How Cassini Can Constrain Tidal Dissipation in Saturn
巨行星内部的潮汐耗散对于其天然卫星的轨道演化具有重要意义。传统的处理方法是参数化平衡潮汐理论，在这种理论中，潮汐力矩随距离的增加而迅速下降，而过去的轨道扩展速度更快。然而，Lainey等人（2017）发现，一些土星卫星目前向外迁移的速度比平衡潮汐理论预测的要快。富勒等人（2016）提出的卫星之间的共振锁定和土星的内部振荡，自然与观测到的迁移率相匹配。在这里，我们表明，除了平衡潮汐凸起产生的扰动之外，共振锁定理论还预测了对土星引力场的动态潮汐扰动。我们表明，这些扰动可能会被检测到在卡西尼号的近端轨道，如果卫星迁移的结果从共振重力模式，但将可能无法检测到，如果迁移的结果从惯性波吸引子或耗散的平衡潮汐。此外，我们表明，重力模式的检测将限制在土星的假设稳定分层区域的大小。
2017-10-29 astro-ph.EP
VLBA Astrometric Observations of the Cassini Spacecraft at Saturn
行星星历是星际航天器导航、太阳系动力学研究（包括脉冲星计时星历的重心校正）、掩星预测和广义相对论检验的重要工具。我们正在使用甚长基线阵列（VLBA）对目前在土星轨道上的卡西尼号航天器进行一系列天体测量VLBI观测。这些观测提供了土星质心在国际天体参考系（ICRF）中的位置，精度约为0.3毫弧秒（1.5 nrad），或土星平均距离约2公里。本文报告了2006年10月至2009年4月期间的8个观测时期的结果。这些数据与其他研究人员在2004年的两次VLBA观测和Fomalont等人在2009年的卡西尼重力偏转测量相结合，以约束新的星历（DE 422）。相对于VLBA数据，土星的DE 422拟合后残差通常为0.2 mas，但需要额外的观测来将我们所有相位参考源的位置提高到这个水平。随着时间的推移，我们希望能够将土星星历中所有三个坐标（纬度，经度和范围）的精度提高至少三倍。这将是一个重大的改进，不仅在土星星历，而且在内外太阳系星历之间的联系和在与惯性ICRF的联系。
2010-12-01 astro-ph.EP
Saturn's deep atmospheric flows revealed by the Cassini Grand Finale gravity measurements
土星的纬向风在云层以下穿透有多深一直是一个长达数十年的问题，不仅对大气动力学，而且对内部密度结构，成分，磁场和核心质量都有重要意义。卡西尼大结局重力实验首次回答了这个问题，前提是行星的重力谐波不仅受到刚体密度结构的影响，而且还受到其流场的影响。使用广泛的刚体内部模式和伴随的热成风平衡，我们计算的最佳流动结构低于云的水平和它的深度。我们发现，当扩展到大约8，800公里的深度时，风廓线与观测到的风基本一致，卡西尼号测量的所有重力谐波都得到了解释。这种解决方案是在协议的角动量守恒的考虑，是一致的磁流体力学约束。
2019-02-12 astro-ph.EP
The landscape of Saturn's internal magnetic field from the Cassini Grand Finale
卡西尼号任务于2017年4月进入大结局阶段，并在2017年9月15日潜入土星之前围绕土星执行了22.5个高度倾斜的近距离轨道。在这里，我们提出了我们的分析卡西尼大结局磁强计（MAG）数据集，专注于土星的内部磁场。这些测量表明土星的内部磁场是异常轴对称的，偶极倾斜小于0.007度（25.2弧秒）。土星的磁赤道被直接测量为向北移动了~ 0.0468 +/- 0.00043（1-sigma）$R_S$，2820 +/- 26 km，圆柱径向距离在1.034和1.069 $R_S$之间。虽然几乎是完全轴对称的，土星的内部磁场在纬度方向上表现出许多特征长度尺度。在a=0.75 $R_S$，c=0.6993 $R_S$等压面上检查Br，4到11度的贡献对应于纬度带状磁扰动，其特征宽度与土星大气中观察到的离赤道纬向喷流相似。土星的内部磁场超过60度的纬度，特别是小规模的功能，是不太好的约束，由现有的测量，主要是由于在极地地区的空间覆盖不完整。在土星深层发电机上方可能存在一个厚度超过2500公里的稳定分层层，以过滤掉非轴对称的内部磁场。除了纯粹的传导之外，还有一种热传输机制，例如双扩散对流，必须在这一层内运作，才能与土星观测到的光度相一致。纬向带状磁扰动可能来自于半导体层中纬向带状差异旋转的浅次级发电机作用。
2019-11-16 astro-ph.EP
Possible evidence of p-modes in Cassini measurements of Saturn's gravity field
我们分析的距离率残差数据从卡西尼号的重力实验，不能解释一个静态的，纬向对称的重力场。在本文中，我们使用一个简单的重力扰动正演模型，从正常模式重现的数据。为了做到这一点，我们将多个飞越的数据叠加起来，以提高灵敏度。我们发现一个部分简并的正常模式的能量谱，成功地再现未知的重力信号从卡西尼号的飞越。虽然没有唯一的解决方案，我们发现，模型最有可能拟合的数据是占主导地位的引力贡献的p-模式之间的500- 700 uHz。由于f-模式在较低的频率有较强的重力信号，对于一个给定的振幅，这一结果将表明强烈的频率依赖于正常模式激发土星。我们预测的峰值振幅为p-模式的数量级为几公里，至少一个数量级大于峰值振幅推断地球上的木星观测。我们在土星上预测的大p模振幅，如果它们确实存在并且处于稳定状态，将意味着这些模式的下限Q> 1 e7的弱阻尼，与理论预测一致。
