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
Size distribution of particles in Saturn's rings, missed moonlets and misinterpretation of Chariklo rings
Brilliantov等人（PNAS，2015）提出了一个粒径分布模型，其中半径为R的小颗粒的粒径分布约为R^-3，半径为Rc=5.5 m的大颗粒的粒径分布约为exp（-（R/Rc）^3）。1989年，隆加雷蒂解析地发现小粒子的R^-3和大粒子的R^-6（2）。R^-6定律也描述了大小在0.1 ~ 1 km之间的小卫星。Brilliantov等人的模型中的截止定律不能描述小卫星，需要新的机制来解释~ 1 km大小天体的起源。该模型没有考虑大粒子的自引力和环的差动旋转的关键影响。Longaretti使用了一个更精确的颗粒破坏模型：“大颗粒的侵蚀/破坏率必须相对增加，因为这些颗粒的相对碰撞速度大于分散速度，这是由于微分开普勒运动”。新的模型没有解释环和卫星之间的差异，作者认为他们的计算适用于Chariklo和Chiron的环。事实上，Chariklo环不是行星环的例子，而是原始卫星盘。简化的物理模型没有描述小卫星和环的外边界，使新模型与20-30年前的论文相比不是前进了一步，而是后退了一步。
2015-10-26 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
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
Particle dynamics in the central ringlet of Saturn's Encke gap
在土星环320公里宽的恩克间隙的中心，一个古怪而又古怪的小环与潘卫星共享轨道（Porco等人，2005年）。小环主要由微米级颗粒组成（Showalter，1991，Hedman等人，2011年），这意味着这些粒子可能会受到非引力的显著扰动，这可能会限制它们的寿命。我们建立了一个动力学模型，考虑出生，演变和死亡的尘埃在恩克中央小环允许评估小环光学深度。首先，我们调查产生的尘埃的微陨石的影响（'影响喷出物'的过程）对推定的，但未被发现嵌入式小卫星。考虑到在相关扰动力影响下的轨道演变，主要的损失机制是与间隙边缘的环粒子碰撞，间隙中假定的小卫星，或在土星等离子体环境中溅射侵蚀。然而，我们的研究结果表明，这种影响喷出物的过程本身只能维持一个小环的光学深度3-4个数量级小于观测值。因此，必须考虑到其他进程。例如，假定的小卫星之间的相互碰撞应该以大约相同的速度产生尘埃，而Dikarev（1999年）提出的喷射物的进一步分裂应该增加粒子的总量。此外，观测显示了恩克间隙小环中材料的方位不对称性（Ferrari和Brahic 1997，M. Sremčević，私人来文）。我们研究了Hedman等人（2013）提出的方案，即对于Encke中心小环，观察到的不对称性主要是由于等离子体阻力和Pan引力的联合作用，导致Pan轨道前方区域的尘埃聚集（Hedman等人，2013）。
2015-10-27 astro-ph.EP
Analysis of Clumps in Saturn's F Ring from Voyager and Cassini
土星的F环在短时间内会发生动态结构变化。在观测到的现象中，有弥漫的延伸明亮团块（EC），纵向范围约为3-40度。这些EC出现，发展，并在几天到几个月的时间内消失。EC已经被两艘旅行者号航天器、卡西尼号轨道飞行器和各种地面和太空望远镜观测到。Showalter（2004，Icarus，171，356-371）分析了所有旅行者号F环的图像，发现在任何给定的时间，环中存在2-3个大EC和20-40个小EC。我们通过比较旅行者号和卡西尼号在2004-2010年看到的EC来扩展这些结果。我们发现，次要EC的数量一直保持大致恒定的EC有类似的角宽度，绝对亮度和半长轴的分布。然而，旅行者号所看到的常见异常明亮的EC现在非常罕见，卡西尼号在六年内只看到了两个实例，而且它们现在相对于平均环背景也要暗得多。我们假设这些明亮的EC是由F环核心的小卫星反复撞击造成的，并且这些小卫星的数量在任务之间的25年内有所减少。
2014-08-11 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
A Survey of Low-Velocity Collisional Features in Saturn's F Ring
