Rings of Saturn (original) (raw)

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Saturnovy prstence jsou prstence z ohromného množství úlomků ledu a prachu obepínající planetu Saturn v rovině jeho rovníku. V rovině Saturnu se nachází soustava prstenců, která svou rozlohou patří mezi nejrozsáhlejší kruhový systém planety ve Sluneční soustavě. Prstence mají dohromady průměr 280 000 km, ale jsou tenké jen několik desítek metrů. Složeny jsou z částic o velikosti několika centimetrů až po desítky metrů a jsou převážně z ledu (některé mohou být i ledem pokryty), dále také obsahují stopy křemíkových a uhlíkových minerálů. Vědci se však nedokážou shodnout na jejich stáří a původu. Některé vlastnosti ukazují na poměrně novou existenci, kdežto teoretické modely ukazují, že byly vytvořeny již v dávné historii Sluneční soustavy.

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dbo:abstract حلقات زحل (بالإنجليزية: Rings of Saturn)‏ هو أكثر نظم الحلقات الكوكبية امتدادًا من أي كوكب آخر في النظام الشمسي. وهي تتألف من عدد لا يحصى من الجسيمات الصغيرة، والتي تتراوح أحجامها بين ميكرومتر ومتر، التي تدور حول مدار زحل. جزيئات الحلقات تتكون بشكل كامل تقريبًا من جليد الماء، مع عناصر تسبح بشكل متتابع مكونة من مواد صخرية. لا يوجد توافق في الآراء حتى الآن على آلية تكونها، وبعض المعالم في الحلقات تشير إلى أنها نشأتها حديثة نسبيًا، ولكن النماذج النظرية تشير إلى أنه من المرجح أنها تكونت في وقت مبكر من تاريخ النظام الشمسي. على الرغم من أن انعكاس ضوء الشمس من الحلقات يزيد من سطوع زحل، إلا أنها لا تكون مرئية من الأرض من دون مساعدة بصرية. في عام 1610 وبعد سنة من توجيه جاليليو جاليلي تلسكوپ نحو السماء، أصبح أول شخص يرصد حلقات زحل، على الرغم من أنه لم يتمكن من رؤيتها جيدًا بما يكفي لتمييز طبيعتها الحقيقية. وفي 1655 كان كريستيان هويجنز أول شخص يصفها كقُرص يحيط بزحل. وعلى الرغم من أن الكثير من الناس يعتقدون أن حلقات زحل مُكوَّنة من سلسلة من الحلقات الصغيرة (وهو مفهوم يعود إلى لاپليس)، إلا أن الفجوات الحقيقية قليلة. ومن الأصح أن نفكر في الحلقات كقرص حلقي له مركزية محلية لها حدود عليا وحدود دنيا في الكثافة والسطوع. يُوجد في الحلقات عددٌ كبيرٌ من الفجوات حيث تنخفض كثافة الجزيئات بشدّة: اثنان من هذه الفجوات بسبب أقمار زحل المعروفة الموجودة ضمن الحلقات، وفجوات أخرى عديدة في مواقع الرنين المداري غير المستقرة مع أقمار زحل. ويبقى العديد من الفجوات غير معروفة. من جهة أخرى، يُعتبر الرنين المداري المستقر هو السبب في العمر الطويل لبعض حلقات زحل، مثل حلقة تيتان والحلقة جي. توجد حلقة القمر فيبي وراء الحلقات الرئيسية، والتي من المفترض أنّ نشأتها تعود للقمر فيبي ولذلك نجد حركتها المدارية تراجعية عكسية على غرار قمرها. وهي تقع في مستوي مدار زحل. يبلغ ميل زحل المحوري 27 درجة، لذلك تميل هذه الحلقة بزاوية 27 درجة بالنسبة لأكثر حلقات زحل المرئية التي تدور فوق خط استواء زحل. (ar) Saturnovy prstence jsou prstence z ohromného množství úlomků ledu a prachu obepínající planetu Saturn v rovině jeho rovníku. V rovině Saturnu se nachází soustava prstenců, která svou rozlohou patří mezi nejrozsáhlejší kruhový systém planety ve Sluneční soustavě. Prstence mají dohromady průměr 280 000 km, ale jsou tenké jen několik desítek metrů. Složeny jsou z částic o velikosti několika centimetrů až po desítky metrů a jsou převážně z ledu (některé mohou být i ledem pokryty), dále také obsahují stopy křemíkových a uhlíkových minerálů. Vědci se však nedokážou shodnout na jejich stáří a původu. Některé vlastnosti ukazují na poměrně novou existenci, kdežto teoretické modely ukazují, že byly vytvořeny již v dávné historii Sluneční soustavy. (cs) Els anells de Saturn són un sistema de quatre anells planetaris que envolten aquell planeta. (ca) Οι εντυπωσιακοί δακτύλιοι γύρω από τον Κρόνο, τον κάνουν έναν από τους ομορφότερους πλανήτες. Παρατηρήθηκαν για πρώτη φορά από τον Γαλιλαίο, ο οποίος, μη μπορώντας να εξηγήσει αυτό που έβλεπε, καθώς και το φαινόμενο της "εξαφάνισης" των δακτυλίων ανά περιόδους, νόμισε ότι επρόκειτο για τρία ουράνια σώματα. Το φαινόμενο της "εξαφάνισης" εξήγησε το 1666 ο Ολλανδός αστρονόμος Κρίστιαν Χόυχενς, που εξήγησε ότι οι δακτύλιοι έμοιαζαν να εξαφανίζονται κάθε φορά που το επίπεδο πάνω στο οποίο βρίσκονται συνέπιπτε με το επίπεδο της παρατήρησής τους από τη Γη. Ο Χόυχενς ήταν, επίσης, ο πρώτος που εισήγαγε την υπόθεση πως οι δακτύλιοι δεν ήταν όλα στερεά σώματα, αλλά αποτελούνταν από μικρότερα σώματα σε περιστροφή γύρω από τον πλανήτη. Οι δακτύλιοι χωρίζονται σε πολλές περιοχές με κενά ανάμεσά τους λαμβάνοντας ονόματα γράμματα του λατινικού αλφαβήτου ξεκινώντας με τον εγγύτερο Α. Οι πιο εμφανείς (σε πλάτος) εξ αυτών είναι οι δακτύλιοι Α και Β που είναι οι πιο φωτεινοί και ο δακτύλιος C που είναι πιο αχνός. Το γνωστότερο κενό μεταξύ των δακτυλίων είναι το που χωρίζει τον Α από τον Β δακτύλιο. Το ανακάλυψε ο Τζιοβάννι Κασσίνι τo 1675 από τον οποίο και έλαβε το όνομά του. Το 1837, ο αστρονόμος Γιόχαν Ένκε, παρατήρησε ένα μικρότερο κενό στη μέση περίπου του δακτυλίου A όπου και αυτό πήρε το όνομά του.