2021-06-08 astro-ph.EP
Dust clouds and plasmoids in Saturn's Magnetosphere as seen with four Cassini instruments
我们重新审视了2006年卡西尼号飞船在土星观测到的“尘埃云”的证据。四台仪器的数据同时进行比较，以解释一个连贯的尘埃群的签名，这些尘埃群将在赤道平面附近停留长达六周。正如在宇宙尘埃分析仪（CDA）的尘埃计数器中看到的那样，明显的模式在航天器连续三次旋转中重复。这个特殊的云估计大约有1.36个土星半径大小，而且可能正在扩大。我们还提出了一个重联事件从磁场数据（MAG）留下几个等离子体团一样，从旅行者号在20世纪80年代初的飞越报告。磁泡发生在土星磁层的黎明侧。在它们的初期，磁场表现出其排列的紊乱，通量管的破坏和大约30天的时间尺度上的恢复。然而，我们不能排除可能发生了不同的事件。经验证据显示，在另一个场合时，一个等离子体团是携带一个云的微小尘埃粒子，使等离子体团和相干尘埃云之间的连接是可能的。
2017-02-06 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
Saturn's Polar Atmosphere
本书的这一章，土星的极地大气，将由剑桥大学出版社出版，作为凯文·贝恩斯，迈克尔·弗拉萨，诺伯特·克虏伯和托马斯·斯塔拉德编辑的多卷本作品的一部分，题为“21世纪的土星”。“本章回顾了我们对土星极地大气层的了解，这些知识是通过地球和空间观测以及理论和数值模拟揭示的。特别是，卡西尼号土星任务，自2004年以来一直围绕着这颗环形行星运行，彻底改变了我们对这颗行星的理解。目前的审查更新了Del Genio等人（2009年;土星大气结构和动力学，“卡西尼-惠更斯号土星”的第7章）的先前审查，卡西尼号的主要任务阶段于2008年结束后，通过关注土星的北极地区并将其与南部高纬度地区进行比较。在北半球高纬度地区的两个突出特点是北六边形和北极涡，我们广泛的评论观测和理论研究这两个功能的日期。我们还回顾了自2004年以来（2002年北冬至后不久），通过2009年的春分点，并接近2017年的下一个冬至，在卡西尼号任务期间积累的观测数据的极地地区的季节性演变。我们通过列出未回答的问题并描述计划在2016年至2017年期间进行的卡西尼号任务大结局阶段的极地观测来结束当前的审查。
2016-10-03 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
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
Counter Data of the Cosmic Dust Analyzer aboard the Cassini spacecraft and possible "dust clouds" at Saturn
我们目前的尘埃粒子的撞击率记录的宇宙尘埃分析仪（CDA）卡西尼号飞船上。“尘埃计数器”评估撞击的质量，并得出空间尘埃颗粒的表观密度。原始数据被预先选择和提炼成一个新的结构，用于更好地研究行星际尘埃颗粒的密度，流动和性质。我们的数据被校正为仪器的死时间，并对应于一个假设的开普勒轨道（指向敏感区域）。处理后的数据发布在磁层和等离子体科学网站（MAPSview）上，在那里它可以与其他卡西尼仪器相关联。一个样本是为土卫六飞越DOY 250/2006。我们发现，尘埃密度的峰值至少有两次，在土卫六和土卫五之间的空白区域。这些特征可能指向在太空中缓慢漂移的小粒子云。这些密度云在消散之前似乎稳定了几个月或几年。
2014-10-01 astro-ph.EP
The Origin and Evolution of Saturn: A Post-Cassini Perspective
该研究基于卡西尼任务视角，探讨土星的形成与演化，对比核吸积和盘不稳定性模型，指出土星的重元素等特征支持核吸积模型，并结合大气氦氢比、环系数据及系外行星观测提供新见解。
2024-12-06 astro-ph.EP
New constraints on Saturn's interior from Cassini astrometric data
使用天体测量观测跨越一个多世纪，包括一个大的卡西尼数据集，我们确定土星的潮汐参数，通过其目前的影响的轨道上的八个主要和四个共轨卫星。我们使用后者首次确定了土星的勒夫数，$k_2=0.390 \pm 0.024$，这个值大于常用的理论值0.341（Gavrilov & Zharkov，1977），但与最近的模型（Helled & Guillot，2013）兼容，其中$k_2$的范围从0.355到0.382。根据土星内部的假设旋转，新的约束可以导致潜在模型数量减少多达80%，为探测土星内部提供了很好的机会。此外，还证实了土星内部存在显著的潮汐耗散（Lainey等人，2012年），对应于一个高的现代潮汐比$k_2/Q=(1.59 \pm 0.74) \times 10^{-4}$，并意味着快速的轨道扩张的卫星。这种高耗散，对应于土卫二和土卫四的潮汐频率没有明显的变化，可以通过固体核心中的粘性摩擦来解释，这意味着核心粘度通常在$10^{14}$和$10^{16}$ Pa.s之间（Remus等人，2012年）。然而，在土卫五的频率下，耗散增加了一个数量级，这可能意味着存在一个额外的、依赖于频率的耗散过程，可能来自土星流体包络中作用于潮汐波的湍流摩擦（Ogilvie & Li，2004）。或者，土星的一些卫星本身可能经历大的潮汐耗散。