在卡西尼号拍摄的图像中，从土星F环发出的小（约50公里尺度）、不规则的特征被Attree等人（2012年）称为迷你喷流。对一个特殊的微型喷流进行了半个轨道周期的跟踪，揭示了其随时间的演变，并表明其起源是与当地一颗小卫星的碰撞。除了这些数据之外，我们还在这里对800多个F环小型喷气机的完整目录进行了更详细的分析，研究了它们的分布，形态和寿命，以便对潜在的小卫星种群进行限制。我们发现迷你喷气机随机位于环周围的经度，与月球普罗米修斯几乎没有相关性，并且在时间上随机分布，在卡西尼号的整个旅程中。它们倾向于聚集在一起，形成复杂的“多重”结构，典型的寿命约为1d。对某些特征的重复观测显示出重大的演变，包括产生新的微型喷流，这意味着同一物体的重复碰撞。这表明有一群半径小于1公里的天体，具有一定的内部强度，轨道相对于F环的半长轴分布在100公里以上，但大多数在20公里以内。这些天体很可能是在普罗米修斯的扰动下形成的，随后被分散到不同的轨道上。这加强了F环作为一个在碰撞，破坏和吸积之间具有复杂平衡的区域的想法。
2013-09-12 astro-ph.EP
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
Physical characteristics and non-keplerian orbital motion of "propeller" moons embedded in Saturn's rings
我们报告了在土星A环的外部发现了几个大的“螺旋桨”卫星，这些物体足够大，可以在卡西尼号任务的5年时间内进行跟踪。这是有史以来发现的第一个可以作为单独卫星跟踪的物体，但不是在真空中运行。我们推断，在螺旋桨状结构的中心看不见的小卫星的大小可达1- 2公里，尽管螺旋桨结构的许多结构和光度特性仍不清楚。最后，我们证明了一些螺旋桨进行持续的非开普勒轨道运动。(Note：这篇论文的arXiv版本包含了由于空间不足而被ApJL版本遗漏的补充表格）。
2010-07-06 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
A Detailed Numerical Analysis of Asymmetrical Density Distribution in Saturn's F ring During an Encounter with Prometheus
土星的光环，让人想起早期的太阳系，提供了一个独特的机会，可以通过实验研究一些被认为是原行星盘中行星和微行星形成的机制。在这里，我们扩展了我们的数值模型普罗米修斯遇到的F环采用非相互作用和相互作用粒子的比较。更高分辨率的分析显示，已知存在于通道边缘的密度增加比以前认为的更复杂和局部化。通道边缘的密度增加之间的不对称性表明，通道边缘面临的方式从普罗米修斯是最稳定的，但最低的最大增加。然而，在面对普罗米修斯的通道边缘的相互作用模型显示出大的混乱波动的最大密度的一些团块，远远大于其他通道。这种不对称性的可能原因是普罗米修斯引入F环的局部湍流的变化。高分辨率速度弥散图显示，在相互作用模型中，最高密度和最高速度弥散之间存在空间联系。因此，这表明我们看到的高速色散是在面对普罗米修斯的一些通道边缘上观察到的不均匀分布的风扇（嵌入小卫星的证据）的原因。
2013-12-20 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
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
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
On the tidal environment of an outwardly migrated F-ring
土星F环是一个独特的狭窄环，位于（径向）接近潮汐破坏性的洛希极限的土星水冰。已经完成的重要工作表明它是太阳系中最具活力的地方之一。幸运地形成的聚集体不断地与土星及其附近的卫星普罗米修斯和潘多拉的强大潮汐力作斗争，这些潮汐力的作用是通过引力搅动环物质。行星环也已知径向扩展。因此，由于F环位于主环的边缘，我们研究了向外迁移的F环的影响及其与普罗米修斯的相互作用。随着当地潮汐环境的降低，在通道边缘的颗粒的最大数密度增加。径向速度色散也被观测到低于150米冰质小卫星的典型逃逸速度（<10 cm s^（-1）），此时密度增加，并且在Toomre参数Q<2时引力不稳定。此外，在观察到Q<2的环的位置中，随着环的径向位置增加，看到更多的粒子落在临界Toomre参数以下或接近临界Toomre参数。
2018-04-05 astro-ph.EP
Prometheus Induced Vorticity In Saturns F Ring
