卡西尼-惠更斯號於2006年9月15日拍得的土星環全貌（亮度在這張圖中被強化了）
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亮度，但從地球僅憑裸眼還是看不見環。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的人[1]。
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）[1]，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著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，像是泰坦環和G環。
歷史[ | ]
Sustermans (c. 1637).繪製的伽利略肖像
伽利略是第一位在1610年使用望遠鏡看見土星環的人，但是他未能辨認出是環。他在寫給托斯卡纳大公的信上說到： Template:Cquote他也把土星說成是有「耳朵」的。在1612年，土星環以側面朝向地球，因此看起來似乎是消失不見了，伽利略因此而感到困惑不解，"是土星吞掉了它的孩子？"（參見神話，神旨為了防止他們的子孫造反奪權，會吃掉自己的孩子）[2] 然後，在1613年他又再看見了環，這使伽利略更加困惑[3]。
在1655年被克里斯蒂安·惠更斯觀測到完整的土星環，他使用了一个比在伽利略时代能得到强大得多的望远镜。惠更斯觀測土星並寫道："土星，它被一個薄且平坦的環環繞著，什麼地方都沒有接觸到，並且對黃道傾斜著。"[3]，但土星有環的說法直到1665年才被天文學家所接受。
在1675年，乔凡尼·卡西尼確定土星環由許多較小的環組成，中間並且有縫存在著，其中最明顯的環縫在不久之後被命名為卡西尼縫。卡西尼縫存在於A環和B環之間，寬度有4800 公里[4]。
在1787年，皮埃爾-西蒙·拉普拉斯 認為這些環是由為數眾多的固體小環組成的[1]。
在1859年，詹姆斯·克拉克·麦克斯韦證明土星環不可能是固體的，若是固體將會因為不穩定而碎裂。他建議環是由為數眾多的小顆粒組成的，每個都獨立的環繞著土星[5]。透過光譜學的研究，立克天文台的詹姆斯·凱樂在1895年證實了馬克士威的學說。
物理特性[ | ]
黑暗的卡西尼縫分開了在內側寬廣的B環和外側的A環，這張影像是哈柏太空望遠鏡的先進巡天照相機在2004年3月22日拍攝的，較不明顯的C環就在B環的裡面。
卡西尼太空船從無光的一側看見的土星環（2007年5月9日）。
使用現代的小望遠鏡或是品質精良的雙筒望遠鏡就可以看見土星環。密集的主要環帶從赤道上方7 000 公里延伸至80 000 公里，但估計它的厚度只有10米[6]，並且99.9%都是冰，也許還參雜著少許的雜質，像是有機化合物tholin或矽酸鹽[7]。主要環帶中的顆粒大小範圍從1公分至10米都有[8]。
環中最大的縫隙，像是卡西尼縫和恩克環縫，都能從地球上看見， 兩艘航海家太空船都發現環實際上是由數以萬計稀薄的小環和空隙構成的複雜結構體。有許多方法可以造成這些結構，來自土星眾多衛星的引力拉扯也可以。有些縫隙是微小的衛星經過所清除的段落，像是潘 [9]，可能還有許多尚未發現的，也有些環被一些牧羊犬衛星的重力維繫著（像是普羅米修斯和潘朵拉維護著的F-環。）。其他的縫隙可能是與質量較大的衛星軌道週期產生共振造成的，米馬斯維繫著卡西尼縫的存在，還有更多的環狀結構因為受到其他衛星週期性的擾動而產生螺旋狀的波浪。
