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아베 나츠미 인물 / 에피소드
모닝구무스메。재적시에는 후배와 놀거나 할 경우, 후배보다도 더 푹 빠져 뛰놀곤 하는 일이 많았다고 "하로! 모닝구。"에서 후배들에게 폭로당했다. 반 년에 한 번 있는 "CDTV・연인으로 삼고 싶은 아티스트 랭킹"에서 전인미답의 V7을 달성했다. 현재도 베스트 10의 단골이다.
tvk(TV 카나가와)의 인기 방송 "사쿠사쿠"의 캐릭터 "시라이 빈센트"를 좋아한다. 같은 방송국의 토크쇼 "심해어"에서 "사쿠사쿠"팬을 의미하는 "사쿠사커"임을 공언하고 있다(2006년 9월 29일 방송에서). 이것이 훗날 "사쿠사쿠"에서도 화제가 되어, 나카무라 유우를 필두로 하는 출연자(특히 흑막)가 몹시 기뻐했다 한다.
헬로! 프로젝트 내에서는 야구치 마리와 사이가 좋다. "웃음을 터트리는 포인트가 같다"는 이유에서라고 한다. 그 외, 아베와는 같은 모닝구무스메。 오리지널 멤버인 나카자와 유코, 이이다 카오리 및 야구치와 같은 2기 멤버의 야스다 케이와는 모닝구무스메。에서 고락을 함께한 "무엇과도 바꿀 수 없는 멤버"로 현재도 친교가 두텁다. 나카자와는 2008년 8월 10일에 개최된 아베의 생일기념 콘서트에도 축하하기 위해 참가했다.
아베 나츠미 인물 / 에피소드
쯔지 노조미, 카고 아이에게는 동생처럼 대하는 경우가 많다. 이 두 사람의 이야기를 하는 것만으로도 "이유없이 덥썩! 껴안고 싶어진다.", "헬로!에는 어린 애들이라던가도 많지만, 쯔지, 카고만은 특별"이라고 본인도 언급하고 있다. 분카 방송 "에어모니。"에서는, 쯔지 본인이 에어모니。에 출현하지 않았음에도 불구하고 쯔지의 이야기를 곧잘 하곤 했다. 쯔지는 아베를 "나찌미"라고 부르며 잘 따른다. 쯔지 이외에도, 니이가키 리사, 카메이 에리, 후쿠다 카논 등, 그녀의 영향을 크게 받은 "여동생 격"이 많다.
본인 말로는, 가수를 지망하게 된 계기는 "중학생 시절 왕따를 당해 낙심하고 있던 때, 라디오에서 쥬디 앤 마리의 곡 '어린 시절부터'를 들은 것"이라 한다. 현재도 가수 지망의 계기가 된 YUKI (쥬디 앤 마리의 전 보컬)를 존경하고 있다. 본인은 그녀를 쨩을 붙여 부르고 있다.
아베 나츠미 약력
1981년
1997년
1998년
1999년
2000년
2001년
2003년
2004년
2005년
2006년
2007년
10월 7일 - 도쿄 도 시부야구에서 승용차를 운전중 교통 사고를 일으켜, 토쿄 지검에 자동차 운전 과실상해의 혐으로 서류 송검되었으나, 상대방이 경상이었다는 점 등을 이유로 기소 유예 처리되었다. 아베는 이 해 8월에 운전면허를 취득했다. 그때까지는 사무소에서 반대하고 있었으나, OK 되었다는 모양이다(같은 해 8월 15일의 "나루 토모!"에서 고백).
2008년
2009년
2010년
2013년
2015년
2016년
2018년
아베 나츠미 출연
불상사가 알려진 직후인 2004년 12월 5일과 1주일 후의 12일은 녹화일의 텔롭을 넣은 채로 평소대로 방송. 2004년 12월 19일 ~ 2005년 2월 27일은 근신.
다키야마
다키야마(瀧山, 1805년 ~ 1876년)은 에도막부의 13대 쇼군 도쿠가와 이에사다부터 15대 도쿠가와 요시노부 시대까지 3대에 걸쳐 쇼군가를 모셨던 고위직 시녀이다.
1823년, 16세의 나이로 오오쿠에 들어간 이후 능력을 인정받고 오토시요리로 임명되어 오오쿠의 실권을 쥐게 된다. 14대 쇼군의 계승자 다툼 때에는 혼슈인, 우타하시와 함께 난키파를 지지하여 히토츠바시파와 대립하였다. 요시노부의 생부 도쿠가와 나리아키가 형수의 시녀에게까지 손대는 행동 등으로 오오쿠에서는 요시노부를 싫어하는 분위기였고, 특히 쇼군 생모 혼슈인은 "요시노부님이 쇼군이 된다면 죽음을 택할 것이다"라고 선언할 정도였다. 다키야마 역시 미토번에 대한 증오심은 대단하여 요시노부가 쇼군이 될 때 사직을 청하였지만 허락되지 않았다. 쇼군 정실인 아쓰코 (후의 덴쇼인)가 오오쿠내의 소수파인 히토츠바시파였지만, 타키야마나 혼슈인쪽 사람들에게 요시노부의 험담을 자주 들은 탓에 난키파로 돌아서게 되었다.