2015-11-26 astro-ph.EP
Probing Saturn's tropospheric cloud with Cassini/VIMS
在其十年的运作中，卡西尼号任务使我们能够深入观察土星的大气层，并调查其笼罩的阴霾下发生的过程。我们使用视觉和红外测绘光谱仪（VIMS）4.6-5.2微米的数据，从早期的任务，调查土星的云结构的位置和属性之间的0.6和5巴。我们平均从2006年在纬度圈的夜侧光谱和模型的光谱临边昏暗使用NEMESIS辐射转移和检索工具。我们提出了我们最适合的深云模型，纬度在-40至50度之间，以及检索到的NH3，PH 3和AsH 3的丰度。我们发现赤道NH3丰度增加，云底在~2.3 bar，没有证据表明云粒子在4.6-5.2微米波长范围内具有强吸收特征，所有这些都与以前的工作一致。非散射云模型假设一个组合物的NH3或NH 4SH，与散射阴霾覆盖，适合临边昏暗曲线和光谱在所有纬度以及检索的光学厚度对流层阴霾在北（冬季）半球减少，这意味着阴霾有一个光化学起源。我们通过检查不同季节的光谱来检验这一假设的能力受到了VIMS观测在任务寿命期间的不同几何形状以及2010年底土星风暴出现的限制。
2016-01-13 astro-ph.EP
Saturn's Magnetic Field at Unprecedented Detail Achieved by Cassini's Close Encounters
卡西尼号任务的最后22.5个轨道使航天器距离土星1巴表面不到3000公里。这些近距离接触提供了一个前所未有的土星磁场的视图，包括内部发电机，电离层和磁层的贡献。在这一章中，我们突出了新的图片土星的磁场从卡西尼号任务，包括持续但随时间变化的低纬度磁场排列电流，阿尔文波行星的D环，极端轴对称，和高度磁矩。然后，我们讨论的影响和新的问题提出了土星的最内层磁层，赤道电离层和内部。最后，我们展望了未来对土星和其他巨行星的探索。
2023-01-07 astro-ph.EP physics.flu-dyn
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。
2012-09-17 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
Saturn's aurora observed by the Cassini camera at visible wavelengths
第一次观测土星的可见光极光是由卡西尼号相机拍摄的。2006年至2013年期间，在北半球和南半球观察到极光。极光的颜色从地平线上几百公里处的粉红色变为地平线上1000-1500公里处的紫色。在波长从250 nm到1000 nm的9个滤光片中观察到的光谱具有突出的H-α线，并且与实验室模拟的极光大致一致。两个半球的极光随经度变化很大。极光在北纬70度至80度之间和南纬65度至80度之间形成明亮的弧形，这些弧形有时会绕着极点盘旋，有时会形成双弧形。一个10，000公里尺度的大型纵向亮度结构持续超过100小时。这个结构几乎与土星一起旋转。在巨大的稳定结构的顶部，极光在几分钟的时间尺度上突然变亮。这些增亮以大约1小时的周期重复。较小的1000公里尺度的结构可能移动得更快，或者在几十分钟的时间尺度上落后于土星的旋转。持续性的近共转大明亮的纵向结构在极光椭圆形在两个电影跨越8和11个旋转给出了一个估计的周期为10.65 $\pm$ 0.15小时，2009年在北椭圆和10.8 $\pm$ 0.1小时，2012年在南椭圆。2009年的北极光周期接近当时探测到的土星公里辐射（SKR）北支。
2015-06-01 astro-ph.EP
Cloud Features and Zonal Wind Measurements of Saturn's Atmosphere as Observed by Cassini/VIMS
我们提出了一个关于土星的大气数据分析卡西尼号的视觉和红外测绘光谱仪（VIMS），专注于在5微米的光谱窗口看到的功能的气象学。我们提出VIMS马赛克和讨论的形态和一般特点的特点背光土星的热辐射。我们还构建了一个纬向风廓线VIMS功能跟踪观测序列使用自动云功能跟踪器。与以前建造的配置文件从旅行者和卡西尼号的成像数据比较，揭示了广泛的相似性，这表明纬向风的垂直切变最小。然而，在VIMS纬向风廓线中急流核心处存在明显的风切变区域。特别是，我们的分析表明，赤道喷流达到超过450米/秒的速度，类似于旅行者时代获得的速度。这表明，最近关于喷流速度相对较慢（约为275-375 m/s）的推断仅限于对流层上部，深层（>1 bar）喷流并未经历明显的减速。我们的测量的许多黑暗，斑点的功能，看到VIMS马赛克显示，这些功能的直径大多数小于1000公里，并驻留在有限的带状带之间的喷流核心。我们认为这些斑点特征是涡旋，VIMS和ISS在两个不同的压力水平上感测到相同的涡旋。纬向急流的局部结构仍然很复杂，因为VIMS可能感测到比NH3云层更深的云层特征。
2013-01-25 astro-ph.EP
The Shape of Saturn's Huygens Ringlet Viewed by Cassini ISS