來自卡西尼太空船的資料顯示土星環有自己的大氣層，與行星本身無關而獨立存在。大氣中有氧分子（O2），這是來自太陽的紫外線與環中的冰交互作用而產生的。水分子之間的鏈結受到紫外線的刺激產生化學作用釋放出並拋出了氣體，尤其是O2。根據這些大氣的模型，也有H2，O2和H2的大氣層是很稀薄的，但莫名奇妙的被凝聚在環的周圍，它的厚度只是一個原子[10]。 環中也有稀疏的OH（氧化氫）氣體，如同O2一樣，這些氣體也是水分子的崩解導致的，經由轟擊將水分子崩解的高能量離子是由恩塞拉都斯拋射出來的。這些大氣層儘管是非常的稀薄，還是被在地球上空的哈柏太空望遠鏡檢測出來[11]。
土星在它的亮度上呈現複雜的樣式[12]大多的光度變化可以歸咎於環的變化[13][14]，並且在每個軌道週期有兩個循環的變化。但是，由於行星軌道的離心率，使得疊加在北半球衝的時候比在南半球衝時更為明亮[15]。
在1980年，航海家1號飛越土星時顯示F-環是由三條細環像編辮子一樣的糾結在一起，而呈現出複雜的結構；現在知道是在外面的二個環有突起的瘤，造成編織和糾結成團的幻覺，比較不亮的第三個環則在它們的內側。
形成[ | ]
藝術家在2007年描繪的土星環影像，冰冷的微粒聚集成環的固體部份。細長的叢集不斷的形成和分散，最大的顆粒也只有幾米的直徑。
土星環可能非常古老，日期可以追溯至土星本身的形成，有兩種主要的土星環形成理論。一種理論是在19世紀提出的起源於洛希極限，認為環原本是土星的一顆衛星，因為軌道的衰減而落入洛希極限的範圍內，因不夠緊密而被潮汐力扯碎掉（參見洛希極限），這種理論又演變出衛星被小行星或彗星撞擊而瓦解的學說[16]。從這種理論延伸的變化是衛星被一顆大的彗星或小行星碰撞而瓦解[17]。第二種理論認為環從未曾是衛星的一部分，而是從形成土星的原星雲中直接形成的。
它似乎可能是由一顆比米瑪斯大，直徑大約300公里的衛星殘骸組成的。這種碰撞最可能發生在大約40億年前的後期重轟炸期[18]。
冰屑的亮度和純淨被援引為土星環比土星年輕許多的證據，可能相差了一億年，因為下降的塵土會導致環的亮度降低。但是新的研究顯示B環所擁有的質量足以稀釋下落的物質，因此可以避免因為太陽系的年齡造成實質上的光度變暗。環內的物質也許在碰撞中被瓦解後還能夠回收再利用，這或許可以用來解釋有些環中的物質明顯的仍然處在很年輕的狀態[19]。
由拉瑞·艾斯波席托（Larry Esposito）領導的卡西尼UVIS團隊，利用掩蔽恆星的技術在F環內發現了13個直徑從27米至10公里的天體。它們都是半透明的，因此認為它們是由直徑數米的冰礫暫時聚集起來的。 艾斯波席托相信這是土星環的基本結構體，微粒聚集在一起，然後又因撞擊而炸開來[20]。
環內的細部和結構[ | ]
土星環最密集的範圍是被卡西尼縫（在1675年被卡西尼發現）分隔的A環和B環，在一起的是有部分愈卡西尼相似，在1850年發現的C環，這些構成了主環。 主環是密集和包含比細小的塵埃環更大的顆粒，後者包含了向內一直延伸至土星雲頂的D環，以及在主環系統外面的G和E環。"塵埃"這個字眼是用來描述散佈在環內的小型微粒（通常只有微米的大小）；它們的化學組成像主環一樣，幾乎完全都是碎冰。狹窄的F環，就在A環外側的邊緣，很難分類，它的部分非常密集，但也包含很多塵埃大小的顆粒。
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受光側的土星環，主要的細部構造加上的標示。
環的主要細節[ | ]
| 名稱(3) | 與土星的距離 （至中心，單位為公里）(4) |
寬度（公里）(4) | 命名依據 |
|---|---|---|---|
| D環 | 66 900–74 510 | 7 500 | |
| C環 | 74 658–92 000 | 17 500 | |
| B環 | 92 000–117 580 | 25 500 | |
| 卡西尼縫 | 117 580–122 170 | 4 700 | 卡西尼 |