다키야마
이에모치의 쇼군 취임 이후 쇼군의 양어머니로 실권자가 된 덴쇼인 아래에서 오토리요리 지위를 유지하였다. 쇼군 생모 짓세인은 화려한 것을 좋아하는 성품으로 오오쿠에 들어오자 매일 저녁 시녀들과 주연을 벌였다. 다키야마는 오토시요리 후지노(藤野)를 통해 술을 삼가하도록 주의를 주었지만 짓세인이 듣지 않자 직접 「오오쿠의 풍기가 문란해지므로 매일 저녁 술을 드시는 것을 삼가 주십시오」라고 짓세인에게 직언하였다. 짓세인은 이것을 마음에 들지 않아 했고 술마시는 것도 여전하였다고 한다.
에도성 함락 이후에는 자신을 시중들던 시녀의 생가에 몸을 의탁하고 현재의 사이타마현 가와구치시(川口市) 지역에서 지내게 된다. 만년에는 양자를 맞이해서 「다키야마(瀧山)」라는 성을 만들어 다키야마(瀧山) 가문을 일으켰다. 1876년(메이지 9년), 72세로 사망.
경북대학교병원
경북대학교병원(慶北大學校病院, Kyungpook National University Hospital)은 대한민국 대구광역시 중구 동덕로에 위치해 있으며, 대구•경북지역을 대표하는 국립대학교병원이다. 경북대학교병원은 대한민국이 근대화가 시작되던 1907년 개원하여 현재에 이르기까지 110여 년 이상의 역사와 전통을 바탕으로 대한민국 의료의 중추적 역할을 수행해왔으며 설립 목적인 교육•연구•진료 기능을 충실히 수행하여 인류의 건강증진에 기여하고 있다. 대구 중구에 위치한 경북대학교병원 본원을 중심으로 2011년 대구 북구에 신설한 칠곡경북대학교병원이 유기적으로 결합하여 최상의 진료시스템을 구축하고 있다. 특히 2020년 12월에 발표된 4기 상급종합병원에 경북대학교병원과 칠곡경북대학교병원 모두가 지정되면서 명실상부 대구를 대표하는 공공의료기관으로 자리매김하고 있다.
경북대학교병원 진료과, 특성화센터
가정의학과, 내분비대사내과, 대장항문소아외과, 류마티스내과, 마취통증의학과, 모발센터, 방사선종양학과, 병리과, 비뇨의학과, 산부인과, 성형외과, 소아청소년과, 소화기내과, 순환기내과, 신경과, 신경외과, 신장내과, 안과, 알레르기감염내과, 영상의학과, 외과, 유방갑상선외과, 응급의학과, 이비인후과, 이식혈관외과, 임상약리학과, 재활의학과, 정신건강의학과, 정형외과, 진단검사의학과, 피부과, 핵의학과, 혈액종양내과, 흉부외과, 호흡기내과
경북대학교병원 지역 공공의료기관 유일 연구중심병원 지정
경북대학교병원은 지역공공의료기관으로서는 유일하게 보건복지부 지정 연구중심병원으로 선정되어, 4대 중점 연구 분야(심뇌혈관질환, 대사성질환, 암 진단 및 치료, 생체조직·장기재생)를 선정하여 인력과 연구를 지원하고 있으며 경북대학교병원만의 개방형 연구지원플랫폼을 통해 한 해 국가연구개발 및 위탁과제를 약 510억원 수주하고, SCI급 논문을 540여 건 발표(2021년)등 수많은 성과를 거두고 있다.
임상 지식을 기반으로 연구개발과 기술사업화 통해 첨단의료연구를 선도하는 경북대학교병원은 건립을 앞둔 첨단임상시험센터의 운영을 책임지고 있다. 신약 후보 물질과 의료기기 시제품의 안정성과 효과성을 검증하는 첨단임상시험센터는 대구경북첨단의료복합단지 내에 위치한 주요기관 및 기업과 긴밀하게 연계하는 시너지효과를 통해 국내외 임상시험의 중심지로 거듭날 것이다.
경북대학교병원 지역 공공의료기관 유일 연구중심병원 지정
• 지난 7월 21일(2022년) 보건복지부 주관 ‘연구중심병원 육성 R&D 사업’의 주관기관으로 선정되어 우수한 연구역량을 인정받았다. 이번 사업은 주관기관으로 2015년에 심뇌혈관질환 플랫폼 구축 연구가 선정된 이후 이번이 두 번째 사업 수주로, 지역 바이오헬스 생태계 활성화와 의료격차 해소를 지속해서 견인할 것으로 기대한다. 이번 육성과제는 ‘알파에이지 시대를 대비한 K-Hospitech 기반 글로컬라이제이션(glocalization) 환자 케어 플랫폼 구축 (연구책임자 이규엽 교수)’ 계획으로 8년 6개월간 총사업비 326억 원 규모의 과제를 수행할 예정이다.
