Mostrar código-fonte de Anéis de Saturno

[[File:Unraveling Saturn's Rings.jpg|thumb|upright=1.5|Imagem simulada utilizando cores para apesentar dados do tamanho de partículas derivados da rádio-ocultação. A [[atenuação]] dos sinais de 0,94, 3,6 e 13 cm enviados pela Cassini para a Terra através dos anéis mostra a abundância de partículas de tamanho similar ou maiores que aqueles comprimentos de onda. Púrpura (Anel B, parte interior do A) significa que poucas partículas são <&nbsp;5 cm (todos os sinais são similarmente atenuados). Verde e azul (Anel C e parte exterior do A) significam que partículas <&nbsp;5 cm e <&nbsp;1 cm, respectivamente, são comuns. Áreas brancas (Anel B) são densas demais para transmitir o sinal adequado. Outra evidência mostra que os Anéis A e C possuem uma grande faixa de tamanhos de partículas.]]
Os '''anéis de Saturno''' são o mais extenso [[Anel planetário|sistema de anéis]] de todos os [[planeta]]s do [[Sistema Solar]]. Eles consistem em incontáveis pequenas partículas, cujo tamanho varia de [[Micrómetro (unidade de medida)|micrômetros]] a [[metro]]s,<ref name="Questions">{{citar web|último =Porco |primeiro =Carolyn |autorlink =Carolyn Porco |título=Questions around Saturn's rings  |obra= CICLOPS web site | url=http://www.ciclops.org/sci/common_questions.php#ring |acessodata=2012-10-05}}</ref> em [[órbita]] ao redor de [[Saturno (planeta)|Saturno]]. As partículas dos anéis são compostas quase totalmente de gelo de água, com um componente residual de [[Rocha|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,<ref name="Tiscareno">{{citar livro|primeiro =M. S. |último =Tiscareno |editor-sobrenome =Kalas |editor-nome =P. |editor-sobrenome2 =French |editor-nome2 =L. |contribuição=Planetary Rings | arxiv=1112.3305v2 |título=Planets, Stars and Stellar Systems |páginas=61–63 |data= 2012-07-04 |publicado=[[Springer Science+Business Media|Springer]] |url=http://refworks.springer.com/mrw/index.php?id=1654 |doi=10.1007/978-94-007-5606-9_7 |isbn=978-94-007-5605-2 |s2cid=|acessodata=2012-10-05}}</ref> novos dados da [[Cassini-Huygens|sonda Cassini]] sugerem que eles se formaram relativamente tarde.<ref name="IessMilitzer2019">{{citar periódico|último1 = Iess|primeiro1 = L.|último2 = Militzer|primeiro2 = B.|último3 = Kaspi|primeiro3 = Y.|último4 = Nicholson|primeiro4 = P.|último5 = Durante|primeiro5 = D.|último6 = Racioppa|primeiro6 = P.|último7 = Anabtawi|primeiro7 = A.|último8 = Galanti|primeiro8 = E.|último9 = Hubbard|primeiro9 = W.|último10 = Mariani|primeiro10 =M. J.|último11 = Tortora|primeiro11 = P.|último12 = Wahl|primeiro12 = S.|último13 = Zannoni|primeiro13 = M.|título= Measurement and implications of Saturn's gravity field and ring mass|periódico= Science|volume= 364|número= 6445|ano= 2019|páginas= eaat2965|doi= 10.1126/science.aat2965|pmid= 30655447|hdl= 10150/633328|hdl-access= |bibcode= 2019Sci...364.2965I|s2cid=}}</ref>

Embora a reflexão pelos anéis aumente o [[Magnitude aparente|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.<ref name="history_of_the_rings" /> O conceito de que os anéis de Saturno são feitos de uma série de pequenos anéis pode ser atribuído a [[Pierre-Simon Laplace]],<ref name="history_of_the_rings" /> embora verdadeiros espaços sejam poucos – é mais correto pensar que os anéis são uma coroa circular cuja densidade e brilho possuem [[Pontos extremos de uma função|máximos e mínimos]] [[Objetos concêntricos|concêntricos]].<ref name="Tiscareno" /> 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 [[Ressonância orbital|ressonâncias orbitais]] desestabilizadoras com as [[Satélites de Saturno|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 (satélite)|Febe]] e, portanto, compartilha o seu movimento orbital [[Movimento prógrado e retrógrado|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.

== História ==
=== Trabalho de Galileu ===
[[Imagem:Galileo-sustermans4.jpg|thumb|upright=1.2|Galileu foi o primeiro a observar os anéis, em 1610]]
[[Galileu Galilei]] foi o primeiro a observar os anéis de Saturno, em 1610, usando seu telescópio, mas ele não foi capaz de identificá-los como tal. Ele escreveu ao [[Cosme II de Médici|Grão-Duque da Toscana]] que “O planeta Saturno não está sozinho, mas é composto de três, que quase se tocam e nunca se movem ou mudam um em relação ao outro. Eles estão arranjados em uma linha paralela ao [[zodíaco]], e o do meio (o próprio Saturno) tem cerca de três vezes o tamanho dos laterais”.<ref name="Whitehouse2009">{{citar livro|último = Whitehouse|primeiro = David|título= Renaissance Genius: Galileo Galilei and His Legacy to Modern Science|url= https://archive.org/details/renaissancegeniu0000whit|url-access= |ano= 2009|publicado= Sterling Publishing Company, Inc.|isbn=978-1-4027-6977-1|página=[https://archive.org/details/renaissancegeniu0000whit/page/100 100]|oclc= 434563173}}</ref> Ele também descreveu os satélites como as “orelhas de Saturno”. Em 1612, a Terra passou pelo plano dos anéis, e eles ficaram invisíveis. Mistificado, Galileu anotou “Eu não sei o que dizer em um caso tão surpreendente, tão pouco visto e tão novo.”<ref name="history_of_the_rings" /> Ele refletiu “Terá Saturno devorado seus filhos?” – referindo-se ao mito do [[titã]] [[Cronos|Saturno]] devorando suas crias para evitar a profecia de eles destruindo-o.<ref name="Whitehouse2009" /><ref name= "Deiss2016">{{citar periódico|último1 = Deiss|primeiro1 =B. M.|último2 = Nebel|primeiro2 = V.|título=On a Pretended Observation of Saturn by Galileo|periódico=Journal for the History of Astronomy |volume= 29|número= 3|ano= 2016|páginas= 215–220|doi= 10.1177/002182869802900301|s2cid=}}</ref> Ele ficou confuso quando os anéis apareceram de novo em 1613.<ref name="history_of_the_rings">{{citar web|url=http://www2.jpl.nasa.gov/saturn/back.html |título=Historical Background of Saturn's Rings |acessodata=2007-05-23 |obra=Saturn Ring Plane Crossings of 1995–1996 |primeiro1 =Ron |último1 =Baalke |publicado=Jet Propulsion Laboratory |arquivourl=https://web.archive.org/web/20090321071339/http://www2.jpl.nasa.gov/saturn/back.html |arquivodata=2009-03-21 |urlmorta=}}</ref>

Os [[astrônomo]]s antigos usavam [[anagrama]]s como um tipo de esquema de compromisso para registrar novas descobertas, antes que seus resultados estivessem prontos para publicação. Galileu usou ''smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras'' para ''Altissimum planetam tergeminum observavi'' (“Eu observei que o planeta mais distante possui uma forma tripla”) para a descoberta dos anéis de Saturno.<ref name="prs.2007a">{{citar livro|display-authors=1 |último1 =Miner |primeiro1 =Ellis D. |último2 =Wessen |primeiro2 =Randii R. |último3 =Cuzzi |primeiro3 =Jeffrey N. |capítulo=The scientific significance of planetary ring systems |título=Planetary Ring Systems |capítulourl=https://archive.org/details/planetaryringsys0000mine |chapter-url-access= |series=Springer Praxis Books in Space Exploration |publicado=Praxis |data=2007 |páginas=[https://archive.org/details/planetaryringsys0000mine/page/1 1–16] |doi=10.1007/978-0-387-73981-6_1 |isbn=978-0-387-34177-4 |url=https://archive.org/details/planetaryringsys0000mine/page/1}}</ref>

=== Teoria do anel, observações e exploração ===
[[Imagem:Saturn Robert Hooke 1666.jpg|thumb|upright=1.2|Robert Hooke registrou as sombras (a e b) lançadas pelo globo sobre os anéis e vice-versa neste desenho de Saturno de 1666]]
Em 1657, [[Christopher Wren]] se tornou professor de Astronomia no Gresham College, em Londres. Ele vinha fazendo observações de Saturno desde 1652 com o objetivo de explicar sua aparência. Sua hipótese foi escrita em ''De corpori saturni'', em que ele chegou perto de sugerir que o planeta tinha um anel. Entretanto, Wren não estava certo sobre se o anel era independente do planeta ou fisicamente ligado a ele. Antes que a teoria de Wren fosse publicada, [[Christiaan Huygens]] apresentou sua teoria dos anéis de Saturno. Wren imediatamente reconheceu que esta hipótese era melhor que a sua, e ''De corpore saturni'' nunca foi publicada.<ref name="ff.saturn">{{citar livro|último =Alexander |primeiro =A. F. O'D. |título=The Planet Saturn |periódico=Quarterly Journal of the Royal Meteorological Society |volume=88 |número=377 |data=1962 |local=London |publicado=Faber and Faber Limited |páginas=108–109 |doi=10.1002/qj.49708837730 |isbn=978-0-486-23927-9 |bibcode = 1962QJRMS..88..366D}}</ref>

Huygens foi o primeiro a sugerir que Saturno era circundado por um anel destacado do planeta. Usando um telescópio de refração de 50x que ele mesmo havia projetado, muito superior aos disponíveis para Galileu, Huygens observou Saturno e, em 1656, como Galileu, publicou o anagrama aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu. Quando confirmou suas observações, três anos mais tarde, ele revelou o significado: "Annuto cingitur, tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato", ou seja, "Ele (Saturno) é circundado por um anel fino e plano, não tocado em nenhum lugar, inclinado em relação à eclíptica."<ref name="history_of_the_rings" /><ref name = "Campbell1937">{{citar livro|último = Campbell |primeiro = John W., Jr. |autorlink = John W. Campbell |título= Beyond the Life Line |periódico= [[Astounding Stories]] |páginas= 81–85 |data=abril de 1937 | url = http://jolomo.net/solarsystem/1937.04.html |capítulo= Notes |capítulourl= http://jolomo.net/solarsystem/notes.html}}</ref> [[Robert Hooke]] foi outro observador inicial dos anéis de Saturno, e registrou o lançamento de sombras nos anéis.<ref name="ff.saturn"/>

Em 1675, [[Giovanni Domenico Cassini]] determinou que o anel de Saturno era composto de múltiplos anéis menores, com lacunas entre eles; a maior dessas lacunas foi mais tarde denominada a Divisão Cassini. Esta divisão é uma região com 4 800 quilômetros de largura, entre os Anéis A e B.<ref name="Cassini Division">{{citar web|título=Saturn's Cassini Division |url=http://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/solar_system_level2/cassini_division.html |publicado=StarChild |acessodata=2007-07-06}}</ref>

Em 1787, [[Pierre-Simon Laplace]] provou que um anel sólido uniforme seria instável e sugeriu que os anéis eram compostos de um grande número de pequenos anéis sólidos.<ref name="history_of_the_rings" /><ref name = "Maxwell1859" />

Em 1859, [[James Clerk Maxwell]] demonstrou que um anel sólido não uniforme, pequenos anéis sólidos ou um anel contínuo fluido também não seriam estáveis, indicando que o anel deveria ser composto de numerosas partículas pequenas, todas orbitando Saturno independentemente.<ref name = "Maxwell1859">{{citar web|url=http://www-history.mcs.st-andrews.ac.uk/~history/Extras/Maxwell_Saturn.html |título=James Clerk Maxwell on the nature of Saturn's rings |data=março de 2006 |publicado=JOC/EFR |acessodata=2007-07-08 }}</ref> Mais tarde, [[Sofia Kovalevskaya]] também concluiu que os anéis de Saturno não podiam ser corpos líquidos em forma de anel.<ref>{{citar web|url=http://www.encyclopedia.com/topic/Sonya_Kovalevsky.aspx#1-1G2:2830902377-full |título=Kovalevsky, Sonya (or Kovalevskaya, Sofya Vasilyevna). Entry from Complete Dictionary of Scientific Biography |data=2013 }}</ref>
[[Imagem:Saturn and its 3 moons.jpg|thumb|esquerda|Visão da Voyager 2 de Saturno fazendo sombra sobre seus anéis. Quatro satélites, duas de suas sombras e raios anelares são visíveis]]

Quatro sondas robóticas observaram os anéis de Saturno a partir das vizinhanças do planeta. A maior aproximação de Saturno da [[Pioneer 11]] ocorreu em setembro de 1979, à distância de 20 900 quilômetros.<ref name="NasaPioneer11">{{citar web|último =Dunford |primeiro =Bill |título=Pioneer 11 – In Depth |obra=NASA web site | url=https://solarsystem.nasa.gov/missions/pioneer11/indepth |acessodata=2015-12-03 |urlmorta= |arquivourl=https://web.archive.org/web/20151208051756/https://solarsystem.nasa.gov/missions/pioneer11/indepth |arquivodata=2015-12-08 }}</ref> A Pioneer 11 foi a responsável pela descoberta do Anel F.<ref name="NasaPioneer11"/> A maior aproximação da [[Voyager 1]] ocorreu em novembro de 1980, à distância de 64 200 quilômetros.<ref name="JplVoyager">{{citar web|último =Angrum |primeiro =Andrea |título=Voyager – The Interstellar Mission |obra= JPL/NASA web site | url=http://voyager.jpl.nasa.gov/news/factsheet.html |acessodata=2015-12-03}}</ref> Um fotopolarímetro com defeito impediu a Voyager 1 de observar os anéis com a resolução planejada, entretanto as imagens da sonda forneceram detalhe sem precedente do sistema de anéis e revelaram a existência do Anel G.<ref name="NasaVoyager1">{{citar web|último =Dunford |primeiro =Bill |título=Voyager 1 – In Depth |obra= NASA web site | url=https://solarsystem.nasa.gov/missions/voyager1/indepth |acessodata=2015-12-03}}</ref> A maior aproximação da [[Voyager 2]] ocorreu em agosto de 1981, à distância de 41 000 quilômetros.<ref name="JplVoyager"/> O fotopolarímetro funcionando permitiu a observação do sistema de anéis com maior resolução do que a da Voyager 1, levando à descoberta de muitos anéis menores não vistos anteriormente.<ref name="NasaVoyager2">{{citar web|último =Dunford |primeiro =Bill |título=Voyager 2 – In Depth |obra= NASA web site | url=https://solarsystem.nasa.gov/missions/voyager2/indepth |acessodata=2015-12-03}}</ref> A sonda [[Cassini-Huygens|Cassini]] entrou em órbita de Saturno em julho de 2004.<ref name="NasaCassiniDates">{{citar web|último =Dunford |primeiro =Bill |título=Cassini – Key Dates |obra=NASA web site | url=https://solarsystem.nasa.gov/missions/cassini/dates |acessodata=2015-12-03 |arquivodata=2017-04-13 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20170413070348/https://solarsystem.nasa.gov/missions/cassini/dates |urlmorta=}}</ref> As imagens dos anéis feitas pela Cassini são até hoje as mais detalhadas, e foram responsáveis pela descoberta de ainda mais anéis menores.<ref name="JplCassiniRings">{{citar web|último =Piazza |primeiro =Enrico |título=Cassini Solstice Mission: About Saturn & Its Moons |obra= JPL/NASA web site | url=http://saturn.jpl.nasa.gov/science/index.cfm?SciencePageID=55 |acessodata=2015-12-03}}</ref>

Os anéis são nomeados alfabeticamente, na ordem em que foram descobertos<ref name=NASAsaturn>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Saturn&Display=Rings |título=Solar System Exploration: Planets: Saturn: Rings |obra=Solar System Exploration |urlmorta= |arquivourl=https://web.archive.org/web/20100527141504/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Saturn&Display=Rings |arquivodata=2010-05-27}}</ref> (A e B em 1675 por [[Giovanni Domenico Cassini]], C em 1850 por [[William Cranch Bond]] e seu filho [[George Phillips Bond]], D em 1933 por Nikolai P. Barabachov e B. Semejkin, E em 1967 por Walter A. Feibelman, F em 1979 pela Pioneer 11 e G em 1980 pela Voyager 1). Os anéis principais são, olhando-se para fora do planeta, C, B e A, com a Divisão Cassini, a maior lacuna, separando os Anéis B e A. Diversos anéis mais tênues foram descobertos mais recentemente. O Anel D é extremamente tênue e é o mais próximo do planeta. O estreito Anel F está logo depois do Anel A. Depois desses, estão dois anéis bem mais tênues chamados G e E. Os anéis mostram uma enorme quantidade de estruturas em todas as escalas, algumas relacionadas a perturbações pelas luas de Saturno, mas muitas inexplicadas.<ref name=NASAsaturn/>