众所周知，土星环在其结构中显示出显着的实时变化。其中许多可能与附近卫星和小卫星的相互作用有关。也许是环中最有趣和最有活力的地方，也许是在整个太阳系中，是F环。一个高度分裂的环，在径向和方位角上都有很大的不对称性。数值非零组件的速度矢量场（涡）的卷曲在扰动区的F环后遇到的见证，显着高于背景涡。在扰动区域内，可以看到位于通道边缘及其周围的丰富的局部旋转分布。环粒子的引力散射在相遇过程中导致了一个显着升高的卷曲的矢量场以上的背景F环涡度的第一个1-3轨道周期后相遇。经过3个轨道周期后，涡度很快恢复到接近背景水平。这一新发现的环的动力学涡旋生命将对原行星盘中的行星和微行星产生极大的兴趣，其中涡旋和湍流被怀疑在它们的形成和迁移中起着重要作用。此外，还发现普罗米修斯近距离通过时产生的直接通道边缘实际上显示出约20-50 cm/s的高径向色散，最大可达1 m/s。这是远远大于Toomre所需的值为磁盘是不稳定的增长轴对称振荡。然而，距离边缘几百公里的区域显示出相干物体增长的更有希望的位置。
2016-09-05 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
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
Viscous Overstability in Saturn's Rings: Influence of Collective Self-gravity
我们调查的集体自引力的影响，在土星环的粘性超稳定性的非线性，大规模的演变。我们数值求解轴对称流体动力学方程的等温和非等温近似，包括径向自重和采用运输系数来自Salo等人。我们假设光学深度为1.5-2模型土星的致密环。此外，局部N体模拟，将垂直和径向集体自重。垂直自重是通过增加垂直振荡的频率来模拟的，而径向自重是通过用傅立叶方法求解轴对称薄圆盘的泊松方程来近似的。直接粒子-粒子力被省略，这防止了小尺度引力不稳定性（自引力尾流）的形成，这种近似使我们能够研究长径向尺度，并直接比较流体动力学模型和N体模拟。我们的等温和非等温流体动力学模型的结果与消失的自引力比较非常好的Latter和Ogilvie和Rein和Latter的结果，分别。相比之下，对于具有径向自引力的环，我们发现饱和过稳定波的波长接近于非线性色散关系的频率最小值，即接近于波的群速度为零的状态。良好的协议之间的非等温流体动力学和N体模拟中，强径向自引力，而最大的偏差发生在弱自引力。在中等和较强的自引力（100- 300米）下，由此产生的粘性超稳定性的饱和波长与卡西尼发现的土星内部A环和B环的轴对称周期性微结构的长度尺度相当吻合。
2018-04-21 astro-ph.EP
Global N-body Simulation of Gap Edge Structures Created by Perturbations from a Small Satellite Embedded in Saturn's Rings II: The Effect of Satellite's Orbital Eccentricity and Inclination
本研究通过全局3D N体模拟分析卫星轨道偏心率和倾角对土星环间隙边缘结构的影响，发现偏心率可同时再现观测到的锯齿状尾迹与局域化垂直壁，且其转化的垂直壁高度与观测更一致，揭示垂直壁由尾迹经碰撞转化而非倾角扰动形成。
2025-04-15 astro-ph.EP
How Saturn could create rings by itself. The third force of diamagnetic expulsion and the mechanism of the magnetic anisotropic accretion of the origin of Saturn's rings
在这里，我们演示了土星如何能够创造自己的环，与额外的行动，其轴对称磁场一旦出现。首次提出了土星环起源的新机制。它包括一个额外的第三种力的出现--土星磁场出现后一个抗磁性冰粒子的抗磁性驱逐力和磁各向异性吸积机制。这个力与重力和离心力共同作用于原行星云中的粒子。当冰粒子的反磁排斥力出现后，它们的混沌轨道开始向磁赤道平面移动，在那里观察到粒子的磁能最小。磁赤道上的每一个粒子都到达一个稳定的位置，它阻止了它的水平和垂直移动。粒子被捕获在三维磁阱中。
2021-05-17 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
Global N-body Simulation of Gap Edge Structures Created by Perturbations from a Small Satellite Embedded in Saturn's Rings
