아리엘 (위성)

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1. 개요
2. 발견 및 명명
3. 궤도
4. 구성 및 내부 구조
5. 표면 특징
6. 기원 및 진화
- 6.1. 형성 과정
- 6.2. 진화
7. 관측 및 탐사
참조

1. 개요

아리엘은 1851년 윌리엄 라셀에 의해 발견된 천왕성의 위성이다. 천왕성에서 두 번째로 가까운 위성이며, 궤도는 천왕성 자기권 내에 위치한다. 아리엘은 물 얼음과 암석 성분으로 구성되어 있으며, 표면에는 충돌구, 협곡, 단층애, 능선, 평원 등 다양한 지형이 존재한다. 보이저 2호의 근접 관측을 통해 표면의 일부가 촬영되었으며, 현재까지 아리엘에 대한 유일한 근접 관측 자료이다.

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아리엘 (위성)
기본 정보
1986년 보이저 2호가 촬영한 아리엘의 흑백 사진. 카치나 카즈마타를 포함한 광범위한 지구가 보인다.
발견자	윌리엄 라셀
발견일	1851년 10월 24일
다른 이름	천왕성 I
발음	또는
형용사	아리엘의
MPC 이름	Uranus I
궤도 특성
반장축	190,900 km
궤도 이심률	0.0012
공전 주기	2.520일
평균 궤도 속도	5.51 km/s
궤도 경사	0.260° (천왕성 적도 기준)
위성	천왕성
물리적 특성
평균 반지름	578.9 ± 0.6 km (지구의 0.0908배)
크기	1162.2 × 1155.8 × 1155.4 km
표면적	4,211,300 km2
부피	812,600,000 km3
질량	1.2331±0.0180 × 10^21 kg
평균 밀도	1.517 g/cm3 (계산)
표면 중력	0.269 m/s2
탈출 속도	0.559 km/s
자전 주기	동기 자전
기하학적 알베도	0.53
본드 알베도	0.23
겉보기 등급	14.8 (R-밴드)
표면 온도
최저 온도	?
평균 온도	≈ 60 K
최대 온도	84 ± 1 K

2. 발견 및 명명

1851년 10월 24일 윌리엄 라셀이 움브리엘과 함께 발견했다.^[16]^[17] 윌리엄 허셜은 1787년에 티타니아와 오베론을 발견했고, 그 외에 4개의 위성을 더 관측했다고 주장했지만,^[18] 이는 확인되지 않았고, 현재는 이 4개의 물체가 잘못된 것으로 여겨진다.^[19]^[20]^[21]

천왕성의 위성은 모두 윌리엄 셰익스피어 또는 알렉산더 포프의 작품에 등장하는 인물의 이름을 따서 명명되었다. 1852년 존 허셜이 라셀의 요청에 따라 당시 알려진 네 개의 천왕성 위성의 이름을 제안했다.^[22] 아리엘은 포프의 1712년 시 ''머리털을 훔친 이야기''에 등장하는 주요 실프의 이름을 따서 명명되었다.^[23] 또한 셰익스피어의 ''템페스트''에서 프로스페로를 섬기는 정령의 이름이기도 하다.^[24] 이 위성은 '''Uranus I'''으로도 지정된다.^[17]

3. 궤도

아리엘은 천왕성의 다섯 주요 위성 중 천왕성에 두 번째로 가까우며, 약 190,000km 거리에서 궤도를 돈다. 궤도는 궤도 이심률이 작고, 천왕성의 적도에 대한 궤도 경사각도 매우 작다.^[10] 공전 주기는 약 2.5일이며, 이는 자전 주기와 일치한다. 즉, 위성의 한쪽 면이 항상 천왕성을 향하는 조석 고정 상태이다.^[25] 아리엘의 궤도는 천왕성 자기권 내부에 완전히 놓여 있다.^[14] 자기권 내에서 궤도를 도는 위성의 뒷부분(궤도 방향과 반대쪽 반구)은 천왕성과 함께 공전하는 자기권 플라즈마의 충돌을 받는다.^[26] 이러한 충돌은 오베론을 제외한 모든 천왕성 위성에서 관찰되는 뒷부분이 어두워지는 현상의 원인일 수 있다.^[14] 아리엘은 또한 자기권 하전 입자를 포획하여, 1986년 보이저 2호가 관측한 위성 궤도 근처의 고에너지 입자 수가 뚜렷하게 감소하는 현상을 일으킨다.^[27]