== Inclinação axial de Saturno ==
[[Imagem:Saturnoppositions-animated.gif|thumb|Simulação da aparência de Saturno visto da Terra, no curso de um ano de Saturno]]
A inclinação axial de Saturno é de 26,7°, significando que as vistas dos anéis obtidas a partir da Terra são largamente variáveis em épocas diferentes, nas quais os anéis visíveis ocupam o plano equatorial.<ref name="fact">{{citar web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html |título=Saturn Fact Sheet |publicado=NASA |último =Williams |primeiro =David R. |acessodata=12 de outubro de 2017 |data=23 de dezembro de 2016 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20170717071200/https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html |arquivodata=17 de julho de 2017 |urlmorta=}}</ref> A Terra faz passagens pelo plano dos anéis a cada 13 a 15 anos, aproximadamente a cada meio ano de Saturno, e há chances aproximadamente iguais de um ou três cruzamentos ocorrerem em cada ocasião dessas. Os mais recentes cruzamentos do plano dos anéis ocorreram em 22 de maio de 1995, 10 de agosto de 1995, 11 de fevereiro de 1996 e 4 de setembro de 2009; os próximos eventos serão em 23 de março de 2025, 15 de outubro de 2038, 1° de abril de 2039 e 9 de julho de 2039. Oportunidades favoráveis de observação de cruzamentos do plano de anéis (com Saturno não próximo ao Sol) só ocorrem durante os cruzamentos triplos.<ref name = "RPX1995">{{citar web|url= https://pds.nasa.gov/ds-view/pds/viewMissionProfile.jsp?MISSION_NAME=SATURN%20RING%20PLANE%20CROSSING%201995|título= Saturn Ring Plane Crossing 1995|data= 1997|website= pds.nasa.gov|publicado= NASA|acessodata= 2020-02-11|arquivourl= https://web.archive.org/web/20200211075638/https://pds.nasa.gov/ds-view/pds/viewMissionProfile.jsp?MISSION_NAME=SATURN%20RING%20PLANE%20CROSSING%201995|arquivodata= 2020-02-11}}</ref><ref name = "HST1995">{{citar web|url= https://hubblesite.org/contents/news-releases/1995/news-1995-25.html|título= Hubble Views Saturn Ring-Plane Crossing|data=5 de junho de 1995|website= hubblesite.org|publicado= NASA|acessodata= 2020-02-11|arquivourl= https://web.archive.org/web/20200211080600/https://hubblesite.org/contents/news-releases/1995/news-1995-25.html|arquivodata= 2020-02-11}}</ref><ref name = "Lakdawalla2009">{{citar web|url= https://www.planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2009/2084.html|título= Happy Saturn ring plane crossing day!|último = Lakdawalla|primeiro = E.|autorlink = Emily Lakdawalla|data= 2009-09-04|website= www.planetary.org/blogs|publicado= [[The Planetary Society]]|acessodata= 2020-02-11}}</ref>

Os [[equinócio]]s de Saturno, quando o Sol passa pelo plano dos anéis, não são espaçados por igual: em cada órbita o Sol está ao sul do plano de anéis por 13,7 anos, depois ao norte do plano por 15,7 anos. A [[excentricidade orbital]] de Saturno, de 0,0565, é a maior dos planetas gigantes do Sistema Solar, e cerca de três vezes a da Terra. A sua [[apside]] é atingida próximo do [[solstício de verão]] do seu hemisfério norte.<ref name="Proctor1865">{{citar livro|autor = Proctor, R.A.|autorlink = Richard A. Proctor|título= Saturn and Its System|url= https://archive.org/details/saturnanditssys00unkngoog|ano= 1865 |local= London|publicado= Longman, Green, Longman, Roberts, & Green|página= [https://archive.org/details/saturnanditssys00unkngoog/page/n214 166]|oclc= 613706938}}</ref> Datas para os equinócios de outono no hemisfério norte incluem 19 de novembro de 1995 e 6 de maio de 2025, com os equinócios setentrionais de primavera em 11 de agosto de 2009 e 23 de janeiro de 2039.<ref name="Lakdawalla2016">{{citar web|url= http://www.planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2016/06031044-oppositions-conjunctions-rpx.html |título= Oppositions, conjunctions, seasons, and ring plane crossings of the giant planets |último = Lakdawalla |primeiro = E. |autorlink = Emily Lakdawalla |data=7 de julho de 2016 |website= planetary.org/blogs |publicado= [[The Planetary Society]] |acessodata=17 de fevereiro de 2020}}</ref> No período próximo ao equinócio, a iluminação da maior parte dos anéis é bastante reduzida, tornando possíveis observações únicas ressaltando características que saiam do plano de anéis.<ref name = "PIA11667">{{citar web|url= https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA11667|título= PIA11667: The Rite of Spring|data=21 de setembro de 2009|website= photojournal.jpl.nasa.gov|publicado= NASA/JPL|acessodata= 2020-02-17}}</ref>

== Características físicas ==
[[File:PIA17172 Saturn eclipse mosaic bright crop.jpg|thumb|O conjunto completo de anéis, visualizado quando [[Saturno (planeta)|Saturno]] eclipsou o Sol em relação ao ponto de vista da [[Cassini-Huygens|sonda Cassini]], a uma distância de 1,2 milhão de quilômetros em [[O Dia em que a Terra Sorriu|19 de julho de 2013]] (o brilho está exagerado). A Terra aparece como um [[Pálido Ponto Azul|ponto]] às 4 horas, entre os anéis G e E.]]
[[File:Saturn HST 2004-03-22.jpg|thumb|A escura Divisão Cassini separa o largo Anel B interior do Anel A exterior nesta imagem da [[Advanced Camera for Surveys|ACS]] do [[Telescópio espacial Hubble]] (22 de março de 2004). O menos proeminente Anel C está logo no interior do Anel B.]]
[[File:Saturn, its rings, and a few of its moons.jpg|thumb|Um mosaico da Cassini dos anéis de Saturno em 12 de agosto de 2009, um dia depois do [[equinócio]]. Com os anéis apontados para o Sol, a iluminação é pela luz refletida por Saturno, exceto nas seções mais grossas ou fora do plano, como o Anel F.]]
[[Imagem:Backlit Saturn from Cassini Orbiter 2007 May 9.jpg|thumb|Uma visão da sonda Cassini do lado não iluminado dos anéis de Saturno (9 de maio de 2007)]]
Os densos anéis principais se estendem de 7 000 km a 80 000 km de distância do equador de Saturno, cujo raio é de 60 300 km (ver [[Anéis de Saturno#Subdivisões principais|Subdivisões principais]]). Com uma espessura local estimada entre 10 m<ref>{{citar web|url=https://www.sciencedaily.com/releases/2005/11/051110220809.htm |título=Researchers Find Gravitational Wakes In Saturn's Rings |autor =Cornell University News Service |data=2005-11-10 |website=ScienceDaily |acessodata=2008-12-24}}</ref> e 1 km,<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Saturn&Display=Rings|título=Saturn: Rings|publicado=NASA|urlmorta= |arquivourl=https://web.archive.org/web/20100527141504/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Saturn&Display=Rings|arquivodata=2010-05-27}}</ref> eles são compostos em 99,9% de gelo de água pura, com uma quantidade residual de impurezas que podem incluir [[tolina]]s ou [[silicato]]s.<ref name="ic.193">{{citar periódico|título=A close look at Saturn's rings with Cassini VIMS |display-authors=1 |último =Nicholson |primeiro =P.D. |autor2 =16 co-authors |periódico=Icarus |data=2008 |volume=193 |número=1 |páginas=182–212 |doi=10.1016/j.icarus.2007.08.036 |bibcode=2008Icar..193..182N}}</ref> Os anéis principais são compostos principalmente de partículas variando em tamanho de 1 cm a 10 m.<ref name="Zebker85">{{citar periódico|título=Saturn's rings – Particle size distributions for thin layer model |display-authors=1 |último1 =Zebker |primeiro1 =H.A. |último2 =Marouf |primeiro2 =E.A. |último3 =Tyler |primeiro3 =G.L. |periódico=Icarus |data=1985 |volume=64 |número=3 |páginas=531–548 |doi=10.1016/0019-1035(85)90074-0 |bibcode=1985Icar...64..531Z}}</ref>

A Cassini mediu diretamente a massa do sistema de anéis por meio do efeito gravitacional deles durante o conjunto final de órbitas em que a sonda passou entre os anéis e o topo de nuvens, chegando a um valor de 1,54 (± 0,49) × 10<sup>19</sup> kg, ou 0,41 ± 0,13 massa de [[Mimas (satélite)|Mimas]].<ref name="IessMilitzer2019" /> Isto é tão massivo quanto cerca de metade da massa da [[plataforma de gelo]] antártico na Terra, espalhada por uma área 80 vezes maior que a da Terra.<ref name="Koren2019">{{citar web|url=https://www.theatlantic.com/science/archive/2019/01/saturn-rings-cassini/580696/|título=The Massive Mystery of Saturn's Rings|último = Koren|primeiro = M.|data= 2019-01-17|website=The Atlantic|língua=en-US|acessodata=2019-01-21}}</ref> A estimativa está próxima do valor de 0,40 massa de Mimas derivada das observações da Cassini de ondas de densidade nos Anéis A, B e C.<ref name="Koren2019">{{citar web|url=https://www.theatlantic.com/science/archive/2019/01/saturn-rings-cassini/580696/|título=The Massive Mystery of Saturn's Rings|último = Koren|primeiro = M.|data= 2019-01-17|website=The Atlantic|língua=en-US|acessodata=2019-01-21}}</ref> É uma fração pequena da massa total de Saturno (cerca de 0,25 ppb). Observações antigas da Voyager de ondas de densidade nos Anéis A e B e um perfil óptico de profundidade tinham levado a uma massa de cerca de 0,75 massa de Mimas,<ref name="Koren2019">{{citar web|url=https://www.theatlantic.com/science/archive/2019/01/saturn-rings-cassini/580696/|título=The Massive Mystery of Saturn's Rings|último = Koren|primeiro = M.|data= 2019-01-17|website=The Atlantic|língua=en-US|acessodata=2019-01-21}}</ref> mas observações posteriores e modelagens de computador sugeriram que o valor estava subestimado.<ref>{{citar periódico|display-authors=1 |último1 =Stewart |primeiro1 =Glen R. |último2 =Robbins |primeiro2 =S. J. |último3 =Colwell |primeiro3 =J. E. |título=Evidence for a Primordial Origin of Saturn's Rings |periódico=Bulletin of the American Astronomical Society |data=outubro de 2007 |volume=39 |series=American Astronomical Society, DPS meeting #39 |página=420 |bibcode=2007DPS....39.0706S}}</ref>

Embora as lacunas maiores nos anéis, como a Divisão Cassini e a [[#Lacuna Encke|Lacuna Encke]], possam ser vistas da Terra, a sonda Voyager descobriu que os anéis possuem uma intrincada estrutura de milhares de lacunas estreitas e anéis menores. Acredita-se que esta estrutura surja, de diferentes formas, a partir da atração gravitacional das muitas luas de Saturno. Algumas lacunas são criadas pela passagem de luas menores como [[Pã (satélite)|Pã]],<ref name="Burns2001">{{citar enciclopédia|display-authors=1 |último1 =Burns |primeiro1 =J.A. |último2 =Hamilton |primeiro2 =D.P. |último3 =Showalter |primeiro3 =M.R. |título=Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics |enciclopédia=Interplanetary Dust|data=2001 |publicado=Springer |local=Berlin |editor=Grun, E. |editor2=Gustafson, B. A. S. |editor3=Dermott, S. T. |editor4=Fechtig H. |páginas=641–725 |bibcode=2001indu.book..641B |isbn=978-3-540-42067-5 |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf}}</ref> muitas das quais ainda podem estar por ser descobertas, e alguns pequenos anéis parecem ser mantidos pelos efeitos gravitacionais de pequenos satélites pastores (de forma similar à manutenção do Anel F por [[Prometeu (satélite)|Prometeu]]). Outras lacunas surgem de ressonâncias entre o período orbital de partículas na lacuna e de uma lua mais massiva à distância; Mimas mantém a Divisão Cassini desta maneira.<ref name="ic.34">{{citar periódico|título=The formation of the Cassini division in Saturn's rings|display-authors=1|último1 =Goldreich |primeiro1 =Peter |último2 =Tremaine |primeiro2 =Scott |periódico=Icarus |data=1978| volume=34 |número=2 |páginas=240–253 |doi=10.1016/0019-1035(78)90165-3 |bibcode=1978Icar...34..240G}}</ref> Outra estrutura nos anéis consiste de ondas espirais levantadas pelas perturbações gravitacionais periódicas das luas internas em ressonâncias menos disruptivas. Dados da sonda Cassini indicam que os anéis de Saturno possuem sua própria atmosfera, independente da do planeta. A atmosfera é composta do gás oxigênio molecular (O<sub>2</sub>), produzido quando a luz ultravioleta do Sol interage com o gelo de água nos anéis. Reações químicas entre fragmentos de moléculas de água e estimulação adicional por ultravioleta criam e ejetam, entre outras coisas, o O<sub>2</sub>. De acordo com modelos desta atmosfera, H<sub>2</sub> também está presente. As atmosferas de O<sub>2</sub> e H<sub>2</sub> são tão esparsas que, se toda a atmosfera se condensasse sobre os anéis, ela teria a espessura de cerca de um átomo.<ref>{{citar jornal|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/4640641.stm |título=Saturn rings have own atmosphere |data=2005-07-01 |último =Rincon |primeiro =Paul |publicado=[[BBC|British Broadcasting Corporation]] |acessodata=2007-07-06 }}</ref> Os anéis também possuem uma atmosfera de OH (hidróxido) similarmente esparsa. Como o O<sub>2</sub>, esta atmosfera é produzida pela desintegração de moléculas de água, embora neste caso a desintegração seja feita por íons energéticos que bombardeiam as moléculas de água ejetadas pela lua [[Encélado (satélite)|Encélado]]. Esta atmosfera, embora seja extremamente esparsa, foi detectada da Terra pelo Telescópio Espacial Hubble.<ref name="aas.644">{{citar periódico|título=The Enceladus and OH Tori at Saturn |data=2006 |bibcode=2006ApJ...644L.137J |display-authors=1 |último =Johnson |primeiro =R. E. |autor2 =Smith, H. T. |autor3 =Tucker, O. J. |autor4 =Liu, M. |autor5 =Burger, M. H. |autor6 =Sittler, E. C. |autor7 =Tokar, R. L. |volume=644 |páginas=L137 |periódico=The Astrophysical Journal |doi=10.1086/505750 |número=2 |s2cid=|url=http://pdfs.semanticscholar.org/240c/f27408a746dfc8b0084a2203fc10cd2b9f9c.pdf |arquivourl=https://web.archive.org/web/20200412142258/http://pdfs.semanticscholar.org/240c/f27408a746dfc8b0084a2203fc10cd2b9f9c.pdf |urlmorta= |arquivodata=2020-04-12}}</ref>

Saturno mostra padrões complexos no seu brilho.<ref>{{citar web|url=https://www.researchgate.net/publication/242343176|título=Wideband photoelectric magnitude measurements of Saturn in 2000 |último =Schmude |primeiro =Richard W Junior |data=2001 |publicado=Georgia Journal of Science |acessodata=2007-10-14 }}</ref> A maior parte desta variabilidade se deve a mudanças no aspecto dos anéis,<ref name="brightness">{{citar periódico|título= Wideband photometric magnitude measurements of Saturn made during the 2005–06 Apparition |último = Schmude|primeiro = Richard, Jr.|data= 2006-09-22|periódico= Georgia Journal of Science |id = ProQuest}}</ref><ref>{{citar web|url=http://findarticles.com/p/articles/mi_qa4015/is_200301/ai_n9338203 |título=Saturn in 2002–03 |último =Schmude |primeiro =Richard W Jr |data=2003 |publicado=Georgia Journal of Science |acessodata=2007-10-14}}</ref> e isto ocorre em dois ciclos a cada órbita. Entretanto, superposta a esta está a variabilidade devida à excentricidade da órbita do planeta, que faz com que ele apresente oposições mais brilhantes no hemisfério norte do que no sul.<ref>{{citar periódico|último = Henshaw|primeiro = C.|url= https://www.britastro.org/journal_old/113-1.htm#articles |título= Variability in Saturn |periódico= Journal of the British Astronomical Association|publicado=[[British Astronomical Association]] |data=fevereiro de 2003 |volume= 113|número= 1|acessodata=2017-12-20}}</ref>

