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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
The Saturn Ring Skimmer Mission Concept: The next step to explore Saturn's rings, atmosphere, interior, and inner magnetosphere
创新的土星环Skimmer任务概念能够进行广泛的调查，解决有关土星及其环，以及巨行星和天体物理盘系统的基本问题。这一任务将通过首次观测土星环中的单个粒子，对天体物理盘系统中的动力学过程提供新的见解。环掠食者还将通过确定土星环的成分演变和物质传输速率来限制土星环的起源，历史和命运。此外，Ring Skimmer将通过直接测量环的大气层，土星的内部磁层和从环进入行星的物质，揭示环，磁层和行星如何作为一个相互连接的系统运行。与此同时，这一飞行任务将通过对云层特征进行广泛的高分辨率观测和对该行星极其动态的引力场进行反复测量，澄清该行星可见大气层和深层内部的动态过程。鉴于这一基本任务概念的科学潜力，我们主张将其作为新边疆计划的一个潜在选择进行深入研究。
2020-09-17 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
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
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
Orbital evolution of Saturn's satellites due to the interaction between the moons and massive Saturn's rings
土星的中等大小的卫星（卫星）有一个令人困惑的轨道结构，与每隔一对（土卫二-土卫三4：2和土卫二-土卫四2：1）的平均运动共振捕获。根据克里达和恰诺兹的卫星形成模型，为了重现它们目前的轨道结构，相邻的星对必须通过一阶平均运动共振而不会被捕获。可以通过快速轨道迁移和/或由卫星和环（圆盘）之间的引力相互作用引起的卫星偏心率的激发来避免捕获，这仍然是未知的。在我们的研究中，我们调查卫星轨道的演变，由于与磁盘的相互作用，通过全N体模拟。我们进行了全球高分辨率N体模拟的自引力粒子盘与一个单一的卫星相互作用。我们使用$N \sim 10^5$颗粒作为磁盘。考虑了所有粒子的引力和它们的非弹性碰撞。结果表明，盘的自重和卫星引起的带有少量$m \sim$的全球旋臂形成了密集的短波尾流结构。自重力尾流对卫星轨道演化起着调节作用，它被认为是一种圆盘扩展机制，而不是轨道演化的驱动力。自重力尾流力矩对卫星的作用是如此有效，以至于卫星的迁移速度比用旋臂力矩预测的要快得多。它提供了一个可能的模型，以避免相邻卫星对的共振捕获，并建立土星中型卫星的当前轨道配置。
2020-07-26 astro-ph.EP
Appearance of Saturn's F ring azimuthal channels for the anti-alignment configuration between the ring and Prometheus
在这篇文章中，我们探讨了F环与环和普罗米修斯之间的反对齐配置方面。我们把注意力集中在F环的方位角通道的形状上，这是由Porco等人（2005年）首次报道的，并由Murray等人（2005年）进行了数值探索，他们通过直接比较发现卡西尼号国际空间站的重新投影图像与他们的数值模型之间非常一致。我们发现，对于反对齐，通道更宽，并且在环材料内部更深。从我们的数值模型中，我们发现了一个新的功能，在海峡中间的岛屿。这个岛是由被普罗米修斯扰动最多的粒子组成的，只有当这颗卫星接近远心点时才会出现。此外，还得到了普罗米修斯不同轨道级的反排列构形图，并进行了讨论。