一个新的模型的形状突出的偏心小环的差距外部土星的B环是基于卡西尼号的成像观测采取了约8年。与以前的处理方法不同，新模型单独处理小环的每个边缘。该模型的开普勒分量与旅行者号的观测结果一致，并观察到了由附近的土卫二2：1 Lindblad共振所强迫的$m=2$模式。此外，在小环的外边缘上观察到自由$m=2$模式。显着的不规则结构，不能使用正常模式分析被认为是小环边缘以及。特别是在内部边缘，该结构在多年的时间间隔内保持连贯性，以当地开普勒速率移动。我们将这种不规则结构解释为嵌入式大质量物体的特征。长的相干时间表明，负责机构集中在小环的边缘附近。长的尾流状结构起源于小环内边缘的两个位置，揭示了该区域两个最大的嵌入体的位置。与旅行者号的观测一样，卡西尼号的数据集显示小环的宽度和半径之间没有自引力结构所预期的相关性，除了2006年末的一个短暂间隔，当时的宽度-半径关系与太阳系中大多数其他狭窄的偏心小环相似。
2015-10-07 astro-ph.EP
Saturn's icy satellites investigated by Cassini - VIMS. IV. Daytime temperature maps
卡西尼VIMS I/F光谱上测量的3.6微米连续峰的光谱位置被用作推断覆盖土星冰冷卫星表面的风化层颗粒温度的标记。这一特征是结晶水冰光谱的特征，这是卫星表面的主要成分端元。实验室测量表明，纯水冰的3.6微米峰的位置是温度依赖性的，当样品冷却时，其向较短波长移动，从T=123 K时的约3.65微米移动到T=88 K时的约3.55微米。类似的方法已经应用于VIMS土星环马赛克，以检索环粒子温度（Filacchione等人，2014年）。我们在这里报告的白天温度变化观测到的冰冷的卫星来自三个不同的VIMS观测类型。温度图是通过挖掘2004-2009年（春分前）和2009-2012年（春分后）收集的完整VIMS数据集，通过选择最大150 km/像素分辨率的像素来构建的。VIMS导出的温度图允许识别跨土卫一和特提斯赤道透镜的热异常。
2016-02-09 astro-ph.EP
A pole to pole pressure temperature map of Saturn's thermosphere from Cassini Grand Finale data
外行星热层的温度比太阳加热预测的温度高出几百度。在极光区沉积的能量足以加热整个热层，但模型预测，向赤道的分布受到强大的科里奥利力和离子阻力的抑制。更好地了解极光能量沉积和循环对于解决这种所谓的能源危机至关重要。在卡西尼大结局期间，紫外成像光谱仪观测到的恒星掩星旨在绘制两极之间的热层图。我们分析了这些观测结果，以及2016年和2017年的早期观测结果，以创建土星热层密度和温度的二维地图，作为纬度和深度的函数。在极光纬度观测到的温度比模型预测的要低，在高纬度和低纬度观测到的温度最高，这导致了较浅的纬向气压梯度。在修正的地转下，我们推断向西的纬向风比预测的要慢，向西的纬向风延伸到低纬度，支持两个半球大约70到30度纬度的向赤道气流。我们还显示了大气波的数据，可以通过纬向阻力的能量向赤道方向重新分配的证据。
2021-02-22 astro-ph.EP
Polar Confinement of Saturn's Magnetosphere Revealed by in-situ Cassini Observations
等离子体旋转在决定土星圆盘状磁层的大小和形状方面起着重要作用。由于这类障碍物与太阳风之间的相互作用，预计两极地区的磁层将更加局限于赤道。此外，在远离春分点的时候，预计会出现南北不对称，磁层顶将进一步局限在一个半球，但在另一个半球的局限性较小。由于缺乏高纬度航天器的观测，对这种限制的程度进行研究受到了限制。在这里，首次使用卡西尼号航天器在2007年至2009年期间的一系列高倾角轨道上获得的现场数据观察到土星磁层顶极地局限的直接证据。根据以前的作者建立的技术，我们假设太阳风动态压力（卡西尼号通常无法直接测量）和磁层内的磁场加等离子体压力之间的平衡。因此，这一假设使我们能够估计上游太阳风动力压力（$D_P$）的一系列磁层顶交叉，从而确定预期的位置和全球形状的磁层顶作为一个功能的$D_P$。从熟悉的磁层轴对称模型中观察到一个明显的发散，其特征可能是“表观扁平化参数”为0.81+0.03/-0.06（表示名义轴对称边界沿$Z_{KSM}$轴的简单膨胀，使得在这个方向上的范围减少了19%）。该数字对$D_P$的变化不敏感。
2014-01-10 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
Occultation observations of Saturn's rings with Cassini VIMS
我们描述的预测，设计，执行和校准土星环的恒星和太阳掩星观测的视觉和红外测绘光谱仪（VIMS）仪器上的卡西尼号飞船。特别注意的是开发的星上采集的目标和几何和光度校准的数据的技术。恒星和太阳掩星数据的例子，突出了几个方面的数据，以及不同的掩星几何卡西尼号的13年轨道之旅中遇到的。完整的目录环恒星和太阳掩星观测卡西尼VIMS，作为一个指南的标准数据集已交付给行星数据系统的环月系统节点。
2019-07-16 astro-ph.EP astro-ph.IM
Overview of Saturn lightning observations