Novas imagens dos anéis, tiradas próximo do equinócio de 11 de agosto de 2009 pela sonda Cassini, mostraram que os anéis se estendem significativamente para fora do plano nominal do anel em alguns lugares. Este deslocamento atinge até 4 km na borda da [[#Lacuna Keeler|Lacuna Keeler]], devido à órbita fora do plano de [[Dafne (satélite)|Dafne]], a lua que cria a lacuna.<ref>{{citar web|título=Surprising, Huge Peaks Discovered in Saturn's Rings |url=http://www.space.com/scienceastronomy/090921-new-saturn-ring-images.html |data=2009-09-21 |obra=SPACE.com Staff |publicado=space.com |acessodata=2009-09-26}}</ref>

=== Formação e evolução dos anéis principais ===
As estimativas da idade dos anéis de Saturno variam grandemente, dependendo da abordagem utilizada. Considerava-se que eles eram muito antigos, datando da formação do próprio Saturno. Entretanto, dados da Cassini sugerem que eles são muito mais jovens, tendo mais provavelmente se formado nos últimos 100 milhões de anos, e podem, portanto, ter entre 10 e 100 milhões de anos de idade.<ref name="IessMilitzer2019" /><ref name="Gohd-surprisingly">{{citar web|url= http://www.astronomy.com/news/2019/01/saturns-rings-are-surprisingly-young|título=Saturn's rings are surprisingly young|primeiro = Chelsea|último = Gohd|data=17 de janeiro de 2019|website= Astronomy.com|acessodata= 2019-01-21}}</ref> Este cenário de origem recente se baseia em uma nova modelagem da evolução dinâmica dos anéis e medições do fluxo de poeira interplanetária, que alimentam uma estimativa da taxa de escurecimento do anel ao longo do tempo.<ref name="IessMilitzer2019" /> Como os anéis estão continuamente perdendo material, eles teriam sido mais massivos no passado do que atualmente.<ref name="IessMilitzer2019" /> A estimativa de massa por si só não é um bom diagnóstico, uma vez que anéis de alta massa que se formaram no início da história do Sistema Solar teriam evoluído até hoje para uma massa próxima àquela medida.<ref name="IessMilitzer2019" /> Considerando as atuais taxas de depleção, eles podem desaparecer em 300 milhões de anos.<ref name="RingAgePressRelease">{{citar web|título=NASA Research Reveals Saturn is Losing Its Rings at "Worst-Case-Scenario" Rate | url=https://www.nasa.gov/press-release/goddard/2018/ring-rain |acessodata=2020-06-29}}</ref><ref name="ODonoghue2019">{{citar periódico|último1 =O'Donoghjue |primeiro1 =James |último2 =Moore |primeiro2 =Luke |display-authors=1 |data=abril de 2019 |título=Observations of the chemical and thermal response of 'ring rain' on Saturn's ionosphere |url=https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0019103518302999 |periódico=Icarus |volume=322 |páginas=251–206 |doi=10.1016/j.icarus.2018.10.027 |bibcode=2019Icar..322..251O |acessodata=2020-06-29|hdl=2381/43180 |hdl-access=}}</ref>

Há duas teorias principais a respeito da origem dos anéis internos de Saturno. Uma delas, proposta por [[Édouard Roche]] no século XIX, é que os anéis já foram uma lua de Saturno (chamada Veritas, uma [[Aleteia (mitologia)|deusa romana]] que se escondeu em um poço) cuja órbita decaiu até ela ficar suficientemente próxima para ser rasgada pelas [[Força de maré|forças de maré]] (ver [[limite de Roche]]).<ref name="Roche_limit">{{citar web|url=http://www2.jpl.nasa.gov/saturn/back.html |título=Historical Background of Saturn's Rings |obra=1849 Roche Proposes Tidal Break-up |primeiro =Ron |último =Baalke |publicado=Jet Propulsion Laboratory |acessodata=2008-09-13 |urlmorta= |arquivourl=https://web.archive.org/web/20090321071339/http://www2.jpl.nasa.gov/saturn/back.html |arquivodata=2009-03-21}}</ref> Uma variação desta teoria é que esta lua se desintegrou depois de ser atingida por um grande [[cometa]] ou [[asteroide]].<ref>{{citar web|url= https://science.nasa.gov/headlines/y2002/12feb_rings.htm|título=The Real Lord of the Rings|data= 2002-02-12|obra= nasa.gov|urlmorta= |arquivourl= https://web.archive.org/web/20100323172559/http://science.nasa.gov/headlines/y2002/12feb_rings.htm|arquivodata= 2010-03-23}}</ref> A segunda teoria é que os anéis nunca foram parte de uma lua, e sim são sobras do material [[Nebulosa|nebular]] a partir do qual Saturno se formou.
[[Imagem:Saturn Ring Material.jpg|thumb|esquerda|Uma impressão artística de 2007 dos agregados de partículas de gelo que formam as porções “sólidas” dos anéis de Saturno. Esses torrões alongados estão continuamente se formando e dispersando. As partículas maiores têm alguns metros de largura,]]{{multiple image |header=Anéis e [[Satélites de Saturno|luas]]<br/>de Saturno |caption_align=center |align=left |width=220 |direction=vertical
|image1=PIA18283-SaturnRings-TethysHyperionPrometheus-20140714.jpg
|caption1=[[Tétis (satélite)|Tétis]], [[Hipérion (satélite)|Hipérion]] e [[Prometeu (satélite)| Prometeu]]
|image2=PIA18353-SaturnRingsMoons-JanusTethys-20151027.jpg
|caption2= Tétis e [[Jano (satélite)|Jano]]
}}
Uma versão mais tradicional da teoria da lua desintegrada diz que os anéis são compostos de detritos de uma lua com 400 a 600 km de diâmetro, ligeiramente maior do que [[Mimas (satélite)|Mimas]]. A última vez em que houve colisões suficientemente grandes para desintegrar uma lua foi durante o [[Intenso bombardeio tardio]], cerca de quatro bilhões de anos atrás.<ref name="Kerr2008a">{{citar periódico|último =Kerr |primeiro =Richard A |data=2008 |título=Saturn's Rings Look Ancient Again |periódico=[[Science (journal)|Science]] |volume=319 |número=5859 |página=21 |doi=10.1126/science.319.5859.21a |pmid=18174403|s2cid=}}</ref>

Uma variante mais recente deste tipo de teoria, por [[Robin Canup]], é que os anéis poderiam representar parte dos remanescentes do manto gelado de uma lua muito maior, do tamanho de Titã, que teria sido despojada de sua camada externa quando caiu em espiral em direção ao planeta durante o período de formação, quando Saturno ainda era cercado por uma nebulosa gasosa.<ref name="NatGeo_2010">{{citar revista|último = Choi |primeiro =C. Q. | url=http://news.nationalgeographic.com/news/2010/12/101213-saturn-rings-moon-ice-jupiter-science-space/|revista=National Geographic|título=Saturn's Rings Made by Giant "Lost" Moon, Study Hints |data=2010-12-13 |acessodata=2012-11-05}}</ref><ref name="Canup_2010">{{citar periódico|último =Canup |primeiro =R. M. |autorlink =Robin M. Canup |título=Origin of Saturn's rings and inner moons by mass removal from a lost Titan-sized satellite |periódico=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=468 |número=7326 |páginas=943–6|data=2010-12-12 |doi=10.1038/nature09661 |pmid=21151108 |bibcode=2010Natur.468..943C |s2cid=}}</ref> Isto explicaria a escassez de material rochoso dentro dos anéis. Os anéis seriam inicialmente muito mais massivos (aproximadamente mil vezes) e mais largos que atualmente; o material nas porções exteriores dos anéis teria coalescido nas luas de Saturno até [[Tétis (satélite)|Tétis]], o que também explicaria a falta de material rochoso na composição da maioria dessas luas.<ref name="Canup_2010" /> A subsequente evolução colisional ou criovulcânica de Encélado poderia então ter causado a perda seletiva de gelo desta lua, elevando a sua densidade para o valor atual de 1,61 g/cm<sup>3</sup>, superior à de Mimas (1,15 g/cm<sup>3</sup>) e de Tétis (0,97 g/cm<sup>3</sup>).<ref name="Canup_2010" />

A ideia de anéis inicialmente massivos foi depois estendida para explicar a formação das luas de Saturno até [[Reia (satélite)|Reia]].<ref name="Charnoz_2011">{{citar periódico|display-authors=1 |último1 =Charnoz |primeiro1 =S.  |último2 =Crida |primeiro2 =A. |último3 =Castillo-Rogez |primeiro3 =J. C. |último4 =Lainey |primeiro4 =V. |último5 =Dones |primeiro5 =L. |último6 =Karatekin |primeiro6 =Ö. |último7 =Tobie |primeiro7 =G. |último8 =Mathis |primeiro8 =S. |último9 =Le Poncin-Lafitte |primeiro9 =C. |último10 =Salmon |primeiro10 =J. |título=Accretion of Saturn's mid-sized moons during the viscous spreading of young massive rings: Solving the paradox of silicate-poor rings versus silicate-rich moons |periódico=Icarus |volume=216 |número=2 |páginas=535–550 |data=dezembro de 2011 |doi=10.1016/j.icarus.2011.09.017 |bibcode=2011Icar..216..535C |arxiv=1109.3360 |s2cid=}}</ref> Se os anéis inicialmente massivos contivessem pedaços de material rochoso (>100 km de largura) além de gelo, esses corpos de silicato teriam acretado mais gelo e teriam sido expelidos dos anéis, devido a interações gravitacionais com os anéis e interações de maré com Saturno, para órbitas progressivamente mais distantes. Dentro do limite de Roche, corpos de material rochoso são suficientemente densos para acretar material adicional, ao contrário de corpos de gelo, menos densos. Uma vez fora dos anéis, as luas recém-formadas poderiam ter continuado a evoluir através de fusões randômicas. Este processo pode explicar a variação no teor de silicato das luas de Saturno até Reia, assim como a tendência de teores cada vez menores de silicato quanto mais próximo de Saturno. Reia seria então a mais velha das luas formadas a partir dos anéis primordiais, com as luas mais próximas de Saturno sendo progressivamente mais jovens.<ref name="Charnoz_2011" />

O brilho e pureza do gelo de água nos anéis de Saturno têm sido citados como evidência de que os anéis são muito mais jovens do que Saturno,<ref name="Gohd-surprisingly"/> uma vez que a queda de poeira meteórica teria levado ao escurecimento dos anéis. Entretanto, novas pesquisas indicam que o Anel B pode ser suficientemente massivo para ter diluído o material caído, evitando assim um escurecimento substancial ao longo da idade do Sistema Solar. O material do anel pode ser reciclado quando blocos se formam dentro dos anéis e são destruídos por impactos. Isto explicaria a aparente juventude de parte do material dentro dos anéis.<ref name="NASAOldTimers">{{citar jornal|título=Saturn's Rings May Be Old Timers |obra=NASA/JPL and University of Colorado |data=2007-12-12 | url= https://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini20071212.html |acessodata=2008-01-24 |urlmorta= |arquivourl=https://web.archive.org/web/20071220202616/http://saturn1.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=798 |arquivodata=2007-12-20}}</ref> Evidências sugerindo uma origem recente do Anel C foram colhidas por pesquisadores analisando dados do ''Cassini Titan Radar Mapper'', que se focou na análise da proporção de silicatos rochosos dentro deste anel. Se grande parte deste material foi uma contribuição de um [[Centauro (astronomia)|centauro]] ou lua destruídos, a idade deste anel poderia ser da ordem de 100 milhões de anos ou menos. Por outro lado, se o material veio principalmente da queda de micrometeoroides, a idade seria mais próxima de um bilhão de anos.<ref name="Zhang2017">{{citar periódico|último1 = Zhang|primeiro1 = Z.|último2 = Hayes|primeiro2 = A.G.|último3 = Janssen|primeiro3 = M.A.|último4 = Nicholson|primeiro4 = P.D.|último5 = Cuzzi|primeiro5 = J.N.|último6 =de Pater|primeiro6 = I.|último7 = Dunn|primeiro7 = D.E.|último8 = Estrada|primeiro8 = P.R.|último9 = Hedman|primeiro9 = M.M.|título= Cassini microwave observations provide clues to the origin of Saturn's C ring|periódico= Icarus|volume= 281|ano= 2017|páginas=297–321|doi= 10.1016/j.icarus.2016.07.020|bibcode= 2017Icar..281..297Z}}</ref>

A equipe do Cassini UVIS, conduzida por [[Larry W. Esposito]], utilizou [[Ocultação|ocultação estelar]] para descobrir 13 objetos, variando entre 27 m e 10 km, dentro do Anel F. Eles são translúcidos, sugerindo que são agregados temporários de blocos de gelo com alguns metros de largura. Esposito acredita que esta é a estrutura básica dos anéis de Saturno, partículas agrupando-se e depois sendo explosivamente afastadas.<ref name="ic.217">{{citar periódico|display-authors=1 |último1 =Esposito |primeiro1 =L.W. |último2 =Albers |primeiro2 =N. |último3 =Meinke |primeiro3 =B.K. |último4 =Screcevic |primeiro4 =M. |último5 =Madhusudhanan |primeiro5 =P. |último6 =Colwell |primeiro6 =J.E. |último7 =Jerousek |primeiro7 =R.G. |título=A predator–prey model for moon-triggered clumping in Saturn's rings |periódico=Icarus |data=janeiro de 2012  |volume=217 |número=1 |páginas=103–114 |doi=10.1016/j.icarus.2011.09.029 |bibcode=2012Icar..217..103E}}</ref>

Pesquisas baseadas em taxas de quedas sobre Saturno favorecem um sistema de anéis mais jovem, datado de centenas de milhões de anos. Material do anel está continuamente caindo em espiral sobre Saturno; quanto mais rápida for esta queda, menor é o tempo de vida do sistema de anéis. Um mecanismo envolve a gravidade puxando grãos de gelo de água dos anéis eletricamente carregados ao longo das linhas do campo magnético planetário, um processo chamado “chuva de anel”. Este fluxo foi inferido como sendo de 432-2870 kg/s, utilizando observações do [[Observatório W. M. Keck]]; como consequência somente deste processo, os anéis terão acabado em ~{{val|292|818|124}} milhões de anos.<ref name="ODONO">{{citar periódico|último1 =O’Donoghue |primeiro1 =James |último2 =Moore |primeiro2 =Luke |último3 =Connerney |primeiro3 =Jack |último4 =Melin |primeiro4 =Henrik |último5 =Stallard |primeiro5 =Tom |último6 =Miller |primeiro6 =Steve |último7 =Baines |primeiro7 =Kevin H. |título=Observations of the chemical and thermal response of 'ring rain' on Saturn's ionosphere |periódico=Icarus |volume=322 |páginas=251–260 |data=novembro de 2018 |doi=10.1016/j.icarus.2018.10.027 |hdl=2381/43180 |url=https://leicester.figshare.com/articles/Observations_of_the_chemical_and_thermal_response_of_ring_rain_on_Saturn_s_ionosphere/10205006/files/18395402.pdf |bibcode=2019Icar..322..251O |hdl-access=}}</ref> Enquanto atravessava o espaço entre os anéis e o planeta em setembro de 2017, a sonda Cassini detectou um fluxo equatorial de material com carga neutra de 4 800-44 000 kg/s.<ref name="jhwaite">{{citar periódico|último1 =Waite |primeiro1 =J. H. |último2 =Perryman |primeiro2 =R. S. |último3 =Perry |primeiro3 =M. E. |último4 =Miller |primeiro4 =K. E. |último5 =Bell |primeiro5 =J. |último6 =Cravens |primeiro6 =T. E. |último7 =Glein |primeiro7 =C. R. |último8 =Grimes |primeiro8 =J. |último9 =Hedman |primeiro9 =M. |último10 =Cuzzi |primeiro10 =J. |último11 =Brockwell |primeiro11 =T. |último12 =Teolis |primeiro12 =B. |último13 =Moore |primeiro13 =L. |último14 =Mitchell |primeiro14 =D. G. |último15 =Persoon |primeiro15 =A. |último16 =Kurth |primeiro16 =W. S. |último17 =Wahlund |primeiro17 =J.-E. |último18 =Morooka |primeiro18 =M. |último19 =Hadid |primeiro19 =L. Z. |último20 =Chocron |primeiro20 =S. |último21 =Walker |primeiro21 =J. |último22 =Nagy |primeiro22 =A. |último23 =Yelle |primeiro23 =R. |último24 =Ledvina |primeiro24 =S. |último25 =Johnson |primeiro25 =R. |último26 =Tseng |primeiro26 =W. |último27 =Tucker |primeiro27 =O. J. |último28 =Ip |primeiro28 =W.-H. |título=Chemical interactions between Saturn's atmosphere and its rings |periódico=Science |data=5 de outubro de 2018 |volume=362 |número=6410 |páginas=eaat2382 |doi=10.1126/science.aat2382 |pmid=30287634 |bibcode=2018Sci...362.2382W |doi-access=}}</ref> Assumindo que este fluxo seja estável, a adição dele ao processo contínuo da chuva de anel implica que os anéis poderão acabar em menos de 100 milhões de anos.<ref name="ODONO"/><ref>{{citar web|url=http://www.sci-techuniverse.com/2018/12/saturn-is-officially-losing-its-rings.html|título=Saturn is Officially Losing its Rings and Shockingly at Much Faster Rate than Expected|website=Sci-Tech Universe|acessodata=2018-12-28}}</ref>