Ο "Ε" δακτύλιος του Κρόνου αποτελείται από υλικό -πάγο νερού και οργανικές ενώσεις- που εκτινάσσεται από τον δορυφόρο Εγκέλαδο με τη μορφή πιδάκων. Ο μεγαλύτερος δακτύλιος του Κρόνου ανακαλύφθηκε το 2009 από το τηλεσκόπιο Spitzer της NASA. Η μέγιστη διάμετρός του είναι 20 φορές η διάμετρος του Κρόνου. Απέχει από τον πλανήτη σχεδόν 6 εκατομμύρια χιλιόμετρα, ενώ εκτείνεται προς τα έξω άλλα 12 εκατομμύρια χιλιόμετρα. Είναι διάχυτος, καθώς αποτελείται κατά κύριο λόγο από σωματίδια σκόνης και πάγου, και δεν διακρίνεται στο ορατό φως, εκπέμπει όμως υπέρυθρη ακτινοβολία. Ο δακτύλιος βρίσκεται στην περιοχή που κινείται ένας από τους πιο απομακρυσμένους δορυφόρους του Κρόνου, η Φοίβη. Ο δακτύλιος δημιουργήθηκε από υλικό του δορυφόρου, ενώ θεωρείται υπεύθυνος και για την μαύρη κηλίδα του δορυφόρου Ιαπετού. Η προέλευση των δακτυλίων δεν είναι πλήρως γνωστή. Πιστεύεται ότι δημιουργήθηκαν από μεγάλους δορυφόρους (φεγγάρια) που περιστρέφονταν γύρω από τον πλανήτη και θρυμματίστηκαν από την πρόσκρουσή τους με κομήτες και μετεωροειδείς. Η σύνθεση των δακτυλίων αφορά κυρίως σημαντικές ποσότητες πάγου νερού. Κομμάτια πάγου δείχνουν να περιστρέφονται μαζί με θραύσματα μετάλλων, κόκκους σκόνης και κομμάτια βράχων. Τελευταία έχει παρατηρηθεί ότι οι δακτύλιοι είναι σχετικά ασταθείς στην πυκνότητα και την περιστροφή τους, και αυτό σημαίνει αφενός ότι δημιουργήθηκαν σχετικά «πρόσφατα» (μιλώντας με αστρονομικές χρονικές κλίμακες) και αφετέρου ότι κάποια στιγμή στο μέλλον θα διαλυθούν. (el) Als Ringe des Saturn (oder Saturnringe) wird das Ringsystem bezeichnet, das den Planeten Saturn umgibt. Es ist das auffälligste und charakteristische Merkmal des Planeten und durch ein Fernrohr ab etwa 40-facher Vergrößerung sichtbar. Die Ringe bestehen aus einer ungeheuren Anzahl einzelner kleiner Materialbrocken, die den Saturn umkreisen. Die Größe dieser Partikel, die im Wesentlichen aus Eis und Gestein bestehen, reicht von Staubteilchen bis zu einigen Metern. Aus der Ferne betrachtet erscheinen sie als geschlossener ringscheibenförmiger Körper. Das Ringsystem wird von größeren und kleineren Lücken in konzentrische Einzelringe unterteilt. Die zwei hellsten Ringe (A- und B-Ring) wurden bereits mit den ersten Teleskopen im Jahr 1610 entdeckt, der innen anschließende, fast durchsichtige C- oder dagegen erst 1850. Die vier weiteren, sehr feinen und lichtschwachen Gebilde wurden erst durch drei Raumsonden zwischen 1979 und 1981 nachgewiesen. Die Ringe sind mit einer Dicke zwischen 10 und 100 Metern bei einem Durchmesser von fasteiner Million Kilometern extrem dünn. Sie liegen genau in der Äquatorebene des Saturn und werfen einen sichtbaren Schatten auf ihn – wie auch umgekehrt der Saturn auf seine Ringe. Der Schattenwurf auf die Saturnoberfläche ist umso ausgeprägter, je mehr das dünne Ringsystem im Laufe eines Saturnjahres mit seiner schmalen „Kante“ gegenüber der Sonne geneigt ist. (de) La ringoj de Saturno estas plej brilaj kaj videblajplanedaj ringojde la sunsistemo. Ili konsistiĝas el multenombraj eroj da glacio kaj da polvo,kies grando varias de la mikrometro ĝis kelkaj metroj, kiuj formas diskon de400 000 kilometroj da diametro, kun tre malgranda dikeco(kelkaj dekoj da metroj) orbitante en la ebeno de la saturna ekvatoro. Formasilin multenombraj samcentraj ringoj disigataj de malplenoj. Tiujn malplenoj, plimalpli larĝaj, naskas pro efiko de orbita resonanco kun lasaturnaj lunoj Ila albedo estas inter 0,2 al 0,6. Nudokule nevideblaj, ili estasobserveblaj per binoklo. La itala astronomo Galilejo vidis ilin en 1610, senkompreni iliajn naturon, kiu estis komprenita kaj klarigata de Christiaan Huygensen 1655. Krom la brilaj ringoj en la saturna ekvatora ebeno, malbrila, malfacilevidebla ringosekvas la retrogradan orbiton de la luno Febo. (eo) Saturnoren eraztunak aipaturiko planeta inguratzen duten eraztun planetarioen sistema bat da eta lehen aldiz 1610ean behatuak izan ziren. Galileo Galilei izan zen behatu zituena. Neurri batean berriki asmatua izan zen teleskopioak ematen zituen irudiak kalitate txarrekoak zirelako garai hartarako, eta beste neurri batean, soilik hilabete batzuk lehenago aurkitu zituelako Jupiterren lau ilargi nagusiak, hasiera batean, ikusi zituen belarri itxurako egitura zirriborrotsu haiek Saturnogandik hurbil zeuden bi ilargi zirela pentsatu zuen. Baina laster aldatu zuen iritziz. "Gehigarri bitxi" haiek ez zuten Saturnorekiko zuten posizioa aldatzen gau batetik hurrengora, eta, gainera, 1612an desagertu egin ziren. Baina gertatu zena 1612an eraztunak bere planoarekin Lurretiko bisualaren arabera orientatuak geratu zirela izan zen, eta hala oso ahulak egin ziren. Gehigarri haien geometriak, astronomoak zur eta lur utzi zituen, Saturnori lotutako kirtenak edo soilik Saturnoren atzealdearen inguruan orbitatzen ari ziren zenbait ilargiz osatuta zeudela proposatzeraino, azken kasu honetan planetaren gainean itzalik egiten ez zutelarik. Azkenik, 1655ean, Christiaan Huygensek gehigarri horiek materiazko diska mehe eta lau baten adierazle ikusgarria zirela proposatu zuen, planetagandik banandua eta honen ekuatore planoan jarria. Lurrak eta Saturnok Eguzkiaren inguruko euren orbitan zuten posizioen arabera, diskoaren okerdura Lurrarekiko aldatu egingo zen, eta hortik bere itxura lerro mehe batetik elipse zabal bateraino aldatzea. Eraztunen zikloak, Saturnoren orbitak bezala, 30 urte irauten zuen. Hurrengo bi mendeetan zehar diskoa materiazko jarraikako geruza bat zela suposatu zen. Baina hipotesi honen aurkako lehen eragozpena laster agertuko zen. 1675ean Giovanni Domenico Cassinik diskoa bi eraztun kontzentrikotan banatzen zuen zerrenda ilun bat aurkitu zuen (Cassini banaketa deritzona). XVIII. mendearen amaieran Pierre Simon Laplacek Saturno planetaren grabitatearen eta diskoaren errotazioaren indar bateratuak materia geruza bakar bat erauzteko nahikoa izango zirela erakutsi zuen. Printzipioz, diskoko edozein partikulak mantentzen du bere distantzia erradiala Saturnotik orekatzen diren bi indar