卡西尼号已经对土星大气层中的闪电活动进行了六年多的监测。对被称为SED（土星静电放电）的无线电特征的连续观测与相关云特征的成像观测以及对闪光照明云顶的直接观测相结合。在土星轨道上的卡西尼RPWS（无线电和等离子体波科学）仪器和ISS（成像科学子系统）也得到了地面支持：巨大的UTR-2射电望远镜也探测到了强烈的SED无线电波，并且致力于业余爱好者用他们后院的光学望远镜观察到了与SED相关的白点。此外，卡西尼VIMS（可见光和红外线测绘光谱仪）和CIRS（复合红外线光谱仪）仪器提供了一些关于可能由闪电放电产生并通过垂直对流向上输送到土星高层大气的化学成分的信息。在本文中，我们总结了土星闪电的主要结果提供了这种多仪器的方法，并比较土星闪电的木星和地球上的闪电。
2011-11-21 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
Saturn's Exploration Beyond Cassini-Huygens
土星是一颗迷人的行星，因为它有美丽的光环、活跃的大气层和神秘的磁场。它也掌握着理解我们太阳系形成和巨行星一般演化的一些关键。虽然卡西尼-惠更斯任务的探索使我们对这颗行星及其卫星的了解取得了巨大进展，但它也给我们留下了令人困惑的问题：这颗行星的主体成分是什么？它有氦核吗？它是否像木星一样富含惰性气体？是什么驱动和控制着巨大的风暴？我们已经知道，我们可以测量一个外部磁场，它是从它的非轴对称分量过滤，但什么是土星的内部磁场？戒指是什么做的，什么时候形成的？这些问题在几个方面是至关重要的：木星和土星的组成的详细比较是必要的，以了解这两颗行星和太阳系形成过程中的工作。这就要求继续探索我们太阳系中的第二大行星，采用各种手段，包括远程观测和空间飞行任务。在非常接近行星云顶的地方测量重力和磁场将是极其有价值的。非常高的空间分辨率的环图像将提供其结构和形成它们的材料的细节。最后但并非最不重要的是，一个或几个探测器被送入行星的大气层，将提供关键的测量结果，从而可以与木星的相同测量结果进行详细的比较。[摘要摘要]
2009-12-10 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
Saturn's Interior After the Cassini Grand Finale
本文综述了卡西尼终场轨道数据如何揭示土星内部结构，包括较差自转深度、10小时33分钟的深部自转周期、12-20地球质量的稀释核，以及未来结合地震学、重力和进入探测器的研究方向。
2023-04-18 astro-ph.EP
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。
2012-03-28 astro-ph.EP
A Survey of Cassini Images of Spokes in Saturn's Rings: Unusual Spoke Types and Seasonal Trends
基于卡西尼图像调查土星B环辐条，发现混合辐条及季节趋势，辐条活动在太阳接近环平面时显著增强。
2025-01-14 astro-ph.EP
Cassini observations of Saturn's southern polar cusp
磁层尖点是磁层与太阳风耦合的重要场所。在地球上进行的地面和空间观测相结合，使人们能够在了解地球尖点及其在磁层通过极地磁层与太阳风耦合方面的作用方面取得相当大的进展。旅行者2号在1989年充分探索了海王星的尖点，但卡西尼号飞船在土星的高度倾斜轨道提供了最近的机会，可以反复研究快速旋转行星的极地磁层。在本文中，我们将讨论卡西尼号在两次通过土星南极磁层期间所作的观测。我们的主要研究结果是，i）卡西尼直接遇到南极尖点的证据进入尖点磁鞘等离子体通过磁层顶重联，ii）磁层顶重联和进入尖点的等离子体可以发生在一系列的太阳风条件，和iii）双尖点形态是一致的尖点振荡的位置与土星的全球磁层周期性的相位。
2016-04-15 astro-ph.EP physics.space-ph
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
Seasonal Variability of Saturn's Tropospheric Temperatures, Winds and Para-H$_2$ from Cassini Far-IR Spectroscopy
利用Cassini的复合红外光谱仪（CIRS）对土星氢氦连续谱的远红外16-1000 $μ$ m谱进行反演，建立了对流层上部近连续的氢氦连续谱记录（70-700毫巴）温度和para-H $_2$分数作为纬度，压力和时间的函数，为土星年的三分之一（2004-2014，从北部冬季到北部春季）。热场揭示了反转夏季不对称叠加到带/区结构的证据。到2014年，温度结构几乎关于赤道对称，季节性滞后时间随深度增加，并与辐射气候模型定性一致。对流层霾（100-250毫巴）的局部加热对温度廓线产生了明显的扰动，这种扰动在幅度和位置上发生了变化，在秋季半球下降，在春季增长。对-H $_2$的变化（$f_p$）的分布是微妙的，春季半球（200-500毫巴）上升0.02-0.03毫巴，受到（i）2010年春季风暴和赤道上升流平流的低$f_p$空气;（ii）北部高纬度高$f_p$空气下沉的扰动，造成$f_p$南北不对称的发展。相反，在对位-H $_2$不平衡中的移位不对称性主要反映了变化的温度结构（和$f_p$的平衡分布），而不是由化学转化或运输引起的$f_p$的实际变化。CIRS结果插值到季节周期中的同一点，重新分析旅行者1号观测结果显示出定性的一致性，但赤道区和赤道带附近的热带对流层顶除外，在那里，与土星平流层振荡有关的冷温度异常的向下传播可能会扰动对流层顶温度、para-H $_2$和风。[删节]
