**토성의 고리**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.

고리는 햇빛을 반사하여 토성의 밝기를 증가시키지만, 지구에서 육안으로는 보이지 않는다. 1610년에 갈릴레오 갈릴레이가 망원경으로 토성의 고리를 발견했지만, 그는 망원경의 성능이 좋지 못해 고리를 귀나 컵의 손잡이라고 생각했어도 최초로 토성의 고리를 관측한 사람이 되었다. 1655년, 크리스티안 하위헌스는 그것을 토성을 둘러싸는 고리로써 최초로 묘사한 사람이 되었다. 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 타이탄 미세고리나 G 고리와 같이 몇몇 고리의 긴 지속시간에 원인이 있다.

주요 고리의 범위 밖에 있는 포에베 고리는 포에베와 같이 다른 고리에 비해 27도 기울어져 있고, 역행 방식으로 토성을 공전한다.

## 역사

### 갈릴레오의 관측
갈릴레오 갈릴레이는 1610년에 자신의 망원경을 이용하여 최초로 토성의 고리를 관측했지만, 고리의 정체를 확인하지는 못했다. 그는 토스카나 대공에게 "행성 토성은 혼자가 아니고, 서로 거의 접촉해 있으며 절대 움직이지 않고 서로에 대해서 변하지도 않는 셋으로 구성되어 있습니다. 이들은 황도와 평행하게 배열되어 있고, 중간의 것(토성)은 나머지 것들(고리의 가장자리)의 크기의 약 세 배정도 입니다"라고 편지를 썼다. 또한 그는 토성이 "귀"를 가지고 있다고 묘사했다. 1612년, 고리면이 지구 쪽으로 향하고 있어 고리가 없어진 것처럼 보인 때가 있었다. 이에 혼란스러워진 갈릴레오는 신화 속의 사투르누스가 그의 아이들이 자신을 신들의 왕좌에서 끌어내릴 것을 막기 위해 그들을 집어삼킨 것을 참고하여, "토성이 그의 자식을 집어삼킨 것인가?" 라고 궁금해 하기도 했다.

초기의 천문학자들은 자신의 연구 결과 발표를 준비하기 전에 새로운 발견에 대한 소유권을 주장하기 위한 방법으로써 애너그램을 사용했다. 갈릴레오는 토성의 고리의 발견에 관해 ''Altissimum planetam tergeminum''(나는 가장 먼 행성이 세가지 모습을 가지고 있는 것을 관측했다)을 ''smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras''으로 표현했다.

### 고리 이론과 관측
1655년, 크리스티안 하위헌스는 토성이 고리로 둘러싸여 있다고 최초로 주장한 사람이 되었다. 하위헌스는 갈릴레오가 사용했던 망원경보다 더 우수했던 손수 제작한 50배율 굴절 망원경을 이용하여 토성을 관측했고 "그것(토성)은 얇고, 평평하고, 어떤 곳과도 접촉해있지 않으며, 황도쪽으로 기울어져 있는 고리로 둘러싸여 있다"

1675년, 조반니 도메니코 카시니는 간극을 통해 토성의 고리가 작고 다양한 고리로 구성되어 있음을 알아내었다. 이들 간극 중 가장 큰 것은 후에 카시니 간극이라고 명명되었다. 이 간극은 A 고리와 B 고리 사이에 있는 폭 4,800 km의 영역이다.

1787년, 피에르시몽 라플라스는 고리가 아주 많고 작은 고체 고리로 구성되어 있다고 주장했다.

1859년, 제임스 클러크 맥스웰은 고리가 고체로 되어 있거나 불안정하고 분해되어 있지 않음을 밝혀내었다. 그는 고리가, 셀 수 없이 많으며 모두 독립적으로 토성을 공전하고 있는 작은 입자들로 구성되어 있어야 한다고 주장했다. 1895년, 앨러게니 천문대의 제임스 킬러와 풀코보 천문대의 아리스타크 벨로폴스키에 의해 이루어진 고리의 분광학적 연구를 통해서 맥스웰의 이론의 타당함이 입증되었다.

고리는 발견된 순서대로 알파벳 순으로 명명되었다.