== Subdivisões e estruturas dentro dos anéis ==
As partes mais densas do sistema de anéis de Saturno são os Anéis A e B, que são separados pela Divisão Cassini, descoberta em 1675 por [[Giovanni Domenico Cassini]]). Juntamente com o Anel C, que foi descoberto em 1850 e é similar em caráter à Divisão Cassini, essas regiões constituem os ''anéis principais''. Os anéis principais são mais densos e contêm partículas maiores do que os tênues ''anéis de poeira''. Estes últimos incluem o Anel D, estendendo-se em direção ao topo das nuvens de Saturno, os Anéis G e E e outros após o sistema de anéis principal. Esses anéis difusos são caracterizados como ''de poeira'' por causa do pequeno tamanho de suas partículas, frequentemente cerca de 1 [[micrômetro (unidade de medida)|μm]]; sua composição química é, como a dos anéis principais, quase inteiramente gelo de água.<ref name="Ringlets"/><ref name="OuterCRing"/><ref name="InnerCassini"/>
{{panorama|Saturn's rings dark side mosaic.jpg|2200px|Mosaico em cor natural de imagens da câmera da Cassini do lado não iluminado dos Anéis de Saturno D, C, B, A e F (da esquerda para a direita), tiradas em 9 de maio de 2007 (distâncias em relação ao centro do planeta).}}

=== Parâmetros físicos dos anéis ===
''Notas:''<br />
<sup>(1)</sup> Os nomes são atribuídos pela [[União Astronômica Internacional]], a menos que indicado de forma diferente. Separações mais largas entre os anéis são chamadas ''divisões'', enquanto separações mais estreitas são chamadas ''lacunas''.<br>
<sup>(2)</sup> Os dados são em sua maioria do ''Gazetteer of Planetary Nomenclature'', de um boletim da NASA e de diversos trabalhos.<ref name="Ringlets">{{citar periódico|display-authors=1 |último1 =Porco |primeiro1 =C. |autorlink =Carolyn Porco |último2 =Nicholson |primeiro2 =P. D. |último3 =Borderies |primeiro3 =N. |último4 =Danielson |primeiro4 =G. E. |último5 =Goldreich |primeiro5 =P. |último6 =Holberg |primeiro6 =J. B. |último7 =Lane |primeiro7 =A. L. |título=The Eccentric Saturnian Ringlets at 1.29R<sub>S</sub> and 1.45R<sub>S</sub> |periódico=Icarus |volume=60 |número=1 |páginas=1–16 |data=outubro de 1984 |doi=10.1016/0019-1035(84)90134-9 | bibcode=1984Icar...60....1P}}</ref><ref name="OuterCRing">{{citar periódico|display-authors=1 |último1 =Porco |primeiro1 =C. C. |autorlink =Carolyn Porco |último2 =Nicholson |primeiro2 =P. D. |título=Eccentric features in Saturn's outer C ring |periódico=Icarus |volume=72 |número=2 |páginas=437–467 |data=novembro de 1987 |doi=10.1016/0019-1035(87)90185-0 |bibcode=1987Icar...72..437P}}</ref><ref name="InnerCassini">{{citar periódico|display-authors=1 |último1 =Flynn |primeiro1 =B. C. |último2 =Cuzzi |primeiro2 =J. N. |título=Regular Structure in the Inner Cassini Division of Saturn's Rings |periódico=Icarus |volume=82 |número=1 |páginas=180–199 |data=novembro de 1989 |doi=10.1016/0019-1035(89)90030-4 |bibcode=1989Icar...82..180F |url=https://zenodo.org/record/1253900}}</ref><br />
<sup>(3)</sup> A distância se refere ao centro das lacunas, anéis e anéis menores que são mais estreitos que 1000 km.<br />
<sup>(4)</sup> Nome não oficial.
[[Imagem:Saturn's ring plane.svg|thumb|upright=1.5|O lado iluminado dos anéis de Saturno com as maiores subdivisões assinaladas]]

==== Subdivisões principais ====
{| class="wikitable"
|-
! Nome<sup>(1)</sup> !! Distância do centro <br>de Saturno (km)<sup>(2)</sup> !! Largura (km)<sup>(2)</sup> !! Nomeado conforme
|-
| [[#Anel D|Anel D]] || align=center|66 900 &nbsp; – &nbsp;74 510 || align=center|7 500 || &nbsp;
|-
| [[#Anel C|Anel C]] || align=center|74 658 &nbsp; – &nbsp; 92 000 || align=center|17 500 || &nbsp;
|-
| [[#Anel B|Anel B]] || align=center|92 000 &nbsp; – &nbsp;117 580 || align=center|25 500 || &nbsp;
|-
| [[#Divisão Cassini|Divisão Cassini]] || align=center|117 580 &nbsp; – &nbsp; 122 170 || align=center|4 700 || [[Giovanni Domenico Cassini|Giovanni Cassini]]
|-
| [[#Estruturas do Anel A|Anel A]] || align=center|122 170 &nbsp; – &nbsp; 136 775 || align=center|14 600 || &nbsp;
|-
| [[#Divisão Roche|Divisão Roche]] || align=center|136 775 &nbsp; – &nbsp; 139 380 || align=center|2 600 || [[Édouard Roche]]
|-
| [[#Anel F|Anel F]] || align=center|140 180 <sup>(3)</sup> || align=center|30 &nbsp; – &nbsp;500 || &nbsp;
|-
| [[#Anel Jano/Epimeteu|Anel Jano/Epimeteu]]<sup>(4)</sup> || align=center|149 000 &nbsp; – &nbsp;154 000 || align=center|5 000 || [[Jano (satélite)|Jano]] e [[Epimeteu (satélite)|Epimeteu]]
|-
| [[#Anel G|Anel G]] || align=center|166 000 &nbsp; – &nbsp;175 000 || align=center|9 000 || &nbsp;
|-
| [[#Arco do Anel Methone|Arco do Anel Methone]]<sup>(4)</sup> || align=center|194 230 || align=center|? || [[Methone (satélite)|Methone]]
|-
| [[#Arco do Anel Anthe|Arco do Anel Anthe]]<sup>(4)</sup> || align=center|197 665 || align=center|? || [[Anthe (satélite)|Anthe]]
|-
| [[#Anel Palene|Anel Palene]]<sup>(4)</sup> || align=center|211 000 &nbsp; – &nbsp;213 500 || align=center|2 500 || [[Palene (satélite)|Palene]]
|-
| [[#Anel E|Anel E]] || align=center|180 000 &nbsp; – &nbsp;480 000 || align=center|300 000 || &nbsp;
|-
| [[#Anel Febe|Anel Febe]] || align=center|~4 000 000 – >13 000 000 || || [[Febe (satélite)|Febe]] &nbsp;
|}

==== Estruturas do Anel C ====
{| class="wikitable"
|-
! Nome<sup>(1)</sup> !! Distância do centro <br>de Saturno (km)<sup>(2)</sup> !! Largura (km)<sup>(2)</sup> !! Nomeado conforme
|-
| [[#Lacuna Colombo e Anel Menor Titã|Lacuna Colombo]] || align=center|77 870 <sup>(3)</sup> || align=center|150 || [[Giuseppe Colombo]]
|-
| [[#Lacuna Colombo e Anel Menor Titã |Anel Menor Titã]] || align=center|77 870 <sup>(3)</sup> || align=center|25 || [[Titã (satélite)|Titã]]
|-
| [[#Lacuna Maxwell|Lacuna Maxwell]] || align=center|87 491 <sup>(3)</sup> || align=center|270 || [[James Clerk Maxwell]]
|-
| [[#Anel Menor Maxwell|Anel Menor Maxwell]] || align=center|87 491 <sup>(3)</sup> || align=center|64 || James Clerk Maxwell
|-
| [[#Lacuna Bond|Lacuna Bond]] || align=center|88 700 <sup>(3)</sup> || align=center|30 || [[William Cranch Bond]] e [[George Phillips Bond]]
|-
| [[#Lacuna Bond |Anel Menor 1,470R<sub>S</sub>]] || align=center|88 716 <sup>(3)</sup> || align=center|16 || o seu raio
|-
| [[#Lacuna Dawes|Anel Menor 1,495R<sub>S</sub>]] || align=center|90 171 <sup>(3)</sup> || align=center|62 || o seu raio
|-
| [[#Lacuna Dawes|Lacuna Dawes]] || align=center|90 210 <sup>(3)</sup> || align=center|20 || [[William Rutter Dawes]]
|}
==== Estruturas da Divisão Cassini ====
* Fonte:<ref name="NewGapNames">{{citar web|último =Lakdawalla |primeiro =E. |título=New names for gaps in the Cassini Division within Saturn's rings |obra= Planetary Society blog |publicado=Planetary Society |data=2009-02-09 | url= http://www.planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2009/1835.html |acessodata=2017-12-20}}</ref>
{| class="wikitable"
|-
! Nome<sup>(1)</sup> !! Distância do centro <br>de Saturno (km)<sup>(2)</sup> !! Largura (km)<sup>(2)</sup> !! Nomeado conforme
|-
| [[#Lacuna Huygens|Lacuna Huygens]] || align=center|117 680 <sup>(3)</sup> || align=center|285–400 || [[Christiaan Huygens]]
|-
| [[#Anel Menor Huygens|Anel Menor Huygens]] || align=center|117 848 <sup>(3)</sup> || align=center|~17 || Christiaan Huygens
|-
| [[#Lacuna Herschel|Lacuna Herschel]] || align=center|118 234 <sup>(3)</sup> || align=center|102 || [[William Herschel]]
|-
| [[#Lacuna Russell|Lacuna Russell]] || align=center|118 614 <sup>(3)</sup> || align=center|33 || [[Henry Norris Russell]]
|-
| [[#Lacuna Jeffreys|Lacuna Jeffreys]] || align=center|118 950 <sup>(3)</sup> || align=center|38 || [[Harold Jeffreys]]
|-
| [[#Lacuna Kuiper|Lacuna Kuiper]] || align=center|119 405 <sup>(3)</sup> || align=center|3 || [[Gerard Kuiper]]
|-
| [[#Lacuna Laplace|Lacuna Laplace]] || align=center|119 967 <sup>(3)</sup> || align=center|238 || [[Pierre-Simon Laplace]]
|-
| [[#Lacuna Bessel|Lacuna Bessel]] || align=center|120 241 <sup>(3)</sup> || align=center|10 || [[Friedrich Wilhelm Bessel|Friedrich Bessel]]
|-
| [[#Lacuna Barnard|Lacuna Barnard]] || align=center|120 312 <sup>(3)</sup> || align=center|13 || [[Edward Barnard]]
|}

==== Estruturas do Anel A ====
{| class="wikitable"
|-
! Nome<sup>(1)</sup> !! Distância do centro <br>de Saturno (km)<sup>(2)</sup> !! Largura (km)<sup>(2)</sup> !! Nomeado conforme
|-
| [[#Lacuna Encke|Lacuna Encke]] || align=center|133 589 <sup>(3)</sup> || align=center|325 || [[Johann Franz Encke|Johann Encke]]
|-
| [[#Lacuna Keeler|Lacuna Keeler]] || align=center|136 505 <sup>(3)</sup> || align=center|35 || [[James Edward Keeler|James Keeler]]
|}
{{Clear}}
{{panorama|Saturn's rings in visible light and radio.jpg|1800px|Imagens obliquas (ângulo de 4 graus) da Cassini dos Anéis C, B e A (esquerda para a direita; o Anel F é tenuemente visível na imagem superior em tamanho total, se vista com brilho suficiente). Imagem superior: mosaico em cor natural de fotos da câmera da Cassini do lado iluminado dos anéis, tiradas em 12 de dezembro de 2004. Imagem inferior: vista simulada construída a partir de observação por rádio-ocultação conduzida em 3 de maio de 2005. A cor na imagem inferior é utilizada para representar informação sobre o tamanho das partículas do anel (ver legenda da segunda imagem do artigo para uma explicação).}}

== Anel D ==
O Anel D é o mais interno e é muito tênue. Em 1980, a Voyager 1 detectou dentro deste anel três anéis menores, que foram designados D73, D72 e D68, sendo este último o discreto anel menor mais próximo de Saturno. Cerca de 25 anos depois, as imagens da Cassini mostraram que D72 tinha ficado significativamente mais largo e mais difuso, e tinha se movido 200 km em direção ao planeta.<ref name="Hedman" />

Está presente no Anel D uma estrutura fina com ondas distantes de 30 km. Vista pela primeira vez na lacuna entre o Anel C e D73,<ref name="Hedman">{{citar periódico|display-authors=1 |último1 =Hedman |primeiro1 =Matthew M. |último2 =Burns |primeiro2 =Joseph A |último3 =Showalter |primeiro3 =Mark R. |título=Saturn's dynamic D ring |periódico=Icarus |data=2007 |volume=188 |número=1 |páginas=89–107 |doi=10.1016/j.icarus.2006.11.017 |url=http://ciclops.org/media/sp/2007/2678_7440_0.pdf |bibcode=2007Icar..188...89H }}</ref> a estrutura foi encontrada durante o equinócio de Saturno de 2009, estendendo-se a uma distância radial de 19 mil quilômetros do Anel D para o limite interno do Anel B.<ref name="forensic">{{citar web|display-authors=1 |último1 =Mason |primeiro1 =J. |último2 =Cook |primeiro2 =J.-R. C. |título=Forensic sleuthing ties ring ripples to impacts |obra=CICLOPS press release |publicado=Cassini Imaging Central Laboratory for Operations |data=2011-03-31 | url=http://www.ciclops.org/view.php?id=6762 |acessodata=2011-04-04}}</ref><ref name="extensive">{{citar web|título=Extensive spiral corrugations |obra=PIA 11664 caption |publicado=NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute |data=2011-03-31 |url=http://www.ciclops.org/view/5722/Extensive_Spiral_Corrugations |acessodata=2011-04-04}}</ref> As ondas são interpretadas como um padrão espiral de corrugações verticais de 2 a 20 km de amplitude;<ref name="tilting">{{citar web|título=Tilting Saturn's rings |obra=PIA 12820 caption |publicado=NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute |data=2011-03-31 | url=http://www.ciclops.org/view/6748/Tilting_Saturns_Rings |acessodata=2011-04-04}}</ref> o fato de que o período das ondas está decrescendo com o tempo (de 60 km em 1995 para 30 km em 2006) permite deduzir que o padrão tenha se originado no final de 1983 com o impacto de uma nuvem de detritos (com massa de ≈10<sup>12</sup> kg) de um cometa destruído, que desviou os anéis para fora do plano equatorial.<ref name="tilting">{{citar web|título=Tilting Saturn's rings |obra=PIA 12820 caption |publicado=NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute |data=2011-03-31 | url=http://www.ciclops.org/view/6748/Tilting_Saturns_Rings |acessodata=2011-04-04}}</ref> Um padrão espiral similar no [[Anéis de Júpiter#Anel principal|anel principal de Júpiter]] foi atribuído à perturbação causada pelo impacto de material do [[Cometa Shoemaker-Levy 9]] em 1994.<ref name="forensic" /><ref name="Jupiter's Ring">{{citar web|título=Subtle Ripples in Jupiter's Ring |obra=PIA 13893 caption |publicado=NASA / Jet Propulsion Laboratory-Caltech / SETI |data=2011-03-31 |url=http://www.ciclops.org/view/6760/Subtle_Ripples_in_Jupiters_Ring |acessodata=2011-04-04}}</ref><ref name="Showalter">{{citar periódico|display-authors=1 |último1 =Showalter |primeiro1 =M. R. |último2 =Hedman |primeiro2 =M. M. |último3 =Burns |primeiro3 =J. A. |título=The impact of comet Shoemaker-Levy 9 sends ripples through the rings of Jupiter |periódico=[[Science (journal)|Science]] |volume=332 |número=6030 |páginas=711–3 |data=2011-03-31 |doi=10.1126/science.1202241 |bibcode=2011Sci...332..711S |pmid=21454755|s2cid=|url=https://pdfs.semanticscholar.org/60ad/a53885fb7ec3566f9c3c26bbf5f9df9a47fd.pdf |arquivourl=https://web.archive.org/web/20200212230930/https://pdfs.semanticscholar.org/60ad/a53885fb7ec3566f9c3c26bbf5f9df9a47fd.pdf |urlmorta= |arquivodata=2020-02-12}}</ref>