아리엘은 천왕성과 마찬가지로 자전축이 거의 누워있는 채로 태양 주위를 공전하기 때문에, 동지 때 북반구와 남반구가 태양을 직접 향하거나 반대 방향을 향한다. 이는 극심한 계절 변화를 겪는다는 것을 의미한다. 지구의 극지방이 동지 즈음에 극야 또는 백야를 경험하는 것처럼, 아리엘의 극지방은 천왕성 1년(지구 시간으로 42년)의 절반 동안 영구적인 밤 또는 낮을 경험하며, 각 동지 때 태양은 극지방 중 하나에서 천정 근처에 떠오른다.^[14] 보이저 2호의 접근은 1986년 남반구 하지와 일치했으며, 이때 북반구 전체는 어둠 속에 있었다. 천왕성이 춘분을 맞이하고 적도면이 지구와 교차하는 42년에 한 번씩, 천왕성 위성의 상호 엄폐가 가능해진다. 2007~2008년에 여러 차례 발생했는데, 2007년 8월 19일에는 움브리엘에 의한 아리엘의 엄폐가 관측되었다.^[28]

현재 아리엘은 다른 천왕성 위성과 궤도 공명을 하지 않는다. 그러나 과거에는 미란다와 5:3 공명을 했을 수 있으며, 이는 미란다의 가열에 부분적으로 기여했을 수 있다.^[29] 아리엘은 한때 티타니아와 4:1 공명에 갇혔다가 나중에 탈출했을 수도 있다.^[30] 평균 운동 공명으로부터의 탈출은 천왕성의 납작한 정도가 작기 때문에 목성이나 토성의 위성보다 천왕성의 위성에서 훨씬 더 쉽다.^[30] 약 38억 년 전에 발생했을 가능성이 있는 이러한 공명은 아리엘의 궤도 이심률을 증가시켰을 것이며, 이는 천왕성으로부터의 시간 변화하는 조석력으로 인한 조석 마찰을 일으켜 위성 내부를 최대 20K만큼 따뜻하게 했을 것이다.^[30]

4. 구성 및 내부 구조

아리엘은 천왕성의 위성 중 네 번째로 크며, 질량으로는 세 번째이다. 밀도는 1.66g/cm³이며, 물 얼음과 고밀도의 얼음이 아닌 성분이 대체로 같은 비율로 포함된 조성일 가능성이 시사된다。 얼음이 아닌 성분은 암석과 탄소질 물질로 구성된 것으로 생각되며, 후자는 소린과 같은 무거운 유기 화합물을 포함하고 있다。 물 얼음의 존재는 적외선 분광 관측을 통해 밝혀졌으며, 관측 결과 표면에 결정질 얼음이 존재한다.。 얼음에 의한 흡수 특성은 후행 반구보다 공전 선행 반구에서 더 강하다。 이러한 비대칭성의 원인은 밝혀지지 않았지만, 천왕성의 자기권에서 오는 하전 입자의 충돌과 관련이 있을 것으로 생각된다. 에너지 입자는 물 얼음의 스퍼터링을 일으키는 경향이 있으며, 클레이스레이트 하이드레이트 형태로 얼음 속에 갇혀 있는 메탄을 분해하여 유기물을 어둡게 하고, 탄소가 풍부한 어두운 잔여물이 생성된다。

물 외에 아리엘의 표면에서 적외선 분광 관측으로 발견된 화합물은 이산화 탄소뿐이며, 주로 후행 반구에 농집되어 있다. 아리엘은 다른 어떤 천왕성 위성보다 강한 이산화 탄소의 특징이 스펙트럼에서 관찰되며, 이산화 탄소가 검출된 최초의 천왕성 위성이기도 하다。 이산화 탄소의 기원은 밝혀지지 않았다. 천왕성의 자기권에서 오는 고에너지 하전 입자나 태양으로부터의 자외선의 영향으로, 탄소 화합물이나 유기물로부터 국소적으로 생성되었을 가능성이 있다. 이 가설은 이산화 탄소 농집의 비대칭성을 설명할 수 있는데, 이는 후행 반구가 선행 반구보다 자기권에서 오는 입자의 영향을 더 강하게 받기 때문이다. 다른 가능성으로는 아리엘 내부의 얼음에 예전부터 갇혀 있던 이산화 탄소의 탈가스에 의한 것이라는 가설도 존재한다. 이 경우, 내부로부터의 이산화 탄소 유출은 과거의 지질학적 활동과 관련이 있을 수 있다。

