메토네 (위성)

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1. 개요
2. 역사
- 2.1. 발견
- 2.2. 추가 관측
3. 궤도
4. 물리적 특징
5. 토성 고리와의 관계
참조

1. 개요

메토네는 토성의 위성으로, 2004년 카시니 탐사선에 의해 발견되었다. 발견 당시 S/2004 S 1이라는 임시 명칭이 부여되었으며, 2005년 그리스 신화 속 인물의 이름을 따 메토네로 명명되었다. 카시니 우주선이 근접 비행하여 촬영한 사진을 통해, 메토네는 매끄럽고 비구형의 형태를 띠며, 표면에는 알베도가 다른 두 영역이 존재한다는 사실이 밝혀졌다. 메토네는 미마스와의 궤도 공명으로 인해 궤도가 교란되며, 토성 고리의 일종인 메토네 고리 호의 물질 공급원으로 추정된다.

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메토네 (위성)
기본 정보
2012년 5월 20일에 촬영된 메토네의 선행면 카시니 이미지. 특이하게 매끄러운 표면은 먼지가 쌓인 것으로 보인다.
명칭	메토네
로마자 표기	Methone
다른 명칭	Saturn XXXII S 32 S/2004 S 1
형용사	메토네안 (Methonean)
명명 유래	메토네
발견	2004년 6월 1일
발견자	카시니 이미징 팀
소속 행성	토성
위성군	알키오니데스
궤도 특성
궤도 참조	Spitale Jacobson et al. (2006)
궤도 긴반지름	194700 km
궤도 이심률	0.002
공전 주기	1.009549 일
궤도 경사	0.007 ± 0.003° (토성의 적도 기준)
물리적 특성
크기	3.88 × 2.58 × 2.42 km (±0.04 × 0.08 × 0.04 km)
평균 직경	2.90 ± 0.06 km
부피	12.8 km³
질량	3.92 ± 1.00×10¹² kg
밀도	0.307 ± 0.030 g/cm³
표면 중력	0.008-0.013 mm/s²
탈출 속도	장축에서 3.92e-9 ± 1.94 km/s ~ 극지방에서 3.92e-9 ± 1.21 km/s
자전	동기
축 기울기	0

2. 역사

메토네는 카시니 영상팀에 의해 처음 발견되었으며, 2005년 1월 21일 국제천문연맹 행성계 명명 위원회에서 메토네라는 이름을 승인받았고, 2006년 국제천문연맹 총회에서 비준되었다.

2. 1. 발견

카시니 영상 분석팀이 2004년 6월 1일에 메토네를 처음 발견했으며, 임시 명칭 '''S/2004 S 1'''이 부여되었다. 카시니 우주선은 메토네에 두 번 방문했으며, 2012년 5월 20일에 1900km 거리에서 가장 근접했다. 메토네는 '''토성 XXXII'''(32)라고도 불린다.

발견 보고 당시에는 이 천체가 1981년 8월 23일 보이저 2호가 발견 보고한 S/1981 S 14와 동일 천체일 가능성이 약간 제기되었지만, 자세한 내용은 불명확했다. 이후 S/1981 S 14는 다른 위성인 파레네로 밝혀졌다.

메토네라는 이름은 그리스 신화에 나오는 거인 알키오네우스의 일곱 딸(알키오니데스) 중 한 명의 이름에서 유래하며, 2005년 1월 21일 국제천문연맹 실무 그룹이 공식 명명했다. 동시에 '''Saturn XXXII'''라는 공식 번호가 부여되었다.

2. 2. 추가 관측

카시니 우주선은 메토네에 두 번 방문했으며, 가장 가까이 접근했던 때는 2012년 5월 20일로, 최소 1900km 거리였다.^[1]

3. 궤도

메토네는 미마스보다 바깥쪽, 엔켈라두스보다 안쪽에 있는 거의 완벽한 원 궤도를 가지고 있다. 이 영역에는 메토네를 포함하여 비슷한 크기의 작은 위성 3개(팔레네와 안테)가 발견되었으며, 모두 알키오니데스에서 유래한 이름이 붙여져 있다. 이 세 위성의 기원에 대해서는 미마스나 엔켈라두스에서 분리되었다는 설과, 초기에는 주변에 다량 존재했던 소위성 집단의 잔존물이라는 설이 있다.

메토네는 미마스와 14:15의 평균 운동 공명을 일으켜 궤도에 섭동이 발생한다.^[6] 따라서 메토네의 접촉 궤도 요소에는 큰 변화가 생기며, 궤도 장반축은 진폭이 약 20km, 근점 경도는 약 5°의 진폭으로 진동한다. 이러한 진동의 시간 간격은 약 450일이다. 또한 다른 시간 척도에서 궤도 이심률은 0.0011에서 0.0037 사이로 변동하며, 궤도 경사각도 0.003°에서 0.020° 사이로 변동한다.