## 물리적 특징
밀도가 높은 주요 고리는 토성의 적도 위로 7,000 km에서 80,000 km까지 뻗어있다. 추정되는 부분적인 두께가 10 미터

보이저의 관측에 근거하면, 고리의 총 질량은 약 3&nbsp;x&nbsp;10 kg일 것으로 추정된다. 이는 토성의 총 질량의 아주 작은 한 부분(약 50 ppb)이고 토성의 위성 미마스보다도 작다. 고리의 많은 구조는 안쪽 위성의 주기적 중력섭동에 의해 발생하여 공명에 약간 지장을 주는 나선파를 포함하고 있다.

카시니 우주 탐사선의 데이터는 토성의 고리 무리가 스스로 행성의 독립적인 대기임을 시사한다. 대기는 태양으로부터 오는 자외선이 고리 내의 얼음과 상호작용할 때 만들어지는 산소 분자(O로 구성된 대기는 굉장히 희박하다. 이것이 어떻게든 고리에 응결된다면, 대기는 원자 하나의 두께가 될 것이다.

토성은 복잡한 패턴의 밝기 변화를 보여준다.

1980년, 보이저 1호는 토성을 근접통과하면서 서로 꼬여 복잡한 구조를 한 것처럼 보이는 세 개의 좁은 고리로 구성된 F 고리를 보여주었다. 이는 현재 안쪽에 어두운 세번째 고리가 위치하여 서로 꼬인 것처럼 착시를 보여주는, 덩어리와 꼬임으로 구성된 바깥의 두 개의 고리로 알려져 있다.

토성의 분점인 2009년 8월 11일, NASA의 카시니 탐사선에 의해 촬영된 새로운 고리 사진은 얼마 되지 않는 고리면 밖으로 몇 군데에서 고리가 상당한 크기로 뻗어있는 것을 보여주었다. 이 변위는 간극을 형성하는 위성, 다프니스의 궤도가 고리면에서 벗어나 있기 때문에 킬러 간극의 가장자리에서 4 km에 이를만큼 크다.

## 주요 고리의 형성
토성의 고리는 토성의 형성 시기를 측정함에 따라 매우 오래되었을 것이다. 토성의 안쪽 고리의 기원에 관한 두가지 주요 이론이 있다. 원래 19세기에 에두아르 로슈에 의해 주장된 한 이론은, 과거에 기조력(로슈한계 참고)에 의해 산산조각 날 만큼 가까워질 때까지 토성을 공전하다가 파괴된 토성의 위성이라는 것이다. 변형된 이 이론은 고리가 나중에 거대한 혜성이나 소행성과 충돌하여 위성이 분해된 것이라는 것이다. 두번째 이론은 고리가 위성의 파편이 아닌 대신에, 토성을 형성했던 성운 물질들의 잔재라는 것이다.

좀 더 고전적인 분쇄된 위성 이론은 고리가 미마스보다 약간 큰, 지름 400~600 km의 위성의 파편으로 구성되어 있다는 것이다. 약 40억 년 전, 후기 운석 대충돌기 동안에 위성을 충분히 분쇄할 수 있을만한 거대한 천체와의 충돌이 있었을 것이다.

최근 R. M. 캐넙에 의해 변형된 이 이론은 고리가 토성이 아직 가스 성운에 둘러싸여 있던 형성기에 행성 쪽으로 나선을 그리며 떨어지다 외부층이 벗겨진, 타이탄 크기로 매우 큰 위성의 얼음 맨틀의 잔해의 일부에 해당한다고 한다.

초기의 무거운 고리에 관한 아이디어는 나중에 레아와 같은 토성의 위성들의 형성에 관한 설명까지 확장된다.

유성체 먼지의 유입으로 시간에 따라 고리가 점점 검은색으로 변색되어야 할 것을 고려하면, 토성의 고리를 구성하는 얼음의 밝기와 순도는 고리의 연령이 약 1억 년 정도로, 토성보다 훨씬 어리다는 증거로 들어왔었다. 그러나, 새로운 연구는 B 고리가 유입되는 물질을 희석시킬 정도로 충분히 무겁기 때문에 태양계의 연령 이상의 기간 동안 흑색화를 방지할 수 있음을 보여주었다. 고리 물질은 고리 내의 군집을 형성하여 후에 충돌로 분해됨으로써 순환되고 있을지도 모른다. 이는 젊게 보이는 고리 내의 일부 물질을 설명할 것이다.

래리 에스포지토가 이끄는 카시니 UVIS 연구팀은 항성엄폐를 이용하여 F 고리 내에서 27 미터에서 10 킬로미터까지 이르는 13 개의 천체를 발견하였다. 이것들은 반투명했는데, 이들이 수 미터에 이르는 얼음 바위의 일시적인 응집물임을 암시한다. 에스포지토는 이것이 토성의 고리의 기본 구조로, 서로 뭉치고 후에 산산조각 나는 입자라고 여겼다.