== Anel C ==
[[Imagem:PIA06540 Outer C Ring.jpg|thumb|Vista do Anel C externo; a Lacuna Maxwell com o Anel Menor Maxwell no lado direito estão acima e à direita do centro. A Lacuna Bond está acima de uma larga banda de luz na direção superior direita; a Lacuna Dawes está dentro de uma banda escura logo abaixo do canto superior direito]]

O Anel C é um anel largo e tênue localizado no interior do Anel B, descoberto em 1850 por William e [[George Phillips Bond]], embora [[William Rutter Dawes]] e [[Johann Gottfried Galle]] também o tenham visto independentemente. [[William Lassell]] chamou-o “Anel Crepe”, porque ele parecia ser composto de material mais escuro do que os mais brilhantes Anéis A e B.<ref name="Harland">Harland, David M., ''Mission to Saturn: Cassini and the Huygens Probe'', Chichester: Praxis Publishing, 2002.</ref>

=== Lacuna Colombo e Anel Menor Titã ===
A Lacuna Colombo se localiza na parte interna do Anel C. Dentro da lacuna está o brilhante e estreito Anel Menor Colombo, cujo centro está a 77 883 km do centro de Saturno, e é ligeiramente [[Elipse|elíptico]] e não circular. Este anel menor também é chamado Anel Menor Titã, por ele ser governado por uma ressonância orbital com a lua [[Titã (satélite)|Titã]].<ref name="Porco1984" /> Nesta localização dentro dos anéis, o comprimento da [[precessão apsidal]] de uma partícula do anel é igual ao comprimento do movimento orbital de Titã, de modo que a extremidade exterior deste anel menor excêntrico sempre aponta em direção a Titã.<ref name="Porco1984">{{citar periódico|display-authors=1 |último1 =Porco |primeiro1 =C. |autorlink =Carolyn Porco |último2 =Nicholson |primeiro2 =P. D. |author-link2=Phil Nicholson |último3 =Borderies |primeiro3 =N. |último4 =Danielson |primeiro4 =G. E. |último5 =Goldreich |primeiro5 =P. |author-link5=Peter Goldreich |último6 =Holdberg |primeiro6 =J. B. |último7 =Lane |primeiro7 =A. L. |título=The eccentric Saturnian ringlets at 1.29R<sub>s</sub> and 1.45R<sub>s</sub> |periódico=Icarus |volume=60 |número=1 |páginas=1–16 |data=outubro de 1984|doi=10.1016/0019-1035(84)90134-9 |bibcode=1984Icar...60....1P}}</ref>

=== Lacuna e Anel Menor Maxwell ===
A Lacuna Maxwell localiza-se na parte externa do Anel C. Ela também contém um denso e não circular anel menor, o Anel Menor Maxwell. Em muitos aspectos este pequeno anel é similar ao [[Anéis de Urano#Anel ε|Anel ε de Urano]]. Há estruturas semelhantes a ondas no meio de ambos os anéis. Enquanto se acredita que a onda no Anel ε seja causada pela lua uraniana [[Cordélia]], nenhuma lua foi descoberta na Lacuna Maxwell desde julho de 2008.<ref name="Porco2005">{{citar periódico|título=Cassini Imaging Science: Initial Results on Saturn'sRings and Small Satellites |periódico=Science |data=2005 |volume=307 |páginas=1226–1236 |doi=10.1126/science.1108056 |url=http://ciclops.org/sci/docs/RingsSatsPaper.pdf |pmid=15731439 |número=5713 |bibcode=2005Sci...307.1226P |display-authors=1 |último1 =Porco |primeiro1 =C.C. |último2 =Baker |primeiro2 =E.|último3 =Barbara|primeiro3 =J. |último4 =Beurle |primeiro4 =K |último5 =Brahic |primeiro5 =A |último6 =Burns |primeiro6 =JA |último7 =Charnoz |primeiro7 =S |último8 =Cooper |primeiro8 =N |último9 =Dawson |primeiro9 =DD |s2cid=}}</ref>

== Anel B ==
O Anel B é o maior, mais brilhante e mais massivo dos anéis. Sua espessura é estimada entre 5 e 15 m e sua profundidade óptica varia de 0,4 até mais de 5,<ref name="Hedman2016" /> significando que >99% da luz passando através de algumas partes do Anel B é bloqueada.<ref name="Hedman2016" />

Um estudo de 2016 das ondas de densidade espirais usando ocultações estelares indicou que a densidade superficial do Anel B está na faixa de 40 a 140 g/cm<sup>2</sup>, mais baixa do que se acreditava anteriormente, e que a profundidade óptica do anel tem pouca correlação com sua densidade de massa (um achado previamente reportado para os Anéis A e C).<ref name="Hedman2016">{{citar periódico|último1 = Hedman|primeiro1 = M.M.|último2 = Nicholson|primeiro2 = P.D.|título=The B-ring's surface mass density from hidden density waves: Less than meets the eye?|periódico= Icarus|volume= 279|páginas= 109–124|data= 2016-01-22|doi= 10.1016/j.icarus.2016.01.007|arxiv = 1601.07955 |bibcode = 2016Icar..279..109H |s2cid=}}</ref><ref name="NASA-20160202">{{citar web|último =Dyches |primeiro =Preston |título=Saturn's Rings: Less than Meets the Eye? |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=4886 |obra=[[NASA]] |data=2 de fevereiro de 2016 |acessodata=3 de fevereiro de 2016}}</ref> A massa total do Anel B foi estimada em algum ponto na faixa de 7 a {{val|24|e=18}} kg. Isto é comparável à massa de Mimas de {{val|37,5|e=18}} kg.<ref name="Hedman2016" />

{{multiple image
| align = center
| image1 = PIA21628 - B Ring fine structure in color.jpg
| width1 = 440
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| caption1 = Visão colorida em alta resolução (cerca de 3 km por pixel) da parte interior-central do Anel B (de 98 600 a 105 500 km do centro de Saturno). As estruturas mostradas (de anéis menores com 40 km de largura no centro a bandas de 300-500 km de largura à direita) permanecem bem definidas em escalas abaixo da resolução da imagem.
| image2 = PIA11668 B ring peaks 2x crop.jpg
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| caption2 = O limite exterior do Anel B, visto perto do equinócio, quando as sombras são lançadas por estruturas verticais de até 2,5 km de altura, provavelmente criadas por luas menores encaixadas não vistas. A Divisão Cassini está no alto.
| footer = 
}}
{{clear}}

=== Raios anelares ===
[[File:Saturn ring spokes PIA11144 secs15.5to23 20080926.ogv|thumb|esquerda|Raios anelares escuros marcam o lado iluminado do Anel B em imagens da Cassini em baixo [[Ângulo de fase (astronomia)|ângulo de fase]].]]
Até 1980, a estrutura dos anéis de Saturno era explicada como sendo causada exclusivamente pela ação de forças [[Gravidade|gravitacionais]]. Então, imagens da sonda Voyager mostraram acidentes radiais no Anel B, conhecidos como ''raios anelares'',<ref>{{citar periódico|último1 = Smith |primeiro1 = B. A. |último2 = Soderblom |primeiro2 = L. |último3 = Batson |primeiro3 = R. |último4 = Bridges |primeiro4 = P. |último5 = Inge |primeiro5 = J. |último6 = Masursky |primeiro6 = H. |último7 = Shoemaker |primeiro7 = E. |último8 = Beebe |primeiro8 = R. |último9 = Boyce |primeiro9 = J. |último10 = Briggs |primeiro10 = G. |último11 = Bunker |primeiro11 = A. |último12 = Collins |primeiro12 = S. A. |último13 = Hansen |primeiro13 = C. J. |último14 = Johnson |primeiro14 = T. V. |último15 = Mitchell |primeiro15 = J. L. |último16 = Terrile |primeiro16 = R. J. |último17 = Cook Af |primeiro17 = A. F. |último18 = Cuzzi |primeiro18 = J. |último19 = Pollack |primeiro19 = J. B. |último20 = Danielson |primeiro20 = G. E. |último21 = Ingersoll |primeiro21 = A. P. |último22 = Davies |primeiro22 = M. E. |último23 = Hunt |primeiro23 = G. E. |último24 = Morrison |primeiro24 = D. |último25 = Owen |primeiro25 = T. |último26 = Sagan |primeiro26 = C. |último27 = Veverka |último28 = Strom |primeiro28 = R. |primeiro29 = V. E. |último29 = Suomi |primeiro27 = J. | doi = 10.1126/science.215.4532.504 |título= A New Look at the Saturn System: The Voyager 2 Images |periódico= Science | volume = 215 |número= 4532 |páginas= 504–537 |ano= 1982 | pmid =  17771273|bibcode = 1982Sci...215..504S | s2cid =}}</ref><ref name="Spokes 2">{{citar web|arquivourl= https://web.archive.org/web/20101213160840/http://www.planetary.org/explore/topics/saturn/rings.html |url=http://www.planetary.org/explore/topics/saturn/rings.html |título=The Alphabet Soup of Saturn's Rings |publicado=The Planetary Society |data=2007 |arquivodata= 2010-12-13|acessodata=2007-07-24|urlmorta= }}</ref> que não podiam ser explicados dessa maneira, uma vez que sua persistência e rotação em torno dos anéis não eram consistentes com a [[Astrodinâmica|mecânica orbital]] gravitacional.<ref name = "Hamilton2004"/> Os raios aparecem escuros em luz [[Retrodifusão|retrodifundida]], e brilhantes em luz antedifundida (ver imagens na [[Anéis de Saturno#Galeria|Galeria]]); a transição ocorre em um [[ângulo de fase]] próximo a 60°. A teoria prevalente em relação à composição dos raios anelares é que eles consistem de partículas de poeira microscópicas em suspensão à distância do anel principal por repulsão [[eletrostática]], já que elas giram quase sincronamente com a [[magnetosfera]] de Saturno. O mecanismo preciso que gera os raios anelares ainda é desconhecido, embora tenha sido sugerido que as perturbações elétricas poderiam ser causadas por [[Raio (meteorologia)|raios]] na atmosfera de Saturno ou impactos por [[Meteoroide|micrometeoroides]] nos anéis.<ref name = "Hamilton2004">{{citar web|url=http://www.solarviews.com/eng/saturnrings.htm |título=Saturn's Magnificent Rings |primeiro =Calvin |último =Hamilton |data=2004 |acessodata=2007-07-25}}</ref>

Os raios anelares não foram observados novamente até uns 25 anos depois, desta vez pela sonda Cassini. Os raios não estavam visíveis quando a Cassini chegou a Saturno no início de 2004. Alguns cientistas especularam que os raios não seriam visíveis de novo até 2007, baseados em modelos que tentavam descrever sua formação. Entretanto, a equipe de imagens da Cassini continuou procurando pelos raios nas imagens dos anéis, e eles foram vistos em imagens tiradas em 5 de setembro de 2005.<ref name="Spokes">{{citar web|url=http://www.space.com/scienceastronomy/050915_cassini_spokes.html |título=Cassini Probe Spies Spokes in Saturn's Rings |data=2005-09-15 |publicado=Imaginova Corp. |primeiro =Tarig |último =Malik |acessodata=2007-07-06}}</ref>

Os raios anelares parecem ser um fenômeno [[Estação do ano|sazonal]], desaparecendo no meio do inverno e no meio do verão de Saturno, e reaparecendo quando o planeta se aproxima do [[equinócio]]. Sugestões de que os raios podem ser um efeito sazonal, variando com a órbita de Saturno de 29,7 anos, foram suportadas pelo seu reaparecimento gradual nos últimos anos da missão Cassini.<ref name="Mitchell2006">{{citar periódico|display-authors=1 |último1 =Mitchell |primeiro1 =C.J. |último2 =Horanyi |primeiro2 =M. |último3 =Havnes |primeiro3 =O. |último4 =Porco |primeiro4 =C.C. |título=Saturn's Spokes: Lost and Found |periódico=Science |volume=311 |data=2006 |doi=10.1126/science.1123783 |url=http://ciclops.org/media/sp/2007/2683_7445_0.pdf |pmid=16543455 |número=5767 |bibcode=2006Sci...311.1587M |páginas=1587–9 |citeseerx=10.1.1.368.1168 |s2cid=}}</ref>

=== Lua menor ===
Em 2009, durante o equinócio, uma lua menor encaixada no Anel B foi descoberta a partir da sombra que ela lançava. Estima-se que ela tenha 400 m de diâmetro.<ref>{{citar web|url=http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/imagedetails/index.cfm?imageId=3617|título=Cassini Solstice Mission: A Small Find Near Equinox|obra=Cassini Solstice Mission|acessodata=2009-11-16|arquivourl=https://web.archive.org/web/20091010124459/http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/imagedetails/index.cfm?imageId=3617|arquivodata=2009-10-10|urlmorta= }}</ref> À lua menor foi atribuída a designação provisória [[S/2009 S 1]].<ref>[https://sites.google.com/carnegiescience.edu/sheppard/moons/saturnmoons S.S. Sheppard (2019), Moons of Saturn, ''Carnegie Science'', on line]</ref>

== Divisão Cassini ==
[[File:Cassini Division.jpg|thumb|A Divisão Cassini, fotografada pela sonda Cassini. A Lacuna Huygens está na sua borda direita; a Lacuna Laplace está na direção do centro. Algumas outras lacunas mais estreitas também estão presentes. A lua ao fundo é [[Mimas (satélite)|Mimas]].]]

A Divisão Cassini é uma região com 4 800 km de largura entre os [[#Estruturas do Anel A|Anéis A]] e [[#Anel B|B]] de Saturno. Ela foi descoberta em 1675 por Giovanni Cassini no [[Observatório de Paris]], usando um [[Telescópio refractor|telescópio de refração]] que tinha [[Objetiva (óptica)|objetiva]] de 2,5 polegadas, [[distância focal]] de 20 pés e [[ampliação]] de 90x.<ref>{{citar livro|último =Webb|primeiro =Thomas William|título=Celestial Objects for Common Telescopes|url=https://archive.org/details/celestialobject02webbgoog|ano=1859|publicado=Longman, Green, Longman, and Roberts|página=[https://archive.org/details/celestialobject02webbgoog/page/n154 130]}}</ref><ref>Archie Frederick Collins, The greatest eye in the world: astronomical telescopes and their stories, page 8</ref> Da Terra, ela aparece como uma fina lacuna negra nos anéis. Entretanto, a Voyager descobriu que a lacuna é populada por material de anel muito similar ao do [[#Anel C|Anel C]].<ref name=Porco2005/> A Divisão pode aparecer brilhante em vistas do lado não iluminado dos anéis, uma vez que a densidade relativamente baixa do material permite que mais luz seja transmitida através da espessura dos anéis (veja a segunda imagem na Galeria).

O limite interior da Divisão Cassini é governado por uma forte ressonância orbital. As partículas neste local orbitam duas vezes para cada órbita de Mimas.<ref>{{citar web|url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast161/Unit6/rings.html|título=Lecture 41: Planetary Rings|obra=ohio-state.edu}}</ref>

=== Lacuna Huygens ===
A Lacuna Huygens está localizada no limite interior da Divisão Cassini. Ela contém na sua metade o denso e excêntrico Anel Menor Huygens. Este anel menor exibe variações [[Azimute|azimutais]] irregulares da largura geométrica e da profundidade óptica, que podem ser causadas pela ressonância de quase 2:1 com Mimas e pela influência do limite exterior excêntrico do Anel B. Há um estreito anel menor adicional logo depois do Anel Menor Huygens.<ref name=Porco2005/>

== Anel A == 
[[File:PIA06534 Encke Division.jpg|thumb|left|O anel menor central da Lacuna Encke do Anel A coincide com a órbita de [[Pã (satélite)|Pã]], fazendo com que suas partículas oscilem em [[Órbita ferradura|órbitas ferraduras]].]]

O Anel A é o mais externo dos anéis grandes e brilhantes. O seu limite interior é a Divisão Cassini e o seu limite exterior abrupto está próximo da órbita da lua menor [[Atlas (satélite)|Atlas]]. O Anel A é interrompido na localização de 22% da largura do anel, a partir do limite exterior, pela [[#Lacuna Encke|Lacuna Encke]]. Uma lacuna mais estreita, a 2% da largura do anel a partir do limite exterior, é chamada [[#Lacuna Keeler|Lacuna Keeler]].