4. 물리적 특징

카시니 우주선의 관측 결과, 메토네는 매우 매끄러운 표면을 가진 타원체 모양이며, 큰 크레이터는 발견되지 않았다. 팔레네와 아이게온도 이와 유사한 특징을 보인다.

메토네는 알베도가 다른 두 영역으로 나뉘는데, 밝은 영역(알베도 약 0.7)과 어두운 영역(알베도 약 0.61)이다. 어두운 영역은 주로 메토네의 공전 방향 앞쪽에 위치한다.^[7] 자외선 및 적외선 스펙트럼에서는 두 영역의 뚜렷한 차이가 발견되지 않아, 색 차이가 아닌 물리적 차이에 의한 것으로 추정된다.

메토네가 정역학적 평형 상태에 있다고 가정하면, 밀도는 0.31g/cm³로 추정되며, 이는 태양계 천체 중 매우 낮은 값이다. 따라서 메토네는 공극이 많은 얼음으로 구성된 것으로 추정된다.

4. 1. 표면

2012년 5월, 카시니 우주선이 메토네에 접근하여 처음으로 촬영한 사진을 보면, 메토네는 매우 매끄럽지만 비구형인 작은 위성임을 알 수 있다. 팔레네와 안테도 이와 비슷할 것으로 추정된다.

메토네의 매끄러운 표면과 타원체에 가까운 형태는 등전위면을 형성했음을 보여주며, 이는 메토네가 주로 얼음 조각으로 구성되었을 가능성을 시사한다. 이러한 물질은 표면에 크레이터가 거의 없는 이유를 설명할 수 있을 만큼 충분히 움직일 수 있다. 이러한 물질의 특성 덕분에 메토네는 세 축의 길이가 모두 다른 삼축 타원체 모양을 띠게 되었다. 이는 토성이 미치는 기조력, 메토네 자체의 자전으로 인한 원심력, 그리고 메토네 자체의 중력이 균형을 이루기 때문이다.

메토네의 가장 긴 축은 토성을 향하고 있으며, 극축보다 1.6배 더 길다. 이처럼 길쭉한 모양은 토성의 기조력 때문이며, 중간 길이의 축(극축 길이의 1.07배)이 늘어난 것은 메토네 자전의 원심력 때문이다.

밀도가 낮은 메토네의 레골리스는 야누스나 에피메테우스처럼 단단한 위성보다 충격에 더 빠르게 반응하여 표면을 매끄럽게 만들 수 있다. 정전기 효과와 같이 더 특이한 현상으로 인해 레골리스가 이동하기 쉬워졌을 수도 있다.

메토네 표면에는 알베도가 다른 두 영역이 뚜렷하게 나타난다. 어두운 영역은 알베도가 0.61±0.06이고, 밝은 영역은 0.7±0.03이다. 어두운 영역은 메토네의 앞쪽 면에 주로 분포하며, 미마스와 테티스의 앞쪽 반구에서 나타나는 열 이상 현상과 유사하다. 토성의 자기권에서 방출되는 전자에 더 많이 노출되었기 때문이라는 가설이 제시되었지만, 미마스와 테티스의 열 이상은 자외선/적외선 영역에서 뚜렷한 색상 차이를 보이는 반면, 메토네에서는 이러한 차이가 매우 약하거나 감지되지 않는다. 따라서 구성 성분의 차이보다는 레골리스 입자 크기, 다짐 정도, 또는 입자 미세 구조의 변화와 같은 물리적 차이가 원인일 수 있다.

메토네가 정역학적 평형 상태, 즉 토성의 기조력과 메토네 자체의 중력이 균형을 이루어 길쭉한 모양이 되었다고 가정하면, 메토네의 밀도는 0.31g/cm³로 추정된다. 이는 태양계 천체 중 가장 낮은 밀도 값 중 하나이다.

4. 2. 알베도

메토네에는 0.61±0.06과 0.7±0.03의 알베도를 가진 두 개의 뚜렷한 알베도 영역이 있다.^[7] 이 중 어두운 영역은 메토네의 선행면에 중심을 두고 있으며, 미마스와 테티스의 선행 반구에 있는 열 이상과 유사하다. 토성의 자기권에서 오는 전자에 대한 노출 증가가 원인일 것이라는 제안이 있었다. 그러나 이러한 예에서 열 이상은 뚜렷한 UV/IR 색상과 일치하는데, 메토네의 경우 이는 매우 약하거나 감지할 수 없다. 따라서 구성 성분의 차이라기보다는 물리적 차이가 원인일 수 있다. 가능성으로는 레골리스 입자 크기, 다짐 정도 또는 입자 미세 구조의 변화가 있다.