## 고리 내의 세분 및 구조
토성의 고리계에서 가장 밀도가 높은 부분은 카시니 간극(1675년 조반니 도메니코 카시니에 의해 발견됨) 에 의해 분리된 A 고리와 B 고리이다. 마찬가지로 1850년에 발견된 C 고리도 카시니 간극과 특징에 있어서 유사한데, 이러한 영역들은 주요 고리를 구성한다. 주요 고리는 밀도가 높고 미세먼지 고리보다는 큰 입자들로 구성되어 있다. 미세먼지로 구성된 경우는 토성의 최상층 구름 쪽까지 뻗어있는 D 고리와 G 고리, E 고리, 그 외 주요 고리계 뒤에 있는 다른 것들이 있다. 이렇게 희미한 고리들은 구성 입자의 크기가 작기 때문에 거의 먼지로만 구성된 것을 특징으로 한다. 이들의 화학적 조성은 주요 고리와 유사한데, 거의 대부분 얼음으로 구성되어 있다. A 고리의 가장자리 바로 바깥에 있는 좁은 F 고리는 구성 부분이 매우 밀도가 높지만, 먼지크기 입자 또한 많은 양으로 가지고 있기 때문에 분류하기가 매우 어렵다.

### 데이터 표
''주:''

## D 고리
D 고리(''D Ring'')는 가장 안쪽의 고리로, 매우 희미하다. 1980년, 보이저 1호가 이 고리 내에서 D73, D72, 그리고 토성과 가장 가까운 별개의 미세고리 D68로 명명된 미세고리 세 개를 발견했다. 약 25년 후, 카시니가 촬영한 사진은 D72가 상당히 폭이 넓고 더 희미하게 된데다, 행성 방향으로 200 km 이동한 것을 보여주었다.

D 고리에서 보이는 것은 30 킬로미터 간격의 미세규모 파동 구조이다. C 고리와 D73 사이의 간극에서 처음 본 이 구조는,

## C 고리
C 고리(''C Ring'')는 폭이 넓지만 희미한 고리이다. B 고리의 안쪽에 위치해 있다. 이 고리는 1850년 윌리엄 본드와 조지 본드에 의해 발견되었다. 윌리엄 R. 도스와 요한 갈레 또한 그들과 별개로 고리를 관측했다. 윌리엄 라셀은 이 고리를 밝은 A 고리와 B 고리에 비해 어두운 물질로 구성된 것처럼 보이기 때문에 "크레이프 고리"(''Crepe Ring'')라고 이름 붙였다.

C 고리의 수직 두께는 5 미터이고, 질량은 1.1×10 kg으로 추정된다. 그리고 고리의 광학적 깊이가 0.05에서 0.12까지 달라진다. 이는 고리가 가려지면서 5 퍼센트에서 12 퍼센트 사이의 빛만 수평으로 비추어지고 있기 때문에 그 결과로 위에서 관측할 때, 고리는 거의 투명하게 된다. D 고리에서 최초로 보인 30 킬로미터 파장의 나선 파상 주름은 2009년 토성의 분점 동안 C 고리까지 뻗은 채로 관측되었다.(위 참고)

### 콜롬보 간극과 타이탄 미세고리
콜롬보 간극(''Colombo Gap'')은 C 고리의 안쪽에 위치해 있는 간극이다. 간극 내에는 토성의 중심부로부터 77,883 킬로미터 떨어진 곳에 중심을 둔 밝고 좁은 콜롬보 미세고리가 위치해있다. 이 미세고리는 위성 타이탄과의 궤도공명에 지배를 받기 때문에 타이탄 미세고리(''Titan Ringlet'') 로도 불린다.

### 맥스웰 간극과 미세고리
맥스웰 간극(''Maxwell Gap'')은 C 고리의 바깥 부분 내에 위치해 있는 간극이다. 또한 간극은 밀도가 높은 비원형 미세고리인 맥스웰 미세고리(''Maxwell Ringlet'')를 포함하고 있다. 많은 점에서 이 미세고리는 천왕성의 엡실론 고리와 유사하다. 두 고리의 중심에는 파동과 유사한 구조가 있다. 엡실론 고리의 파동이 천왕성의 위성인 코델리아에 의해 발생한 것으로 여겨지지만, 맥스웰 간극의 경우 현재까지 그러한 구조를 야기한 것으로 추정되는 위성이 발견되지 않았다.