- 22년 5월 교육부 주관 ‘국립대병원 임상교육훈련센터 지원사업’에 선정되어 병원 내 의료인력과 지방의료원 등 지역 의료인력들의 보건의료 역량 강화를 위해 모의 실습 중심의 체계적인 임상 교육 및 훈련을 시행하게 된다. 병원은 교육부로부터 센터 구축을 위해 2025년 까지 총 187.5억원을 지원받게 되며, 칠곡경북대병원 내 지하 1층 지상 4층 규모로 건립 예정이다.
경북대학교병원 공공보건의료활동
경북대학교병원은 국립대병원으로서 의료서비스의 공공성을 강화하고 지역민들에게 양질의 공공보건의료를 제공하기 위해 힘쓰고 있다. 농·어촌 지역의 의료접근성을 개선하고, 취약계층 건강안전망을 구축하기 위해 지역기관들과 함께 의료지원 서비스를 제공하고 있으며 특히, 보건·의료·복지서비스의 통합적 제공으로 지역민의    건강증진과 의료사각지대를 해소하기 위해 노력하고 있다.
또한, 권역책임의료기관으로서 공공보건의료 협력체계 구축 사업을 통해 응급, 감염, 재활 등 필수의료서비스 보장과 지역 간 격차 해소를 위한 역할을 수행하고 있다.
- 공공보건의료 협력체계구축 사업: 대구경북 지역 공공보건의료 협의체 운영, 퇴원환자 지역사회 연계 사업, 중증응급 이송·전원 및 진료협력 사업, 감염 및 환자안전관리 사업, 재활의료 및 지속관리 협력 사업, 지역보건의료기관 인력 교육 및 네트워크 구축 사업 등
ㆍ2022년 공공보건의료계획 시행결과 평가 '최우수' 등급 획득
- 건강안전망 분야에서 보건의료복지통합 지원체계 구축사업을 통해 취약계층 건강안전망 구축을 위한 노력과 지역민의 수요를 반영한 보건의료서비스를 제공한 점에서 좋은 평가를 받음.
경북대학교병원 병원 경영
• 2023 교육부 경영평가 3년 연속 A등급 획득
- 국립대병원 유일 교육사업 A등급, 코로나19 단계적 일상회복을 위한 권역책임의료기관의 중추적 역할 수행
경북대학교병원 COVID-19 관련
•경북대학교병원은 권역 거점의료기관으로 다양한 감염병 예방과 치료에 힘쓰고 있으며, 감염병 의료 관련 자문 및 교육, 예방관리 활동 등 의료 관련 감염병 예방관리 사업을 수행하여 효과적인 감염관리 대응체계 구축에 기여하고 있다.
•경북대학교병원은 대구‧경북지역 코로나19 확진자가 발생한 2020년부터 현재까지 일반 진료뿐 아니라 코로나19 환자 치료에도 총력을 기울이고 있다. 특히 국내 최초로 생활치료센터를 운영하여 경증환자를 치료하였으며, 코로나19 발생과 동시에 음압격리병상을 확보하여 중증환자를 치료하고 있다. 칠곡경북대학교병원은 세계 최초로 도입한 ‘드라이브 스루 선별진료소’를 가동하여 K 방역의 우수성을 세계에 알리고 신속하고 안전한 진단검사가 진행되는 모범적 사례를 남겼으며 관련 연구 논문도 수차례 발표하는 등 뛰어난 감염병 대처 역량을 보여줬다.
경북대학교병원 COVID-19 관련
•칠곡경북대학교병원은 2021년 질병관리청에서 주관하는 「권역 감염병전문병원 구축 사업」에 ‘경북권 감염병전문병원’으로 선정되었으며, 대규모 신종감염병 위기 상황에 대비하기 위한 국가 감염병 관리 인프라 및 권역별 감염병 대응 컨트롤타워로서 독립적 감염 병동 설치·운영을 목적으로 건립을 추진하고 있다. 병원 내 부지 11,537㎡(약 3,490평)에 지하 4층·지상 6층, 주차대수 240대 규모의 병원을 신축하게 된다.
향후 감염병 전문병원으로서 평상시에는 감염병 관리를 포함해 감염병 위기대비, 대응체계 구축 및 운영을 위한 컨트롤 타워 역할로 권역 내 감염병 환자(투석, 수술 등)의 진료를 담당하고 위기 대응 역량을 강화하기 위해 전문인력의 교육 훈련 및 연구를 수행한다. 또한, 감염병 위기 시에는 효율적인 대응을 위한 의료기관 간 협업, 권역 내 환자 의뢰·회송 등 관리기능과 중증환자 및 특수환자에 대한 중점 입원 치료 등 진료 기능을 수행하게 된다.
인피니티
인피니티(일본어: インフィニティ, 영어: Infiniti)는 1989년에 일본 닛산 자동차가 북아메리카 시장을 겨냥해서 만든 자사의 프리미엄 브랜드다. 브랜드명처럼 무한대에서 따 온 마크를 이용하고 있다. 현재 미국, 멕시코, 중국, 중동, 대만, 호주, 유럽 등 전 세계 40여개 국에서 판매 중이다.
독자 모델을 점진적으로 분리하고 있는 렉서스와 달리, 대부분의 차종은 일본 현지에서 닛산 브랜드로 판매하는 차량들을 고급화하여 인피니티 브랜드로 해외 시장에서 판매한다. 일부 차종들은 일본에서 판매하지 않으며, 호시노 임풀 등지에서 수입하여 일본에서 판매한다.