daudelako. Grabitateak partikula barnerantz tiratzen du: indar zentrifugoak, berriz, kanporantz. Indar zentrifugoa errotazio abiaduratik dator, eta hortik diskoak biraka egon behar izatea. Baina, hori bai, errotazio zurrunean ari den disko baten kasuan aipaturiko indarrak soilik distantzia erradial mugatu bateraino orekatzen dira. Horregatik, Laplacek Saturnoren eraztunak eraztun mehe askoz osatuta zeudela proposatu zuen, horietako bakoitza bere zabalera erradialean zehar agertuko zen indar desoreka arina jasateko bezain mehea. Eraztunen egungo ikuspegiranzko azken pausua 1857an eman zen, James Clerk Maxwellek Cambridgeko Unibertsitateko Adams Saria Saturnoren eraztun mehe horiek benetan orbita independenteak zituzten gorputz txiki ugariz osatuta zeudela matematikoki frogatzeagatik irabazi zuenean. Hipotesi honen froga esperimentala 1895ean iritsi zen, eta astronomo estatubatuarrek eraztunetako partikulen abiadura euren Doppler efektuaren bidez ebatzi zutenean, hau da, partikulek Lurrera islatzen duten Eguzkiaren argiaren espektro lerroen uhin luzeraren aldaketa. Eraztunek Saturnoren inguruan planetaren atmosferaren abiadura ezberdinean biratzen zutela aurkitu zuten. Gainera, eraztunen barnealdeak kanpoaldeak baino azkarrago biratzen zuten, orbita independentean zeuden partikulentzako fisikaren legeek adierazten zuten bezala. (eu) Los anillos de Saturno son un sistema de 10 anillos planetarios que rodean a ese planeta y fueron observados por primera vez en julio de 1610 por Galileo Galilei. En parte porque las imágenes que daba el recién inventado telescopio eran de mala calidad para aquel entonces, y en parte porque hacía solo unos meses que había descubierto los cuatro mayores satélites de Júpiter, pensó inicialmente que las estructuras borrosas, parecidas a orejas, que había visto, eran dos satélites próximos a Saturno. Pronto cambió de opinión. Aquellos "extraños apéndices" no variaban su posición respecto a Saturno de una noche a la siguiente y, además, desaparecieron en 1612. Sucedió que los anillos, compuestos por hidrógeno, helio y sulfuro, habían quedado orientados con su plano según la visual desde la Tierra en 1612 y con ello se habían hecho muy débiles. La geometría de los apéndices dejó perplejos a los astrónomos, hasta el punto de llegarse a proponer que se trataba de asas unidas a Saturno o que constaban de varios satélites en órbita solamente alrededor de la parte posterior de Saturno, por lo que nunca arrojaban sombra sobre el planeta. Finalmente, en 1655, Christiaan Huygens sugirió que los apéndices eran el signo visible de un disco de materia delgado y plano, separado del planeta y dispuesto en el plano ecuatorial de este. Dependiendo de cuáles fueran las posiciones de Saturno y de la Tierra en sus respectivas órbitas alrededor del Sol, la inclinación del disco respecto a la Tierra variaría; de ahí que su apariencia variase también desde la de una delgada línea hasta la de una ancha elipse. El ciclo de los anillos al igual que la órbita del planeta Saturno duraba 29 años. Durante los dos siglos siguientes se supuso que el disco era una capa continua de materia. La primera objeción contra la hipótesis no tardaría, sin embargo, en plantearse. En 1675, Giovanni Cassini halló una oscura banda (la división que lleva su nombre) que separaba el disco en dos anillos concéntricos. A finales del siglo XVIII, Pierre-Simon Laplace mostró que bastarían las fuerzas combinadas de la gravedad en el planeta Saturno y la rotación del disco para desgarrar una capa única de materia. En principio, cualquier partícula del disco mantiene su distancia radial desde Saturno porque hay dos fuerzas que se equilibran. La gravedad tira de la partícula hacia dentro; la fuerza centrífuga la empuja hacia fuera. La fuerza centrífuga procede de la velocidad de rotación; de aquí que el disco haya de estar girando. Ahora bien, en el caso de un disco en rotación rígida, las fuerzas se equilibran solamente para una cierta distancia radial. Por ello, Laplace propuso la hipótesis de que los anillos de Saturno estaban formados por muchos anillos delgados, lo suficiente cada uno de ellos para soportar el ligero desequilibrio de fuerzas que aparecería a lo largo de su anchura radial. El último paso hacia la visión moderna de los anillos se dio en 1857, cuando James Clerk Maxwell ganó el Premio Adams de la Universidad de Cambridge por su demostración matemática de que los anillos delgados estaban formados en realidad por numerosas masas pequeñas que mantenían órbitas independientes. La comprobación experimental de esta hipótesis llegó en 1895, cuando los astrónomos estadounidenses James Edward Keeler y William W. Campbell dedujeron la velocidad de las partículas en los anillos a partir de su desplazamiento Doppler, o modificación de la longitud de onda de las líneas espectrales de la luz del Sol que las partículas reflejan hacia la Tierra. Encontraron que los anillos giraban alrededor de Saturno a una velocidad distinta de la de la atmósfera del planeta. Además, las partes internas de los anillos giraban a mayor velocidad que las externas, según prescribían las leyes de la física para partículas en órbitas independientes. (es) The rings of Saturn are the most extensive ring system of any planet in the Solar System. They consist of countless small particles, ranging in size from micrometers to meters, that orbit around Saturn. The ring particles are