| A環 | 122 170–136 775 | 14 600 | |
| 洛希環縫 | 136 775–139 380 | 2 600 | 愛德華·洛希 |
| F環 | 140 180 (1) | 30–500 | |
| "傑納斯/艾皮米修斯"環(2) | 149 000–154 000 | 5 000 | 傑納斯和艾皮米修斯 |
| G環 | 170 000–175 000 | 5 000 | |
| "美索尼"環弧(2) | 194 230 | ? | 美索尼 |
| "安德列"環弧(2) | 197 665 | ? | 安德列 |
| "帕勒涅"環(2) | 211 000–213 500 | 2 500 | 帕勒涅 |
| E環 | 181 000–483 000 | 302 000 |
C環內的結構[ | ]
| 名稱(3) | 與土星中心的距離（公里）(4) | 寬度（公里）(4) | 命名依據 |
|---|---|---|---|
| 科倫坡縫 | 77 870 (1) | 150 | 朱瑟貝·"Bepi"·科倫坡 |
| 泰坦小環 | 77 870 (1) | 30 | 土星的衛星泰坦 |
| 馬克士威縫 | 87 491 (1) | 270 | 詹姆斯·克拉克·麦克斯韦 |
卡西尼縫的結構[ | ]
| 名稱(3) | 與土星中心的距離（公里）(4) | 寬度（公里）(4) | 命名依據 |
|---|---|---|---|
| 惠更斯縫 | 117 680 (1) | 400 | 克里斯蒂安·惠更斯 |
A環內的結構[ | ]
| 名稱(3) | 與土星中心的距離（公里）(4) | 寬度（公里）(4) | 命名依據 |
|---|---|---|---|
| 恩克環縫 | 133 589 (1) | 325 | 約翰·恩克 |
| 凱樂環縫 | 136 530 (1) | 35 | 詹姆斯·凱樂 |
Notes:
(1) 距離是量至環縫的中心，環和小環的區別在環的寬度是否小於1,000公里
(2) 非官方的名稱
(3) 除非另有說明，名稱是由國際天文聯合會指定的。在圓環之間更加寬廣的分離會被命名為裂縫，在環之間狹窄的空隙稱為縫'
(4)資料主要來自Gazetteer of Planetary Nomenclature 和 NASA factsheet.
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D環[ | ]
卡西尼拍攝的D環影像，經過處理過後顯示出環內微弱的波紋；出現在圖左上部的是更明亮的C環。
D環是最側的環，並且非常暗弱。在1980年，航海家1號偵測到在其中有個小環，分別標示為D73、D72和D68是最靠近土星並被分離出的小環。25年之後，卡西尼影像顯示D72明顯的變得更為微弱並且朝向土星移動了200公里。出現在C環和D73之間的縫隙是分離30公里波長的精細尺度結構[21]。
C環[ | ]
C環是在B環內側很寬闊但暗淡的環，它在1850年被威廉和喬治·邦德發現的，可是威廉·R. 道斯和約翰·伽勒也獨立看到。威廉·拉塞爾因為它比明亮的A環和B環黯淡而稱他為"黑紗環"[22]。
估計他的垂直厚度只有5米，質量大約是1.1Template:Esp公斤，光深度在0.05至0.12之間變化。也就是說垂直通過環的光只有5%至12%會被圓環阻攔，因此從上或下看環時，它幾乎是透明的。
馬克士威縫和馬克士威小環在圖的右側位在上方和中間偏右。
科倫坡縫和泰坦小環[ | ]
科倫坡縫在C環靠內側的位置，縫隙中有著明亮和很窄的科倫坡小環，中心距離土星的中心77 883公里，這個環有些微的橢圓而不是正圓。這個小環因為受到泰坦軌道共振的約束，有時也被稱為泰坦小環。在環的這個位置上，環上質點拱點進動的週期與泰坦的軌道周期剛好相同，因此這個偏心小環最外面的尾端總是指向著泰坦。