本文用高分辨率全局全N体模拟固定圆轨道嵌入小卫星在土星环中开缝的过程，解释密度波、锐边和垂直壁如何由引力与非弹性碰撞共同形成。
2024-03-05 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
Convective storms and atmospheric vertical structure in Uranus and Neptune
冰巨人天王星和海王星有氢为基础的大气层，有几种成分在它们寒冷的上层大气中凝结。在这两颗行星上观测到的少量明亮云系是湿对流风暴的良好候选者，但它们的观测性质（大小，时间尺度和活动周期）与气体巨人中的湿对流风暴不同。这些云和风暴可能是由于甲烷冷凝，观测还表明在几巴的深度存在更深的硫化氢云（H $_2$ S）。热化学模型预测，在更深的地方，氢硫化氨（NH $_4$ SH）和水的压力在几十到几百巴之间，形成了延伸的深层天气层。由于氢的分子量小，挥发性物质含量高，它们的凝结产生了一个强烈稳定的分子量垂直梯度，比木星和土星的分子量垂直梯度大。由此产生的对垂直运动的抑制应该会导致一种潮湿的对流状态，这种对流状态与地球或泰坦等氮基大气中发生的对流状态有很大不同。因此，天王星和海王星深层大气的热结构还没有得到很好的理解。类似的过程可能发生在土星的木星深水云上，但冰巨人提供了在甲烷云层上层研究这些物理方面的可能性。将需要结合轨道和原位数据来了解对流及其在冰巨人大气动力学中的作用，并进一步了解包括木星、土星和巨型系外行星在内的氢大气中的作用。
2021-11-30 astro-ph.EP
Multilayer hazes over Saturn's hexagon from Cassini ISS limb images
本研究利用 Cassini ISS 临边图像分析土星六边形上方至少六层堆叠霾，给出其高度、厚度、粒子尺度与密度，并解释为烃冰凝结及六边形驱动重力波所致。
2024-01-25 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
Long-term Dynamical Evolution of Pallene (Saturn XXXIII) and its Diffuse, Dusty Ring
土星的一组独特的小卫星，Aegaeon，Methone，Anthe和Pallene，构成了一个很好的实验室，可以了解沉浸在共轨道尘埃环/弧中的系统的演化，受到较大卫星和非引力的扰动。在这项工作中，我们进行了全面的数值探索的长期演变的帕伦及其环。通过频率图分析，我们表征了帕伦周围的电流动力学状态。一个简单的潮汐演变模型用于确定该系统当前轨道配置的时间范围。通过详细的短期和长期N体模拟，我们确定了帕伦目前是否与土星六个主要卫星中的一个或多个共振。我们分析了从扰动函数的直接和间接部分中提取的无数共振参数，发现从现在到未来5百万年，帕伦不处于平均运动共振中;尽管如此，一些共振参数在不同的时间尺度和月亮配对中表现出天平动和环流的间隔。我们研究了形成环的微米粒子的动力学演化，考虑引力和非引力。非重力是粒子垂直漂移和向外迁移的原因。通过估计卫星的批量生产率，我们发现，只有当它主要由大的微米级颗粒组成时，帕伦才能负责保持其环处于稳定状态。如果主要由几微米的粒子组成，而帕伦是唯一的来源，环将径向和垂直地扩展，直到最终消失。
2021-12-11 astro-ph.EP
Saturn's south polar cloud composition and structure inferred from 2006 Cassini/VIMS spectra and ISS images
我们使用了0.85 - 5.1微米2006年卡西尼号的视觉和红外测绘光谱仪（VIMS）的观测结果来限制土星南极地区云层的不寻常的垂直结构和成分，该地区有一个强大的涡旋环流，阴影云带，以及氨冰云的光谱证据，而没有通常与这些特征相关的闪电。我们用一个4层模型模拟了光谱观测，该模型包括（1）平流层霾，（2）对流层顶部的非吸收层，（可能是双膦）粒子接近300毫巴，光学深度的一小部分（比土星上的其他地方少得多），（3）适度厚的层（1 - 2光学深度）的氨冰粒接近900毫巴，和（4）从5巴延伸到2-4巴，假定的光学厚层，其中NH 4SH和H2O可能是可冷凝的。使这些极地云中3微米的氨冰吸收出乎意料地明显的不是穿透对流，而是对流层顶层相对较低的光学厚度，这可能是因为极地下沉流和/或较低的光化学生产率。我们没有发现任何以前被认为是负责观察到的阴影的光学厚眼壁的证据。相反，我们发现的证据表明，在87.9 ° S附近的平流层薄雾和88.9 ° S附近的假定双膦层的光学深度呈小的逐步减少，这可能是阴影和明亮特征的原因，我们称之为反阴影。我们发现的变化作为纬度的函数在磷化氢的垂直剖面和砷化氢的混合比，支持在2度的极内的下沉流的存在。