made almost entirely of water ice, with a trace component of rocky material. There is still no consensus as to their mechanism of formation. Although theoretical models indicated that the rings were likely to have formed early in the Solar System's history, newer data from Cassini suggested they formed relatively late. Although reflection from the rings increases Saturn's brightness, they are not visible from Earth with unaided vision. In 1610, the year after Galileo Galilei turned a telescope to the sky, he became the first person to observe Saturn's rings, though he could not see them well enough to discern their true nature. In 1655, Christiaan Huygens was the first person to describe them as a disk surrounding Saturn. The concept that Saturn's rings are made up of a series of tiny ringlets can be traced to Pierre-Simon Laplace, although true gaps are few – it is more correct to think of the rings as an annular disk with concentric local maxima and minima in density and brightness. On the scale of the clumps within the rings there is much empty space. The rings have numerous gaps where particle density drops sharply: two opened by known moons embedded within them, and many others at locations of known destabilizing orbital resonances with the moons of Saturn. Other gaps remain unexplained. Stabilizing resonances, on the other hand, are responsible for the longevity of several rings, such as the and the . Well beyond the main rings is the , which is presumed to originate from Phoebe and thus to share its retrograde orbital motion. It is aligned with the plane of Saturn's orbit. Saturn has an axial tilt of 27 degrees, so this ring is tilted at an angle of 27 degrees to the more visible rings orbiting above Saturn's equator. (en) Cincin Saturnus adalah sistem cincin planet yang paling luas dari planet manapun di Tata Surya. Mereka terdiri dari partikel kecil yang tak terhitung jumlahnya, mulai dari ukuran mikrometer ke meter, yang mengorbit Saturnus. Partikel cincin yang hampir seluruhnya terbuat dari es air, dengan komponen jejak material batuan. Masih belum ada konsensus mengenai mekanisme pembentukan mereka; beberapa fitur dari cincin menunjukkan asal yang relatif baru, tetapi model teoretis menunjukkan mereka mungkin telah terbentuk di awal sejarah Tata Surya. (in) Les anneaux de Saturne sont les anneaux planétaires les plus importants du Système solaire, situés autour de la géante gazeuse Saturne. Bien qu'ils semblent continus vus depuis la Terre, ils sont en fait constitués d'innombrables morceaux de glace (95 à 99 % de glace d'eau pure selon les analyses spectroscopiques) et de poussière dont la taille varie de quelques micromètres à quelques centaines de mètres ; ils ont chacun une orbite différente. L'ensemble des anneaux forme un disque d'une largeur de 360 000 km (les anneaux principaux s'étendent de 7 000 à 72 000 km) comportant plusieurs divisions de largeurs diverses et d'une épaisseur de 2 à 10 mètres. Invisibles à l'œil nu depuis la Terre, les anneaux de Saturne ont cependant une brillance suffisante pour être observés avec des jumelles. Ils ont été aperçus en 1610 par le savant italien Galilée grâce à une lunette astronomique de sa conception. Celui-ci interpréta ce qu'il voyait comme de mystérieux appendices. Bénéficiant d'une meilleure lunette que Galilée, le Hollandais Christiaan Huygens va découvrir qu'il s'agit en fait d'un anneau entourant Saturne. La sonde Cassini de la NASA (dans ses derniers mois de service, publiés en 2017), a montré que la masse des anneaux est faible et qu'une suie micrométéorique pénètre abondamment le système saturnien, ce qui plaide pour une date de formation récente de ces anneaux : quelques centaines de millions d'années peut-être alors qu'on admettait généralement qu'ils dataient de la formation du système solaire. (fr) 토성의 고리(영어: Rings of Saturn)는 태양계에서 어떤 행성의 고리보다도 가장 큰 행성 고리계이다. 이 고리는 수 마이크로미터에서 수 미터에 이르는 작은 입자들로 아주 많이 구성되어 있으며, 토성을 공전하고 있다. 고리 입자는 거의 대부분이 얼음으로 구성되어 있고, 소량의 구성성분은 암석 물질이다. 토성의 고리의 형성 과정에 관해서는 아직까지도 결론이 나지 않았다. 고리의 일부 특징들은 고리가 비교적 최근에 기원했음을 시사하지만, 이론적인 모형은 태양계의 역사 초기에 형성되었을 것이라고 알려주고 있다. 고리는 햇빛을 반사하여 토성의 밝기를 증가시키지만, 지구에서 육안으로는 보이지 않는다. 1610년에 갈릴레오 갈릴레이가 망원경으로 토성의 고리를 발견했지만, 그는 망원경의 성능이 좋지 못해 고리를 귀나 라고 생각했어도 최초로 토성의 고리를 관측한 사람이 되었다. 1655년, 크리스티안 하위헌스는 그것을 토성을 둘러싸는 고리로써 최초로 묘사한 사람이 되었다. 많은 사람들이 토성의 고리가 아주 작은 고리들로 연속적으로 이루어진 것이라고 생각했지만(라플라스 이후의 개념), 실제로는 몇 개의 간극이 존재한다. 동심원 모양으로 밀도와 밝기의 최대와 최소가 존재하는 고리 원반이 고리에 대한 더 정확한 생각이다. 고리 내에서도 덩어리의 규모에 비해 텅빈 공간이 많다. 고리는 입자의 밀도가 급격히 줄어드는 다양한 간극을 가지고 있다. 이중에 둘은 고리 내에 위치한 것으로 알려진 토성의 위성에 의해 열려있고, 그 외 토성의 위성의 불안정한 궤도공명을 받는 곳으로 알려진 위치의 많은 것들이 있다. 일부 간극은 아직 설명되지 못한 채로 남아있다. 반면 안정된 궤도공명은 나 와 같이 몇몇 고리의 긴 지속시간에 원인이 있다. 주요 고리의 범위 밖에 있는 는 포에베와 같이 다른 고리에 비해 27도 기울어져 있고, 역행 방식으로 토성을 공전한다. (ko) 土星の環（どせいのわ）は、太陽系で最も顕著な惑星の環である。マイクロメートル (μm) 単位からメートル (m) 単位の無数の小さな粒子が集団になり、土星の周りを回っている。環の粒子はそのほぼ全てが「水の氷」で、わずかに塵やその他の物質が混入している。 環からの反射光によって土星の視等級が増すが、地球から裸眼で土星の環を見ることはできない。ガリレオ・ガリレイが最初に望遠鏡を空に向けた翌年の1610年、彼は人類で初めて土星の環を観測したが、ガリレオはそれが何であるかはっきり認識することはなかった。1655年、クリスティアーン・ホイヘンスは初めて、それが土星の周りのディスクであると記述した。ピエール＝シモン・ラプラス以降、多くの人が、土星の環は多数の小さな環の集合であると考えているが、実際には、環と環の間に何もない空隙の数は少ない。実際には、密度や明るさに部分的に極大部や極小部のある同心円のであると考える方が正確である。 土星の環には、粒子の密度が急激に落ちる空隙がある。そのうち2つでは、既知の衛星が運行しており、また他の空隙の多くは土星の衛星と不安定共鳴を起こす場所にある。残りの空隙は、その生成過程が不明である。一方、タイタン環やG環等は、安定共鳴状態によってその安定性が維持されている。 メインリングの外側にはフェーベ環がある。これは、他のリングから27度 (°)傾き、フェーベのように逆行している。 最近の研究では、土星の環は土星に衝突する前に氷の殻を引き裂かれた衛星の残骸であるとする説がある。 (ja) Gli anelli di Saturno sono anelli planetari che ruotano attorno al pianeta Saturno. In teoria potrebbe essere considerato come un singolo anello, ma viene volutamente suddiviso in diversi anelli separati. Sono composti da miliardi di piccoli frammenti, della grandezza che varia dal micrometro al metro, orbitanti sul piano equatoriale attorno al pianeta e organizzati in un grande anello piatto molto sottile (rispetto al diametro del pianeta). A seguito dell'esplorazione ravvicinata fatta dalla sonda spaziale Cassini-Huygens, il loro spessore è stato misurato mediamente in circa 10 m e sono quindi estremamente sottili. In compenso gli anelli non sono completamente piatti, in alcune zone le particelle sono addensate in strutture che si estendono da 3 a 5 km sopra e sotto il piano del anello, proiettando così lunghe ombre in particolari momenti di inclinazione rispetto al sole. Poiché, come per la Terra, l'asse di rotazione di Saturno è inclinato rispetto al piano orbitale, anche gli anelli risultano inclinati e li possiamo vedere. Gli anelli iniziano ad un'altezza di circa 6600 km dalla superficie di Saturno e si estendono per più di 100 000 km, fino a 120000 km di altezza (poco meno di un terzo della distanza Terra-Luna). Per poter intravedere (percepire minimamente) lo spazio di separazione tra l'anello e il pianeta, è mediamente necessario usare un binocolo con circa 20 ingrandimenti (18x-21x), ma dipende anche dagli individui (acutezza visiva). Con un binocolo di almeno 34x la divisione è netta per quasi tutti gli osservatori, ma usando un cannocchiale o un telescopio è normalmente necessario dover aumentare gli ingrandimenti. Gli anelli furono scoperti da Huygens nel 1655. In precedenza Galileo aveva notato che Saturno presentava delle protuberanze ai lati, che inizialmente aveva scambiato per pianeti vicini. Gli anelli sono suddivisi in sette fasce separate da divisioni (spazi) che sono quasi vuote di detriti. L'organizzazione in fasce e divisioni risulta da una complessa dinamica ancora non ben compresa, ma nella quale giocano sicuramente un ruolo i cosiddetti satelliti pastori, lune di Saturno che orbitano all'interno o subito fuori dall'anello. L'origine degli anelli è sconosciuta. Ci sono due ipotesi principali: che siano il risultato della distruzione di un satellite di Saturno, ad opera di una collisione con una cometa o con un altro satellite, oppure che siano un "avanzo" del materiale da cui si formò Saturno che non è riuscito ad assemblarsi in un corpo unico. Solo dell'anello E si conosce l'origine: su Encelado si verificano fenomeni di criovulcanismo continuo, di conseguenza si presuppone che l'abbondante materiale emesso abbia formato l'anello E. Le teorie attuali suggeriscono che gli anelli siano instabili e abbiano una vita relativamente breve: in pochi milioni di anni dovrebbero disperdersi o precipitare sul pianeta stesso. Questa osservazione sarebbe coerente con l'ipotesi di un'origine recente degli anelli. Una ricerca NASA effettuata nel 2018 in collaborazione con l'osservatorio Keck ha confermato le stime effettuate sulle osservazioni delle due sonde Voyager, in base alle quali il sistema di anelli dovrebbe precipitare completamente entro 300 milioni di anni, a causa della gravità e dell'intenso campo magnetico del pianeta. Osservazioni effettuate con la sonda Cassini sulla precipitazione di materiale presso l'equatore del pianeta stimano l'età degli anelli inferiore ai 100 milioni di anni. La divisione più grande (la più visibile) fu scoperta già da Cassini nel 1675, ed è oggi chiamata divisione di Cassini. Successivamente Bond scoprì che l'anello interno era anch'esso suddiviso (1850). Anche l'anello esterno risultò suddiviso da quella che è chiamata Divisione di Encke. I diversi anelli vengono chiamati anche con le lettere dell'alfabeto. Originariamente la sequenza partiva dal più esterno (A) verso l'interno (B, C, ecc.), ma con la scoperta di nuovi anelli sia all'interno che all'esterno le lettere sono ora piuttosto mescolate. Nel 1983 una cometa o un asteroide colpì l'anello D di Saturno, causando nella materia degli anelli oscillazioni che durarono più di 30 anni. (it) Pierścienie Saturna – pierścienie zbudowane z cząstek lodu i skał, krążących wokół Saturna. W zależności od gęstości materiału, tworzą one pojedyncze wąskie pasma lub wstęgi. Chociaż średnica głównych pierścieni Saturna wynosi ponad 250 tysięcy kilometrów, mają one zaledwie 10 m grubości. Miejscami jednak, w niektórych pierścieniach, występują formacje wystające na 3 km. Z powodu grawitacyjnego oddziaływania księżyców orbitujących pośród pierścieni nie są one idealnie płaskie. Co 14–15 lat pierścienie Saturna ustawiają się pod takim kątem, że przestają być widoczne z Ziemi. (pl) Os anéis de Saturno são o mais extenso sistema de anéis de todos os planetas do Sistema Solar. Eles consistem de incontáveis pequenas partículas, cujo tamanho varia de micrômetros a metros, em órbita ao redor de Saturno. As partículas dos anéis são compostas quase totalmente de gelo de água, com um componente residual de material rochoso. Ainda não há um consenso quanto ao mecanismo da sua formação. Embora modelos teóricos tenham indicado que os anéis provavelmente se formaram no início da história do Sistema Solar, novos dados da sonda Cassini sugerem que eles se formaram relativamente tarde. Embora a reflexão pelos anéis aumente