목성의 고리

3. 각 고리의 특징 (표)

4. 위성과의 상호작용

목성의 고리는 여러 위성들과 밀접하게 상호작용한다. 특히 메티스와 아드라스테아는 주 고리의 경계를 형성하며, 고리 입자의 분포에 영향을 미치는 양치기 위성 역할을 한다.^[43][42] 아말테아와 테베는 각각 자신의 이름을 딴 고사머 고리의 형성에 기여한 것으로 추정된다.^[43][44]

• 주 고리와의 상호작용:
• 메티스: 주 고리 안쪽에 위치하며, 주 고리에 뚜렷한 간극(노치)을 만든다.^[6]
• 아드라스테아: 주 고리 바깥쪽 경계에 위치하며, 양치기 위성으로서 고리 입자들이 흩어지지 않도록 돕는다.^[43][42]
• 뉴 호라이즌스 탐사선은 메티스와 아드라스테아 궤도 부근에서 고리 입자 덩어리들을 발견했는데, 이는 위성과의 궤도 공명 때문일 수 있다.^[22]

• 고사머 고리와의 상호작용:
• 아말테아: 아말테아 고사머 고리는 아말테아 궤도에서부터 안쪽으로 뻗어 있으며, 위성에서 방출된 먼지로 구성된 것으로 보인다.^[43][44]
• 테베: 테베 고사머 고리는 테베 궤도에서부터 안쪽으로 뻗어 있으며, 역시 위성에서 방출된 먼지로 구성된 것으로 추정된다.^[43][44]
• 고사머 고리의 두께는 위성들의 궤도 경사각에 따른 수직 방향 편위 운동으로 설명된다.^[44]
• 고사머 고리 입자들은 포인팅-로버트슨 효과에 의해 서서히 목성 쪽으로 이동한다.^[56]
• 아말테아와 테베 고사머 고리의 밝기 비대칭성, 밝기 피크 등은 위성의 라그랑주 점에 입자가 포획되기 때문일 수 있다.^[66]

5. 기원 및 진화

목성의 고리는 태양계에서 토성의 고리, 천왕성의 고리 다음으로 세 번째로 발견되었으며, 1979년 보이저 1호 우주 탐사선에 의해 처음 관측되었다.^[1][2] 2022년의 역학적 시뮬레이션에서는 목성의 고리 시스템이 갈릴레이 위성에 의해 생성된 불안정화 공명 때문에 상대적으로 빈약하다는 결과가 나왔다.^[5]

먼지 입자는 포인팅-로버트슨 효과와 목성 자기권의 전자기력에 의해 주 고리에서 지속적으로 제거된다.^[18][21] 얼음과 같은 휘발성 물질은 빠르게 증발하며, 고리 내 먼지 입자의 수명은 100년에서 1,000년 정도이다.^[9][21] 따라서 먼지는 크기가 1cm에서 0.5km에 이르는 대형 천체 간의 충돌^[22]과 목성계 외부에서 오는 고속 입자와의 충돌을 통해 지속적으로 보충된다.^[9][21]

이러한 모천체 집단은 주 고리의 좁고 밝은 바깥 부분에 국한되어 있으며, 메티스와 아드라스테아가 포함된다.^[9][10] 가장 큰 모천체는 크기가 0.5km 미만이어야 하며, 이는 ''뉴 호라이즌스'' 우주선에 의해 확인되었다.^[22] 충돌로 생성된 먼지는 모천체와 거의 동일한 궤도 요소를 유지하며 목성 방향으로 서서히 나선형으로 이동하여 주 고리와 헤일로 고리의 희미한 가장 안쪽 부분을 형성한다.^[9][21]

주 고리의 나이는 현재 알려져 있지 않지만, 목성 근처에 있었던 과거의 작은 천체 집단의 마지막 잔재일 수 있다.^[3]

할로 고리의 광학적 특성은 15μm 미만의 입자 크기를 가진 먼지로만 구성되어 있다는 가설로 설명할 수 있다.^[16][9][17] 할로의 큰 두께는 목성 자기권 내의 전자기력에 의한 먼지 입자의 궤도 경사와 궤도 이심률의 여기로 인한 것일 수 있다. 할로 고리의 외곽 경계는 3:2 로렌츠 공명 위치와 일치한다.^[18][29][30] 포인팅-로버트슨 효과^[18][21]로 인해 입자가 목성 방향으로 이동하면서 궤도 경사가 여기된다. 할로 고리의 내부 경계는 2:1 로렌츠 공명에서 멀지 않다.^[18][29][30] 주 고리에서 파생되었기 때문에 할로 고리는 주 고리와 같은 나이를 갖는다.^[9]