2009-05-28 astro-ph.EP
Numerical Simulations of Saturn's B Ring: Granular Friction as a Mediator between Self-Gravity and Viscous Overstability
研究了B环的复杂光学深度结构。这种结构的来源可能是开普勒剪切和环粒子的自引力的复杂动力学。这些动态效应的结果敏感地依赖于粒子的碰撞和物理性质。两种机制可以出现，主导环的宏观物理结构：自重力尾流和粘性超稳定性。在这里，我们研究这两种机制之间的相互作用，通过使用我们最近开发的粒子碰撞方法，使我们能够更好地模拟粒子间的接触物理。我们发现，对于一个恒定的环的表面密度和颗粒的内部密度，粗糙表面的颗粒往往会产生轴对称的环的功能与粘性过稳定性，而光滑表面的颗粒产生自重力唤醒。
2017-02-15 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
Dynamics of the dust rings and satellites of Uranus and of the Saturn's F-ring
天王星的$μ$环和$ν$环与Puck、Mab、Portia和Rosalind卫星组成了一个次级环月系统。这些环很脆弱，主要由微米颗粒组成，这些颗粒会受到太阳辐射压力的强烈干扰。我们对一个粒子样本在太阳辐射力和行星扁率影响下的轨道演化进行了数值分析，并结合了与近距离卫星的引力相互作用。最有可能的结果是碰撞和粒子沉积在这些卫星的表面上。由于这种机制往往会导致环的材料耗尽，我们调查了这些尘埃颗粒的其他来源。通过对行星际流星体流量的粗略估计，我们发现Mab的抛射可以产生一个光学厚度与观测相当的环。对F环尘埃带进行了类似的分析。由于土星的扁率的阻尼防止了偏心率的夸大变化，并增加了粒子的寿命。因此，使用卡西尼号图像对F环的光度研究显示，在过去的25年里，土星F环的亮度有了实质性的增长。卡西尼号和旅行者号的相位曲线形状相似，这表明尽管尘埃颗粒的数量增加了，但总体尺寸分布没有变化。在2007年晚些时候，当太阳穿过环平面时，在春分期间观察到了弥漫在天王星环中的尘埃带。使用VLT拍摄的图像经过处理，然后组合成长曝光帧。对于每个帧，提取南北径向轮廓。它们将用于开发光度模型。
2013-07-11 astro-ph.EP
Connections between Spectra and Structure in Saturn's Main Rings Based on Cassini VIMS Data
土星的主环在广泛的空间尺度上表现出其不透明度和光谱特性的变化，这些参数之间的相关性可以提供对塑造环的组成和动力学过程的见解。卡西尼号航天器上的可见光和红外测绘光谱仪（VIMS）获得了0.35至5.2微米之间的环光谱，其空间分辨率足以分辨200公里以下尺度的变化。这些相对高分辨率的光谱数据表明，近红外水冰吸收带的深度和可见光谱斜率往往与环的光学深度等结构参数相关。使用一个简化的模型的环颗粒的风化层的属性，我们已经开始解开的趋势，由于环颗粒的总成分的变化，从那些可能是由于环颗粒的风化层的纹理的变化。与以前的研究一致，这项分析发现，C环和卡西尼分区具有增强的污染物浓度，吸收了广泛的波长范围内的光。另一方面，优先吸收短可见光和近紫外波长的第二种污染物被发现更均匀地分布在整个环。这种短波吸收体的光学活性在距离土星中心10万公里的B环内部增加，这可能为这种污染物的起源提供线索。在某些地方，被认为是风化层结构变化的光谱变化与环的光学深度明显相关，而在其他地方，它们似乎与土星各种卫星的强烈平均运动共振所产生的扰动有关。
2012-12-19 astro-ph.EP
Nanograin densities outside Saturn's A-ring
卡西尼等离子体和无线电科学仪器测量的离子和电子密度的径向依赖性之间所观察到的差异被用来表明土星主环和其纤细的G环之间的外缘区域渗透着小的带电颗粒（纳米颗粒）。这些颗粒从A环的边缘和从脆弱的F环和G环发出。这是土星磁层中相对未被探索的区域，但在2017年9月任务结束之前，它将成为卡西尼号F环轨道的焦点。这里预测的颗粒密度的确认将提高我们描述土星磁层这一重要区域物质形成和破坏的能力。