o brilho de Saturno, eles não são visíveis da Terra a olho nu. Em 1610, um ano depois que Galileu Galilei virou um telescópio para o céu, ele se tornou a primeira pessoa a observar os anéis de Saturno, embora ele não os pudesse ver suficientemente bem para discernir sua verdadeira natureza. Em 1655, Christiaan Huygens foi a primeira pessoa a descrevê-los como um disco em torno de Saturno. O conceito de que os anéis de Saturno são feitos de uma série de pequenos anéis pode ser atribuído a Pierre-Simon Laplace, embora verdadeiros espaços sejam poucos – é mais correto pensar que os anéis são uma coroa circular cuja densidade e brilho possuem máximos e mínimos concêntricos. Na escala dos aglomerados entre os anéis há muito espaço vazio. Os anéis possuem numerosas lacunas, onde a densidade de partículas cai abruptamente: duas delas abertas por luas encaixadas entre eles, e muitas outras em locais com ressonâncias orbitais desestabilizadoras com as luas de Saturno. Outras lacunas permanecem inexplicadas. Ressonâncias estabilizadoras, por outro lado, são responsáveis pela longevidade de diversos anéis, como o Anel Titã e o Anel G. Bem além dos anéis principais está o Anel Febe, que presumidamente se formou de Febe e, portanto, compartilha o seu movimento orbital retrógrado. Ele está alinhado com o plano orbital de Saturno. Saturno tem uma inclinação axial de 27 graus, logo este anel está inclinado a um ângulo de 27 graus em relação aos anéis mais visíveis orbitando acima do equador de Saturno. (pt) Saturnus ringar är ett system av planetringar i plan med planetens ekvator med en diameter av 280 000 kilometer, ut till ring A, och ytterligare till cirka 966 000 kilometer med de senare upptäckta ringarna ut till ytterkanten av ring E. Ringarna består av is (minst 95 %) och grus, och är endast mellan 5 meter och 30 meter tjocka. Hösten 2009 upptäcktes med hjälp av Spitzerteleskopet ytterligare en ring i samband med månen Phoebes bana långt utanför de tidigare kända ringarna. (sv) Кі́льця Сату́рна — концентричні утворення різної яскравості, які ніби вкладені одне в одне, і створюють єдину плоску систему невеликої товщини, розташовану в екваторіальній площині Сатурна. Кільце навколо Сатурна вперше спостерігав Галілео Галілей у 1610 році, але через низьку якість телескопа він сприйняв видимі по краях планети частини кільця за супутники Сатурна. (uk) Кольца Сатурна — система плоских концентрических образований изо льда и пыли, располагающаяся в экваториальной плоскости планеты Сатурн. Основные кольца названы латинскими буквами в порядке их открытия. Исследованы несколькими автоматическими межпланетными станциями (АМС), особенно подробно — аппаратом «Кассини». Фактически имеют сложную структуру, расщепляясь на многочисленные более тонкие колечки, разделённые так называемыми щелями. Вид с Земли сильно зависит от расположения Сатурна на орбите. (ru) 土星環是太陽系行星的行星環中最突出與明顯的一個，環中有不計其數的小顆粒，其大小從微米到米都有，軌道成叢集的繞著土星運轉。環中的顆粒主要成分都是水冰，還有一些塵埃和其它的化學物質。 雖然環的反射能夠增加土星的視星等（亮度），但從地球僅憑肉眼還是看不見環。在1610年，當望遠鏡第一次指向天空之際，伽利略雖然未能清楚的看出環的本質，但他還是成為觀察土星環的第一個人。在1655年，惠更斯成為第一個描述環是環繞土星的盤狀物的人。 雖然許多人都認為土星環是由許多微細的小環累積而成的（這個觀念可以回溯至拉普拉斯），並有少數真實的空隙。更正確的想法是這些環是有著同心但是在密度和亮度上有著極值的圓環盤。在叢集的尺度上，圓環之間有許多空洞的空間。 在環的中間有一些空隙：有兩條已經知道是與被埋藏在環中的衛星產生軌道共振引起的波動造成的，其它的空隙還不知道成因。穩定的共振，另一方面，也維繫了一些環長期的存在，像是。 (zh)
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dbp:caption E Ring tendrils from Enceladus geysers – comparison of images with computer simulations (en) High resolution color view of the inner-central B Ring . The structures shown remain sharply defined at scales below the resolution of the image. (en) Tethys and Janus (en) Tethys, Hyperion and Prometheus (en) The backlit E ring, with Enceladus silhouetted against it. (en) The moon's south polar jets erupt brightly below it. (en) Close-up of the south polar geysers of Enceladus, the source of the E Ring. (en) The B Ring's outer edge, viewed near equinox, where shadows are cast by vertical structures up to 2.5 km high, probably created by unseen embedded moonlets. The Cassini Division is at top. (en) Side view of Saturn system, showing Enceladus in relation to the E Ring (en)
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dbp:header Saturn's rings (en) and moons (en)
dbp:image PIA18283-SaturnRings-TethysHyperionPrometheus-20140714.jpg (en) E ring with Enceladus.jpg (en) PIA11668 B ring peaks 2x crop.jpg (en) PIA17184 rot180 inset PIA14658 rot38.jpg (en) PIA18353-SaturnRingsMoons-JanusTethys-20151027.jpg (en) PIA21628 - B Ring fine structure in color.jpg (en) Saturn's Rings PIA03550.jpg (en) PIA17191-SaturnMoon-Enceladus-TendrilSims-20150414.jpg (en)