채널
채널(영어: channel)은 다음과 같은 의미를 지니고 있다.
성거산
성거산(聖居山)은 충청남도 천안시에 있는 579m의 금북정맥의 산이다.
성거산 산의 위치
충청남도 천안시 서북구 성거읍, 입장면, 동남구 북면에 걸쳐 있는 산으로 위례산(慰禮山, 523m)과 태조산(太祖山, 421m), 흑성산(黑城山,  519m)을 이어주면서 단국대학교 천안캠퍼스를 위시하여 상명대학교와 호서대학교, 백석대학교 등이 있어 거대한 대학촌을 감싸안고 있는 형세이다.
성거산에서 흘러나오는 물줄기가 모여 단국대학교 천안캠퍼스 앞에서 천호지(일명 안서호)를 이룬다. 만수위때 33ha(약10만평)에 해당하는 넓은 호수이다 과거에는 저수지로만 활용되었지만 현재는 천안시민의 휴식공원으로 활용되고 있다.
안서호의 수질 및 수면관리자는 한국농어촌공사 천안지사이며, 수심은 4m 가량이고, 공원관리는 천안시가 맡고 있다.
정상에는 성거산성이 자리잡고 으며 군사통신기지 설치 당시에 성곽이 많이 파괴되어 옛모습을 찾아보기 힘들다. 산 정상부를 둘러쌓은 테뫼식 산성으로, 둘레는 950m이고, 성 안의 면적은 5700m2이다.
성거산 역사
정상부에 위치한 성거산성은 충남 직산 지역에 있다는 백제의 수도 위례성라는 이야기가 전해진다. 인근 위례산의 위례산성과 연계된 익성(翼城) 형식의 산성으로 추측되며 백제의 축성 형태와 비슷하기 때문에 삼국시대에 건축된 것으로 보인다. 한편으로 임진왜란 때 백성을 보호하기 위하여 쌓았다는 전설도 전해진다.
고려 태조는 직산의 수헐원에 들렀다가 동쪽의 성거산을 바라보니 오색이 영롱하여 그 아름다움을 보고 영험한 산이라 여겨 제사를 지내도록 했으며 성스러움이 거(居)하는 산이라 하여 성거산(聖居山)이라 칭했다고 하며, 조선 태조와 세종이 온천에 갈 때 이 산에서 산제를 지내기도 하였다.
성거산 자락에 있었던 천흥사의 동종은 성거산 천흥사명 동종(聖居山天興寺銘銅鍾)으로 알려진 고려시대의 동종으로, 충청남도 천안시 성거읍 천흥리에 있던 천흥사에 봉안되었다가 현재 국립중앙박물관에 소장되어 있다. 천흥사는 고려 태조 4년(서기 921)에 창건되었다가 조선시대에 폐사되어 지금은 그 터만 남아 있다.
백두대간에서 나뉜 금북정맥(錦北正脈)의 성거산에서 서쪽으로 달려가는 산줄기가 노태산이고 남쪽으로 계속 내려가는 산줄기가 태조산이다.
신호 대 잡음비
신호 대 잡음비(영어: signal-to-noise ratio, SNR, S/N)는 다음과 같이 정의된다.
여기서 와 은 각각 신호의 전력과 노이즈의 전력에 해당한다. 노이즈 전력 대비 신호 전력의 세기를 봄으로써 상대적인 신호 전력 크기를 나타내기 위함이다. 이는 통신 시스템의 성능이 절대적인 신호 전력이 아닌 노이즈 전력 대비 신호의 전력으로 결정되기 때문이다. 통신 시스템의 성능에는 최대 달성 용량인 채널 용량, 신뢰성을 나타내는 오류율 그리고 얼마나 자연스럽게 전달되는지 지연율 등이 있다.
신호 대 잡음비 다른 표기
문헌에 따라서 SNR 또는 S/N이라 표기한다. 어떤 문헌에서는 단위가 없는 값을 SNR 또는 S/N이라고 표기하고 데시벨로 나타낸 값은 SNRdb 또는 S/Ndb라 표기한다. 또 다른 문헌에서는 SNR 또는 S/N 자체가 데시벨로 나타낸 값이기도 하다.
행성의 고리
행성의 고리는 평평한 디스크 형태의 영역 내에 행성 주위로 공전하는 먼지와 다른 작은 입자들이다. 토성의 고리가 가장 눈에 잘 띄고 잘 알려져 있으나, 토성 뿐만 아니라 태양계의 나머지 목성형 행성들도 고리를 가지고 있다.
행성의 고리가 생성되는 세 가지 제안된 방식이 있다.
행성의 로쉬 한계 내여서 그리하여 위성을 형성하기 위해 뭉치지 못한 원시 행성 디스크의 물질에서 생성, 큰 충격에 의해 부서진 위성의 잔해에서 생성 또는 로슈 한계내로 통과할 때 조석 압력에 의해 부서진 위성의 잔해에서 생성되었다는 것이다.
