이아페투스 (위성)

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1. 개요
2. 발견
- 2.1. 초기 관측
3. 명칭
- 3.1. 명칭의 유래와 변천
4. 궤도
- 4.1. 궤도의 특징
5. 물리적 특징
- 5.1. 형태와 구성
6. 표면
- 6.1. 두 가지 색깔
  - 6.1.1. 색깔 차이의 원인
- 6.2. 적도 산맥
  - 6.2.1. 산맥의 형성과 기원
7. 탐사
- 7.1. 탐사 역사
8. 형성 과정
- 8.1. 다른 위성과의 관계
참조

1. 개요

이아페투스는 토성의 세 번째로 큰 위성으로, 1671년 조반니 도메니코 카시니에 의해 발견되었다. 이 위성은 어두운 반구와 밝은 반구를 가지는 독특한 특징을 보이며, 항상 같은 면을 토성 쪽으로 향하는 조석 고정 상태를 유지한다. 이아페투스는 낮은 밀도와 독특한 형태, 적도 산맥, 그리고 표면의 두 가지 색깔로 유명하다. 탐사선 보이저 1호, 보이저 2호, 그리고 카시니 궤도선에 의해 관측되었으며, 2007년 카시니가 1,227km 거리까지 근접 비행했다.

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이아페투스 (위성)
기본 정보
2007년 9월, 카시니 궤도선이 촬영한 이아페투스의 가색 이미지. 이아페투스의 특이한 색상과 오른쪽 가장자리에 있는 적도 능선을 볼 수 있음. 큰 충돌구인 엥겔리에와 게린이 하단 부근에 위치함.
명칭	이아페투스
별칭	Saturn VIII
영어 명칭	Iapetus, Japetus
형용사	이아페투스적인 (Iapetian)
명명 유래	Ἰαπετός Īapetus
발견
발견자	조반니 도메니코 카시니
발견일	1671년 10월 25일
궤도 특성
모행성	토성
궤도 장반경	3,560,820 km
근일점	3,659,390 km
원일점	3,462,250 km
궤도 이심률	0.0276812
공전 주기	79.3215일
평균 궤도 속도	3.26 km/s
궤도 경사	17.28° (황도면 기준) 15.47° (토성 적도 기준) 8.13° (라플라스 평면 기준)
물리적 특성
크기	1,492.0 × 1,492.0 × 1,424 km
평균 반지름	734.4 ± 2.8 km
표면적	6,777,600 km²
질량	1.80565×10²¹ kg
밀도	1.0887 ± 0.0127 g/cm³
표면 중력	1.805 m/s² (0.0228 g)
탈출 속도	1.805 km/s
자전 주기	79.3215일 (동기)
자전축 기울기	0°
반사율	0.05–0.5
겉보기 등급	10.2–11.9
표면 온도	90–130 K
미해결 문제
미해결 문제 1	이아페투스 (위성)의 적도 부근에 늘어선 높은 산맥의 기원은 무엇인가?
미해결 문제 2	그것은 뜨겁고 빠르게 자전하던 젊은 이아페투스의 잔재인가?
미해결 문제 3	아니면 시간이 지남에 따라 표면에 모인 물질(토성의 고리 또는 이아페투스 자체의 고리에서)의 결과인가?

2. 발견

이아페투스는 1671년 10월 25일 조반니 도메니코 카시니가 발견했다. 이는 크리스티안 하위헌스가 타이탄을 발견한 이후 두 번째로 발견된 토성의 위성이었다.^[8]^[9] 카시니는 이아페투스가 토성의 서쪽에서만 관측되고 동쪽에서는 관측되지 않는 특이한 현상을 발견했다. 1705년 개선된 망원경을 통해 동쪽에서도 관측하는 데 성공했지만, 그쪽 면이 두 등급 더 어둡다는 것을 확인했다.^[10]

2. 1. 초기 관측

조반니 도메니코 카시니는 1671년 10월 25일에 이아페투스를 발견했다. 이는 크리스티안 하위헌스가 타이탄을 발견한 이후 두 번째로 발견된 토성의 위성이었다.^[8]^[9]

카시니는 이아페투스가 토성의 서쪽에 있을 때 이 위성을 발견했지만, 몇 달 후 동쪽에서 관측하려고 시도했을 때는 실패했다. 다음 해에도 마찬가지로 서쪽에서는 관측할 수 있었지만 동쪽에서는 관측할 수 없었다. 카시니는 1705년 개선된 망원경을 사용하여 마침내 이아페투스를 동쪽에서 관측하였고, 그쪽 면이 두 등급 더 어둡다는 것을 발견했다.^[10]

카시니는 이아페투스가 밝은 반구와 어두운 반구를 가지고 있으며, 항상 같은 면을 토성 쪽으로 향하게 하는 조석 고정 상태임을 올바르게 추측했다. 즉, 이아페투스가 토성의 서쪽에 있을 때는 밝은 반구가 지구에서 보이고, 동쪽에 있을 때는 어두운 반구가 보인다는 의미이다.