2015-09-08 astro-ph.EP
Saturn atmospheric dynamics one year after Cassini: Long-lived features and time variations in the drift of the Hexagon
我们通过地面望远镜和哈勃太空望远镜（HST）的观测来研究土星的大气层。我们对2018年获得的观测结果进行了详细分析。一个极地风暴系统于2018年3月出现在地球上，并至少在9月9日之前保持活跃，具有复杂的现象学在别处进行了分析（Sanchez-Lavega等人，In press，2019）. 2018年的许多云特征都是长期存在的，可以在2017年的图像中识别出来，在某些情况下，使用卡西尼国际空间站的图像可以识别长达十年。在不考虑极地风暴的情况下，最有趣的长寿命云系是：i）自2014年以来可以连续跟踪的EZ亮点，2014年的纬向速度为444 m/s，2018年为452 m/s。这一速度不同于卡西尼号任务期间在其纬度的云层水平上的纬向风，更接近旅行者号飞越时获得的纬向风和卡西尼号VIMS低层大气红外图像中的纬向风。ii）2010-2011年GWS之后形成的一个大型反气旋涡旋，这里是AV。在过去的几年里，这个涡旋在视觉对比度、漂移率和纬度上都发生了显着变化，大小也发生了微小的变化。iii）至少自2011年以来存在的副极地涡旋系统。这些漩涡遵循漂移率与卡西尼号获得的纬向风一致。我们还将2015年至2018年北极六边形的顶点位置与卡西尼号（2007-2014年）期间的先前分析，HST观测以及1980-1981年的旅行者数据进行了比较，以探索长期六边形的漂移率。漂移率的变化不能用季节变化来拟合。…
2019-09-30 astro-ph.EP
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。
2009-02-02 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
Cassini in situ observations of long-duration magnetic reconnection in Saturn's magnetotail
磁重联是太阳系和天体物理等离子体中的一个基本过程，通过它，与电流片相关的储存的磁能被转换成热能、动能和波能。磁重联也被认为是一个关键的过程，涉及脱落内部产生的等离子体从巨磁层在木星和土星通过拓扑重构的磁场。磁场重新连接的区域被称为扩散区域，在这封信中，我们报告了卡西尼号航天器与土星磁尾扩散区域的第一次相遇。这些数据还显示了磁重联超过19小时的证据，揭示了重联，事实上，在一个快速旋转的磁层中，作用时间间隔很长。我们表明，重连可以是一个重要的途径，在土星内部等离子体损失。这反驳了重连作为土星内部等离子体损失的瞬态方法的观点。这些结果，虽然直接与土星的磁层有关，但在理解其他快速旋转的磁层方面也有应用，包括木星和其他天体。
2015-12-22 astro-ph.EP physics.space-ph
Saturn's icy satellites investigated by Cassini -- VIMS. V. Spectrophotometry
五颗中型土星卫星土卫一、土卫二、土卫三、土卫四和土卫五的反照率、光谱斜率和水冰带深度图都是从卡西尼-可见光和红外测绘光谱仪（VIMS）数据中获得的。这些地图是通过应用Kaasalainen-Shkuratov模型（Kaasalainen等人，2001年，Shkuratov等人，2011}。在这项工作中，一个二次函数被用来拟合相位曲线，通过过滤与入射角$i\le70^\circ$，发射角$e\le70^\circ$，相位角$10^\circ \le g \le 120^\circ$，和卡西尼卫星距离$D \le 100.000$公里采取的意见。对每颗卫星的65个VIMS可见光和近红外波长的子集系统地重复这一程序。平均光度参数用于比较卫星的性能，并研究其随光照条件变化的变化。我们推导出等偏角α-ω，外推到g=0 $^\circ$，不包括对冲效应，等于0.63 $\pm$ 0.02土卫二，0.89 $\pm$ 0.03土卫三，0.74 $\pm$ 0.03土卫三，0.65 $\pm$ 0.03土卫四，0.60 $\pm$ 0.05土卫五在0.55 $μ$ m。光度光谱响应的知识允许校正用于通过地理定位构建地图的单个VIMS光谱。地图以固定分辨率绘制，对应于经纬度网格上的$0.5^\circ \times 0.5^\circ$箱，导致土卫一的空间分辨率为1.7公里/箱，土卫二为2.2公里/…
2021-11-26 astro-ph.EP
Saturn's ULF wave foreshock boundary: Cassini observations