아리엘의 크기, 암석과 얼음 조성의 비율, 물의 융점을 낮추는 암모니아나 염화물이 존재할 가능성을 고려하면, 아리엘의 내부는 중심부의 암석 핵과, 그것을 둘러싼 얼음 맨틀로 분화되었을 가능성이 있다。 만약 이것이 사실이라면, 핵의 반지름은 372 km로 추정된다. 이것은 아리엘 반지름의 64%에 해당하며, 핵의 질량은 위성 전체 질량의 56%로 추정된다. 중심 핵에서의 압력은 0.3 GPa이 된다. 얼음 맨틀의 현재 상태는 불분명하며, 내부 해양의 존재에 대해서는 긍정적인 의견과 부정적인 의견이 모두 존재한다.

5. 표면 특징

아리엘의 표면은 천왕성의 위성 중 가장 높은 알베도(반사율)를 보인다.^[12] 표면은 전체적으로 중간색을 띠지만, 선행 반구와 후행 반구 사이에 약간의 색상 차이가 나타난다. 후행 반구는 선행 반구보다 2% 정도 더 붉다. 일반적으로 알베도와 지형, 색상 사이에 뚜렷한 상관관계는 보이지 않으나, 일부 새로운 크레이터 주변의 밝은 충돌 퇴적물은 약간 푸른색을 띤다. 또한, 알려진 표면 특징과 일치하지 않는 약간 푸른 반점도 존재한다.

관측된 아리엘의 표면은 크게 크레이터 지형, 능선 지형, 평원의 세 가지로 구분된다. 주요 표면 특징으로는 크레이터, 협곡, 단층애, 트래프 등이 있다.

5. 1. 크레이터 지형

아리엘의 남극을 중심으로 펼쳐진 크레이터 지형은 수많은 충돌구로 덮여 있으며, 아리엘 표면에서 가장 오래되고 지리적으로 가장 넓은 영역이다.^[34] 이 지역은 단층애, 카스마타라고 불리는 협곡, 좁은 능선들의 네트워크로 복잡하게 얽혀 있다.^[34]

어둡고 각진 특징이 부드러운 협곡으로 잘려 삼각형을 이루며 햇빛에 의해 고대비로 나타남 — 아리엘의 종결자 근처 그라벤(카스마타). 바닥은 냉화산 활동으로 분출된 부드러운 물질로 덮여 있을 가능성이 있다. 일부는 삼각형 호르스트 위아래의 스프라이트와 레프러콘 발레스(valles)처럼 구불구불한 중앙 홈으로 잘려 있다.

카스마타는 아리엘 내부의 물 또는 수성 암모니아가 얼면서 발생한 전 지구적인 인장 응력으로 형성된 신장성 단층, 즉 그라벤으로 추정된다.^[25]^[34] 협곡의 너비는 15~50 km이며, 주로 동쪽이나 북동쪽 방향으로 뻗어 있다.^[34] 많은 협곡 바닥은 볼록하게 1~2 km 솟아 있으며,^[36] 때로는 약 1 km 너비의 홈(구)에 의해 협곡 벽과 분리되기도 한다.^[36] 가장 넓은 그라벤은 볼록한 바닥 능선을 따라 홈이 파여 있는데, 이를 발레스라고 부른다.^[25] 가장 긴 협곡은 카치나 카스마로, 길이가 620 km가 넘는다.^[35]^[37]

아리엘의 크레이터 지형에는 비교적 큰 충돌구가 적어, 표면이 태양계 형성 초기의 상태를 유지하고 있지 않으며, 과거 어느 시점에 완전히 표면이 재생되었음을 알 수 있다.^[34] 가장 큰 충돌구인 얀구르는 지름이 78 km에 불과하며,^[35] 이후 변형된 흔적을 보인다. 아리엘의 큰 충돌구들은 모두 평평한 바닥과 중앙 봉우리를 가지고 있으며, 밝은 분출물에 둘러싸인 경우는 드물다. 많은 충돌구들은 다각형 모양인데, 이는 기존 지각 구조의 영향을 받았음을 나타낸다. 크레이터 평원에는 지름 약 100 km의 큰 밝은 패치들이 있는데, 이는 훼손된 충돌구일 수 있으며, 목성의 위성 가니메데의 팔림세스트와 유사할 것으로 추정된다.^[34]