馬克士威縫[ | ]
馬克士威縫在C環靠外側的位置，它也擁有一個密集但不圓的馬克士威小環。在許多細節上這個小環與天王星的ε環相似。在這兩個環中間都有像波狀的結構，在天王星ε環的波是由卡多利亞造成的，但迄2008年7月仍未在馬克士威縫內或附近發現衛星[20]。
B環[ | ]
B環是所有環中最大、最亮與質量最多的。它的厚度估計在5～15米，質量在2.8Template:Esp公斤，光深度的變化在0.4至2.5之間，意味著通過B環的光線有將近99%會被阻攔。B環在密度和光度上的許多變化，幾乎都還沒有獲得合理的解釋。B環都是同心圓，雖然其中有許多狹窄的小環，但B環不包含任何的縫隙。
輪輻[ | ]
航海家2號1981年的影像，在B環上有黑暗的輪輻。
在1980年之前，土星環的結構完全都是使用萬有引力來解釋的，直到航海家的影像呈現出B環上有被稱為輪輻的輻射狀特徵，而這是不可能如此來解釋的。因為它們持續的時間和自轉週期與依照軌道力學的環不一致[23]。這些輪輻在背景散射光下呈現黑暗，而在前景散射光下顯得明亮。（參考圖集）主導的理論認為它們是微小的塵埃顆粒，受到主環上的靜電排斥而懸浮在圓環平面上，因此它們的轉動是與土星的磁氣層同步。但是，造成輪輻的確實機制仍然不清楚，雖然有人建議這些電子干擾可能來自土星大氣層中釋放的閃電或微流星體對土星環的衝擊[24]。
直到25年後輪輻才再度由卡西尼號太空船觀測。當卡西尼號在2004年初抵達土星時，輪輻並未被看到。有些科學家根據他們試圖描述輪輻形成的模型推測要到2007年才會看到輪輻，然而卡西尼號的影像小組在保留的土星環影像中搜尋，在2005年9月5日就看見了輪輻[25]。
輪輻的出現似乎有季節性的變化現象，在土星的仲冬或仲夏時消失不見，當土星接近分點時又再度出現。建議輪輻也許是一種季節性的作用，隨著29.7年的土星軌道變化，這也支持在卡西尼後幾年的任務中，輪輻會漸漸的增加[26]。
卡西尼縫[ | ]
卡西尼號拍攝的卡西尼環縫，可以在中央偏右看見惠更斯縫。
卡西尼縫介於A環和B環之間，寬達4,800公里（2,980英里），在1675年就被乔凡尼·卡西尼發現了。從地球上看他只是土星環中薄薄的暗區，但是航海家發現環縫本身具有與C環相似的材料[20]，從未照亮的一側觀察這個環縫也許會是明亮的，因為相對來說密度較低的材料會允許更多的光線穿過環的厚度。（參考圖集）
卡西尼縫的內側邊緣受到強烈的軌道共振支配，在環縫這個位置上的微粒公轉週期是米瑪斯的兩倍。共振造成米瑪斯對環中粒子的拉扯持續的累積，使它們的軌道發生改變和導致環中密度明顯的被切除（降低）。但是在卡西尼縫中還有許多小環和其中的空隙，仍然沒有得到解釋。
惠更斯縫[ | ]
惠更斯縫位在卡西尼縫的內側邊緣，它包含一個在中間被命名為惠更斯小環的密集偏心環。這個小環展現出幾何寬度和光深度隨著方位角不規則的改變，這可能是與米瑪斯的軌道有著2:1的共振，以及B環外緣的離心率對外緣造成的影響。另外還有一個狹窄的小環正好就位在惠更斯小環的外側。[20]
A環[ | ]
在A環的恩克環縫中間的小環與潘的軌道吻合，暗示環中的微粒相對是在馬蹄鐵軌道上振盪。
A環是外層最大與最亮的環，它的內側邊界是卡西尼縫，而他明確的外緣邊界與小衛星阿特拉斯的軌道非常靠近。A環在從外緣算起環寬度的22%處被恩克環縫中斷。從外緣算起在寬度的2%有一個狹窄的凱樂環縫。
A環的厚度估計在10米至30米，質量是6.2公斤（大約是哈珮利恩的質量），它的光深度變化在0.4至1.0之間。