尽管太阳风是高度超音速的，但在磁化行星弓形激波的上游区域已经检测到强烈的超低频（ULF）波活动。这一特征首先在地球的弓形激波之前被观察到，相应的区域被称为ULF波前震，它嵌入在地球的前震中。在过去的三十年里，人们对地球前震中ULF波的性质和空间分布进行了广泛的研究，并将其解释为由来自弓形激波的太阳风离子回流触发的等离子体不稳定性的结果。自2004年7月以来，卡西尼号航天器已经确定了土星等离子体环境的特征，包括其上游区域。自2004年6月至2005年8月卡西尼号土星轨道插入（SOI）以来，我们对矢量氦磁强计（VHM）的观测进行了详细的调查和分析。本研究的目的是描述在土星的超低频波前震中观察到的波的特性，并使用单航天器技术确定其边界。这些波的振幅通常与平均磁场强度相当，而它们在航天器坐标系中的频率产生两种明显不同的波：一种频率低于当地质子回旋频率（ΩH+），另一种频率高于ΩH+。这里描述的所有波交叉，清楚地表明这些波与土星的前震有关。特别地，波的存在与θBn向准平行几何的变化有关。我们的结果表明，土星的超低频波前震存在一个明确的边界，与θBn = 45°的表面兼容。
2012-08-04 astro-ph.EP physics.space-ph
Origin of craters on Phoebe: comparison with Cassini's data
土卫九是土星的一颗不规则卫星，利用Cassini-Huygens卫星拍摄的土卫九表面的照片，分析了土卫九表面的撞击坑，研究了半人马座天体在土卫九表面的撞击坑和冥王星在与海王星3：2平均运动共振后逃逸的撞击坑，并与Cassini卫星的观测结果进行了比较。我们使用以前的模拟跨海王星的对象和方法，使我们能够获得的陨石坑的数量和撞击率的菲比。我们得到了在太阳系的现有结构中，半人马座在土卫九上产生的陨石坑的数量和最大的陨石坑。此外，我们得到了目前的归一化率遇到的半人马座与土星的$\dot F = 7.1 \times 10^{-11}$每年，从中我们可以推断出目前的陨石坑率在菲比每个陨石坑直径。我们的研究和与观测结果的比较表明，在目前的太阳系配置中，不太可能产生菲比上的主要陨石坑特征，它们一定是在早期太阳系SD耗尽时获得的。如果这是发生的事情，陨石坑是在菲比是土星卫星时产生的，那么它一定是在太阳系演化的早期被捕获的。
2011-08-18 astro-ph.EP
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…
2014-10-17 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
Evolution of Saturn's north polar color and cloud structure between 2012 and 2017 inferred from Cassini VIMS and ISS observations
从0.35到5.12微米的卡西尼/国际空间站图像和卡西尼/VIMS光谱成像观测显示，在2012年至2017年期间，土星北部六边形的极向区域从深蓝色/绿色变成了适度明亮的金色，除了内眼区域（北纬88.2度至90度），它保持相对不变。这些和甚至更显著的近红外变化可以通过四个致密层的气溶胶模型再现，所述致密层由在接近50毫巴的有效压力下的平流层薄雾、通常接近300毫巴的假定的二膦颗粒的较深薄雾、具有0.4巴和1.3巴之间的基础压力的氨云层、在2.7至4.5巴的区域内，可能有NH 4SH和水冰颗粒混合的更深的云。我们对离散特征之间的背景云的分析表明，在2013年至2016年期间，大多数层的有效压力变化很小，除了氨冰层，它在眼边缘附近从约1巴下降到0.4巴，但在眼内增加到1巴。在六边形内部，光学深度有很大的增加，在眼睛附近的推定的双膦层的系数高达10，在六边形内部的大部分区域的系数为4。在眼内，气溶胶光学厚度非常低，表明下沉运动。2016年眼睛与周围环境的高对比度是由于眼睛外部的光学深度大幅增加。在我们的模型中，大部分六边形区域内从蓝色/绿色到金色的颜色变化几乎完全可以通过平流层霾的变化来解释，2013年至2016年期间，平流层霾的光学深度增加了四倍，短波长峰值虚指数几乎增加了三倍。
2021-07-31 astro-ph.EP
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。
2012-02-13 astro-ph.EP
Simulating secondary electron and ion emission from the Cassini spacecraft in Saturn's ionosphere
本文通过三维粒子网格模拟研究卡西尼号在土星电离层中因水分子撞击产生的二次电子和离子发射对航天器电位及低能等离子体测量的影响，发现高发射率可致正电位，并指出区分二次电子与带电尘埃的挑战及未来实验室研究的重要性。
2023-05-23 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.plasm-ph
Particle-In-Cell Simulations of the Cassini Spacecraft's Interaction with Saturn's Ionosphere during the Grand Finale
在卡西尼号的大结局中观察到的一个令人惊讶和意想不到的现象是航天器在土星电离层中充电到正电位。在这里，电离层等离子体耗尽了自由电子，带负电荷的离子和尘埃积累了高达负电荷密度的95%以上。为了进一步了解宇宙飞船等离子体相互作用，我们执行一个三维的粒子在细胞研究模型卡西尼号飞船沉浸在等离子体代表土星的电离层。模拟揭示了复杂的相互作用功能，如电子翼和高度结构化的尾流包含航天器规模的涡流。结果表明，大的负离子浓度与大的负离子与正离子质量比相结合，能够将航天器驱动到观察到的正电位。尽管高的电子损耗，电子特性被发现作为一个重要的控制因素，航天器的潜力连同磁场的方向，诱导一个电势梯度直接通过卡西尼号的不对称机构。这项研究揭示了卡西尼号在大结局期间经历的全球航天器相互作用，以及这是如何受到意外的负离子和尘埃种群的影响。