A espessura do Anel A é estimada em 10 a 30 m, sua densidade superficial em 35 a 40 g/cm<sup>2</sup> e sua massa total em 4 a {{val|5|e=18}} kg<ref name="Hedman2016" /> (pouco menos que a massa de [[Hipérion (satélite)|Hipérion]]). Sua profundidade óptica varia entre 0,4 e 0,9.<ref name="Hedman2016" />

Da mesma forma que no Anel B, o limite exterior do Anel A é mantido por ressonâncias orbitais, embora neste caso num conjunto mais complicado. Ele é primariamente influenciado pela ressonância 7:6 com [[Jano (satélite)|Jano]] e [[Epimeteu (satélite)|Epimeteu]], com outras contribuições da ressonância 5:3 com [[Mimas (satélite)|Mimas]] e várias ressonâncias com [[Prometeu (satélite)|Prometeu]] e [[Pandora (satélite)|Pandora]].<ref name="Spahn2019">{{citar arXiv|último1 =Spahn |primeiro1 =Frank |último2 =Hoffmann |primeiro2 =Holger |último3 =Seiß |primeiro3 =Martin |último4 =Seiler |primeiro4 =Michael |último5 =Grätz |primeiro5 =Fabio M. |título=The radial density profile of Saturn's A ring |data=19 de junho de 2019 |class=astro-ph.EP |língua=en|eprint=1906.08036}}</ref> Outras ressonâncias orbitais também excitam muitas ondas de densidade espirais no Anel A (e, em menor intensidade, em outros anéis também), que respondem pela maioria da sua estrutura. Essas ondas são descritas pela mesma física que descreve os [[Galáxia espiral|braços espirais das galáxias]]. Ondas curvas espirais, também presentes no Anel A e também descritas pela mesma teoria, são [[Ondas transversais|corrugações verticais]] no anel e não [[Ondas longitudinais|ondas de compressão]].<ref>{{citar web|url=https://solarsystem.nasa.gov/resources/14291/two-kinds-of-wave|título=Two Kinds of Wave|website=NASA Solar System Exploration|acessodata=2019-05-30}}</ref>

Em abril de 2014, cientistas da NASA reportaram a observação de um [[:File:PIA18078-PossibleBeginning-NewMoonOfPlanetSaturn-20130415.jpg|possível estágio de formação]] de uma lua no limite exterior do Anel A.<ref name="NASA-20140414a">{{citar web|display-authors=1 |último1 =Platt |primeiro1 =Jane |último2 =Brown |primeiro2 =Dwayne |título=NASA Cassini Images May Reveal Birth of a Saturn Moon |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-112 |data=14 de Abril de 2014 |publicado=[[NASA]] }}</ref><ref name="Murray2014">{{citar periódico| doi = 10.1016/j.icarus.2014.03.024|título= The discovery and dynamical evolution of an object at the outer edge of Saturn's a ring|periódico= Icarus|data= 2014-03-28|último1 = Murray |primeiro1 = C. D. |último2 = Cooper |primeiro2 = N. J. |último3 = Williams |primeiro3 = G. A. |último4 = Attree |primeiro4 = N. O. |último5 = Boyer |primeiro5 = J. S. | bibcode=2014Icar..236..165M | volume=236 |páginas=165–168| url = http://qmro.qmul.ac.uk/xmlui/handle/123456789/7568}}</ref>

=== Lacuna Encke ===
A Lacuna Encke é uma lacuna de 325 km de largura dentro do Anel A, com centro a uma distância de 133 590 km do centro de Saturno.<ref name="factsheet1">{{citar web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/satringfact.html |título=Saturnian Rings Fact Sheet |publicado=NASA |último =Williams |primeiro =David R |acessodata=2008-07-22 }}</ref> Ela é provocada pela presença da lua menor [[Pã (satélite)|Pã]],<ref name=Esposito2002/> que orbita dentro dela. Imagens da sonda Cassini mostraram que há pelo menos três anéis finos entrelaçados dentro da lacuna.<ref name="Porco2005" /> Ondas de densidade espirais, visíveis em ambos os lados, são induzidas por ressonância com luas próximas no exterior dos anéis, enquanto Pã induz um conjunto adicional de rastros espirais (ver imagem na [[Anéis de Saturno#Galeria|Galeria]]).<ref name="Porco2005" />

O próprio [[Johann Franz Encke|Johann Encke]] não observou esta lacuna; ela foi nomeada em homenagem às suas observações dos anéis. A lacuna foi descoberta por [[James Edward Keeler]] em 1888.<ref name="Harland" /> A segunda maior lacuna no Anel A, descoberta pela Voyager, foi nomeada Lacuna Keeler em sua homenagem.<ref>{{citar periódico|último1 = Osterbrock |primeiro1 = D. E. |último2 = Cruikshank |primeiro2 = D. P. | doi = 10.1016/0019-1035(83)90139-2 |título= J.E. Keeler's discovery of a gap in the outer part of the a ring |periódico= Icarus | volume = 53 |número= 2 |páginas= 165 |ano= 1983 | bibcode = 1983Icar...53..165O}}</ref>

A Lacuna Encke é uma lacuna porque está inteiramente dentro do Anel A. Havia alguma ambiguidade entre os termos ''lacuna'' e ''divisão'' até que a UAI clarificou as definições em 2008; antes disso a separação era às vezes chamada “Divisão Encke”.<ref name="Enke">{{citar web|último =Blue |primeiro =J. |título=Encke Division Changed to Encke Gap |obra=USGS Astrogeology Science Center |publicado=[[United States Geological Survey|USGS]] |data=2008-02-06 | url=https://astrogeology.usgs.gov/HotTopics/index.php?/archives/320-Encke-Division-Changed-to-Encke-Gap.html |acessodata=2010-09-02}}</ref>

=== Lacuna Keeler ===
[[File:PIA08319 Daphnis in Keeler Gap.jpg|thumb|Ondas no limite da Lacuna Keeler, induzidas pelo movimento orbital de Dafne (ver também uma visão ampliada na [[Anéis de Saturno#Galeria|Galeria]]).]]

A Lacuna Keeler é uma lacuna de 42 km de largura, a aproximadamente 250 km do limite exterior do anel. A lua menor [[Dafne (satélite)|Dafne]], descoberta em 1º de maio de 2005, orbita dentro da lacuna, mantendo-a limpa.<ref name=Porco2007>{{citar periódico|display-authors=1 |último1 =Porco |primeiro1 =C.C. |último2 =Thomas |primeiro2 =P.C. |último3 =Weiss |primeiro3 =J.W. |último4 =Richardson |primeiro4 =D.C. |título=Saturn's Small Inner Satellites: Clues to Their Origins |data=2007 |volume=318 |páginas=1602–1607 |doi=10.1126/science.1143977 |periódico=Science |url=http://ciclops.org/media/sp/2007/4691_10256_0.pdf |pmid=18063794 |número=5856 |bibcode=2007Sci...318.1602P |s2cid=}}</ref> A passagem da lua induz ondas nos limites da lacuna (isto também é influenciado por sua ligeira excentricidade orbital).<ref name=Porco2005/> Como a órbita de Dafne é ligeiramente inclinada em relação ao plano do anel, as ondas têm um componente que é perpendicular ao plano do anel, atingindo uma distância de 1 500 km “acima” do plano.<ref>{{citar web|último =Mason |primeiro =Joe |título=Saturn's Approach To Equinox Reveals Never-before-seen Vertical Structures In Planet's Rings |obra= CICLOPS web site |data=11 de junho de 2009 | url=http://ciclops.org/view.php?id=5680 |acessodata=2009-06-13}}</ref><ref name="EdgeWaves">{{citar periódico|display-authors=1 |último1 =Weiss |primeiro1 =J. W. |último2 =Porco |primeiro2 =C. C. |último3 =Tiscareno |primeiro3 =M. S. |título=Ring Edge Waves and the Masses of Nearby Satellites |periódico=The Astronomical Journal |volume=138 |número=1 |páginas=272–286 |data=11 de junho de 2009 |doi=10.1088/0004-6256/138/1/272 |bibcode=2009AJ....138..272W |citeseerx=10.1.1.653.4033 }}</ref>

A Lacuna Keeler foi descoberta pela Voyager e nomeada em homenagem ao astrônomo [[James Edward Keeler]]. Keeler por sua vez descobriu e nomeou a Lacuna Encke em homenagem a [[Johann Franz Encke|Johann Encke]].<ref name="Harland" />

=== Luas menores hélices ===
[[Imagem:A Ring propeller "Santos-Dumont" (PIA 21433).jpg|thumb|left|Lua menor impelidora Santos-Dumont nos lados iluminado (no alto) e não iluminado dos anéis]]

Em 2006, quatro luas menores foram encontradas nas imagens do Anel A.<ref name="Tiscareno2006">{{citar periódico|título=''100-m-diameter moonlets in Saturn's A ring from observations of 'propeller' structures'' |periódico=Nature |data=2006 | volume=440 |páginas=648–650 | doi=10.1038/nature04581 | pmid=16572165 |número=7084 |bibcode=2006Natur.440..648T | display-authors=1 |primeiro1 =Matthew S. |último1 =Tiscareno |último2 =Burns |primeiro2 =Joseph A. |último3 =Hedman |primeiro3 =Matthew M. |último4 =Porco |primeiro4 =Carolyn C. |último5 =Weiss |primeiro5 =John W. |último6 =Dones |primeiro6 =Luke |último7 =Richardson |primeiro7 =Derek C. |último8 =Murray |primeiro8 =Carl D. | s2cid=}}</ref> As luas menores têm apenas cerca de cem metros de diâmetro, muito pequenas para serem vistas diretamente. O que a Cassini viu eram as perturbações em forma de hélice que as luas menores criavam, com dimensões de vários quilômetros. Estima-se que o Anel A contenha milhares desses objetos. Em 2007, a descoberta de mais oito luas menores revelou que elas estão em sua maioria confinadas a um cinturão de 3 000 km, a cerca de 130 000 km do centro de Saturno,<ref name="Sremcevic2007">{{citar periódico|título=''A belt of moonlets in Saturn's A ring'' |periódico=Nature |data=2007 | volume=449 |páginas=1019–1021 | doi=10.1038/nature06224 | pmid=17960236 |número=7165|bibcode=2007Natur.449.1019S | display-authors=1 |primeiro1 =Miodrag |último1 =Sremčević |último2 =Schmidt |primeiro2 =Jürgen |último3 =Salo |primeiro3 =Heikki |último4 =Seiß |primeiro4 =Martin |último5 =Spahn |primeiro5 =Frank |último6 =Albers |primeiro6 =Nicole | s2cid=}}</ref> e até 2008 mais de 150 luas menores hélices tinham sido detectadas.<ref name="Tiscareno2008">{{citar periódico|título=''The population of propellers in Saturn's A Ring'' |periódico=[[Astronomical Journal]] |data=2008 | volume=135 |número=3 |páginas=1083–1091 | doi=10.1088/0004-6256/135/3/1083 | bibcode=2008AJ....135.1083T | display-authors=1 |primeiro1 =Matthew S. |último1 =Tiscareno |último2 =Burns |primeiro2 =Joseph A. |último3 =Hedman |primeiro3 =Matthew M. |último4 =c. Porco |primeiro4 =Carolyn|arxiv=0710.4547 | s2cid=}}</ref> Uma que foi acompanhada por vários anos foi apelidada Bleriot.<ref name="Bleriot_Recaptured">{{citar web|último =Porco |primeiro =C. |autorlink =Carolyn Porco |título=Bleriot Recaptured |obra= CICLOPS web site |publicado=NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |data=2013-02-25 | url=http://www.ciclops.org/view/7459/Bleriot_Recaptured |acessodata=2013-02-27}}</ref>

== Divisão Roche ==
[[Imagem:Roche division, rings of Saturn.jpg|thumb|A Divisão Roche (passando pelo centro da imagem) entre o Anel A e o estreito Anel F. Atlas pode ser visto dentro dela. As Lacunas Encke e Keeler são também visíveis]]
A separação entre os Anéis A e F foi chamada Divisão Roche em homenagem ao físico francês [[Édouard Roche]].<ref>{{citar web|url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/append8.html|título=Planetary Names: Ring and Ring Gap Nomenclature|obra=usgs.gov}}</ref> A Divisão Roche não deve ser confundida com o [[limite de Roche]], que é a distância à qual um grande objeto está tão perto de um planeta (como Saturno) que ele é arrasado pela [[força de maré]] do planeta.<ref name="wolf">{{citar web|url=http://scienceworld.wolfram.com/physics/RocheLimit.html |título=Eric Weisstein's World of Physics – Roche Limit |publicado=scienceworld.wolfram.com |data=2007 |primeiro =Eric W. |último =Weisstein |acessodata=2007-09-05}}</ref> Localizada no limite exterior do sistema principal de anéis, a Divisão Roche está, na verdade, perto do limite de Roche de Saturno, que é o porquê de os anéis não terem podido [[Acreção (astrofísica)|acretar]] para formar uma lua.<ref name="wolf">{{citar web|url=http://scienceworld.wolfram.com/physics/RocheLimit.html |título=Eric Weisstein's World of Physics – Roche Limit |publicado=scienceworld.wolfram.com |data=2007 |primeiro =Eric W. |último =Weisstein |acessodata=2007-09-05}}</ref>

Como a Divisão Cassini, a Divisão Roche não está vazia, mas contém uma camada de material. O caráter deste material é similar aos tênues e poeirentos Anéis D, E e G. Duas localizações na Divisão Roche possuem uma concentração de poeira mais alta do que o restante da região. Elas foram descobertas pela equipe de imagens da sonda Cassini e ganharam designações temporárias: R/2004 S 1, localizada na órbita da lua [[Atlas (satélite)|Atlas]], e R/2004 S 2, cujo centro está a 138 900 km do centro de Saturno, no interior da órbita de Prometeu.<ref>{{Citar web |url=http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/08400/08401.html |titulo=IAUC 8401: S/2004 S 3, S/2004 S 4,, R/2004 S 1; 2004eg, 2004eh,, 2004ei |website=Central Bureau for Astronomical Telegrams |issn=0081-0304}}</ref><ref>{{Citar web |url=http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/08400/08432.html |titulo=IAUC 8432: Sats, RINGS OF SATURN; 2004fc |website=Central Bureau for Astronomical Telegrams |issn=0081-0304}}</ref>

== Anel F ==
[[File:PIA07712 - F ring animation.ogv|thumb|As pequenas luas Pandora (esquerda) e Prometeu (direita) orbitam em cada lado do Anel F. Prometeu atua como um pastor de anel e é seguido por canais escuros que ele [http://ciclops.org/view.php?id=3806 escavou] nos filamentos do anel.]]
O Anel F é o discreto e mais externo anel de Saturno, e talvez o anel mais ativo do Sistema Solar, apresentando mudanças nas características numa escala de horas.<ref name=Murray /> Está localizado 3 mil quilômetros além da borda exterior do [[#Estruturas do Anel A|Anel A]].<ref name="KarttunenKröger2007">{{citar livro|display-authors=1 |autor =Karttunen, H. |autor2 =Kröger, P. |autor3 =Oja, H. |autor4 =Donner, K. J. |autor5 =Poutanen, M. |título=Fundamental Astronomy |url=https://books.google.com/books?id=DjeVdb0sLEAC |data=2007 |publicado=Springer-Verlag Berlin Heidelberg |isbn=978-3-540-34144-4 |oclc=804078150 |acessodata=2013-05-25}}</ref> O anel foi descoberto em 1979 pela equipe de imagens da [[Pioneer 11]].<ref>{{citar periódico|último1 = Gehrels |primeiro1 = T. |último2 = Baker |primeiro2 = L. R. |último3 = Beshore |primeiro3 = E. |último4 = Blenman |primeiro4 = C. |último5 = Burke |primeiro5 = J. J. |último6 = Castillo |primeiro6 = N. D. |último7 = Dacosta |primeiro7 = B. |último8 = Degewij |primeiro8 = J. |último9 = Doose |primeiro9 = L. R. |último10 = Fountain |primeiro10 = J. W. |último11 = Gotobed |primeiro11 = J. |último12 = Kenknight |primeiro12 = C. E. |último13 = Kingston |primeiro13 = R. |último14 = McLaughlin |primeiro14 = G. |último15 = McMillan |primeiro15 = R. |último16 = Murphy |primeiro16 = R. |último17 = Smith |primeiro17 = P. H. |último18 = Stoll |primeiro18 = C. P. |último19 = Strickland |primeiro19 = R. N. |último20 = Tomasko |primeiro20 = M. G. |último21 = Wijesinghe |primeiro21 = M. P. |último22 = Coffeen |primeiro22 = D. L. |último23 = Esposito |primeiro23 = L. | doi = 10.1126/science.207.4429.434 |título= Imaging Photopolarimeter on Pioneer Saturn |periódico= Science | volume = 207 |número= 4429 |páginas= 434–439 |ano= 1980 | pmid =  17833555| bibcode = 1980Sci...207..434G| s2cid =}}</ref> Ele é muito fino, com apenas algumas centenas de quilômetros de extensão radial. Enquanto a visão tradicional é de que ele é mantido junto por duas luas pastoras, [[Prometeu (satélite)|Prometeu]] e [[Pandora (satélite)|Pandora]], que orbitam do lado de dentro e de fora dele,<ref name=Esposito2002>{{citar periódico|último =Esposito |primeiro =L. W. |autorlink =Larry W. Esposito |título=Planetary rings |periódico=Reports on Progress in Physics |data=2002 |volume=65 |número=12 |páginas=1741–1783 |doi=10.1088/0034-4885/65/12/201 |bibcode=2002RPPh...65.1741E}}</ref> estudos recentes indicam que apenas Prometeu contribui para o confinamento.<ref name = "LakdawallaE2014">{{citar web|último = Lakdawalla |primeiro = E. |autorlink = Emily Lakdawalla
 |título= On the masses and motions of mini-moons: Pandora's not a "shepherd," but Prometheus still is
 |publicado= Planetary Society |data= 2014-07-05
 | url = http://www.planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2014/07010001-ringmoons-shepherds.html
 |acessodata= 2015-04-17}}</ref><ref name="Cuzzi2014">{{citar periódico|último1 =Cuzzi|primeiro1 =J. N.|último2 =Whizin|primeiro2 =A. D.|último3 =Hogan|primeiro3 =R. C.|último4 =Dobrovolskis|primeiro4 =A. R.|último5 =Dones|primeiro5 =L. |último6 =Showalter|primeiro6 =M. R.|último7 =Colwell|primeiro7 =J. E.|último8 =Scargle|primeiro8 =J. D.|título=Saturn's F Ring core: Calm in the midst of chaos|periódico=Icarus|volume=232|data=abril de 2014|páginas=157–175|issn=0019-1035|doi=10.1016/j.icarus.2013.12.027|bibcode=2014Icar..232..157C}}</ref> Simulações numéricas sugerem que o anel foi formado quando Prometeu e Pandora colidiram entre si e foram parcialmente destruídos.<ref name="Hyodo2015">{{citar periódico|último1 =Hyodo|primeiro1 =R.|último2 =Ohtsuki|primeiro2 =K.|título=Saturn's F ring and shepherd satellites a natural outcome of satellite system formation|periódico=Nature Geoscience|data=2015-08-17|doi=10.1038/ngeo2508|volume=8|número=9|páginas=686–689|bibcode = 2015NatGe...8..686H}}</ref>