與B環相似，A環的外緣也受到軌道共振的維護，它是與傑納斯和艾比米修斯有7:6的軌道共振。其他的軌道共振也在A環內激發出許多螺旋密度波（並且，程度較小，其他的環也有），並佔有大多數的結構。這些波與描述星系旋臂波的物理是相同。螺旋彎曲的波浪，也出現在A環並且由同一種理論來描述，在環中是垂直的槽紋而不是壓縮波。
恩克環縫[ | ]
在A環內的凱樂環縫。在環縫邊緣可以看見由經過的達佛涅斯所引起的的波紋。
恩克環縫是在A環內寬325公里的縫隙，中心與土星中心的距離是133,590公里[27]，它是由軌道在環內的小衛星潘造成的[28]。來自卡西尼太空船的影像顯示，至少有三個薄的，糾結在一起小環存在於縫隙內[20]。在兩側可以看見螺旋密度波，這是與來自外部在附近的衛星對環的軌道共振造成的，而在環內潘的誘導下使這些螺旋格外的有活力（參考圖集）[20]。
這個環是詹姆斯·愛德華·凱樂在1888年發現的，約翰·恩克本人並沒有觀測過這個環縫，它是用來榮耀他對環所做的觀測。
因為完全在A環之內，因此恩克環縫是一個縫隙。在2008年國際天文聯合會對此說明之前，gap和division在意義上有些模擬兩可，而在此之前有時會將恩克環縫稱為恩克裂縫。
凱樂環縫[ | ]
凱樂環縫是寬42公里的縫隙，位於A環內距離外緣約250公里處，它是以天文學家詹姆斯·愛德華·凱樂之名命名的。在2005年5月1日，在縫隙中發現使這個區域被淨空的小衛星達佛涅斯 [29]，這顆衛星也導致縫隙邊緣的波紋[20]。
小衛星[ | ]
一群有如推進器的小衛星
在2006年，四顆小衛星在卡西尼號拍攝的A環影像內被發現（參考圖集）[30]。這些小衛星的直徑只有數百米，因為太小而難以直接被看見。卡西尼號是看見這些小衛星引起如同推進器造成長達數公里的湍流才發現它們的，估計在A環內有數百顆這樣的小天體。在2007年，又發現了8顆以上的小天體，它們製造出了長達3,000公里的擾流帶，與土星中心的距離大約是130 000 公里[31]。 已經有超過150顆的推進器小衛星被偵測過[32]。
洛希裂縫[ | ]
洛希裂縫（通過圖的中心）位於A環和狹窄的F環之間。阿特拉斯位於其中，恩克環縫和凱樂環縫也都能看見。
分隔開A環和F環的區域被命名為洛希裂縫以尊崇法國物理學家愛德華·洛希[1]。不要將洛希裂縫與洛希極限混淆了，後者是一種物理上的觀念，敘述當一個大的物體過度接近行星（例如土星）時，會受到這顆行星潮汐力的拉扯而碎裂。橫埂在主要環系統外側的洛希裂縫，事實上非常接近洛希極限，這也是土星環內無法吸積生成衛星的原因。
如同卡西尼縫一樣，洛希裂縫也不是完全空無一物，仍然有一些物質形成薄片狀，其特性類似多灰塵的D、E和G環。卡西尼號的影像小組發現洛希裂縫中有兩處塵土密度較高的區域，已經依據暫時命名為：R/2004 S 1，沿著阿特拉斯的軌道分布著；和R/2004 S 2，距離土星中心138,900公里的同心圓，緊鄰在普羅米修斯的內側。
F環[ | ]
F環和分別在環兩側的牧羊犬衛星潘朵拉和普羅米修斯，普羅米修斯緊隨著進入F環內側邊緣的黑暗渠道carved。
F環是土星最外面的獨立環，並且可能是太陽系中最活躍的環系統，它的外觀每小時都在改變[33]它位於A環外緣的3000公里之外。[34]。F環是在1979年被先鋒11號的影像小組發現的[35]，它非常細小，只有數百米寬，並且由兩顆牧羊犬衛星 潘朵拉和普羅米修斯，分別在環的內側和外側軌道維繫著它[28]。
來自卡西尼探測的最新影像顯示F環包含一個核心和螺旋的邊緣環繞著它[36]它們也顯示普羅米修斯在遠土點會與環遭遇，而當這顆衛星的引力攫取環中的物質時，創造出環的糾結和節點，並在環的內部留下一條黑暗的渠道（參考影像的聯結和F環在圖集中的F環影像）由於普羅米修斯的速度較環為快，所以每次新形成的渠道都會較前一次的前面3.2度[33]。