대부분의 고리들은 불안하며 수억 수십억년의 과정을 거쳐서 분산되었다고 생각되었다. 그러나 토성의 고리는 매우 오래되었으며 태양계의 생성의 초기까지로 추정된다.
고리 입자들의 성분은 다양하다. 그것은 실리케이트 또는 얼음 먼지 일 수 있다.
더 큰 바위들과 자갈들도 역시 존재한다.
행성의 고리
그리고 2007년에 단지 수백 미터 떨어진 8개의 작은 위성에서의 조석 효과가 토성의 고리 내에서 검출되었다.
때로 고리들은 고리내의 갭 또는 고리외부의 가장자기를 공전하는 양치기 위성을 지닐 것이다. 양치기 위성의 중력은 고리에 날카롭게 정의된 가장자리를 유지하게 한다.
양치기 위성 궤도에 가깝게 부유하는 물질은 고리 본체로 편향되어 돌아가거나 시스템에서 방출되거나 위성에 착증된다.
목성의 작은 가장 안쪽의 위성의 약간인 메티스와 아드라스테아는 목성의 고리의 내부에 있으며 목성의 로슈 한계 내에 있다.
이들 고리들은 목성의 조석력으로 이들 두 본체에서 끌어당기는 아마도 그들 표면위에 고리 물질의 충격으로 생성되는 물질로 구성되어 있을 수 있다.
로쉐 한계 내의 한 위성은 그 중력보다는 역학적인 힘만으로 서로 잡혀 있으며 그리하여 표면의 느슨한 물질들은 단순히 떨어져서 고리로 간다.
행성의 고리
해왕성의 고리들은 매우 비정상적인데 그들이 처음에는 지구에서 관측할 때 불완전한 방전으로 구성된 것으로 나타났지만 보이저 2호의 영상은 밝은 덩어리를 지닌 완전한 고리임을 보였다. 목자 위성 갈라테아와 아마 다른 아직 발견되지 않은 목자 위성의 중력 영향의 이 뭉침의 원인이라고 생각된다.
명왕성은 어떠한 고리도 가지지 않는 것으로 알려져 있다. 그러나 약간의 천문학자들은 뉴 허라이즌스 탐사선이 2015년 그 곳을 방문할 때 발견할 수도 있을 것이라고 생각하고 있다.
화성의 위성 포보스는 그 낮은 궤도로 인해 약 5천만년 내에 부서져서 행성 고리를 형성할 거라고 예측된다.
토성의 고리
토성의 고리(영어: Rings of Saturn)는 태양계에서 어떤 행성의 고리보다도 가장 큰 행성 고리계이다. 이 고리는 직경 수 마이크로미터에서 수 미터에 이르는 무수히 많은 작은 입자들로 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.
토성의 고리
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. 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 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.
토성의 고리 역사
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. 1613년 고리가 다시 나타났을 때, 갈릴레오는 더욱 혼란스러워 했다.
토성의 고리 역사
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 smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras으로 표현했다.
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"라고 기록했다.
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.
토성의 고리 역사
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. 후에, 소피야 코발렙스카야는 토성의 고리가 고리 모양의 유체가 될 수 없음을 밝혔다. 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. 주요 고리는 행성에서 바깥쪽으로 C, B, A 순으로, 가장 큰 간극인 카시니 간극은 B 고리와 A 고리 사이에 있다. 몇몇 희미한 고리들은 그보다 더 최근에 발견되었다. D 고리는 매우 희미하고 행성과 가장 가깝다. 좁은 F 고리는 A 고리의 바깥에 있다. 그 이상으로는 아주 희미한 두개의 고리, G 고리와 E 고리가 있다. 전반적인 규모 면에서 고리는 엄청나게 많은 구조를 보여준다. 일부는 토성의 위성들에 의한 섭동과 관계되어 있지만, 설명할 수 없는 것들도 많다.
토성의 고리 물리적 특징
밀도가 높은 주요 고리는 토성의 적도 위로 7,000 km에서 80,000 km까지 뻗어있다.(고리의 주요 세분 참고, 토성의 적도 반지름은 60,300 km) 추정되는 부분적인 두께가 10 미터만큼 작거나 1 킬로미터만큼 큰 고리들은 99.9%가 순수한 물로 구성되어 있고, 나머지 부분은 톨린이나 규산염과 같은 약간의 불순물로 구성되어 있다. 주요 고리는 주로 1 센티미터에서 10 미터 범위의 크기를 가진 입자들로 구성되어 있다.
