更好地受到限制。由于这些环是由从较大物体表面释放的小颗粒组成的，它们与碎片盘有合理的相似之处，因此它们的SPF可以提供对碎片盘似乎合理的散射特性的了解。这项工作检查了土星的两个尘埃环：G环（距离土星中心167，500公里）和D 68小环（距离67，600公里）。利用卡西尼号航天器上的摄像机提供的数据，我们能够估计出光环在170到0.5度散射角范围内的亮度。我们发现，这两个环表现出非常强的前向散射峰，但散射角超过60度，其亮度几乎是恒定的。这些SPFs可以很好地近似由三个Henyey-Greenstein函数的线性组合，并大致一致的不规则颗粒的SPFs从实验室测量。将这些数据与Fraunhofer和Mie模型进行比较，突出了单独从SPF中提取颗粒组成和粒度分布信息所涉及的几个挑战。这些环的SPFs还表明，碎片盘中向前散射的程度可能被大大低估。
2015-09-23 astro-ph.EP
The Structure of Planetary Period Oscillations in Saturn's Equatorial Magnetosphere: Results from the Cassini Mission
土星的磁层磁场、行星无线电发射、等离子体数量和磁层结构都被认为在接近行星内部假设的旋转周期的周期内被调制。尽管行星内部产生的磁场具有高度的轴对称性，但这些振荡很明显，并且在南北半球有不同的旋转周期。本文研究了土星赤道磁层（近）行星周期磁场振荡的空间结构。扩展以前的分析，这些现象，我们包括所有合适的数据，从整个卡西尼任务在其轨道之旅的行星，以便能够量化的振幅和相位，这些领域的振荡在整个土星的赤道面，距离30行星半径。我们研究了这些领域的振荡的结构，鉴于独立旋转的北方和南方的系统，发现空间变化的磁场和推断的电流流动的南北两个系统是共同的。随着赤道平面的覆盖范围大大扩大，在任务的最后几年，我们能够提出一个完整的调查黎明黄昏和昼夜不对称的振荡场和电流的结构。我们表明，旋转电流的一般结构比以前报道的更简单，并且相对增强的夜侧赤道磁场和电流部分是由于土星磁尾电流片的相关周期性垂直运动。
2019-10-28 astro-ph.EP physics.space-ph
Physical collisions of moonlets and clumps with the Saturn's F-ring core
自2004年以来，对土星F环的观测显示，环的核心被径向尺度为数百公里的结构所包围，称为“螺旋”和“喷流”。附近卫星的引力散射被认为是一种潜在的产生机制;然而，它仍然值得怀疑，因为需要普罗米修斯质量的卫星群，显然，这样的人口在F环区域不存在。我们在这里调查的另一种机制：耗散物理碰撞的小卫星（或团块）的F-环的核心。我们表明，这是一个可行的和有效的机制，产生螺旋和射流，提供了大量的小卫星嵌入在F环核心，他们是由松散的团块在F环区域，这可能是一致的，最近的数据从国际空间站，VIMS和紫外线可见光。我们还表明，恢复系数低至~0.1需要再现螺旋和射流的径向范围，这表明碰撞是非常耗散的F环区域。总之，螺旋和喷流将是F环区域正在进行的碰撞活动的直接表现。
2009-01-05 astro-ph.EP
Four Sub-Saturns with Dissimilar Densities: Windows into Planetary Cores and Envelopes
我们提出了Keck/HIRES径向速度运动的结果，以研究四个亚土星大小的行星，K2 - 27 b，K2 - 32 b，K2 - 39 b和K2 - 108 b，目的是了解它们的质量，轨道和重元素富集。这两颗行星的大小$(R_P = 4.5-5.5~R_E)$相似，但质量$(M_P = 16-60~M_E)$不同，这意味着它们的核心和外壳质量存在差异。K2 - 32 b是质量最小的$(M_P = 16.5 \pm 2.7~M_E)$，轨道靠近两个亚海王星，周期接近3：2：1。K2 - 27 b和K2 - 39 b分别在$M_P = 30.9 \pm 4.6~M_E$和$M_P = 39.8 \pm 4.4~M_E$的质量明显更大，并且没有显示出额外行星的迹象。K2 - 108 b在$M_P = 59.4 \pm 4.4~M_E$的质量最大，这意味着大约$\approx50~M_E$的重元素的大水库。亚土星作为一个种群，在给定的大小下，行星质量有很大的差异。它们的质量和大小之间的相关性非常小;亚土星的范围从$\approx 6-60~M_E$，无论大小。我们发现行星质量和主恒星金属丰度之间存在很强的相关性，这表明富含金属的盘形成了更大质量的行星核心。质量最大的亚土星往往缺乏可探测到的伴星，并且有适度偏心的轨道，这可能是由于以前的动力学不稳定时期。最后，我们只观察到一个弱的行星信封分数和…
