We present astrometric observations of the Saturnian satellites Mimas, Enceladus, Tethys, Dione and Rhea from Cassini Imaging Science Subsystem (ISS) narrow-angle camera (NAC) images. Image sequences were designed to observe mutual occultations between these satellites.
The positions of satellite centres were estimated by fitting ellipsoidal shape models to the measured limbs of the imaged satellites. Spacecraft pointing corrections were computed using the UCAC2 star catalogue.
We provide a total of 2303 astrometric observations, resulting in 976 pairs, the remainder consisting of observations of a single satellite. Mean residuals for the individual satellite positions relative to the SAT360 ephemeris were 4.3 km in the line direction and -2.4 km in the sample direction, with standard deviations of 5.6 and 7.0 km respectively, an order of magnitude improvement in precision compared to published HST observations. By considering inter-satellite separations, uncertainties in camera pointing and spacecraft positioning along with possible biases in the individual positions of the satellites can be largely eliminated, resulting in an order-of-magnitude increase in accuracy compared to that achievable using the individual satellite positions. We show how factors relating to the viewing geometry cause small biases in the individual positions of order 0.28 pixel to become systematic across the dataset as a whole and discuss options for reducing their effects . The reduced astrometric data are provided in the form of individual positions for each satellite, together with the measured positions of reference stars, in order to allow more flexibility in the processing of the observations, taking into account possible future advances in limb-fitting techniques as well as the future availability of more accurate star catalogues, such as those from the GAIA mission.
Origin of the chaotic motion of the Saturnian satellite Atlas
我们重新审视阿特拉斯的动态。使用卡西尼国际空间站2004年2月至2013年8月的天体测量观测，库珀等人（2015年）发现了阿特拉斯目前受到54：53共转偏心率共振（CER）和54：53林德布拉德偏心率共振（LER）的干扰。他们证明了阿特拉斯的轨道是混沌的，李雅普诺夫时间为10年，这是与普罗米修斯的耦合共振相互作用（CER/LER）的直接结果。在这里，我们使用CoraLin分析模型（El Moutamid et al. 2014）研究了两种共振之间的相互作用，表明混沌区几乎填满了卫星轨道所占据的所有共转位置。四个70：67的半圆型平均运动与潘多拉的共振也是重叠的，但这些共振的影响要弱得多。频率分析使我们能够突出54：53共振之间的耦合，并确认一个简化的系统，包括由于普罗米修斯和土星的扁率的扰动只捕捉到动力学的基本特征。
Saturn's inner satellites : orbits, masses and the chaotic motion of Atlas from new Cassini imaging observations
我们提出了数值推导的轨道和质量估计的土星内部卫星，阿特拉斯，普罗米修斯，潘多拉，Janus和Epimetheus从适合2580新的卡西尼国际空间站天体测量观测跨越2004年2月至2013年8月。这些意见载于补充表格。我们估计GM_ Atlas=0.384+/-0.001 x 10^（-3 km ^3s ^（-2），这个值比之前公布的估计值小13%，但不确定性降低了一个数量级。我们还发现GM_ Prometheus=10.677+/-0.006x10 ^（-3 km ^3s ^（-2），GM_Pandora=9.133+/-0.009x10 ^（-3 km ^3s ^（-2），GM_Janus=126.51+/-0.03x10 ^（-3 km ^3s ^（-2）和GM_Epimetheus=35.110+/-0.009x10 ^（-3 km ^3s ^（-2），与先前公布的值一致，但不确定性也显著降低。我们表明，阿特拉斯目前是在54：53共同旋转偏心共振（CER）和54：53内林德布拉德（ILR）与普罗米修斯共振振动，使其成为耦合CER-ILR系统的最新例子，与土星卫星Anthe，Aegaeon和Methone，可能是海王星的环弧。我们进一步证明阿特拉斯的轨道是混乱的，李雅普诺夫时间约为10年，并表明其混乱行为是与普罗米修斯耦合共振相互作用的直接结果，而不是已知的混乱相互作用的间接影…
Influence of the coorbital resonance on the rotation of the Trojan satellites of Saturn
卡西尼号太空船收集土星卫星的高分辨率图像，并揭示了这些新世界的表面。卫星的形状和旋转可以从卡西尼号成像科学子系统数据中确定，采用边缘坐标和立体测量控制点。Epimetheus（Tiscareno et al. 2009）就是这种情况，它开启了新旋转模型的阐述（Tiscareno et al. 2009; Noyelles 2010; Robutel et al. 2011）。特别是，Epimetheus的特点是它的马蹄形轨道和交换的存在是必不可少的，以明确引入旋转模型。在土星系统的旅程中，卡西尼号航天器积累了其他卫星的观测数据，并有可能确定其中几个卫星的旋转参数。为了准备这些未来的观测，我们建立了共轨（也称为特洛伊）卫星Telesto、Calypso、Helene和Polydeuces以及Janus和Epimetheus的旋转模型。事实上，Telesto和Calypso围绕土星-Tethys的L_4和L_5拉格朗日点运行，而Helene和Polydeuces是Dione的共轨道。本研究的目的是了解如何偏离开普勒运动引起的摄动的共轨体，影响这些卫星的旋转。为此，我们利用Erdi（1977）提出的表示共轨运动的形式，在转动方程中明确地引入了微扰，从而以紧凑的形式描述了包括Janus和Epimetheus在内的共轨的转动运动。
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。
The opposition effect in Saturn rings seen by Cassini/ISS: 1. Morphology of phase curves
卡西尼号的照相机已经捕捉到了土星环中的对冲效应，在整个主环系统中，相位角低至0.01 o的径向分辨率很高。我们推导出中心波长为0.611微米的广角相机透明滤光片中相位角为0.01至25度的相位函数，以及窄角和广角相机彩色滤光片（从蓝色0.451微米到近红外0.752微米）中相位角为0.001至25度的相位函数。我们描述了主环中不同特征的相位函数的形态。我们发现相函数的形状可以用对数模型精确地表示（Bobrov 1970，在Surfaces and Interiors of Planets and Satellite，Academic，edited by A. Dollfus）。出于实用目的，我们还通过一个简单的线性部分模型（Lumme和Irvine 1976，Astronomical Journal，81，p865）来参数化相位曲线，该模型提供了三个形态参数：浪涌的幅度和半峰半宽（HWHM），以及相位函数在较大相位角处的线性部分的斜率S。我们的分析表明，所有这些参数都显示出与环的光学深度的趋势。这些趋势表明，光学厚度是决定对映效应的物理性质的关键因素。浪涌的形态参数的波长变化显示出重要的趋势与绿色滤光器中的光学深度（0.568微米），这意味着晶粒尺寸的影响是最大的在这个波长。