토성의 고리 물리적 특징
보이저의 관측에 근거하면, 고리의 총 질량은 약 3 x 1019 kg일 것으로 추정된다. 이는 토성의 총 질량의 아주 작은 한 부분(약 50 ppb)이고 토성의 위성 미마스보다도 작다. 더 최근의 관측과 카시니의 관측에 근거한 컴퓨터 모형은 이 측정값이 고리 내의 군집 때문에 너무 작게 측정되었고 실제 질량은 이 값보다 세 배는 클 것임을 보여주었다. 카시니 간극과 엥케 간극과 같이 고리에서 가장 큰 간극들은 지구에서도 관측될 수 있지만, 아주 작은 것들은 관측하기가 힘들다. 그래서 보이저 우주선을 통해서야 고리가 수천 개의 좁은 간극과 작은 고리로 구성된 복잡한 구조를 갖고 있다는 것을 발견하게 되었다. 보이저가 발견한 고리의 구조는 토성의 많은 위성들의 중력적 끌어당김과 같이 각각 다른 방법을 통해 발달한 것으로 추정된다. 일부 간극들은 판과 같은 아주 작은 위성의 통행에 의해 청소되기도 한다. 일부 작은 고리들은 작은 양치기 위성의 중력적 효과에 의해 유지되는 것으로 보인다.(프로메테우스와 판도라에 의해 F 고리가 유지되는 것과 유사하다) 또다른 간극들은 간극에 위치하는 입자의 공전주기와 그보다 훨씬 밖에 있는 아주 무거운 위성의 공전주기 사이의 공명에 의해 발달한다. 미마스는 이러한 방식으로 카시니 간극을 유지한다. 고리의 많은 구조는 안쪽 위성의 주기적 중력섭동에 의해 발생하여 공명에 약간 지장을 주는 나선파를 포함하고 있다.
토성의 고리 물리적 특징
카시니 우주 탐사선의 데이터는 토성의 고리 무리가 스스로 행성의 독립적인 대기임을 시사한다. 대기는 태양으로부터 오는 자외선이 고리 내의 얼음과 상호작용할 때 만들어지는 산소 분자(O2) 기체로 구성되어 있다. 얼음 파편의 물분자와 자외선에 의한 화학적인 반응은 여러 가지 중에서 O2를 형성하고 방출한다. 이 대기 모형에 따르면, 수소 분자(H2) 또한 존재한다. O2와 H2로 구성된 대기는 굉장히 희박하다. 이것이 어떻게든 고리에 응결된다면, 대기는 원자 하나의 두께가 될 것이다. 고리는 또한 희박한 수산화물(OH) 대기와의 유사성을 지니고 있다. O2와 같이, 이 대기는 물분자의 분해에 의해 만들어지는데, 이 경우에서의 분해는 토성의 위성 엔셀라두스에서 방출된 물분자에 퍼부어지는 고에너지 이온에 의해 이루어지는 것이다. 극단적으로 희박하더라도, 이 대기는 허블 우주 망원경을 통해 지구에서 관측될 수 있다.
토성의 고리 물리적 특징
토성은 복잡한 패턴의 밝기 변화를 보여준다. 가장 큰 변동은 고리의 면이 향하는 방향의 변화 때문이고, 이는 매번 공전할 때마다 2회의 주기로 진행된다. 그러나 상을 중첩시켜(superimose) 보면 이것은 충에 있는 행성이, 남반구에서 보다 북반구에서 더 밝게 보이게 만드는 행성의 공전궤도의 이심률에 기인한 변동이다.
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.
토성의 고리 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 (로마 신화의 여신, 베리타스로 이름 붙여진)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.
토성의 고리 주요 고리의 형성
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. 이는 고리 내의 암석물질의 부족을 설명할 것이다. 고리는 초기에 지금보다 훨씬 무겁고(~1000배) 넓었을 것이다. 고리의 외곽 부분의 물질은 합쳐져 테티스와 같은 토성의 위성이 되었다. 이러한 대부분의 위성들의 구성 요소 또한 암석물질의 부족을 설명할 수 있다. 증가하고 있는 엔셀라두스의 밀도는 현재 1.61 g/cm3 로, 1.15 g/cm3 인 미마스나 0.97 g/cm3 인 테티스와 비교해보면, 이후 엔셀라두스의 충돌적 또는 저온화산활동적(cryovolcanic) 진화가 위성의 까다로운 얼음 손실로부터 야기되었음을 알 수 있다.
토성의 고리 주요 고리의 형성
초기의 무거운 고리에 관한 아이디어는 나중에 레아와 같은 토성의 위성들의 형성에 관한 설명까지 확장된다. 초기의 무거운 고리가 얼음 뿐만 아니라 암석물질 덩어리(>100 km 반경)도 포함하고 있었다면, 이러한 규산염 천체들은 얼음을 더 많이 흡수하여 고리의 중력 상호작용과 토성의 조석 상호작용으로 인해 계속해서 넓은 궤도로 전이하여 고리로부터 벗어나게 된다. 로슈한계 내의 암석 천체들은 추가적인 물질을 흡수하기 충분할 정도로 밀도가 높지만, 얼음 천체와 같은 것들은 밀도가 낮아 그렇지 못하다. 고리 바깥쪽에 새로 형성된 위성들은 무작위 병합을 통해 진화하기 시작할 것이다. 이 과정은 레아와 같은 토성의 위성의 규산염 물질의 변화와 토성과 가까울수록 규산염 물질이 적어지는 경향도 설명할 수 있다. 이에 따라 레아는 원시 고리에서 형성된 위성 중 가장 늙은 것이 될 것이고, 토성과 가까운 위성일수록 젊을 것이다.
토성의 고리 주요 고리의 형성
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.
토성의 고리 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.