## B 고리
B 고리(''B Ring'')는 고리 중에서 가장 거대하고, 밝으며, 가장 무겁다. 고리의 두께는 5 미터에서 15 미터 정도로 추정되고, 질량은 2.8×10 kg이며, 광학적 깊이는 0.4에서 2.5까지 달라진다. 이는 B 고리의 일부분이 가려지면서 91%의 햇빛이 통과한다는 뜻이다. B 고리는 밀도와 밝기의 다양한 변화를 수반하고 있다. 이는 거의 모두 설명되지 않고 있으며, B 고리가 어떠한 간극을 포함하고 있지 않더라도 원모양의 좁은 미세고리로써 보이게 만든다. B 고리의 바깥 부분에서는 주요 고리면에서 2.5 킬로미터까지 벗어난 수직 구조가 포함되어 있다.

### 테
1980년까지, 토성의 고리의 구조는 오로지 중력에 의한 반응에 의해서만 야기된 것으로 설명되어 왔다. 그런데 보이저 우주선에서 온 사진은 테(''spoke'')로 알려져 있는,

테는 토성이 분점에 가까워질 때인 토성의 한겨울에 사라지고, 한여름에 다시 나타나는 계절적인 현상으로 보인다. 테가 29.7년 주기로 토성이 공전함에 따라 달라지는 계절적인 효과라는 주장은 카시니 임무 후년에 이들이 점진적으로 재출현함으로써 뒷받침되었다.

### 소위성
2009년, 분점 동안에 B 고리에 박혀있는 소위성이 주변에 그림자를 드리우면서 발견되었다. 크기는 직경 400 미터로 추정된다. 소위성에게는 S/2009 S 1이라는 임시명칭이 주어졌다.

## 카시니 간극
카시니 간극(''Cassini Division'')은 A 고리와 B 고리 사이에 있는 4,800 km 폭의 영역으로, 1675년 파리 천문대의 2.5인치 대물렌즈에 20 피트 초점길이, 90배율 굴절망원경을 이용한 조반니 카시니에 의해 발견되었다. 지구에서 이 간극은 고리의 얇고 검은 공백으로 보인다. 그러나, 보이저는 이 간극이 C 고리와 많은 유사성을 가지고 있는 고리 물질들을 포함하고 있음을 발견했다. 상대적으로 낮은 밀도의 물질들이 고리의 두께를 통해 빛을 더 많이 투과시키기 때문에, 고리의 빛이 비춰지지 않는 쪽에서 보면 간극은 밝게 보인다.(갤러리의 두번째 사진 참고)

카시니 간극의 안쪽 가장자리는 강력한 궤도공명에 의해 통제된다. 이 위치에서의 고리 입자의 궤도는 항상 미마스의 궤도의 두 배이다. 공명은 미마스가 이 위치에서의 고리 입자를 뭉치게 하고, 입자의 궤도를 불안정하게 만들어서 고리 밀도의 예리한 절단을 초래하도록 끌어당기게 만든다. 그러나, 카시니 간극 내의 미세고리 사이에 있는 다른 많은 간극들은 어떻게 형성되었는지 아직 밝혀지지 않았다.

### 하위헌스 간극
하위헌스 간극(''Huygens Gap'')은 카시니 간극의 안쪽 가장자리에 위치해 있다. 이 간극은 중간에 밀도가 높고, 둥근 하위헌스 미세고리(''Huygens Ringlet'')를 포함하고 있다. 이 미세고리는 미마스와의 2:1에 가까운 공명과 B 고리의 바깥쪽 원형 가장자리의 영향으로 인해 발생하는 것으로 여겨지는 기하학적 폭과 광학적 깊이의 불규칙한 방위 변화를 보이고 있다. 하위헌스 미세고리 바로 바깥에는 좁은 미세고리가 하나 더 있다.

## A 고리
A 고리(''A Ring'')는 가장 바깥쪽에 있는 크고 밝은 고리이다. 고리의 안쪽 경계는 카시니 간극이고, 뚜렷한 바깥쪽 경계는 작은 위성 아틀라스의 궤도와 가깝다. A 고리는 엥케 간극에 의해 바깥쪽 가장자리의 폭의 22%에 해당하는 폭이 끊겨있다. 바깥쪽 가장자리의 폭의 2%에 해당하는 더 좁은 간극은 킬러 간극이라 불린다.