5. 2. 능선 지형

능선 지형은 수백 킬로미터에 달하는 능선과 구의 띠로 구성된다. 이 지형은 크레이터 지형을 둘러싸고 다각형으로 자른다. 각 띠는 최대 25~70 km 너비가 될 수 있으며, 개별 능선과 구는 최대 200 km 길이이고 10~35 km 간격으로 나타난다. 능선 지형의 띠는 종종 협곡의 연속체를 형성하며, 이는 그라벤의 변형된 형태이거나, 동일한 인장 응력에 대한 지각의 다른 반응(취성 파괴)의 결과일 수 있음을 시사한다.^[34]

5. 3. 평원

아리엘에서 관측된 가장 어린 지형은 평원이다. 평원은 비교적 낮은 고도의 매끄러운 지역으로, 다양한 크레이터 수준으로 판단하여 오랜 기간에 걸쳐 형성되었음에 틀림없다.^[34] 평원은 협곡의 바닥과 크레이터 지형 중간의 몇몇 불규칙한 우울증에서 발견된다.^[25] 후자의 경우, 날카로운 경계에 의해 크레이터 지형과 분리되며, 일부 경우에는 엽상 패턴을 갖는다.^[34]

평원의 가장 유력한 기원은 화산 활동이다. 육상 순상 화산을 닮은 선형 통풍구 기하학과 뚜렷한 지형 경계는 분출된 액체가 매우 점성이 있었고, 아마도 과냉각된 물/암모니아 용액이었으며, 고체 얼음 화산 활동(냉화산 활동)도 가능했음을 시사한다.^[36] 이 가설에서 극저온 용암류의 두께는 1km~3km로 추정된다.^[36] 따라서 협곡은 아리엘에서 내생적 표면 재생이 여전히 일어나고 있을 때 형성되었음에 틀림없다.^[34] 이들 지역 중 일부는 1억 년이 안 된 것으로 보이며, 이는 아리엘이 상대적으로 작은 크기임에도 불구하고 현재 조석 가열이 부족함에도 불구하고 지질학적으로 활동적일 수 있음을 시사한다.^[9]

5. 4. 기타

아리엘 표면에는 다른 천왕성 위성들에 비해 크레이터가 비교적 고르게 분포되어 있으며,^[25] 큰 크레이터는 드물게 나타난다.^[38] 이는 아리엘 표면이 태양계 형성 초기 상태를 유지하고 있지 않고, 진화 과정 중 어느 시점에서 완전히 새로워졌음을 의미한다.^[34] 관측된 가장 큰 크레이터인 얀구르는 지름이 78 km에 불과하며,^[35] 형성 이후 변형된 흔적을 보인다. 아리엘의 모든 큰 크레이터는 평평한 바닥과 중앙 봉우리를 가지고 있고, 밝은 분출물로 둘러싸인 경우는 거의 없다. 많은 크레이터가 다각형 모양을 띠는데, 이는 기존 지각 구조의 영향을 받았음을 시사한다. 크레이터가 많은 평원에서는 충돌 크레이터가 풍화된 결과로 보이는, 지름 약 100 km의 큰 밝은 패치 모양 영역이 발견된다. 이 영역은 목성의 위성 가니메데에서 보이는 팔림세스트와 유사할 수 있다.^[34] 또한, 남위 10도, 동경 30도 위치에는 지름 245 km의 원형 함몰 지형이 있는데, 이는 심하게 풍화된 큰 충돌 크레이터일 가능성이 제기되었다.^[39]

6. 기원 및 진화

아리엘은 크기와 질량 면에서 천왕성의 위성 중 네 번째로 크며, 태양계에서는 14번째로 큰 위성이다. 밀도는 1.66 g/cm³으로, 물 얼음과 고밀도의 얼음이 아닌 성분(암석, 소린 등의 유기 화합물)이 대체로 같은 비율로 구성되었음을 보여준다. 적외선 분광 관측 결과, 표면에 결정질 얼음이 존재하며, 공극이 많아 태양 복사열을 아래층으로 잘 투과시키지 않는다.