토성의 고리 고리 내의 세분 및 구조
주:
(1) 거리는 간극, 고리, 1,000 km 보다 좁은 미세고리(ringlet)의 중심까지 잰 것
(2) 비공식적인 명칭
(3) 유명한 이름이 아닌 한 국제천문연맹에서 지명한 이름을 사용함. 넓은 간극은 경계(division)라 일컫고, 좁은 간극은 틈(gap)이라고 일컬음
(4) 데이터는 대부분 행성의 지명 명명법 사전, NASA 정보보고서와 일부 논문에서 가져온 것
토성의 고리 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.
토성의 고리 D 고리
D 고리에서 보이는 것은 30 킬로미터 간격의 미세규모 파동 구조이다. C 고리와 D73 사이의 간극에서 처음 본 이 구조는, 2009년 토성의 분점 동안에 D 고리에서 B 고리의 안쪽 끝까지 반경거리 19,000 km까지 뻗은 채로 발견되었다. 이 파동은 진동수가 2 m에서 20 m인 수직 파상 주름의 나선 패턴으로, 파동의 주기는 시간에 따라 감소하고 있다.(1995년에는 60 km, 2006년에는 30 km) 이로부터 파동이 1983년 말에 고리 적도면에 대해 기울어진채로 분쇄된 혜성의 잔해 구름(질량이 ~1012 kg)의 충돌로 기원되었을 수도 있음을 추론할 수 있다. 이와 유사한 목성의 주요 고리에서의 나선 패턴은 1994년 슈메이커-레비 제9혜성에서 온 물질과의 충돌로 인해 야기된 섭동의 결과로 판단되었다.
토성의 고리 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 1.1×1018 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)
토성의 고리 C 고리
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. 고리 내의 이 위치에서, 고리 입자의 근일점 세차운동 거리는 타이탄의 궤도운동 거리와 동일하기 때문에 이 특이한 미세고리의 바깥쪽 끝부분은 항상 타이탄 쪽을 향하고 있다.
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.
토성의 고리 B 고리
B 고리(B Ring)는 고리 중에서 가장 거대하고, 밝으며, 가장 무겁다. 고리의 두께는 5 미터에서 15 미터 정도로 추정되고, 질량은 2.8×1019 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.
토성의 고리 B 고리
1980년까지, 토성의 고리의 구조는 오로지 중력에 의한 반응에 의해서만 야기된 것으로 설명되어 왔다. 그런데 보이저 우주선에서 온 사진은 테(spoke)로 알려져 있는, B 고리의 반경에 따른 특징을 보여주었다. 테는 고리의 지속성과 회전이 중력 궤도역학의 설명과 일치하지 않아, 이런 원리로는 설명할 수가 없다. 또 테는 후방산란광에서 어둡게, 전방산란광에서 밝게 보인다.(갤러리 사진 참고) 이 변화는 약 60˚에 가까운 위상각에서 발생한다. 테의 구성에 관한 기성 이론은, 테가 아주 미세한 먼지입자로 구성되어 있다고 한다. 이 먼지입자들은 토성의 자기권 내에서 거의 동시에 회전함으로써 일어난 정전기적 반발에 의해 주요 고리에서 날아와 정체했다. 전기적 섭동이 토성의 대기나 고리에 미소 유성체가 충돌하면서 일어난 번개에 의해 테가 발생했을지도 모른다고 주장되어 왔지만, 이를 만들어내는 정확한 메커니즘은 아직까지 알려져 있지 않다.
토성의 고리 B 고리
테는 카시니 탐사선이 관측할 때까지 약 25년 동안 다시 관측되지 않았다. 2004년 초에 카시니가 토성에 도착했을 때 이 테는 보이지 않았다. 일부 과학자들은 테의 형성을 설명하기 위한 시도로 모형에 근거하여, 2007년까지 테가 관측되지 않을 것이라 추측했다. 그럼에도 불구하고, 카시니 영상 팀은 계속해서 고리 사진에서 테가 촬영되길 기대했다. 이들은 다음 해, 2005년 9월 5일에 촬영된 사진에서 그것을 볼 수 있었다.
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.
2009년, 분점 동안에 B 고리에 박혀있는 소위성이 주변에 그림자를 드리우면서 발견되었다. 크기는 직경 400 미터(1,300 ft)로 추정된다. 소위성에게는 S/2009 S 1이라는 임시명칭이 주어졌다.
토성의 고리 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.
토성의 고리 카시니 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.
토성의 고리 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 6.2×1018 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 밀도파(위성에 의한 것보다는 덜한 정도, 다른 고리도 마찬가지)에 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.
토성의 고리 A 고리
2014년 4월, NASA의 과학자들은 A 고리의 바깥쪽 가장자리 근처가 새로운 위성의 형성 단계에 있을 수도 있다고 발표했다.