2019-08-21 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
Long slit Spectropolarimetry of Jupiter and Saturn
我们提出了基于地面的木星和土星的临边偏振测量，包括波长为7300 A的全圆盘成像偏振测量和覆盖波长范围为5200至9350 A的空间分辨（长缝）偏振光谱。对于木星的极区，我们发现wl=6000 A时有一个非常强的径向偏振，其视宁度校正最大值在南方约为+11.5%，在北方约为+10.0%。我们的模型计算表明，高的肢体偏振可以解释为强偏振（p~1.0），高散射（Ω ~0.98）的雾粒子与散射不对称参数g~0.6预期的聚集粒子。与低纬度地区相比，推导出的粒子参数明显不同。木星的分光偏振显示，与邻近的连续谱相比，极肢偏振向较长波长方向减少，强甲烷带的偏振显著增强。对于低纬度地区，分数偏振很小，为负，除了在8870 A处的强CH 4波段外，它几乎不依赖于波长。土星的南极显示出比木星两极更低的极化（p~1.0-1.5%）。土星的分光偏振信号随波长迅速下降，并且在吸收带中的分数偏振没有显着增强。这些特性可以用垂直延伸的平流层霾区来解释，霾区由小于100 nm的小颗粒组成。此外，我们发现了一个以前没有观察到的强偏振功能（p=1.5-2.0%）附近的土星赤道。这种偏振信号的来源尚不清楚，但可能与季节效应有关。
2011-01-26 astro-ph.EP
An objective classification of Saturn cloud features from Cassini ISS images
应用聚类算法对土星北半球的卡西尼成像科学子系统连续谱和甲烷谱带图像进行了客观分类，并对其进行了动力学解释。该程序是基于以前适用于地球的可见光红外图像的技术。它提供了一个新的视角，巨大的行星云形态及其与动力学和气象背景的关系，用于分析其他类型的同步土星观测。该方法确定了六个集群，表现出不同的形态，垂直结构，和首选的纬度发生。这些区域对应于以深对流单体为主的区域;低对比度区域，一些包括可能与斜压不稳定相关的较薄和较厚的云;可能孤立的薄卷云区域;由于较薄的低空云或由于下降流或由于吸收粒子而更清晰的天空而导致的较暗区域;以及相对较浅的积云区域。这些云类型之间的空间关联表明，在动态上，有三种不同类型的纬度带在土星上：深对流扰动纬度的气旋性剪切区极向东射流;对流抑制地区附近和周围的西射流;和斜压不稳定纬度附近的东射流核心和反气旋区域赤道。这些分别大致类似于地球热带、亚热带和中纬度的一些特征。特征对比度和集群发生的时间变化表明，到2014年，北半球对流层上部的霾可能已经增厚。
2017-09-25 astro-ph.EP
Mapping Saturn using deep learning
云和气溶胶提供了对气体巨行星的化学和物理过程的独特见解。绘制和表征表明云结构和成分的光谱特征，使人们能够了解行星的能量收支、化学和大气动力学。目前对太阳系行星的太空任务产生了高质量的数据集，但所获得的大量数据往往无法进行详细的“手工”分析。目前的技术主要依赖于两种方法：通过划分两个或多个光谱通道的通量来识别光谱特征的存在，以及对单个光谱进行完整的辐射转移计算。第一种方法不够精确，第二种方法不容易扩展到整个行星表面。在这里，我们开发了一种深度学习算法PlanetNet，它能够快速准确地映射行星上大型异构区域的空间和光谱特征。我们使用PlanetNet描绘了2008年土星风暴的主要组成部分，增强了以前研究的区域范围，并指示了可以用辐射转移模型更深入探测的区域。我们的光谱分量图显示了受风暴影响的广大地区的成分和云的变化，显示了垂直上升流的区域，以及紧凑亚暴中心的云减少
2019-04-29 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
An Enduring Rapidly Moving Storm as a Guide to Saturn's Equatorial Jet's Complex Structure
本研究通过2015年土星赤道一场450米每秒高速移动的持续亮风暴，结合辐射传输模型揭示赤道急流存在三层运动、强垂直风切变及时间变化性，为巨行星急流模型提供观测依据。
2024-01-31 astro-ph.EP
Stratospheric aftermath of the 2010 Storm on Saturn as observed by the TEXES instrument. I. Temperature structure