Imagens em ''close'' mais recentes da sonda Cassini mostram que o Anel F consiste de um anel núcleo e um filamento em espiral em torno dele.<ref name="Charnoz2005">{{citar periódico|título=Cassini Discovers a Kinematic Spiral Ring Around Saturn |periódico=Science |data=2005 |volume=310 |páginas=1300–1304 |doi=10.1126/science.1119387 |url=http://ciclops.org/media/sp/2007/2672_7431_0.pdf |pmid=16311328 |número=5752 |bibcode=2005Sci...310.1300C |último1 =Charnoz |primeiro1 =S. |último2 =Porco |primeiro2 =C.C . |último3 =Deau |primeiro3 =E. |último4 =Brahic |primeiro4 =A |último5 =Spitale |primeiro5 =JN |último6 =Bacques |primeiro6 =G |último7 =Baillie |primeiro7 =K |s2cid=|display-authors=1}}</ref> Elas também mostram que, quando Prometeu encontra o anel em sua [[Apside|apoápside]], a sua atração gravitacional cria torções e nós no Anel F, à medida que a lua “rouba” material dele, deixando um canal escuro na parte interna do anel (ver o ''link'' para o vídeo e imagens adicionais do Anel F na [[Anéis de Saturno#Galeria|Galeria]]). Como Prometeu orbita Saturno mais rapidamente que o material no Anel F, cada novo canal é escavado cerca de 3,2 graus à frente do anterior.<ref name=Murray/>

Em 2008, dinamismo adicional foi detectado, sugerindo que pequenas luas não visíveis, orbitando dentro do Anel F, estão continuamente passando através do seu estreito núcleo, por causa das perturbações de Prometeu. Uma das luas foi tentativamente identificada como S/2004 S 6.<ref name=Murray>{{citar periódico|display-authors=1 |último1 =Murray |primeiro1 =C. D. |último2 =Beurle |primeiro2 =K. |último3 =Cooper |primeiro3 =N. J. |último4 =Evans |primeiro4 =M. W. |último5 =Williams |primeiro5 =G. A. |último6 =Charnoz |primeiro6 =S. |título=The determination of the structure of Saturn's F ring by nearby moonlets |periódico=Nature |volume=453 |páginas=739–744 |data=5 de junho de 2008 |doi=10.1038/nature06999 |pmid=18528389 |número=7196 |bibcode=2008Natur.453..739M |s2cid=|url=https://hal-cea.archives-ouvertes.fr/cea-00930885/file/mur.pdf }}</ref>
{{panorama|F Ring perturbations PIA08412.jpg|2200px|Um mosaico de 107 imagens mostrando 255° (cerca de 70%) do Anel F, como ele apareceria se fosse retificado, mostrando o filamento primário torcido e o filamento secundário espiral. A largura radial (do topo ao fundo) é de 1 500 km.}}

== Anéis exteriores ==
[[Imagem:Saturn outer rings labeled.svg|thumb|Os anéis exteriores vistos retroiluminados pelo Sol]]
=== Anel Jano/Epimeteu ===
Um tênue anel de poeira está presente em torno da região ocupada pelas órbitas de [[Jano (satélite)|Jano]] e [[Epimeteu (satélite)|Epimeteu]], conforme revelado pelas imagens tomadas pela Cassini em 2006. O anel tem uma extensão radial de cerca de 5 000 km.<ref name="Cassini_eclipse1">NASA Planetary Photojournal [http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08328 PIA08328: Moon-Made Rings]</ref> Sua fonte são partículas expulsas da superfície das luas por impactos de meteoroides, que depois formam um anel difuso em torno dos seus caminhos orbitais.<ref name="Cassini_eclipse2">{{citar web| url = https://saturn.jpl.nasa.gov/news/2372/nasa-finds-saturns-moons-may-be-creating-new-rings/
 |título= NASA Finds Saturn's Moons May Be Creating New Rings|data= 2006-10-11| website = Cassini Legacy 1997–2007|publicado= [[Jet Propulsion Lab]]|acessodata= 2017-12-20|arquivourl= https://web.archive.org/web/20061016081210/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=698|arquivodata= 2006-10-16}}</ref>

=== Anel G ===
O Anel G (ver última imagem na [[Anéis de Saturno#Galeria|Galeria]]) é um anel muito fino e tênue a cerca da metade do caminho entre o Anel F e o começo do Anel E, com sua borda interior cerca de 15 mil km dentro da órbita de Mimas. Ele contém um único arco distintamente brilhante perto da sua borda interior (similar aos arcos nos [[anéis de Netuno]]), que se estende por cerca de um sexto da sua circunferência, centrado na lua menor [[Aegaeon (satélite)|Aegaeon]], de meio quilômetro de diâmetro, que é mantida no lugar por uma ressonância orbital de 7:6 com Mimas.<ref name="Hedman2007">{{citar periódico|título=The Source of Saturn's G Ring |primeiro1 =M. M. |display-authors=1 |último1 =Hedman |primeiro2 =J. A. |último2 =Burns |primeiro3 =M. S. |último3 =Tiscareno |primeiro4 =C. C. |último4 =Porco |primeiro5 =G. H. |último5 =Jones |primeiro6 =E. |último6 =Roussos |primeiro7 =N. |último7 =Krupp |primeiro8 =C. |último8 =Paranicas |primeiro9 =S. |último9 =Kempf |periódico=Science |volume=317 |páginas=653–656 |data=2007 |doi=10.1126/science.1143964 |pmid=17673659 |url=http://ciclops.org/media/sp/2007/3882_9284_0.pdf |número=5838 |bibcode=2007Sci...317..653H |s2cid=}}</ref><ref>{{citar web|url=http://ciclops.org/view/5518/S2008_S_1?js=1|título=S/2008 S 1. (NASA Cassini Saturn Mission Images)|obra=ciclops.org}}</ref> Acredita-se que o arco seja composto por partículas geladas de até alguns metros de diâmetro, com o restante do Anel G consistindo de poeira liberada de dentro do arco. A largura radial do arco é de cerca de 250 km, comparada com a largura de 9 000 km do Anel G como um todo. Acredita-se que o arco contenha matéria equivalente a uma pequena lua menor gelada com cerca de cem metros de diâmetro.<ref name="Hedman2007" /> A poeira liberada por Aegaeon e outras fontes dentro do arco por impactos de micrometeoroides flui para fora do arco por causa de interação com a [[magnetosfera]] de Saturno (cujo [[plasma]] gira com o [[campo magnético]] de Saturno, que gira muito mais rapidamente que o movimento orbital do Anel G). Essas pequenas partículas são constantemente erodidas por impactos adicionais e dispersadas pelo arraste do plasma. No curso de milhares de anos, o anel gradualmente perde massa, que é reposta por novos impactos sobre Aegaeon.<ref>{{citar jornal| url=https://www.newscientist.com/article/dn12406-saturn-ring-created-by-remains-of-longdead-moon.html|título=Saturn ring created by remains of long-dead moon|data=2 de agosto de 2007|publicado=NewScientist.com news service|primeiro =Anna|último =Davison}}</ref>

=== Arco de anel Methone ===
Um tênue arco de anel, detectado pela primeira vez em setembro de 2006, cobrindo uma extensão longitudinal de cerca de 10 graus, está associado à lua [[Methone (satélite)|Methone]]. Acredita-se que o material do arco represente poeira ejetada de Methone por impactos de micrometeoroides. O confinamento da poeira dentro do arco é atribuído à ressonância de 14:15 com Mimas (similar ao mecanismo de confinamento do arco dentro do Anel G).<ref name="arcs announcement">{{citar web|último =[[Carolyn Porco|Porco C. C.]] |primeiro =[http://ciclops.org/team/iss_team.php] |título=More Ring Arcs for Saturn |obra=Cassini Imaging Central Laboratory for Operations web site |data=2008-09-05 | url=http://ciclops.org/view_event/90/More_Ring_Arcs_for_Saturn |acessodata=2008-09-05 |display-authors=etal}}</ref><ref name="HedmanMurray2009">{{citar periódico|display-authors=1|último1 =Hedman |primeiro1 =M. M.|último2 =Murray|primeiro2 =C. D.|último3 =Cooper|primeiro3 =N. J.|último4 =Tiscareno|primeiro4 =M. S. |último5 =Beurle|primeiro5 =K. |último6 =Evans|primeiro6 =M. W.|último7 =Burns|primeiro7 =J. A.|título=Three tenuous rings/arcs for three tiny moons |periódico=Icarus |volume=199 |número=2 |data=2008-11-25 |páginas=378–386 |doi=10.1016/j.icarus.2008.11.001|bibcode=2009Icar..199..378H}}</ref>

=== Arco de anel Anthe ===
[[Imagem:PIA11101 Anthe ring arc.jpg|thumb|O arco de anel Anthe – a mancha brilhante é a lua Anthe]]
Um tênue arco de anel, detectado pela primeira vez em junho de 2007, cobrindo uma extensão longitudinal de cerca de 20 graus, está associado à lua [[Anthe (satélite)|Anthe]]. Acredita-se que o material do arco represente poeira ejetada de Anthe por impactos de micrometeoroides. O confinamento da poeira dentro do arco é atribuído à ressonância de 10:11 com Mimas. Sob a influência da mesma ressonância, Anthe oscila para a frente e para trás com uma amplitude de 14° de longitude.<ref name="arcs announcement" /><ref name="HedmanMurray2009" />

=== Anel Palene ===
Um tênue anel de poeira compartilha a órbita de [[Palene (satélite)|Palene]], como revelado por imagens tomadas pela sonda Cassini em 2006.<ref name="Cassini_eclipse1" /> O anel tem uma extensão radial de 2 500 km. Sua fonte são partículas expulsas de Palene por impactos de meteoroides, que então formam um anel difuso no seu caminho orbital.<ref name="Cassini_eclipse1" />

=== Anel E ===
[[Imagem:E ring with Enceladus.jpg|thumb|esquerda|O Anel E iluminado por trás, com a silhueta de Encélado contra ele. Os jatos do polo sul da lua em brilhante erupção abaixo dela]]
O Anel E é o segundo mais exterior e é extremamente largo; ele consiste de muitas pequenas (mícron e submícron) partículas de gelo de água com silicatos, dióxido de carbono e amônia.<ref>{{citar periódico|último1 =Hillier |primeiro1 =JK |último2 =Green |primeiro2 =SF |título=The composition of Saturn's E Ring |periódico=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | volume=377 |número=4 |páginas=1588–1596 |data=junho de 2007 | bibcode=2007MNRAS.377.1588H | doi=10.1111/j.1365-2966.2007.11710.x |último3 =McBride |primeiro3 =N. |último4 =Schwanethal |primeiro4 =J. P. |último5 =Postberg |primeiro5 =F. |último6 =Srama |primeiro6 =R. |último7 =Kempf |primeiro7 =S. |último8 =Moragas-Klostermeyer |primeiro8 =G. |último9 =McDonnell |primeiro9 =J. A. M. |último10 =Grun |primeiro10 =E. | display-authors=1 | doi-access=}}</ref> O Anel E está distribuído entre as órbitas de [[Mimas (satélite)|Mimas]] e [[Titã (satélite)|Titã]].<ref name="Hedman_2012">{{citar periódico| display-authors=1 |último1 =Hedman |primeiro1 =M. M.|último2 =Burns |primeiro2 =J. A. |último3 =Hamilton |primeiro3 =D. P. |último4 =Showalter |primeiro4 =M. R. |data=2012 |título=The three-dimensional structure of Saturn's E Ring |periódico=Icarus | volume=217 |número= 1|páginas=322–338 | doi=10.1016/j.icarus.2011.11.006 | arxiv=1111.2568|bibcode=2012Icar..217..322H | s2cid=}}</ref> Diferentemente dos outros anéis, ele é composto de partículas microscópicas e não de blocos de gelo macroscópicos. Em 2005, foi determinado que a fonte do material do Anel E são plumas [[Criovulcão|criovulcânicas]]<ref name=Spahn>{{citar periódico|título=Cassini Dust Measurements at Enceladus and Implications for the Origin of the E Ring |periódico=Science | volume=311 |número=5766 |páginas=1416–8 |data=2006-03-10 | doi=10.1126/science.1121375 | pmid=16527969 |bibcode=2006Sci...311.1416S | display-authors=1 |último1 =Spahn |primeiro1 =F. |último2 =Schmidt |primeiro2 =J |último3 =Albers |primeiro3 =N |último4 =Hörning |primeiro4 =M |último5 =Makuch |primeiro5 =M |último6 =Seiss |primeiro6 =M |último7 =Kempf |primeiro7 =S |último8 =Srama |primeiro8 =R |último9 =Dikarev |primeiro9 =V |último10 =Helfert |primeiro10 =Stefan |último11 =Moragas-Klostermeyer |primeiro11 =Georg |último12 =Krivov |primeiro12 =Alexander V. |último13 =Sremčević |primeiro13 =Miodrag |último14 =Tuzzolino |primeiro14 =Anthony J. |último15 =Economou |primeiro15 =Thanasis |último16 =Grün |primeiro16 =Eberhard | citeseerx=10.1.1.466.6748 | s2cid=}}</ref><ref name="Porco Helfenstein et al. 2006">{{citar periódico| doi = 10.1126/science.1123013|último1 = Porco|primeiro1 = C. C.| author-link1 = Carolyn Porco|último2 = Helfenstein|primeiro2 = P.|último3 = Thomas|primeiro3 = P. C.|último4 = Ingersoll|primeiro4 = A. P.|último5 = Wisdom|primeiro5 = J.|último6 = West|primeiro6 = R.|último7 = Neukum|primeiro7 = G.|último8 = Denk|primeiro8 = T.|último9 = Wagner|primeiro9 = R.|data=10 de março de 2006|título= Cassini Observes the Active South Pole of Enceladus|periódico= Science| volume = 311|número= 5766|páginas= 1393–1401| pmid = 16527964| bibcode = 2006Sci...311.1393P| s2cid = | ref = {{sfnRef|Porco Helfenstein et al. 2006}}| url = https://authors.library.caltech.edu/36593/7/PorcoCC.SOM.pdf}}</ref> emanando das “[[Listras de Tigre (Encélado)|listras de tigre]]” da região polar sul da lua [[Encélado (satélite)|Encélado]].<ref name="E ring">{{citar jornal|url=http://www.nasa.gov/jpl/cassini/icy-tendrils-reaching-into-saturn-ring-traced-to-their-source/ |título=Icy Tendrils Reaching into Saturn Ring Traced to Their Source |obra=NASA News |data=14 de abril de 2015 |acessodata=2015-04-15 }}</ref> Diferentemente dos anéis principais, o Anel E tem mais de 2 000 km de espessura, que aumenta com a distância de Encélado.<ref name="Hedman_2012" /> Estruturas semelhantes a gavinhas observadas dentro do Anel E podem estar relacionadas a emissões dos jatos mais ativos do polo sul de Encélado.<ref name="Mitchell2015">{{citar periódico|último1 =Mitchell|primeiro1 =C. J.|último2 =Porco|primeiro2 =C. C.|último3 =Weiss|primeiro3 =J. W.|título=Tracking the geysers of Enceladus into Saturn's E ring|periódico=The Astronomical Journal|volume=149|número=5|data=2015-04-15|páginas=156|issn=1538-3881|doi=10.1088/0004-6256/149/5/156|bibcode=2015AJ....149..156M|s2cid=|url=http://pdfs.semanticscholar.org/f82d/44310816a81e32d6e2cfe0b17e89615a8e5b.pdf|arquivourl=https://web.archive.org/web/20190308193220/http://pdfs.semanticscholar.org/f82d/44310816a81e32d6e2cfe0b17e89615a8e5b.pdf|urlmorta= |arquivodata=2019-03-08}}</ref>