A 고리의 두께는 10 미터에서 30 미터로 추정되고, 질량은 6.2×10 kg(대략 히페리온의 질량)이며, 광학적 깊이는 0.4에서 1.0까지 달라진다.

B 고리와 유사하게, A 고리의 바깥쪽 가장자리는 궤도공명에 의해 유지되는데, 이 경우는 야누스와 에피메테우스의 7:6 공명이다. 또한 A 고리의 구조 대부분을 설명하는 다른 궤도공명은, 고리 내의 다양한 나선 밀도파에 의해 유발된다. 이러한 밀도파는 은하의 나선팔을 설명하는 것과 동일한 물리과정에 의해 설명된다. 또 동일한 이론에 의해 기술되는 A 고리의 나선 굴곡 파동은, 압축파이기 보다는 고리의 수직적 파상 주름이다.

2014년 4월, NASA의 과학자들은 A 고리의 바깥쪽 가장자리 근처가 새로운 위성의 형성 단계에 있을 수도 있다고 발표했다.

요한 엥케 그 자신은 이 간극을 관측하지 못했고, 나중에 그의 고리의 관측을 기리기 위해서 이름 붙여졌다. 간극은 1888년에 제임스 에드워드 킬러에 의해 발견되었다.

### 킬러 간극
킬러 간극(''Keeler Gap'')은 A 고리 내의 폭이 42 킬로미터인 간극이다. 고리의 바깥쪽 가장자리에서 대략 250 킬로미터 떨어져 있다. 간극 내에서 공전하면서 간극을 청소하는 작은 위성인 다프니스가 2005년 5월 1일에 발견되었다. 다프니스의 공전은 고리면 쪽으로 기울어져 있기 때문에, 그것으로부터 유발되는 요동은 고리면에 대해 위쪽으로 1.5 km (0.93 마일) 거리에 이르는 수직 요소를 가지고 있다.

킬러 간극은 보이저에 의해 발견되었고, 천문학자 제임스 에드워드 킬러를 기리기 위해 그의 이름이 간극의 명칭에 붙여졌다. 또 킬러는 엥케 간극을 발견하여 요한 엥케를 기리기 위해 그의 이름을 간극의 명칭으로 붙였다.

### 소위성
2006년, 네 개의 작은 "소위성"(''moonlet'')이 카시니가 촬영한 A 고리의 사진에서 발견되었다.

## 로슈 간극
A 고리와 F 고리 사이의 간극은 프랑스의 물리학자 에두아르 로슈를 기리기 위해 로슈 간극(''Roche Division'')으로 붙여졌다.

카시니 간극과 같이, 로슈 간극은 텅 비어있지 않고 물질 덩어리를 포함하고 있다. 이 물질의 특징은 빈약하고 먼지투성이의 D 고리, E 고리, G 고리와 유사하다. 로슈 간극 내의 두 위치에서는 다른 위치보다 먼지의 집중이 크다. 이것들은 카시니 탐사선 영상 팀에 의해 발견되었고, 임시 명칭이 주어졌다. R/2004 S 1은 위성 아틀라스의 궤도를 따라 놓여있고, R/2004 S 2는 프로메테우스의 궤도의 안쪽, 토성의 중심으로부터 138,900 km 떨어진 곳에 중심을 두고 있다.

## F 고리
F 고리(''F Ring'')는 토성의 가장 바깥쪽에 있는 별개의 고리이고 시간 단위의 시간규모로 특징이 변하고 있는, 아마도 태양계에서 가장 활동적인 고리일 것이다.

2008년, F 고리 내에서 공전 중인 미관측된 작은 위성이 프로메테우스의 섭동으로 인해 계속해서 고리의 좁은 핵을 통과하고 있음을 시사하는 요동 원인이 더 발견되었다. 작은 위성 중 하나는 S/2004 S 6 일 것이라고 잠정적으로 확인되었다.

## 외곽 고리

### 야누스/에피메테우스 고리
2006년 카시니 탐사선이 촬영한 전방산란광 사진에 드러난 것과 같이, 야누스와 에피메테우스의 궤도가 위치한 영역 근처에는 희미한 먼지 고리가 있다. 이 고리는 반경 폭이 약 5,000 km이다.