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rdfs:comment Saturnovy prstence jsou prstence z ohromného množství úlomků ledu a prachu obepínající planetu Saturn v rovině jeho rovníku. V rovině Saturnu se nachází soustava prstenců, která svou rozlohou patří mezi nejrozsáhlejší kruhový systém planety ve Sluneční soustavě. Prstence mají dohromady průměr 280 000 km, ale jsou tenké jen několik desítek metrů. Složeny jsou z částic o velikosti několika centimetrů až po desítky metrů a jsou převážně z ledu (některé mohou být i ledem pokryty), dále také obsahují stopy křemíkových a uhlíkových minerálů. Vědci se však nedokážou shodnout na jejich stáří a původu. Některé vlastnosti ukazují na poměrně novou existenci, kdežto teoretické modely ukazují, že byly vytvořeny již v dávné historii Sluneční soustavy. (cs) Els anells de Saturn són un sistema de quatre anells planetaris que envolten aquell planeta. (ca) Cincin Saturnus adalah sistem cincin planet yang paling luas dari planet manapun di Tata Surya. Mereka terdiri dari partikel kecil yang tak terhitung jumlahnya, mulai dari ukuran mikrometer ke meter, yang mengorbit Saturnus. Partikel cincin yang hampir seluruhnya terbuat dari es air, dengan komponen jejak material batuan. Masih belum ada konsensus mengenai mekanisme pembentukan mereka; beberapa fitur dari cincin menunjukkan asal yang relatif baru, tetapi model teoretis menunjukkan mereka mungkin telah terbentuk di awal sejarah Tata Surya. (in) Pierścienie Saturna – pierścienie zbudowane z cząstek lodu i skał, krążących wokół Saturna. W zależności od gęstości materiału, tworzą one pojedyncze wąskie pasma lub wstęgi. Chociaż średnica głównych pierścieni Saturna wynosi ponad 250 tysięcy kilometrów, mają one zaledwie 10 m grubości. Miejscami jednak, w niektórych pierścieniach, występują formacje wystające na 3 km. Z powodu grawitacyjnego oddziaływania księżyców orbitujących pośród pierścieni nie są one idealnie płaskie. Co 14–15 lat pierścienie Saturna ustawiają się pod takim kątem, że przestają być widoczne z Ziemi. (pl) Saturnus ringar är ett system av planetringar i plan med planetens ekvator med en diameter av 280 000 kilometer, ut till ring A, och ytterligare till cirka 966 000 kilometer med de senare upptäckta ringarna ut till ytterkanten av ring E. Ringarna består av is (minst 95 %) och grus, och är endast mellan 5 meter och 30 meter tjocka. Hösten 2009 upptäcktes med hjälp av Spitzerteleskopet ytterligare en ring i samband med månen Phoebes bana långt utanför de tidigare kända ringarna. (sv) Кі́льця Сату́рна — концентричні утворення різної яскравості, які ніби вкладені одне в одне, і створюють єдину плоску систему невеликої товщини, розташовану в екваторіальній площині Сатурна. Кільце навколо Сатурна вперше спостерігав Галілео Галілей у 1610 році, але через низьку якість телескопа він сприйняв видимі по краях планети частини кільця за супутники Сатурна. (uk) Кольца Сатурна — система плоских концентрических образований изо льда и пыли, располагающаяся в экваториальной плоскости планеты Сатурн. Основные кольца названы латинскими буквами в порядке их открытия. Исследованы несколькими автоматическими межпланетными станциями (АМС), особенно подробно — аппаратом «Кассини». Фактически имеют сложную структуру, расщепляясь на многочисленные более тонкие колечки, разделённые так называемыми щелями. Вид с Земли сильно зависит от расположения Сатурна на орбите. (ru) 土星環是太陽系行星的行星環中最突出與明顯的一個，環中有不計其數的小顆粒，其大小從微米到米都有，軌道成叢集的繞著土星運轉。環中的顆粒主要成分都是水冰，還有一些塵埃和其它的化學物質。 雖然環的反射能夠增加土星的視星等（亮度），但從地球僅憑肉眼還是看不見環。在1610年，當望遠鏡第一次指向天空之際，伽利略雖然未能清楚的看出環的本質，但他還是成為觀察土星環的第一個人。在1655年，惠更斯成為第一個描述環是環繞土星的盤狀物的人。 雖然許多人都認為土星環是由許多微細的小環累積而成的（這個觀念可以回溯至拉普拉斯），並有少數真實的空隙。更正確的想法是這些環是有著同心但是在密度和亮度上有著極值的圓環盤。在叢集的尺度上，圓環之間有許多空洞的空間。 在環的中間有一些空隙：有兩條已經知道是與被埋藏在環中的衛星產生軌道共振引起的波動造成的，其它的空隙還不知道成因。穩定的共振，另一方面，也維繫了一些環長期的存在，像是。 (zh) حلقات زحل (بالإنجليزية: Rings of Saturn)‏ هو أكثر نظم الحلقات الكوكبية امتدادًا من أي كوكب آخر في النظام الشمسي. وهي تتألف من عدد لا يحصى من الجسيمات الصغيرة، والتي تتراوح أحجامها بين ميكرومتر ومتر، التي تدور حول مدار زحل. جزيئات الحلقات تتكون بشكل كامل تقريبًا من جليد الماء، مع عناصر تسبح بشكل متتابع مكونة من مواد صخرية. لا يوجد توافق في الآراء حتى الآن على آلية تكونها، وبعض المعالم في الحلقات تشير إلى أنها نشأتها حديثة نسبيًا، ولكن النماذج النظرية تشير إلى أنه من المرجح أنها تكونت في وقت مبكر من تاريخ النظام الشمسي. (ar) Οι εντυπωσιακοί δακτύλιοι γύρω από τον Κρόνο, τον κάνουν έναν από τους ομορφότερους πλανήτες. Παρατηρήθηκαν για πρώτη φορά από τον Γαλιλαίο, ο οποίος, μη μπορώντας να εξηγήσει αυτό που έβλεπε, καθώς και το φαινόμενο της "εξαφάνισης" των δακτυλίων ανά περιόδους, νόμισε ότι επρόκειτο για τρία ουράνια σώματα. Το φαινόμενο της "εξαφάνισης" εξήγησε το 1666 ο Ολλανδός αστρονόμος Κρίστιαν Χόυχενς, που εξήγησε ότι οι δακτύλιοι έμοιαζαν να εξαφανίζονται κάθε φορά που το επίπεδο πάνω στο οποίο βρίσκονται συνέπιπτε με το επίπεδο της παρατήρησής τους από τη Γη. Ο Χόυχενς ήταν, επίσης, ο πρώτος που εισήγαγε την υπόθεση πως οι δακτύλιοι δεν ήταν όλα στερεά σώματα, αλλά αποτελούνταν από μικρότερα σώματα σε περιστροφή γύρω από τον πλανήτη. (el) La ringoj de Saturno estas plej brilaj kaj videblajplanedaj ringojde la sunsistemo. Ili konsistiĝas el multenombraj eroj da glacio kaj da polvo,kies grando varias de la mikrometro ĝis kelkaj metroj, kiuj formas diskon de400 000 kilometroj da diametro, kun tre malgranda dikeco(kelkaj dekoj da metroj) orbitante en la ebeno de la saturna ekvatoro. Formasilin multenombraj samcentraj ringoj disigataj de malplenoj. Tiujn malplenoj, plimalpli larĝaj, naskas pro efiko de orbita resonanco kun lasaturnaj lunoj (eo) Als Ringe des Saturn (oder Saturnringe) wird das Ringsystem bezeichnet, das den Planeten Saturn umgibt. Es ist das auffälligste und charakteristische Merkmal des Planeten und durch ein Fernrohr ab etwa 40-facher Vergrößerung sichtbar. Die Ringe bestehen aus einer ungeheuren Anzahl einzelner kleiner Materialbrocken, die den Saturn umkreisen. Die Größe dieser Partikel, die im Wesentlichen aus Eis und Gestein bestehen, reicht von Staubteilchen bis zu einigen Metern. Aus der Ferne betrachtet erscheinen sie als geschlossener ringscheibenförmiger Körper. (de) Saturnoren eraztunak aipaturiko planeta