We analyze far-infrared (10-650 cm$^{-1}$) emissivity spectra of Saturn's main rings obtained by the Cassini Composite Infrared Spectrometer (CIRS). In modeling of the spectra, the single scattering albedos of regolith grains are calculated using the Mie theory, diffraction is removed with the delta-Eddington approximation, and the hemispherical emissivities of macroscopic free-floating ring particles are calculated using the Hapke's isotropic scattering model. Only pure crystalline water ice is considered and the size distribution of regolith grains is estimated. We find that good fits are obtained if the size distribution is broad ranging from 1 $μ$m to 1-10 cm with a power law index of $ \sim 3$. This means that the largest regolith grains are comparable to the smallest free-floating particles in size and that the power law indices for both free-floating particles and regolith grains are similar to each other. The apparent relative abundance of small grains increases with decreasing solar phase angle (or increasing mean temperature). This trend is particularly strong for the C ring and is probably caused by eclipse cooling in Saturn's shadow, which relatively suppresses warming up of grains larger than the thermal skin depth ($\sim$ 1 mm) under subsequent solar illumination.
A multilayer model for thermal infrared emission of Saturn's rings. III: Thermal inertia inferred from Cassini CIRS
土星的主要环（A，B，C环和卡西尼司）的热惯性值来自我们的热模型，方位角扫描的卡西尼复合红外光谱仪（CIRS）所采取的光谱。模型拟合表明，环粒子的热惯性分别为16，13，20和11 JmPDMATHABMM K $^{-1}$ s $^{-1/2}$的A，B和C环，和卡西尼司，分别。然而，在土星阴影中的模拟和观测温度之间存在系统偏差，这取决于太阳相位角，这些偏差表明表观热惯性随太阳相位角增加。如果大的慢旋转颗粒具有比小的快旋转颗粒更低的热惯性值，则可能解释这种依赖性，因为慢旋转体的热发射在低相位时比快旋转体的热发射相对更强，反之亦然。附加的参数拟合，假设慢和快旋转体具有不同的热惯性值，显示出慢（快）旋转体的导出的热惯性值分别为8（77），8（27），9（34），5（55）JmPDMATHABMM K $^{-1}$ s $^{-1/2}$，对于A，B和C环，以及Cassini分区。快速旋转体的数值仍然比没有孔隙的固体冰的数值小得多。因此，快速旋转器可能有表面风化层，但这些可能不像慢速旋转器那样蓬松，可能是因为快速旋转器保持风化颗粒的能力有限，因为快速旋转器表面上的强大离心力。其他额外的参数拟合，其中快速旋转体的半径是不同的，表明小于$\sim$ 1厘米的粒子不应该占据超过一半的截面的A，B和C环。
Ethane in Titan's Stratosphere from Cassini CIRS Far- and Mid-Infrared Spectra
卡西尼复合红外光谱仪（CIRS）观测到远红外和中红外（从10厘米$^{-1}$到1500厘米$^{-1}$）的热发射，从而能够在2004年至2017年的卡西尼任务期间对土卫六上的乙烷进行时空研究。许多以前在土卫六上对乙烷的测量都依赖于模拟分子的中红外$ν_{12}$带，以822 cm $^{-1}$为中心。其他波段的乙烷在较短和较长的波长被看到，但还没有建立模型来测量乙烷丰度。最近在实验室中研究了289 cm $^{-1}$处的远红外$ν_{4}$扭转带和以1468 cm $^{-1}$为中心的中红外$ν_{8}$带的谱线表。我们分别对这些波段（连同$ν_{12}$波段）的CIRS观测进行建模，并比较从每个光谱区域检索到的混合比。$ν_{4}$波段的最低点观测探测100公里以下的平流层。我们在289 cm $^{-1}$的赤道测量显示，从2007年到2017年，在88 km处的丰度为（1.0 $\pm$ 0.4）$\times$ 10 $^{-5}$。这一混合比与高海拔地区的测量结果相一致，与许多光化学模型预测的消耗相反。$ν_{12}$和$ν_{8}$波段的测量结果彼此相当，$ν_{12}$波段探测的高度范围延伸到大气层更深的地方。我们建议未来的行星大气研究可能会观察到$ν_{8}$带，使乙烷的更短波长的研究。在相同的光谱窗口中观察乙烷$ν_{8}$带和附近的甲烷$ν_{4}$带…
Saturn's icy satellites and rings investigated by Cassini - VIMS. III. Radial compositional variability
在过去的几年里，卡西尼VIMS，可见光和红外测绘光谱仪，向我们返回了土星冰冷的卫星和环的全面视图。在分析了卫星的光谱特性（Filacchione et al.（2007 a））及其在卫星半球上的分布（Filacchione et al.（2010））之后，我们在本文中继续研究结冰卫星（主卫星和次卫星）的径向变化和主环的平均光谱特性。这一分析是利用卫星的2，264个磁盘综合观测数据和以约125公里/像素的空间分辨率获得的12x700像素宽的环径向镶嵌图进行的。这些数据的比较分析，使我们能够检索水冰和红色污染物分布在整个土星的系统和典型的表面风化层粒度的量。这些测量突出了这里分析的人口中非常显着的差异，从几乎未受污染和水冰丰富的土卫二和卡里普索表面到土卫八的领先半球和菲比的金属/有机物丰富和红色表面。在可见光范围内，环的光谱比冰卫星更红，但显示出更强烈的1.5 - 2.0微米波段深度。光谱斜率、波段深度、可见光波长和相位之间的相关性使我们能够将土星的星族聚集在不同的光谱类别中，这些光谱类别不仅在主卫星和环之间被检测到，而且在共轨的小卫星之间也被检测到。最后，我们应用Hapke的理论来检索土星内部规则卫星的最佳光谱拟合，使用与Ciarniello等人（2011）中讨论的Rhea数据相同的方法。
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。