아리엘 표면에서 발견된 또 다른 화합물은 이산화 탄소이며, 주로 후행 반구에 집중되어 있다. 이는 다른 천왕성 위성보다 뚜렷한 특징이며, 이산화 탄소가 검출된 최초의 천왕성 위성이기도 하다. 이산화 탄소의 기원은 명확하지 않으나, 천왕성 자기권의 고에너지 하전 입자나 태양 자외선의 영향, 또는 내부 얼음에 갇혀 있던 이산화 탄소의 탈가스 작용 등이 원인으로 추정된다.

아리엘의 내부는 암석 핵과 얼음 맨틀로 분화되었을 가능성이 있다. 핵의 반지름은 372km(아리엘 반지름의 64%), 질량은 위성 전체 질량의 56%로 추정되며, 중심핵 압력은 0.3 GPa이다. 얼음 맨틀의 현재 상태는 불분명하며, 내부 해양 존재에 대해서는 긍정적 및 부정적 의견이 모두 존재한다.

6. 1. 형성 과정

아리엘은 천왕성 주위의 강착 원반(주위 행성 원반)에서 형성된 것으로 추정된다. 이 원반은 가스와 먼지로 이루어져 있었는데, 천왕성 형성 후 한동안 존재했거나, 천왕성의 자전축 기울기를 크게 만든 거대 충돌로 인해 생성되었을 수 있다.^[40] 강착 원반의 자세한 조성은 알려져 있지 않지만, 천왕성의 위성이 토성의 위성보다 밀도가 높은 점으로 보아, 물이 비교적 적었을 가능성이 있다.^[25]

탄소와 질소는 대부분 메탄이나 암모니아가 아닌 일산화 탄소(CO)와 분자 질소(N₂) 형태로 존재했을 것으로 추정된다.^[40] 이러한 원반에서 형성된 위성은 물 얼음이 적고(CO와 N₂가 클라스레이트 형태로 갇힘) 암석이 더 많아, 결과적으로 밀도가 높아진다.^[25]

위성이 완전히 형성되기까지의 강착 과정은 수천 년 동안 지속되었을 것으로 예상된다.^[40]

6. 2. 진화

아리엘은 강착 원반 또는 부성운에서 형성된 것으로 추정된다. 부성운은 천왕성이 형성된 후 한동안 천왕성 주위에 존재했거나, 천왕성에게 큰 자전축 기울기를 부여했을 가능성이 높은 거대한 충돌에 의해 생성된 가스와 먼지의 원반이다.^[40] 강착 과정은 위성이 완전히 형성되기 전까지 수천 년 동안 지속되었을 것이다.^[40]

초기 강착 가열과 방사성 원소의 지속적인 붕괴, 그리고 과거 미란다와 티타니아와의 궤도 공명으로 인한 조석 가열로 인해 암모니아 (암모니아 수화물) 또는 일부 염과 같은 부동액이 존재했다면 얼음이 녹았을 수 있다.^[30]^[41] 녹는 현상은 얼음이 암석에서 분리되어 얼음 맨틀로 둘러싸인 암석 핵이 형성될 수 있도록 했을 것이다.^[31] 용해된 암모니아 함량이 높은 액체 물층(바다)이 핵–맨틀 경계에 형성되었을 수 있다. 이 혼합물의 공융점은 176 K이다.^[31] 그러나 바다는 오래 전에 얼어붙었을 가능성이 높다. 물이 얼면서 내부가 팽창하게 되었고, 이는 협곡의 형성과 고대 표면의 소멸을 초래했을 수 있다.^[34] 바다의 액체는 표면으로 분출되어 냉화산 활동이라고 알려진 과정으로 협곡의 바닥을 범람시켰을 수 있다.^[41]

모델에 따르면 강착 과정과 관련된 충돌로 인해 아리엘의 외부층이 가열되어 약 31 km 깊이에서 최대 195 K의 온도를 기록했을 것이다.^[41] 형성이 끝난 후, 지하층은 냉각되었고, 아리엘의 내부는 암석에 존재하는 방사성 원소의 붕괴로 인해 가열되었다.^[25] 표면 근처의 냉각층은 수축했고, 내부는 팽창했다. 이로 인해 위성의 껍질에 강한 인장 응력이 발생하여 약 30 MPa로 추정되며, 이는 균열을 유발했을 수 있다.^[42] 현재 존재하는 일부 절벽과 협곡이 이 과정의 결과일 수 있으며,^[34] 이는 약 2억 년 동안 지속되었다.^[42]