거미줄 고리의 먼지는 주 고리와 헤일로 고리의 먼지와 같은 방식으로 발생하며,^[21] 그 기원은 각각 목성의 내부 위성인 아말테아와 테베이다. 목성계 외부에서 오는 발사체의 고속 충돌은 표면에서 먼지 입자를 방출한다.^[21] 이 입자들은 처음에는 위성과 동일한 궤도를 유지하지만, 점차 포인팅-로버트슨 효과에 의해 안쪽으로 나선형으로 이동한다.^[21] 거미줄 고리의 두께는 위성의 궤도 경사로 인한 수직 이동에 의해 결정된다.^[9]

테베 익스텐션과 같이 아직 설명되지 않은 속성도 있는데, 이는 테베 궤도 밖에 있는 보이지 않는 물체 때문일 수 있다.^[9] 테베 익스텐션에 대한 한 가지 가능한 설명은 목성 자기권에서 나오는 전자기력의 영향이다. 먼지가 목성 뒤의 그림자에 들어가면 전하를 상당히 빨리 잃고, 작은 먼지 입자는 부분적으로 행성과 함께 공전하기 때문에, 그림자가 지나가는 동안 바깥쪽으로 이동하여 테베 거미줄 고리의 바깥쪽 확장을 생성한다.^[35]

아말테아 궤도 바로 안쪽에서 밝기가 최고조에 달하는 현상은 아말테아의 선행(L₄) 및 후행(L₅) 라그랑주 점에 갇힌 먼지 입자 때문일 수 있다.^[31] 먼지는 테베의 선행 및 후행 라그랑주 점에도 존재할 수 있으며, 이는 거미줄 고리에 두 개의 입자 집단이 있음을 시사한다.^[31]

2006년 ''뉴 호라이즌스''는 히말리아 궤도 안쪽에 평행하게 놓인 희미하고 이전에 알려지지 않은 고리를 촬영했다. 이는 히말리아에 작은 위성이 충돌하여 생긴 잔해일 가능성이 있으며, 목성이 충돌을 통해 계속해서 작은 위성을 얻고 잃을 수 있음을 시사한다.^[36]

6. 탐사

목성의 고리는 1979년 보이저 1호가 처음으로 발견했으며, 이는 태양계에서 토성과 천왕성에 이어 세 번째로 발견된 고리이다.^[77]

1975년 파이어니어 11호의 목성 방사선대 관측에서 목성 고리의 존재가 처음으로 암시되었다.^[113] 1979년 보이저 1호는 고리가 찍힌 사진 한 장을 촬영하였고,^[77] 같은 해 보이저 2호는 더 광범위한 사진을 촬영하여 고리의 구조를 개략적으로 파악할 수 있었다.^[79]

1995년부터 2003년까지 목성을 탐사했던 갈릴레오 탐사선은 고리를 매우 상세하게 찍은 사진들을 보내왔다.^[81] 1997년부터 2002년까지 켁 천문대를 이용한 지상 관측,^[103] 1999년 허블 우주 망원경의 관측을 통해^[91] 후방 산란광으로 관측 가능한 고리의 구조가 밝혀졌다.

2000년, 토성으로 향하던 카시니-하위헌스 탐사선은 고리를 추가적으로 관측했으며,^[114] 2007년 2~3월에 뉴 허라이즌스가 촬영한 사진들은 주 고리의 구조를 처음으로 선명하게 보여주었다.^[87]

2006년 9월, NASA의 명왕성 탐사선 뉴 호라이즌스가 중력 보조를 위해 목성에 접근하면서, 불규칙 위성 히말리아 궤도의 안쪽과 평행하게 놓인 희미하고 이전에 알려지지 않은 행성 고리 또는 고리 아크로 보이는 것을 촬영했다.^[36]

미래의 목성 탐사선들 또한 고리에 대한 정보를 더 많이 밝혀낼 것이다.^[115]

참조

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