### G 고리
G 고리(''G Ring'')는 F 고리와 E 고리의 시작점 사이의 중간에 있는 매우 얇고, 희미한 고리이다.(갤러리의 마지막 사진 참고) 고리의 안쪽 가장자리는 미마스의 궤도 안쪽으로 약 15,000 km 떨어져 있다. G 고리는 고리의 안쪽 가장자리 근처에 뚜렷하고 밝은 호(해왕성의 고리의 호와 유사하다)를 하나 포함하고 있다. 호는 G 고리의 둘레의 약 6분의 1배만큼 뻗어있고, 미마스와 7:6 궤도공명에 의해 제자리에 유지되는 0.5 km 직경의 소위성 아이가이온에 중심을 두고 있다. 아이가이온과 유성진의 계속되는 충돌로 다시 보충된다.

### 메토네 고리 호
2006년 9월에 처음으로 관측된, 세로 방향으로 약 10도가량 걸쳐 있는 희미한 고리 호는 위성 메토네와 연관되어 있다. 호의 물질은 유성진과의 충돌에 의해 메토네에서 방출된 먼지에 해당할 것으로 여겨지고 있다. 호 내의 먼지의 분산은 (G 고리 내의 호의 분산 메커니즘과 유사한)미마스와의 14:15 궤도공명에 기인한 것이다. 동일한 궤도공명의 영향을 받아, 메토네는 자신의 궤도에서 경도 5˚의 진폭을 가진 채 전후로 진동을 한다.

### 안테 고리 호
2007년 6월에 처음 관측된, 세로 방향으로 약 20도가량 걸쳐 있는 희미한 고리 호는 위성 안테와 연관되어 있다. 호의 물질은 유성진과의 충돌에 의해 안테에서 방출된 먼지에 해당하는 것으로 여겨지고 있다. 호 내의 먼지의 분산은 미마스와의 10:11 공명에 기인한 것이다. 동일한 공명의 영향으로, 안테는 자신의 궤도에서 경도 14도 이상으로 전후로 운동하게 된다.

### 팔레네 고리
2006년 카시니 탐사선에 의해 촬영된 전방산란광 사진에서, 팔레네의 궤도를 공유하는 희미한 먼지 고리가 드러났다.

### E 고리
E 고리(''E Ring'')는 두번째로 가장 바깥에 있는 고리이고, 매우 폭이 넓다. 규산염, 이산화탄소, 암모니아 및 얼음으로 구성된 매우 작은(마이크로미터 이하) 입자로 구성되어 있다. 텔레스토, 칼립소, 헬레네, 폴리데우케스와 같은 트로이 위성들은 특히 고리의 면의 아래 위로 궤도 운동을 함으로써 영향을 많이 받는다. 그 결과로, 위성들의 표면은 밝은 물질로 뒤덮여 있어 주름 없이 매끄러운 것이 특징이다.

### 포에베 고리
2009년 10월, 포에베의 궤도 바로 안에 희미한 물질 원반의 발견이 발표되었다. 발견 당시에, 원반은 모서리가 지구를 향해 있었다. 이 원반은 다른 고리들처럼 대략적으로 설명된다. 매우 거대하긴(겉보기 크기가 지구에서 보이는 보름달의 두배) 해도, 고리는 사실 보이지 않는다. 고리는 NASA의 스피처 우주 망원경을 이용해서 발견되었고,

포에베는 토성으로부터 평균 215 토성 반지름 거리에서 공전한다. 포에베 고리(''Phoebe Ring'')는 두께가 행성의 직경보다 약 20배만큼 두껍다. 포에베 고리는 토성의 궤도면에 위치해 있고, 거의 타원이다. 따라서 토성의 적도면과, 다른 고리에 대해 27도 기울어져 있다. 포에베는 토성의 궤도 측면에 대해 5˚정도 기울어져 있고(포에베의 역행 공전 운동 때문에 종종 175˚로 쓰인다), 고리면 상하의 수직적 이탈은 포에베 고리의 40 토성 반지름에 육박하는 관측된 두께와 일치한다.

포에베 고리의 존재는 1970년대 스티븐 소터에 의해 제기되었다. 세 명은 대학원생으로써 코넬 대학교에서 함께 연구했다.

고리 물질은 태양 복사의 재방출 때문에 안쪽으로 이동하게 되고,

## 레아의 고리계 존재 가능성
토성의 두번째로 큰 위성 레아는 고체 입자로 구성된 원반 내에 세 개의 좁은 띠를 포함하는 매우 작은 고리계를 가지고 있을 것으로 가설화되었다.