我们报告的光谱观测土星的平流层在2011年7月与得克萨斯州Echelon交叉Echelle摄谱仪（TEXES）安装在美国宇航局红望远镜设施（IRTF）。观测目标是CH $_4$ $ν_4$波段和H $_2$ S（1）四极谱线的几条谱线，旨在确定土星平流层的热结构如何受到2010年大白点的干扰。对卡西尼复合红外光谱仪（CIRS）光谱的研究已经表明，存在一个以2 hPa压力为中心的大型平流层扰动，绰号信标B 0，以及较低压力下的暖空气尾部（Fletcher等人，2012年）。伊卡洛斯221，560- 586）。我们的观测证实了由CIRS确定的信标B 0垂直结构，其最高温度为$180\pm1$ K，在0.2 hPa气压水平上被温度下降所覆盖。我们检索的最高温度的$180\pm1$ K是冷比CIRS（$200\pm1$ K），差异，可以定量解释陆地大气涂抹。我们提出了一个方案的基础上的GWS发射的重力波饱和的信标的形成。我们的观测还表明，尾是土星平流层上部的行星环绕扰动，在0.2和0.02百帕之间振荡，显示出明显的波数2模式。我们建议，在平流层上部的这种模式是热潮汐产生的温暖的信标在平流层中部的存在下，或签名的Rossby波活动的签名。
2016-04-21 astro-ph.EP
Surveying exogenous species in Saturn with ALMA I. Detecting and Mapping CO
Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学）；Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多大学天体物理实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；LAM, Marseille（马赛天体物理实验室）
通过ALMA观测土星平流层CO分布，发现其集中在0.1-1毫巴层，排除环落尘影响，支持近期彗星撞击来源。
2026-10-28 astro-ph.EP physics.ao-ph
Saturn's Seasonally Changing Atmosphere: Thermal Structure, Composition and Aerosols
卡西尼号探测土星大气层的寿命（土星年的三分之一）意味着我们几乎能够跟踪每个季节的大气温度，化学和云不透明度的季节性演变，从冬至到冬至，从近日点到远日点。卡西尼号在长达数十年的地面记录的基础上观察了大气温度的季节性变化，发现了一种滞后于季节性日照的热响应，其滞后时间随着进入大气层的深度而增加，与辐射气候模型一致。季节性半球对比在较小尺度上受到大气环流的扰动，如带/带动力学、赤道振荡和极涡。温度不对称性在平流层中部最大，在辐射对流边界附近变得不显著。卡西尼号还测量了大气成分的南夏不对称性，包括对流层上部的氨（最顶层云层的关键物质）、磷化氢和仲氢（两种不平衡物质）;以及平流层甲烷紫外线光解产生的碳氢化合物（主要是乙烷和乙炔）。这些化学不对称性现在正在以微妙的方式改变，这是由于（i）随着温度和日照的变化而变化的化学效率;以及（ii）与季节性温度差异相关的大规模翻转相关的垂直运动。同样，在卡西尼号探索的最早阶段发现的对流层气溶胶不透明度和颜色的半球对比现在已经逆转，表明云和温度之间存在复杂的联系。[删节]
2015-10-19 astro-ph.EP
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
Meridional Circulation of Dust and Gas in the Circumstellar Disk: Delivery of Solids onto the Circumplanetary Region
我们进行了形成行星的3D尘埃+气体辐射流体动力学模拟。我们研究了海王星，土星，木星和5个冥王星质量的行星在5.2，30，50 AU距离他们的恒星的参数网格。我们发现，纬向环流\citep{Szulagyi14,FC16}驱动一个强大的垂直流动的灰尘，以及，因此，灰尘是不解决在中面，即使是毫米大小的颗粒。环周环流将把尘埃和气体垂直地输送到环行区域，有效地桥接了间隙。尘埃的希尔球吸积率为$\sim10^{-8}$到$10^{-10}$ $\rm{M_{Jup}/yr}$，随行星质量增加而增加。对于气体成分，增益为$10^{-6}$至$10^{-8}$ $\rm{M_{Jup}/yr}$。随着行星质量的减小，尘埃和气体吸积速率之间的差异越来越小。在行星附近，毫米颗粒比气体更容易被捕获，这意味着环行星盘可能比环星盘更富含固体。我们计算了星周盘中各处的局部尘气比（DTG），并确定了DTG为1，0.1，0.01，0.001的中平面以上的高度。行星质量越大，毫米级的尘埃就被输送得越高，行星所携带的尘埃盘的比例也就越大。对于海王星质量或以下的行星来说，毫米尘埃的搅动可以忽略不计，但在土星质量以上的行星上是很重要的。