2017-01-31 astro-ph.EP
The Interiors of Jupiter and Saturn
探测我们太阳系中气体巨行星的内部并不是一件容易的事。它需要一套精确的测量数据，并结合理论模型来推断行星的组成及其深度依赖性。木星和土星的质量分别是317.83和95.16地球质量，几十年来，我们知道它们主要由氢和氦组成。重元素（所有比氦重的元素）的质量以及它们在行星中的分布还没有很好的确定。虽然重元素不是木星和土星的主要物质，但它们是我们了解它们形成和演化历史的关键。行星的内部结构是从理论模型中推断出来的，这些模型通过使用氢、氦、它们的混合物和较重元素（通常是岩石和/或冰）的理论状态方程（EOSs）来拟合现有的观测约束。然而，行星结构没有唯一的解，结果取决于所使用的EOS和建模者强加的模型假设。影响内部结构的主要模型假设包括行星的层数、行星内部的热传输机制（及其熵）、核心的性质（致密与稀释）以及两个包层之间的分离位置（压力）。替代结构模型假定层之间的不太明显的划分和/或重元素的非均匀分布。今天，随着朱诺号和卡西尼号任务对木星和土星引力场的精确测量，结构模型可以进一步受到限制。与此同时，这些测量为行星建模者带来了新的挑战。
2018-12-18 astro-ph.EP
Saturn's rings as a seismograph to probe Saturn's internal structure
正如地震学已经对地球、太阳和恒星所做的那样，它有可能从根本上改变对巨行星内部的研究方式。在一系列只有少数人预见到的事件中，卡西尼号航天器对土星环的观测迅速开辟了巨大行星地震学的基础。重力直接将行星的正常模式振荡耦合到环粒子的轨道，产生螺旋波，其频率编码土星的内部结构和旋转。这些模式揭示了土星中心附近的稳定分层区域，并对土星的旋转提供了新的限制。
2020-07-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
The Saturnian Kilometric Radiation before the Cassini Grand Finale
土星公里辐射（SKR）是从围绕克朗磁极的极光区辐射出来的，在电离层之上，直到几个行星半径。它直接与来自其他行星磁层（如地球和巨行星）的极光无线电发射进行比较。我们对SKR的了解依赖于旅行者号（1980年和1981年的飞越）和卡西尼号（20世纪90年代的远程观测）的远程观测，直到卡西尼号在2004年开始绕土星运行。从那时起，它一直被定期从大量的远程位置观察到，但也是第一次在地球以外的行星上进行原位观察。本文回顾了SKR平均远程属性的最新技术水平，在其源区域内的原位通行证带来的第一个见解，以及卡西尼大结局之前的一些遗留问题及其接近的极地轨道。
2017-09-22 astro-ph.EP
Saturn's atmospheric response to the large influx of ring material inferred from Cassini INMS measurements
在卡西尼号任务的大结局阶段，富含有机物的环物质被发现以惊人的速度流入土星赤道上层大气。通过一系列的光化学模型，我们已经研究了土星环的中性和电离大气的化学物质的后果。我们发现，如果这种材料的相当一部分进入大气层的蒸汽或成为蒸发的固体环粒子烧蚀后进入大气层，然后环衍生的蒸汽将强烈影响土星的电离层和中性平流层的组成。然而，我们对卡西尼号任务最后几年的红外和紫外遥感数据的调查没有发现这些预测的化学后果。因此，我们得出结论：（1）推断的环流入代表了一种异常的瞬态情况，这种情况是由2017年卡西尼号任务结束前几个月到几十年发生的环系统中的一些最近的动力学事件引发的，或者（2）大部分进入的物质必须是作为半径小于~100 nm的小尘埃颗粒进入大气的，而不是作为蒸汽或作为可能烧蚀的大颗粒。未来的观测或平流层中性物种的上限，如HC $_3$ N，HCN和CO $_2$在红外波长可以揭示的起源，时间，规模和性质的一个可能的蒸汽丰富的环流入事件。
2022-11-09 astro-ph.EP