과거 궤도 공명으로 인한 조석 가열이 지질학적 활동의 주요 원인이었을 것으로 추정된다. 아리엘은 한때 티타니아와 4:1 공명에 갇혔다가 나중에 탈출했을 수 있다.^[30] 평균 운동 공명으로부터의 탈출은 목성이나 토성의 위성보다 천왕성의 위성에서 훨씬 더 쉽다. 이는 천왕성의 편구체 정도가 작기 때문이다.^[30] 약 38억 년 전에 발생했을 가능성이 있는 이러한 공명은 아리엘의 궤도 이심률을 증가시켰을 것이며, 이는 천왕성으로부터의 시간 변화 조석력으로 인한 조석 마찰을 초래했을 것이다. 이는 위성 내부를 최대 20 K만큼 따뜻하게 했을 것이다.^[30]

크기, 밀도, 표면 온도가 아리엘과 유사한 토성의 위성 디오네의 열 모델링에 따르면, 고체 상태 대류가 아리엘 내부에서 수십억 년 동안 지속될 수 있으며, 173 K (수성 암모니아의 융점)를 초과하는 온도가 형성 후 수억 년 동안 표면 근처에서 지속되었고, 핵 근처에서는 약 10억 년 동안 지속되었을 수 있다.^[34]

7. 관측 및 탐사

아리엘의 겉보기 등급은 14.8등급으로,^[13] 근일점 근처의 명왕성과 비슷하다. 하지만 명왕성은 30cm 구경의 망원경으로도 볼 수 있지만,^[43] 아리엘은 천왕성의 눈부심 때문에 40cm 구경의 망원경으로는 관측이 어려울 때가 많다.

허블 우주 망원경(HST)으로 촬영한 아리엘이 천왕성을 통과하는 모습, 그림자 포함

현재까지 아리엘에 대한 탐사는 1986년 1월 보이저 2호 탐사선이 천왕성을 근접 비행하면서 촬영한 것이 유일하다. ''보이저 2호''가 아리엘에 가장 가까이 접근한 거리는 127000km로, 미란다를 제외한 다른 모든 천왕성 위성보다 훨씬 가까웠다.^[45] 아리엘의 최고 해상도 이미지는 약 2km이다.^[34] 이 이미지들은 표면의 약 40%를 덮고 있지만, 지질도 작성과 크레이터 수를 세는 데 필요한 품질로 촬영된 부분은 35%에 불과했다.^[34] 탐사선이 지나갈 당시 아리엘의 남반구는 태양을 향하고 있었기 때문에, 북반구는 연구할 수 없었다.^[25]

2006년 7월 26일, 허블 우주 망원경은 천왕성에서 아리엘이 통과하는 희귀한 현상을 포착했는데, 이는 천왕성 구름 꼭대기에서 볼 수 있는 그림자를 드리웠다. 이러한 현상은 드물게 발생하며, 춘분 근처에서만 발생한다. 이는 아리엘의 천왕성 주위 궤도면이 태양 주위의 천왕성 궤도면에 대해 98° 기울어져 있기 때문이다.^[48] 2008년의 또 다른 통과 현상은 유럽 남방 천문대에 의해 기록되었다.^[49]

보이저 2호 이후 다른 우주선은 천왕성계를 방문한 적이 없다.^[46] 카시니 탐사선을 천왕성으로 보낼 가능성은 임무 연장 계획 단계에서 평가되었으나,^[47] 토성에서 출발하여 천왕성계에 도달하는 데 약 20년이 걸릴 것이었고, 이 계획은 토성에 머물다가 결국 카시니 탐사선을 토성의 대기에서 파괴하는 것으로 변경되었다.^[47]

참조

_[1] MW Ariel
_[2] 서적 Rich and strange: gender, history, modernism 1991
_[3] 뉴스 On this day The Times 2024-10-24
_[4] 웹사이트 The Shakespearean Moons of Uranus https://www.folger.e[...] Folger Shakespeare Library 2014
_[5] 간행물 Overlooked Ocean Worlds Fill the Outer Solar System https://www.scientif[...] Scientific American 2017-10-04
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_[7] 웹사이트 New Study of Uranus' Large Moons Shows 4 May Hold Water https://www.nasa.gov[...] 2023-05-04
_[8] 웹사이트 Uranus' 4 biggest moons may have buried oceans of salty water https://www.space.co[...] 2023-05-05
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