2021-10-22 astro-ph.EP
Global climate modeling of Saturn's atmosphere. Part IV: stratospheric equatorial oscillation
卡西尼号上的复合红外光谱仪（CIRS）揭示了平流层温度的赤道振荡，让人想起地球的准两年振荡（QBO），以及土星环下的异常高温。为了更好地了解土星平流层大气环流的这些主要特征，我们将在以前的出版物中已经用于研究对流层动力学、喷流形成和行星尺度波活动的伽利略-土星全球气候模型（GCM）扩展到更高的高度。首先，研究了高层模式顶部对对流层纬向急流的影响和动能分布。升高模式顶部可以防止对流层顶能量和涡度拟能的积累。参考GCM模拟与1/2 $^{\circ}$纬度/经度分辨率和一个凸起的模式顶部表现出类似QBO的振荡所产生的解决行星尺度波。然而，周期更不规则，向下传播比观测快。此外，相比CIRS观测反演，模拟的QBO样振荡低估了一半的赤道温度异常的幅度和垂直特征长度的赤道振荡。这类QBO振荡主要是由向西传播的波驱动;一个显着缺乏东向波强迫解释了波动向东阶段的QBO振荡。在北纬20 $^{\circ}$和南纬20 $^{\circ}$，土星-土星大气环流模式交替地在北半球和南半球表现出几个强的季节性东向急流。这些喷流与环的阴影有关。使用GCM模拟没有环的阴影，我们显示其对土星的平流层动力学的影响。剩余平均环流和涡动强迫都受到环阴影的影响。
2020-06-24 astro-ph.EP physics.ao-ph
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
Surveying exogenous species in Saturn with ALMA. II. Detecting and Mapping HCN
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学）；Univ. Bordeaux, CNRS, LAB, UMR 5804（波尔多大学，法国国家科学研究中心，实验室）；LMD/IPSL, CNRS, Sorbonne Université, École Polytechnique, Institut Polytechnique de Paris, École Normale Supérieure, Université PSL（气象动力学实验室/地球物理研究所，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎综合理工学院，巴黎理工学院，巴黎高等师范学院，巴黎文理研究大学）
利用ALMA探测并绘制土星平流层HCN发射线，测量其丰度与分布，探讨外部来源与内部输运对含氮物种的贡献。
2026-09-29 astro-ph.EP
Zonal Flow Magnetic Field Interaction in the Semi-Conducting Region of Giant Planets
太阳系中的四颗巨行星都具有云面上100米/秒量级的纬向流，以及表面附近1高斯量级的大尺度固有磁场。纬向流的垂直结构仍然不清楚。端元情景是局限于辐射大气中的浅流和遍及整个地球的深流。电导率随着木星和土星内部深度的变化而迅速而平稳地增加。深部纬向流将不可避免地与磁场相互作用，即使是在具有适度导电性的深度。本文研究了巨行星半导体区纬向流与磁场的相互作用。采用平均场电动力学，我们表明，相互作用将产生可检测的极向磁场扰动空间相关的深纬向流。假设发电机α效应的峰值幅度为0.1 mm/s，木星和土星半导体区域中0.1 - 1 m/s量级的深纬向流将产生0.01% - 1%量级的背景偶极场的极向磁扰动。这些极向扰动应该是可以检测到的原位磁场测量从朱诺号任务和卡西尼号大结局。这意味着，磁场测量可以用来约束的性质，在半导体区的巨行星的深纬向流。
2017-03-29 astro-ph.EP
The enigmatic abundance of atomic hydrogen in Saturn's upper atmosphere
本文通过HST和Cassini交叉校准观测土星Lyα辐射，发现仪器灵敏度需调整，并揭示土星北半球存在永久性Lyα隆起特征，结合辐射传输与光化学模型分析，指出该现象与季节效应、温度剖面变化及潜在超热原子有关。
2023-11-23 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.ao-ph