在2008年，進一步的物力論被查驗出來，建議仍有許多未發現的小衛星由於普羅米修斯的引力攝動，持續不斷的穿越F環狹窄的核心。其中一顆小衛星試探性的被辨認和命名為S/2004 S6[33]。 Template:Wide image
外面的環[ | ]
太陽從背後照亮的土星外環。
安德列環弧，明亮的點是安德列。
背光的E環，和恩塞拉都斯的側影，這顆衛星的南極噴發出的光輝在下方。
"傑瑞斯/艾比米修斯"環[ | ]
有一個黯淡的環圍繞著傑瑞斯和艾比米修斯軌道佔據的附近區域，這是卡西尼號在2006年利用前景散射的影像所顯露的。這個環在半徑方向的寬度約5,000公里[37]。它的微粒來自被隕石撞擊的衛星表面，這些微粒散布在軌道的附近，然後形成一個散開的圓環[38]。
G環[ | ]
G環（參考圖集的最後一張圖）是非常薄與黯淡的環，位於F環的半途和E環開始之處，它的內側邊緣在米瑪斯的內側15,000公里處。它包含一段性質比較明亮的弧（類似海王星環的弧），大約佔了圓環的六分之一，位置在與米瑪斯6:7軌道共振之處[39]。這段弧相信是由冰的微粒到直徑數米的冰組成的，G環其餘的成分還包括經由碰撞而散布在弧內的塵土。弧在半徑方向的寬度約250公里，相較於G環6,000公里的寬度[39]，這個弧被認為是一個直徑數百米的小冰衛星在最近才被破壞後留下的殘骸。由結實的大塊顆粒被微隕石撞擊後產生的塵埃會因為與土星磁場的交互作用而向外漂移（電漿體與磁場的轉動同步，運動速度會高於G環的軌道速度），這些微粒由進一步的撞擊不斷的被侵蝕，和電漿體的阻尼而擴散開來。在數萬年的歲月中圓環將逐漸失去質量，最後終將消失[40]。
"美索尼"環弧[ | ]
這個黯淡的環弧在2006年9月被偵測到，在經度上有大約10度與美索尼聯繫在一起，弧中的物質應該是來自美索尼被微流星體撞擊後的拋出物。塵土存在的弧可歸咎於和米瑪斯14:15的軌道共振（類似於在G環內的禁閉機制）[41]，在相同共振的影響下，美索尼的位置會在經度5°的擺弧內在軌道內前後來回的振盪。
"安德列"環弧[ | ]
這個黯淡的環弧在2007年6月被偵測到，在經度上大約有20度與安德列聯繫在一起。弧中的物質相信是安德列與微流星撞擊後被敲擊出來的，並因為與米瑪斯有10:11的軌道共振而被禁制在此區域。受到相同的共振影響，安德列的位置會在經度14°的範圍在軌道內前後來回的振盪[41]。
"帕勒涅"環[ | ]
有一個黯淡的塵埃環與帕勒涅共享軌道，這是在卡西尼號太空船2006年的前景散射影像中顯示出來的[37]。這個環在半徑方向上的厚度約為2,500公里，來源是帕勒涅的表面受到隕石體撞擊被剝離的微粒，然後散布在軌道的路徑上形成圓環[38]。
E環[ | ]
E環是最外層的環，並且散布得非常寬廣，開始於米瑪斯的位置，結束的位置大約在麗亞的軌道附近。它是一個漫射的盤面，包含的成分主要是冰，還有矽酸鹽、二氧化碳和氨[42]。不同於其他的環，它是由微觀的小顆粒而非宏觀的大顆粒組成。在2005年，E環的物質來源被確認是冰火山的噴發物[43][44]，是從衛星恩塞拉都斯南極地區的虎斑條紋發射出來的。
可能圍繞麗亞的環系統[ | ]
土星第二大的衛星麗亞可能有一個自己的稀薄環系統，在包含固體微粒的盤面中可能有三條狹窄的環帶[45][46]。目前還沒有這個環系統的影像，但是從卡西尼號在2005年11月的觀測在麗亞附近的土星磁氣層中有高能量的電子，是推斷出它們存在的依據。磁氣層影像儀（MMI）在強度逐漸變化的模式中，在衛星的兩側都觀測到三次幾乎對稱的暴跌間斷。這可以解釋為在赤道平面的盤面上有固體物質密集的圓環或弧存在，顆粒的大小或許從幾公分至數米都有。但是，並所有的科學家都認同觀測的現象是由環系統造成的。
相關條目[ | ]
參考文獻[ | ]
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