inguratzen duten eraztun planetarioen sistema bat da eta lehen aldiz 1610ean behatuak izan ziren. Galileo Galilei izan zen behatu zituena. Neurri batean berriki asmatua izan zen teleskopioak ematen zituen irudiak kalitate txarrekoak zirelako garai hartarako, eta beste neurri batean, soilik hilabete batzuk lehenago aurkitu zituelako Jupiterren lau ilargi nagusiak, hasiera batean, ikusi zituen belarri itxurako egitura zirriborrotsu haiek Saturnogandik hurbil zeuden bi ilargi zirela pentsatu zuen. Baina laster aldatu zuen iritziz. "Gehigarri bitxi" haiek ez zuten Saturnorekiko zuten posizioa aldatzen gau batetik hurrengora, eta, gainera, 1612an desagertu egin ziren. Baina gertatu zena 1612an eraztunak bere planoarekin Lurretiko bisualaren arabera orient (eu) Los anillos de Saturno son un sistema de 10 anillos planetarios que rodean a ese planeta y fueron observados por primera vez en julio de 1610 por Galileo Galilei. En parte porque las imágenes que daba el recién inventado telescopio eran de mala calidad para aquel entonces, y en parte porque hacía solo unos meses que había descubierto los cuatro mayores satélites de Júpiter, pensó inicialmente que las estructuras borrosas, parecidas a orejas, que había visto, eran dos satélites próximos a Saturno. Pronto cambió de opinión. Aquellos "extraños apéndices" no variaban su posición respecto a Saturno de una noche a la siguiente y, además, desaparecieron en 1612. Sucedió que los anillos, compuestos por hidrógeno, helio y sulfuro, habían quedado orientados con su plano según la visual desde la Tier (es) The rings of Saturn are the most extensive ring system of any planet in the Solar System. They consist of countless small particles, ranging in size from micrometers to meters, that orbit around Saturn. The ring particles are made almost entirely of water ice, with a trace component of rocky material. There is still no consensus as to their mechanism of formation. Although theoretical models indicated that the rings were likely to have formed early in the Solar System's history, newer data from Cassini suggested they formed relatively late. (en) Les anneaux de Saturne sont les anneaux planétaires les plus importants du Système solaire, situés autour de la géante gazeuse Saturne. Bien qu'ils semblent continus vus depuis la Terre, ils sont en fait constitués d'innombrables morceaux de glace (95 à 99 % de glace d'eau pure selon les analyses spectroscopiques) et de poussière dont la taille varie de quelques micromètres à quelques centaines de mètres ; ils ont chacun une orbite différente. L'ensemble des anneaux forme un disque d'une largeur de 360 000 km (les anneaux principaux s'étendent de 7 000 à 72 000 km) comportant plusieurs divisions de largeurs diverses et d'une épaisseur de 2 à 10 mètres. (fr) Gli anelli di Saturno sono anelli planetari che ruotano attorno al pianeta Saturno. In teoria potrebbe essere considerato come un singolo anello, ma viene volutamente suddiviso in diversi anelli separati. Sono composti da miliardi di piccoli frammenti, della grandezza che varia dal micrometro al metro, orbitanti sul piano equatoriale attorno al pianeta e organizzati in un grande anello piatto molto sottile (rispetto al diametro del pianeta). A seguito dell'esplorazione ravvicinata fatta dalla sonda spaziale Cassini-Huygens, il loro spessore è stato misurato mediamente in circa 10 m e sono quindi estremamente sottili. In compenso gli anelli non sono completamente piatti, in alcune zone le particelle sono addensate in strutture che si estendono da 3 a 5 km sopra e sotto il piano del anello, (it) 토성의 고리(영어: Rings of Saturn)는 태양계에서 어떤 행성의 고리보다도 가장 큰 행성 고리계이다. 이 고리는 수 마이크로미터에서 수 미터에 이르는 작은 입자들로 아주 많이 구성되어 있으며, 토성을 공전하고 있다. 고리 입자는 거의 대부분이 얼음으로 구성되어 있고, 소량의 구성성분은 암석 물질이다. 토성의 고리의 형성 과정에 관해서는 아직까지도 결론이 나지 않았다. 고리의 일부 특징들은 고리가 비교적 최근에 기원했음을 시사하지만, 이론적인 모형은 태양계의 역사 초기에 형성되었을 것이라고 알려주고 있다. 고리는 입자의 밀도가 급격히 줄어드는 다양한 간극을 가지고 있다. 이중에 둘은 고리 내에 위치한 것으로 알려진 토성의 위성에 의해 열려있고, 그 외 토성의 위성의 불안정한 궤도공명을 받는 곳으로 알려진 위치의 많은 것들이 있다. 일부 간극은 아직 설명되지 못한 채로 남아있다. 반면 안정된 궤도공명은 나 와 같이 몇몇 고리의 긴 지속시간에 원인이 있다. 주요 고리의 범위 밖에 있는 는 포에베와 같이 다른 고리에 비해 27도 기울어져 있고, 역행 방식으로 토성을 공전한다. (ko) 土星の環（どせいのわ）は、太陽系で最も顕著な惑星の環である。マイクロメートル (μm) 単位からメートル (m) 単位の無数の小さな粒子が集団になり、土星の周りを回っている。環の粒子はそのほぼ全てが「水の氷」で、わずかに塵やその他の物質が混入している。 環からの反射光によって土星の視等級が増すが、地球から裸眼で土星の環を見ることはできない。ガリレオ・ガリレイが最初に望遠鏡を空に向けた翌年の1610年、彼は人類で初めて土星の環を観測したが、ガリレオはそれが何であるかはっきり認識することはなかった。1655年、クリスティアーン・ホイヘンスは初めて、それが土星の周りのディスクであると記述した。ピエール＝シモン・ラプラス以降、多くの人が、土星の環は多数の小さな環の集合であると考えているが、実際には、環と環の間に何もない空隙の数は少ない。実際には、密度や明るさに部分的に極大部や極小部のある同心円のであると考える方が正確である。 土星の環には、粒子の密度が急激に落ちる空隙がある。そのうち2つでは、既知の衛星が運行しており、また他の空隙の多くは土星の衛星と不安定共鳴を起こす場所にある。残りの空隙は、その生成過程が不明である。一方、タイタン環やG環等は、安定共鳴状態によってその安定性が維持されている。 最近の研究では、土星の環は土星に衝突する前に氷の殻を引き裂かれた衛星の残骸であるとする説がある。 (ja) Os anéis de Saturno são o mais extenso sistema de anéis de todos os planetas do Sistema Solar. Eles consistem de incontáveis pequenas partículas, cujo tamanho varia de micrômetros a metros, em órbita ao redor de Saturno. As partículas dos anéis são compostas quase totalmente de gelo de água, com um componente residual de material rochoso. Ainda não há um consenso quanto ao mecanismo da sua formação. Embora modelos teóricos tenham indicado que os anéis provavelmente se formaram no início da história do Sistema Solar, novos dados da sonda Cassini sugerem que eles se formaram relativamente tarde. (pt)
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