엥케 간극(Encke Gap)은 A 고리 내의 폭 325 킬로미터의 간극이다. 토성의 중심으로부터 133,590 킬로미터 떨어진 곳을 중심으로 두고 있다. 엥케 간극은 간극 내에서 공전하고 있는 작은 위성인 판에 의해 형성되었다. 카시니 탐사선이 촬영한 사진은 간극에 적어도 세개의 얽힌 얇은 미세고리가 있음을 보여주었다. 판이 나선을 그리는 물결흔적을 추가적으로 유발하는 동안, 간극의 양쪽에서 보이는 나선 밀도파는 고리 근처 외부에 있는 위성과의 공명에 의해 유발된다.(갤러리 참고)
요한 엥케 그 자신은 이 간극을 관측하지 못했고, 나중에 그의 고리의 관측을 기리기 위해서 이름 붙여졌다. 간극은 1888년에 제임스 에드워드 킬러에 의해 발견되었다. A 고리에서 두번째로 크고, 보이저에 의해 발견된 간극은 킬러를 기리기 위해 킬러 간극으로 이름 붙여졌다.
토성의 고리 A 고리
엥케 간극은 완전히 A 고리 내에 있기 때문에 틈(gap)이다. 2008년 국제천문연맹에서 명확한 정의를 내릴 때까지, 틈(gap)과 경계(division)라는 용어 사이의 몇가지 애매성이 있었다. 그전까지만 해도 간극은 "엥케 경계"(Encke Division)라고 불렸었다.
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. 위성은 간극의 가장자리에 요동을 유발한다. 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.
토성의 고리 A 고리
2006년, 네 개의 작은 "소위성"(moonlet)이 카시니가 촬영한 A 고리의 사진에서 발견되었다. 소위성은 직경이 고작 약 100 미터 정도로, 직접 관측하기에는 매우 작다. 카시니가 실제로 관측한 것은 소위성이 일으킨 수백 킬로미터에 이르는 프로펠러 모양의 섭동이다. 이러한 천체들은 A 고리 내에 수백 개 정도 포함되어 있다고 추정되었다. 2007년, 여덟 개의 소위성이 더 발견되었다. 이들은 주로 토성의 중심으로부터 약 130,000 km 떨어져 있는, 3000 km 대에 갇혀 있었고, 2008년까지 150개 이상의 프로펠러 소위성이 관측되었다. 몇년 동안 추적해온 것은 블레리오(Bleriot)라고 이름 붙여졌다.
토성의 고리 로슈 간극
A 고리와 F 고리 사이의 간극은 프랑스의 물리학자 에두아르 로슈를 기리기 위해 로슈 간극(Roche Division)으로 붙여졌다. 로슈 간극은 거대한 천체가 (토성과 같은)행성과 매우 가까이 있을 때 행성의 기조력에 의해 산산조각나는 물리학적 개념인 로슈 한계와 혼동하지 말아야 한다. 주요 고리계의 바깥쪽 가장자리에 위치해 있는 로슈 간극은 사실 고리가 위성으로 흡수될 수 없는 이유인 토성의 로슈 한계와 가장 가까이에 있다.
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.
토성의 고리 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. 고리는 A 고리의 바깥쪽 가장자리에서 3,000 km 뒤에 위치해 있다. F 고리는 1979년 파이오니어 11호 영상 팀에 의해 발견되었다. 매우 얇고, 폭이 고작 수백 킬로미터로, 안쪽과 바깥에서 공전하고 있는 양치기 위성인 프로메테우스와 판도라에 의해 유지되고 있다.
최근 카시니 탐사선이 촬영한 근접 촬영 사진은 F 고리가 한개의 고리 핵과 그 주변의 나선 가닥을 포함하고 있음을 보여주었다. 또한 프로메테우스가 최원점에서 고리와 근접할 때, 위성의 중력이 F 고리의 안쪽 부분에 어두운 홈(channel)을 두어, 고리의 물질을 '훔쳐감'으로써 고리의 구부러짐과 꼬임을 유발한다.(갤러리에 있는 F 고리 사진의 비디오 링크 참고) F 고리 내의 물질보다 토성을 더 빨리 공전하는 프로메테우스로 인해, 새로운 홈들은 각각 이전의 것보다 약 3.2도 앞쪽에 형성된다.
토성의 고리 F 고리
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.
토성의 고리 외곽 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. 이것의 근원은 위성의 표면과 유성체와의 충돌로 인해 솟아올라, 궤도 경로를 둘러싸는 희미한 고리를 형성한 입자이다.
토성의 고리 외곽 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. 호는 직경이 수 미터 까지의 얼음 입자로 구성되어 있고, G 고리의 일부분은 이 호에서 방출된 먼지로 구성된 것으로 여겨지고 있다. 9,000 km 폭의 G 고리 전체에 비해, 호의 반경 폭은 약 250 km 정도 밖에 되지 않는다. 호는 직경이 약 100 미터의 작은 얼음 소위성에 해당하는 물질을 포함하고 있을 것으로 여겨지고 있다. 유성진과의 충돌로 인해 아이가이온과 다른 근원 천체에서 방출된 먼지는, 토성의 자기권(G 고리의 궤도 운동보다 훨씬 빠르게 회전하는, 토성의 자기장과 동시에 회전하는 플라스마)과의 상호작용 때문에 호에서 벗어나게 된다. 이러한 작은 입자들은 계속해서 유성진과의 많은 충돌로 인해 침식되고, 플라스마의 인력에 의해 흩어진다. 수천 년 동안 고리는 서서히 질량을 잃게 되지만, 아이가이온과 유성진의 계속되는 충돌로 다시 보충된다.