=== Anel Febe ===

Em outubro de 2009 foi reportada a descoberta de um tênue disco de material no interior da órbita de [[Febe (satélite)|Febe]]. O disco estava alinhado com a Terra na época do descobrimento. Este disco pode ser livremente descrito como outro anel. Embora muito grande (visto da Terra, o tamanho aparente é de duas Luas cheias<ref>{{citar web|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/news/spitzer-20091006.html |título=NASA Space Telescope Discovers Largest Ring Around Saturn |publicado=NASA |data=3 de julho de 2017 |acessodata=2017-11-06 }}</ref>), o anel é virtualmente invisível. Ele foi descoberto utilizando-se o [[Telescópio espacial Spitzer]] da [[NASA]],<ref>[http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2009-150 NASA Space Telescope Discovers Largest Ring Around Saturn]</ref> e foi visto em toda a faixa de observações, que se estenderam de 128 a 207 vezes o raio de Saturno,<ref name="Verbiscer">{{citar periódico|display-authors=1 |último1 =Verbiscer |primeiro1 =Anne |último2 =Skrutskie |primeiro2 =Michael |último3 =Hamilton |primeiro3 =Douglas |título=Saturn's largest ring |periódico=[[Nature (journal)|Nature]] |doi=10.1038/nature08515 |data=2009-10-07 |pmid=19812546 |volume=461 |número=7267 |páginas=1098–100 |bibcode=2009Natur.461.1098V |s2cid=}}</ref> com cálculos indicando que ele pode se estender exteriormente a até 300 raios de Saturno e interiormente à órbita de [[Jápeto (satélite)|Jápeto]], a 59 raios de Saturno.<ref name=sciencenews_large_ring/> O anel foi subsequentemente estudado usando o [[Wide-field Infrared Survey Explorer|WISE]], o [[Observatório Espacial Herschel|Herschel]] e a sonda Cassini.<ref name="Tamayo2014">{{citar periódico| display-authors=1 |último1 =Tamayo |primeiro1 =D. |último2 =Hedman |primeiro2 =M. M. |último3 =Burns |primeiro3 =J. A.  |título=First observations of the Phoebe ring in optical light |periódico=Icarus | volume= 233|páginas= 1–8|data=2014-01-23 | doi=10.1016/j.icarus.2014.01.021  | arxiv=1401.6166 | bibcode=2014Icar..233....1T| s2cid=}}</ref> As observações do WISE mostram que ele se estende desde pelo menos entre 50 e 100 a até 270 raios de Saturno (a borda interior se perde no clarão do planeta).<ref name="HamiltonSkrutskie2015">{{citar periódico|último1 =Hamilton|primeiro1 =Douglas P.|último2 =Skrutskie|primeiro2 =Michael F.|último3 =Verbiscer|primeiro3 =Anne J.|último4 =Masci|primeiro4 =Frank J.|título=Small particles dominate Saturn's Phoebe ring to surprisingly large distances|periódico=Nature|volume=522|número=7555|data=2015-06-10|páginas=185–187|doi=10.1038/nature14476|pmid=26062508|bibcode = 2015Natur.522..185H |s2cid=}}</ref> Dados obtidos com o WISE indicam que as partículas do anel são pequenas: aquelas com raios maiores que 10 cm compreendem 10% ou menos da área da seção reta do anel.<ref name="HamiltonSkrutskie2015"/>
[[File:Infrared Ring Around Saturn.jpg|thumb|upright=1.4|A enorme extensão do anel Febe torna anões os anéis principais. No detalhe: imagem do [[telescópio espacial Spitzer]] de parte do anel.]]

Febe orbita o planeta a uma distância entre 180 e 250 raios. O anel tem uma espessura de cerca de 40 raios.<ref>{{citar web|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/multimedia/spitzer-20091007b.html |título=The King of Rings |publicado=NASA, Spitzer Space Telescope center |data=2009-10-07 |acessodata=2009-10-07}}</ref> Como se presume que as partículas do anel se tenham originado de impactos (micrometeoroides e maiores) sobre Febe, eles devem compartilhar a sua [[Movimento prógrado e retrógrado|órbita retrógrada]],<ref name=sciencenews_large_ring>{{citar periódico|último =Cowen|primeiro =Rob|url=http://www.sciencenews.org/view/generic/id/48097/title/Largest_known_planetary_ring_discovered|título=Largest known planetary ring discovered|periódico=[[Science News]]|data=2009-10-06}}</ref> que é oposta ao movimento orbital da próxima lua interna, Jápeto. Este anel se situa no plano da órbita de Saturno, ou grosseiramente a [[eclíptica]], portanto está inclinado 27 graus em relação ao [[Equador celeste|plano equatorial]] de Saturno e aos outros anéis.<ref>{{citar web|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/multimedia/spitzer-20091007b.html|título=The King of Rings|publicado=NASA, Spitzer Space Telescope center|data=2009-10-07|acessodata=7 de outubro de 2009}}</ref> Febe está [[Inclinação|inclinado]] 5° em relação ao plano da órbita de Saturno (frequentemente escrito 175°, devido ao movimento retrógrado de Febe).<ref name="note_5">{{citar web|título=Natural Satellites Ephemeris Service|publicado=IAU: Minor Planet Center|url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/NatSats/NaturalSatellites.html|acessodata=2011-01-08}}</ref>

A existência do anel foi proposta no anos 1970 por Steven Soler.<ref name=sciencenews_large_ring/> A descoberta foi feita por Anne J. Verbiscer e Michael F. Skrutskie (da [[Universidade da Virgínia]]) e Douglas P. Hamilton (da [[Universidade de Maryland]]).<ref name="Verbiscer" /><ref name="NatureNews">{{citar periódico|último =Grayson |primeiro =Michelle |url=http://www.nature.com/news/2009/091007/full/news.2009.979.html |título=Huge 'ghost' ring discovered around Saturn|periódico=Nature News|data=2009-10-07 |doi=10.1038/news.2009.979}}</ref> Os três tinham estudado juntos na [[Universidade Cornell]] como estudantes da graduação.<ref>{{citar jornal|título=U-Va., U-Md. astronomers find another Saturn ring |primeiro =Martin |último =Weil |obra=[[The Washington Post]] |data=25 de outubro de 2009 |página=4C |url=https://www.washingtonpost.com/wp-dyn/content/article/2009/10/24/AR2009102402506.html |acessodata=2012-09-02}}</ref>

Material do anel migra para o interior devido a [[Efeito Poynting-Robertson|reemissão de radiação solar]],<ref name="Verbiscer" /> com velocidade inversamente proporcional ao tamanho da partícula: uma partícula de 3 cm migraria da vizinhança de Febe para a de Jápeto ao longo da idade do Sistema Solar.<ref name="HamiltonSkrutskie2015"/> O material então atingiria o hemisfério frontal de Jápeto. A queda deste material provoca um leve escurecimento e avermelhamento do hemisfério frontal (similar ao que é visto nas luas de Urano [[Oberon (satélite)|Oberon]] e [[Titânia (satélite)|Titânia]]), mas não cria diretamente uma coloração dramática em dois tons daquela lua.<ref name="Denk">{{citar periódico|título=Iapetus: Unique Surface Properties and a Global Color Dichotomy from Cassini Imaging |periódico=Science | volume= 327|número=5964 |páginas=435–9 |data=2009-12-10 | doi=10.1126/science.1177088 | pmid=20007863|bibcode=2010Sci...327..435D | display-authors=1 |último1 =Denk |primeiro1 =T. |último2 =Neukum |primeiro2 =G. |último3 =Roatsch |primeiro3 =T. |último4 =Porco |primeiro4 =C. C. |último5 =Burns |primeiro5 =J. A. |último6 =Galuba |primeiro6 =G. G. |último7 =Schmedemann |primeiro7 =N. |último8 =Helfenstein |primeiro8 =P. |último9 =Thomas |primeiro9 =P. C. |último10 =Wagner |primeiro10 =Roland J. |último11 =West |primeiro11 =Robert A. | s2cid=| url=https://pdfs.semanticscholar.org/cb9e/8affb1d9afe7cb6165c7407643d7a49c622f.pdf |arquivourl=https://web.archive.org/web/20200227002405/https://pdfs.semanticscholar.org/cb9e/8affb1d9afe7cb6165c7407643d7a49c622f.pdf |urlmorta= |arquivodata=2020-02-27}}</ref> Em vez disso, o material que cai inicia um processo com ''feedback'' positivo de [[Avalanche térmica|autossegregação térmica]] de [[sublimação]] do gelo das regiões mais quentes, seguido de condensação de vapor sobre regiões mais frias. Isto deixa um resíduo escuro de material cobrindo a maior parte da região equatorial do hemisfério frontal de Jápeto, que contrasta com os brilhantes depósitos de gelo que cobrem as regiões polares e a maior parte do hemisfério traseiro.<ref name="jpl779">{{citar web|título= Cassini Is on the Trail of a Runaway Mystery |obra=NASA Mission News |publicado=NASA |data=8 de outubro de 2007 | url= https://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini20071008.html |acessodata=2017-12-20}}</ref><ref name="Mason">{{citar web|display-authors=1 |último1 =Mason |primeiro1 =J. |último2 =Martinez |primeiro2 =M. |último3 =Balthasar |primeiro3 =H. |título=Cassini Closes In On The Centuries-old Mystery Of Saturn's Moon Iapetus |obra=CICLOPS website newsroom |publicado=Space Science Institute |data=2009-12-10 |url=http://ciclops.org/view.php?id=6033 |acessodata=2009-12-22}}</ref><ref name="Spencer">{{citar periódico|display-authors=1 |último1 =Spencer |primeiro1 =J. R. |último2 =Denk |primeiro2 =T. |título=Formation of Iapetus' Extreme Albedo Dichotomy by Exogenically Triggered Thermal Ice Migration |periódico=Science |volume= 327|número=5964 |páginas=432–5 |data=2009-12-10 |doi=10.1126/science.1177132 |pmid=20007862 |bibcode=2010Sci...327..432S |citeseerx=10.1.1.651.4218 |s2cid=}}</ref>

== Possível sistema de anéis em torno de Reia ==
Foi desenvolvida uma hipótese de que [[Reia (satélite)|Reia]], a segunda maior lua de Saturno, possui um sistema próprio de anéis, consistindo de três estreitas bandas encaixadas em um disco de partículas sólidas.<ref name="Jones2008">{{citar periódico|título=The Dust Halo of Saturn's Largest Icy Moon, Rhea |periódico=Science | volume=319 |número=5868 |páginas=1380–1384 |data=2008-03-07 | doi=10.1126/science.1151524 | pmid=18323452 |bibcode=2008Sci...319.1380J | display-authors=1 |último1 =Jones |primeiro1 =Geraint H. |último2 =Roussos |primeiro2 =E. |último3 =Krupp |primeiro3 =N. |último4 =Beckmann |primeiro4 =U. |último5 =Coates |primeiro5 =A. J. |último6 =Crary |primeiro6 =F. |último7 =Dandouras |primeiro7 =I. |último8 =Dikarev |primeiro8 =V. |último9 =Dougherty |primeiro9 =M. K. |último10 =Garnier |primeiro10 =P. |último11 =Hansen |primeiro11 =C. J. |último12 =Hendrix |primeiro12 =A. R. |último13 =Hospodarsky |primeiro13 =G. B. |último14 =Johnson |primeiro14 =R. E. |último15 =Kempf |primeiro15 =S. |último16 =Khurana |primeiro16 =K. K. |último17 =Krimigis |primeiro17 =S. M. |último18 =Krüger |primeiro18 =H. |último19 =Kurth |primeiro19 =W. S. |último20 =Lagg |primeiro20 =A. |último21 =McAndrews |primeiro21 =H. J. |último22 =Mitchell |primeiro22 =D. G. |último23 =Paranicas |primeiro23 =C. |último24 =Postberg |primeiro24 =F. |último25 =Russell |primeiro25 =C. T. |último26 =Saur |primeiro26 =J. |último27 =Seiß |primeiro27 =M. |último28 =Spahn |primeiro28 =F. |último29 =Srama |primeiro29 =R. |último30 =Strobel |primeiro30 =D. F. | s2cid=| url=https://pdfs.semanticscholar.org/0d74/d7801493544d2f60b90f17c64d89fcf8594e.pdf |arquivourl=https://web.archive.org/web/20180308165130/https://pdfs.semanticscholar.org/0d74/d7801493544d2f60b90f17c64d89fcf8594e.pdf |urlmorta= |arquivodata=2018-03-08}}</ref><ref name="LakdawallaE">{{citar web|último =Lakdawalla |primeiro =E. |título=A Ringed Moon of Saturn? Cassini Discovers Possible Rings at Rhea |obra=The Planetary Society web site |publicado=Planetary Society |data=2008-03-06 |url=http://planetary.org/news/2008/0306_A_Ringed_Moon_of_Saturn_Cassini.html |acessodata=2008-03-09 |urlmorta= |arquivourl=https://web.archive.org/web/20080310165512/http://www.planetary.org/news/2008/0306_A_Ringed_Moon_of_Saturn_Cassini.html |arquivodata=10 de março de 2008}}</ref> Esses supostos anéis não foram fotografados, mas sua existência foi inferida das observações da Cassini, em novembro de 2005, de uma diminuição de elétrons energizados na magnetosfera de Saturno perto de Reia. O instrumento de imagens de magnetosferas (''Magnetospheric Imaging Instrument'' – MIMI) observou um suave gradiente pontuado por três quedas bruscas no fluxo de plasma em cada lado da lua, em um padrão quase simétrico. Isso poderia ser explicado se ele fosse absorvido por material sólido na forma de um disco equatorial contendo anéis mais densos ou arcos, com partículas de talvez vários decímetros até aproximadamente um metro de diâmetro. Uma evidência mais recente, consistente com a presença de anéis em Reia, é um conjunto de pequenas manchas brilhantes no ultravioleta, distribuídas em uma linha que se estende a três quartos do caminho em torno da circunferência da lua, a dois graus do equador. As manchas foram interpretadas como os pontos de impacto de material do anel saindo de órbita.<ref name="Lakdawalla2">{{citar web|último =Lakdawalla |primeiro =E. |título=Another possible piece of evidence for a Rhea ring |obra=The Planetary Society Blog |publicado=Planetary Society |data=5 de outubro de 2009 | url=http://planetary.org/blog/article/00002137/ |acessodata=2009-10-06 |arquivodata=2012-02-17 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20120217092805/http://planetary.org/blog/article/00002137/ |urlmorta=}}</ref> Entretanto, observações apontadas pela Cassini para o suposto plano de anéis, de diversos ângulos, não resultaram em nada, sugerindo ser necessária uma outra explicação para essas características enigmáticas.<ref name="sn.201006">{{citar web|url=http://www.sciencemag.org/news/2010/06/moon-rings-never-were |publicado=ScienceNow |título=The Moon Rings That Never Were |último =Kerr |primeiro =Richard A. |data=2010-06-25 |acessodata=2010-08-05 |urlmorta= |arquivourl=https://web.archive.org/web/20100701090748/http://news.sciencemag.org/sciencenow/2010/06/the-moon-rings-that-never-were.html |arquivodata=2010-07-01}}</ref>

{{referências}}

== Ligações externas ==
* {{Commonscat em linha|Rings of Saturn}}

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{{Anéis planetários}}
{{Saturno}}
{{controle de autoridade}}
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