3. 명칭

이아페투스의 이름은 그리스 신화의 티탄 이아페투스에서 유래했다. 존 허셜(윌리엄 허셜의 아들)이 1847년에 출판한 "희망봉에서 행한 천문 관측 결과"에서 이 이름을 제안했는데,^[12] 그는 토성의 위성들을 티탄족의 이름을 따서 명명할 것을 주장했다.^[11] 이 이름에는 '이아페투스'^[12]^[14] ,^[13]와 같은 변형된 표기가 존재한다.^[14]

3. 1. 명칭의 유래와 변천

이아페투스는 고대 그리스 신화의 우라노스와 가이아 사이에서 태어난 타이탄족의 이름인 '이아페토스(Ιαπετός)'에서 유래했다. 그리스식 발음은 '이아페토스'이지만 영어식 발음은 '아이애피터스(aɪˈæpɨtəs)'이다. 영어에서 가끔 이아페투스를 'Japetus'로 쓰기도 한다.^[12] 이 이름은 존 프레더릭 윌리엄 허셜이 1847년 자신의 저서 ''희망봉에서 이루어진 천문 관측 결과''에서 제안했다.^[11]

처음 발견되었을 때, 이아페투스는 조반니 카시니가 루이 14세를 기념하여 명명한 네 개의 토성의 위성 중 하나로, ''시데라 로도이케아''(루이의 별)로 불렸다.^[58] 그러나 천문학자들은 로마 숫자를 사용하여 토성의 위성들을 부르는 습관이 생겼고, 이아페투스는 토성으로부터 거리 순으로 다섯 번째로 알려진 위성이었기 때문에 '''토성 V'''가 되었다. 1789년 미마스와 엔켈라두스가 발견되면서 번호 체계가 확장되어 이아페투스는 '''토성 VII'''가 되었다. 1848년 히페리온이 발견되자 이아페투스는 '''토성 VIII'''가 되었고, 이는 오늘날에도 로마 숫자 명칭으로 사용되고 있다.^[15]

현재 한국에서 가장 많이 쓰이는 발음은 '이아페투스'인데, '아이아페투스'나 '이아페토스'로 쓰이기도 한다. Iapetus의 'I'를 'L'로 잘못 보고 '라페투스'라고 표기한 경우도 있다.

아서 찰스 클라크의 소설 『''2001 스페이스 오디세이''』에서 스타게이트가 있는 곳으로 이아페투스가 등장한다. 소설판에서는 이아페투스의 변광성에 주목하여 "눈알처럼 밝은 지역 한가운데 거대한 모노리스가 서 있다"는 설정이 나온다.

4. 궤도

이아페투스는 토성에서 멀리 떨어져 있고, 궤도가 기울어져 있어 다른 주요 위성들과 비교했을 때 매우 특이하다. 이러한 궤도 때문에 토성의 고리를 뚜렷하게 볼 수 있는 유일한 큰 위성이다.^[16] 이아페투스의 궤도 기울기에 대한 한 가지 설명은 먼 과거에 토성과 다른 행성이 만났다는 것이다.^[16]

다른 큰 위성들과 비교했을 때 이아페투스의 궤도(빨간색)를 옆에서 본 모습으로, 특이하게 기울어진 궤도면을 보여준다.

평균적으로 다음 안쪽 위성인 히페리온보다 토성으로부터 2.4배 더 멀리 떨어져 있음에도 불구하고, 이아페투스는 토성과 조석 고정되어 있지만 히페리온은 그렇지 않다.^[17]

4. 1. 궤도의 특징

이아페투스의 궤도는 다소 특이하다. 토성의 세 번째로 큰 위성이지만, 다음으로 가까운 주요 위성인 타이탄보다 토성으로부터 훨씬 더 멀리 떨어져 공전한다. 또한, 규칙 위성 중 가장 기울어진 궤도면을 가지고 있다. 포이베와 같은 불규칙 외곽 위성만이 더 기울어진 궤도를 가지고 있다.^[16] 이처럼 멀고 기울어진 궤도 때문에 이아페투스는 토성의 고리가 뚜렷하게 보이는 유일한 큰 위성이다. 다른 내부 위성에서는 고리가 옆으로 보이기 때문에 보기 어렵다.^[16] 이처럼 기울어진 궤도의 원인은 알려져 있지 않지만, 이 위성이 포획된 것은 아닐 가능성이 높다.^[16]

이아페투스는 토성에서 멀리 떨어져 기울어진 궤도를 가지고 있기 때문에, 토성의 주요 위성 중에서는 유일하게 위성 위에서 토성의 고리를 명확하게 볼 수 있다. 다른 내부 주요 위성에서는 고리를 거의 옆에서 보게 되므로, 보기 어렵다. 이아페투스에서 보면 토성의 겉보기 크기는 1°56'이 되는데, 이것은 지구에서 본 달의 겉보기 크기의 약 4배이다.

이아페투스와 타이탄의 궤도 주기는 5:1에 가깝고, 5억 년 전부터 500만 년 전까지는 5:1의 평균 운동 공명을 일으켰을 가능성이 있다.