4. 3. 밀도와 구성

2012년 5월, 카시니 우주선이 메토네의 첫 근접 사진을 촬영하여, 매우 매끄럽지만 비구형인 소위성임을 보여주었다. 다른 아크형 소위성인 팔레네와 안테도 비슷할 것으로 생각된다.

메토네의 매끄러운 표면과 우수한 타원체 적합성은 등전위면을 형성했음을 시사하며, 이는 주로 얼음 조각으로 구성되어 있을 수 있다. 이러한 물질은 소위성의 크레이터 부족을 설명할 만큼 충분히 이동성이 있을 수 있다. 이러한 물질적 특성으로 인해 메토네는 삼축 타원체(Tri-axial ellipsoid) 모양을 띠게 되는데, 이는 세 개의 주축 길이가 모두 다른 타원체의 한 유형이다. 이러한 차이는 토성이 미치는 기조력과 소위성 자전으로 인한 원심력, 그리고 소위성 고유의 중력 사이의 균형을 반영한다.

메토네의 가장 긴 축은 토성을 향하고 있으며, 극축보다 1.6배 더 길다. 이러한 신장은 기조력에 의한 것이며, 중간 길이의 축(극축 길이의 1.07배)의 신장은 메토네 자전의 원심력에 의한 것이다.

메토네의 저밀도 레골리스는 야누스나 에피메테우스와 같은 단단한 소위성보다 더 빠르게 표면을 매끄럽게 하는 방식으로 충격에 반응할 수 있다. 정전기 효과와 같은 더 "이례적인" 과정을 통해 레골리스의 이동이 촉진될 수도 있다.

메토네에는 0.61±0.06과 0.7±0.03의 알베도를 가진 두 개의 뚜렷한 알베도 영역이 있다. 이 중 어두운 영역은 메토네의 선행면에 중심을 두고 있으며, 미마스와 테티스의 선행 반구에 있는 열 이상과 유사하다. 토성의 자기권에서 오는 전자에 대한 노출 증가가 원인일 것이라는 제안이 있었다. 그러나 이러한 예에서 열 이상은 뚜렷한 UV/IR 색상과 일치하는데, 메토네의 경우 이는 매우 약하거나 감지할 수 없다. 따라서 구성 성분의 차이라기보다는 물리적 차이가 원인일 수 있다. 가능성으로는 레골리스 입자 크기, 다짐 정도 또는 입자 미세 구조의 변화가 있다.

메토네가 정수압 평형 상태에 있다고 가정하면, 즉 길쭉한 모양이 단순히 토성이 작용하는 기조력과 메토네의 중력 사이의 균형을 반영한다고 가정하면, 그 밀도는 로 추정할 수 있는데, 이는 태양계 천체 중에서 얻어지거나 추론된 가장 낮은 밀도 값 중 하나이다.

5. 토성 고리와의 관계

미소유성과의 충돌로 메토네에서 튀어나온 물질은 2006년 9월에 발견되었으며, 메토네와 공전 궤도를 공유하는 희미한 고리인 메토네 고리 호의 근원으로 여겨진다.

2006년, 카시니의 관측을 통해 토성의 새로운 고리가 발견되어 R/2006 S 5라는 가칭이 붙여졌다. 2007년 촬영된 영상을 통해 메토네 주변 궤도에 위치하는 호 모양의 고리임이 2008년에 공식적으로 확인되었다. 이 고리는 토성의 고리 중 메토네 아크로 알려져 있으며, 미소 운석의 충돌로 메토네에서 방출된 물질로 형성된 것으로 추정된다.

참조

_[1] 서적 A Practical Dictionary of the English Language 1884
_[2] 웹사이트 JPL (ca. 2008) Cassini Equinox Mission: Methone http://saturn.jpl.na[...] 2020-03-05
_[3] 웹사이트 Planetary Satellite Mean Orbital Parameters https://ssd.jpl.nasa[...] Jet Propulsion Laboratory 2023-06-05
_[4] 웹사이트 衛星日本語表記索引 http://planetary.jp/[...] 日本惑星協会 2019-03-09
_[5] 웹사이트 太陽系内の衛星表 https://www.kahaku.g[...] 国立科学博物館 2019-03-09
_[6] 문서 궤도 요소에 대한 설명
_[7] 문서 자전과 공전 동기화에 대한 설명

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