2016-11-08 astro-ph.EP physics.space-ph
The ballistic transport instability in Saturn's rings I: formalism and linear theory
行星环承受着超高速流星体的持续轰击，这些流星体在10^5 - 10^7年的时间尺度上侵蚀着行星环颗粒的表面。从这种撞击中喷射出来的碎片重新积聚在环上，尽管通常与发射点的轨道半径略有不同。这种“弹道输运”导致盘的质量和角动量重新排列，并引起线性不稳定性，从而在相对较大的尺度上产生结构。很可能土星B环内部100公里的波动和土星C环的高原和1000公里的波动与不稳定性的非线性饱和有关。在本文中的物理问题是重新制定，以便适用于一个局部补丁的磁盘（剪切片）。这种新的流线型模型有助于我们对不稳定性的物理理解，也使其非线性动力学分析更容易处理。我们集中在线性理论在本文中，显示的不稳定性被限制在一个优选的范围内的中间波数和光学深度。随后，我们将这些一般结果的内部B-环和C-环，并发现，在这两个地区的弹道输运不稳定性应接近边际，一个事实，可能有重要的后果，其流行和非线性发展。由于通过自重尾流的阻尼，不稳定性不应该出现在A环中。下面的文章将探讨不稳定的非线性饱和，以及它如何连接到所观察到的大尺度结构。
2012-09-13 astro-ph.EP
Regolith grain sizes of Saturn's rings inferred from Cassini-CIRS far-infrared spectra
我们分析了远红外（10-650厘米$^{-1}$）发射率光谱的土星的主要环的卡西尼复合红外光谱仪（CIRS）。在光谱建模中，使用Mie理论计算风化层颗粒的单次散射散射率，使用δ-爱丁顿近似去除衍射，并且使用Hapke的各向同性散射模型计算宏观自由漂浮的环形颗粒的半球发射率。仅考虑纯结晶水冰，并估计了风化颗粒的粒度分布。我们发现，如果尺寸分布范围从1 $μ$ m到1-10 cm，幂律指数为$ \sim 3$，则得到良好的拟合。这意味着，最大的风化颗粒的尺寸与最小的自由漂浮颗粒相当，并且自由漂浮颗粒和风化颗粒的幂律指数彼此相似。小颗粒的表观相对丰度随着太阳相位角的减小（或平均温度的增加）而增加。这种趋势是特别强的C环，可能是由日食冷却土星的阴影，这相对抑制升温的颗粒大于热趋肤深度（$\sim$ 1毫米）下随后的太阳照射。
2012-09-17 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
The ballistic transport instability in Saturn's rings II: nonlinear wave dynamics
陨石撞击产生的喷出物可以重新分配行星环的质量和角动量。这种环特性的“弹道输运”引发了一种线性不稳定性，这种不稳定性可能产生在土星内部B环和C环中观察到的100- 1000公里的波动。我们提出了半解析的结果，展示了如何稳定的不稳定性维持稳定行驶的非线性波列。在较低的光学深度，不稳定性产生近似正弦波的低振幅，我们确定与半径77,000和86,000公里之间的C环中观察到的。另一方面，光学深度为1或更大的表现出滞后，从而环落入多个稳定状态：均匀的背景平衡或大振幅波状态。B环中半径93，000和98，000 km之间的“平坦区”和“波动区”可能分别对应于稳定的均匀态和波动态。此外，我们测试的波列的线性稳定性，并表明，只有一个小的子集是稳定的。特别是，稳定的解决方案都具有波长大于最快的线性增长的长度尺度。我们补充我们的计算与弱非线性分析表明，C-环再现了一些复杂的金兹伯格-朗道方程的动力学。在该系列的第三篇论文中，这些结果将通过数值模拟进行测试和扩展。
2014-04-16 astro-ph.EP