2021-03-10 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.plasm-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
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
Comparison of the deep atmospheric dynamics of Jupiter and Saturn in light of the Juno and Cassini gravity measurements
木星和土星上观测到的东西向气流的性质和结构一直是行星科学中持续时间最长的谜团之一。最近，由于朱诺号木星任务和卡西尼号土星任务的大结局提供了精确的重力测量结果，这个谜团已经被揭开。这两个实验碰巧发生在同一时间，允许确定两颗行星上纬向流的垂直和纬向剖面。本文根据这两个实验的新数据对气体巨星上的纬向喷流问题进行了评述。重力测量不仅可以限制喷流的深度，得出的结论是，喷流分别在木星和土星上观测到的云层下方延伸约3000和9000公里，而且还可以深入了解控制这些纬向流的机制。具体来说，对于这两颗行星，这个深度对应于电导率在1 S/m数量级内的深度，这意味着磁场可能在阻尼纬向流中起着关键作用。
2019-08-26 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.flu-dyn
The shape and dynamics of a heliotropic dusty ringlet in the Cassini Division
所谓的“迷人小环”（R/2006 S3）是一个低光学深度的尘埃小环，位于卡西尼分区的拉普拉斯间隙。这个小环特别有趣，因为它的径向位置随着相对于太阳的经度而系统地变化，使得小环的几何中心似乎偏离了土星的中心，大致朝着太阳的方向。换句话说，小环总是在离行星中心更远的地方被发现，在亚太阳经度附近的阿卡德斯，而不是在土星阴影附近的阿卡德斯。这种“向日性”的行为表明这个环中粒子的动力学受到太阳辐射压力的影响。为了研究这一现象，这已经在理论上预测，但从来没有被观察到这清楚，我们分析了多个图像序列的小环获得卡西尼号，以限制其形状和方向。这些数据可以很好地与一个模型相吻合，在这个模型中，小环的偏心率和倾角都有“强迫”分量（相对于太阳保持固定的方向）以及“自由”分量（以土星的扁率确定的稳定速率围绕行星漂移）。虽然强迫偏心率的大小与作用于10至100微米宽的冰粒的辐射压力的理论预期大致一致，但显著的自由偏心率和倾斜度的存在对低光学深度尘埃环的模型构成了重大挑战。
2010-07-02 astro-ph.EP
Interior properties of the inner Saturnian moons from space astrometry data
在最后一次俯冲前的13年中，卡西尼号航天器提供了超过一万个天体测量数据。如此大量的精确数据使得我们能够在土星卫星的轨道运动中寻找极其微弱的信号。其中，探测土星内部卫星在各自轨道上旋转的动态反馈成为可能。使用所有目前可用的天体测量数据与阿特拉斯，普罗米修斯，潘多拉，Janus和Epimetheus，我们首先提供了一个详细的分析卡西尼成像科学子系统（ISS）的数据，特别强调其统计行为和来源的偏见。然后，我们给出了卫星的平均密度的更新估计，并试图通过估计普罗米修斯，潘多拉，伊比墨透斯和Janus的物理天平动，从他们的拱点岁差异常推断更多的细节，他们的内部属性。我们的结果是兼容的Janus和Epimetheus的均匀内部，在测量的不确定性。另一方面，我们发现了潘多拉和普罗米修斯的一些不一致之处，这可能是由于对土星重力场的动力学错误建模造成的。最后，我们展示了如何协同引进直接来自成像的天平动测量应该允许卫星的惯性矩得到更好的约束。
2019-03-08 astro-ph.EP
Nature of the MHD and kinetic scale turbulence in the magnetosheath of Saturn: Cassini observations
利用卡西尼号航天器的现场测量研究了土星磁鞘中的低频湍流。重点放在频率范围$\sim[10^{-4}, 1]$ Hz计算的磁能谱。本文分析了磁鞘中42个时间段，并报道了与已知的太阳风湍流特征相对照的三个主要结果：1）磁能谱在MHD尺度下表现出$\sim f^{-1}$标度，随后在亚离子尺度下表现出$\sim f^{-2.6}$标度，但没有形成所谓的惯性区; 2）磁压缩性以及磁场平行分量与密度涨落$ C(δn,δB_{||}) $之间的互相关表明可压缩磁声慢波占主导地位。在MHD尺度下的类似模式，而不是Alfvén模式; 3）高阶统计揭示了一个单分形（resp.多重分形）行为的湍流下游的准垂直（分别）。准平行）冲击在亚离子尺度。讨论了这些结果对空间等离子体湍流理论模拟的意义。
2016-11-24 astro-ph.EP physics.plasm-ph physics.space-ph