Effects of immersed moonlets in the ring arc particles of Saturn
环弧是粒子与附近卫星共转共振的结果。弧存在于土星和海王星系统中，在土星中，它们也与浸没在其上的小卫星有关。卫星Aegaeon沉浸在G环弧中，卫星Anthe和Methone嵌入在以它们命名的弧中。由于大多数电弧是由$μ$ m大小的粒子形成的，所以耗散效应，例如等离子体阻力和太阳辐射力，降低了电弧的寿命。我们通过计算大量产生率和它们在弧粒子中引起的扰动，分析了浸没卫星对这些弧的影响。通过比较粒子的寿命和大规模生产率，我们得出结论，Aegaeon，Anthe和Methone并没有作为其电弧的来源。我们进一步分析了由不同大小的浸没小卫星形成的假设场景。因此，我们发现，无论假设的小卫星的大小（约0.10公里至4.0公里），这些小卫星将不会作为一个来源。这些弧形是临时结构，它们将在很短的时间内消失。
2020-04-30 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
An N-body Integrator for Gravitating Planetary Rings, and the Outer Edge of Saturn's B Ring
介绍了一种新的辛N体积分器，该积分器用于计算绕扁行星轨道运行的自引力行星环的全局360度演化。这个免费提供的程序叫做epi_int，它与其他类似的程序不同之处在于它使用流线来计算环自引力的影响。这种方法的最大优点是，扰动力来自环物质的光滑线，而不是离散的粒子，因此引力散射非常小，因此只需要少量的粒子来模拟共振限制环的扇形边缘或螺旋密度波的传播。该代码被应用于土星B环的外缘，并将卡西尼测量的环的强迫响应与模拟的土卫一共振扰动进行比较，发现B环外缘的表面密度为195 +-60 gm/cm ^2，如果环内各处都是相同的话，这意味着B环的质量约为土卫一质量的90%。卡西尼号的观测显示，B环边缘有几个自由简正模，它们是环边缘的长期扰动，不受任何已知的卫星共振驱动。虽然激发或维持这些正常模式的机制是未知的，但我们可以在模拟环的边缘植入这样的扰动，并发现这些模式在没有任何阻尼的情况下持续超过10^5个轨道或100年，尽管模拟环的粘度为100厘米^2/秒。这些模拟还表明，环上的脉冲扰动可以激发长寿命的正常模式，这表明最近可能是彗星碎片云的撞击可能激发了这些扰动，这些扰动在土星的许多尖锐边缘环中很常见。
2013-06-06 astro-ph.EP
Accretion of Saturn's Inner Mid-sized Moons from a Massive Primordial Ice Ring
土星的环是岩石贫乏，包含90%-95%的冰质量。作为一个群体，土星的卫星内部，包括特提斯也约90%的冰。土卫三本身的岩石质量小于6%，而其外邻土卫四的岩石质量大于40%。在这里，我们模拟了一个巨大的原始冰丰富的环和卫星的生产环材料传播超过罗氏限制的演变。我们描述的Roche内环的解析模型，并使用N体代码来描述超过Roche极限的材料。我们跟踪的吸积和衍生卫星的相互作用，包括潮汐与行星的相互作用，假设潮汐耗散因子为土星的$Q~10^4$。我们发现，环扭矩和捕获的卫星相互共振产生一个系统的冰丰富的内卫星，向外延伸到大约特提斯的轨道在$10^9$年，即使相对缓慢的轨道膨胀，由于潮汐。由此产生的卫星质量和半长轴分布类似于土卫一、土卫二和土卫三。我们估计的质量岩石交付到卫星的外部彗星撞击在后期重轰炸。我们发现，内卫星接收的岩石质量与它们目前的岩石总含量相当，而土卫四和土卫五接收的岩石数量级低于它们目前的岩石含量。这表明外部污染可能是内卫星岩石的主要来源，土卫四和土卫五是由更多的岩石形成的。再现岩石在当前内卫星中的分布是具有挑战性的，并且似乎需要大的撞击物随机性和/或在初始环中存在一些岩石。
2017-02-14 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