5. 물리적 특징

표면 특징이 공식 명칭과 함께 표시된 이아페투스 지도. 0° 경도는 토성을 향하는 쪽을 나타냅니다.

이아페투스는 충돌구가 많으며, ''카시니'' 탐사선의 이미지는 350km가 넘는 거대한 충돌 분지가 5개 이상 있음을 보여준다. 가장 큰 분지인 터지스는 지름이 580km이다.^[22] 터지스의 가장자리는 매우 가파르며 약 15km 높이의 절벽이 있다.^[23]

이아페투스는 얼음 미끄러짐으로 인해 발생했을 가능성이 있는 장거리 산사태 또는 슈투르츠스트롬을 보이는 것으로 알려져 있다.^[24]

현재 측정된 이아페투스의 반지름은 746 x 746 x 712km이며, 평균 반지름은 734.5 ± 2.8km이다. 하지만 이아페투스 표면 전체가 아직 충분히 높은 해상도로 촬영되지 않았기 때문에 이 측정값은 킬로미터 단위에서 부정확할 수 있다.

5. 1. 형태와 구성

이아페투스는 밀도가 낮아, 암석 물질은 약 20% 정도만 포함되어 있고 대부분 얼음으로 구성되어 있다.^[20]

대부분의 큰 위성과 달리, 이아페투스의 전체 모양은 구형이나 타원체가 아니고, 볼록한 허리와 납작한 극을 가지고 있다.^[21] 고유한 적도 능선(아래 참조)은 매우 높아서 멀리서 볼 때도 이아페투스의 모양을 눈에 띄게 왜곡시킨다. 이러한 특징들 때문에 이아페투스는 종종 호두 모양으로 묘사된다.

이아페투스의 편평도는 크다. 자전 주기가 10시간이라면 편평도를 설명할 수 있지만, 실제 이아페투스의 자전 주기는 79일로 크게 차이가 난다. 이아페투스의 형태는 형성 직후의 자전이 빨랐던 단계에서 두꺼운 얼음 지각이 형성됨으로써 고정되어 버리고, 그 후 조석 마찰에 의해 자전 속도가 계속 감속되어, 최종적으로 공전 주기와 동기화되어 현재 상태에 이르렀다는 가설이 제안되고 있다.

6. 표면

이아페투스의 표면은 매우 독특하다. 한쪽은 먼지로 검게 덮여 있는 반면, 다른 한쪽은 흰 눈으로 덮여 있어 대조적인 느낌을 준다. 어두운 면은 카시니 영역(Cassini Regio)이라고 부르며, 밝은 면은 롱스보 대지(Roncevaux Terra)와 사라고사 대지(Zaragoza Terra)로 나뉜다. 지구에서 카시니 영역이 보일 때는 실시 등급이 11.9 정도이고, 롱스보 대지나 사라고사 대지가 보일 때는 10.2 정도로 밝아진다.^[25]^[26]^[27]

이아페투스의 낮은 밀도는 암석 물질이 약 20% 정도만 포함되어 있고 대부분 얼음으로 구성되어 있음을 나타낸다.^[20] 대부분의 큰 위성과 달리, 이아페투스의 전체 모양은 구형이나 타원체가 아니고, 볼록한 허리와 납작한 극을 가지고 있다.^[21] 이러한 특징들 때문에 이아페투스는 종종 호두 모양으로 묘사된다.

이아페투스에는 충돌구가 많으며, 가장 큰 분지인 터지스는 지름이 580km이다.^[22] 터지스 분화구 가장자리는 매우 가파르며 약 15km 높이의 절벽이 있다.^[23] 이아페투스는 얼음 미끄러짐으로 인해 발생했을 가능성이 있는 장거리 산사태 또는 슈투르츠스트롬을 보이는 것으로 알려져 있다.^[24]

6. 1. 두 가지 색깔

이아페투스의 표면은 한쪽은 먼지로 검게 덮여 있고, 다른 한쪽은 흰 눈으로 덮여 있어 매우 대조적이다. 이러한 특징은 이아페투스에만 존재하는 것으로, 2009년에 그 이유가 밝혀졌다.

2009년 스피처 우주 망원경은 적외선으로 토성의 거대한 포에베 고리를 촬영했는데, 이 고리가 이아페투스와 포에베 사이에 걸쳐 있었다. 포에베 고리는 지구가 10억 개나 들어갈 수 있을 만큼 거대하지만, 입자가 매우 작아 21세기까지 발견되지 못했다. 고리 입자가 이아페투스의 한쪽 면과 충돌하면서 먼지가 쌓여 검게 변한 것이다.

어두운 부분은 정확히는 먼지가 쌓인 것이 아니라 눈이 녹아 원래 표면이 드러난 것이다. 원래 눈으로 덮여 있던 면이 포에베 고리 입자와 충돌하여 녹은 것으로 보인다. 따라서 흰 면은 토성과 마주 보는 부분이다. 먼지가 쌓인 면은 '카시니 영역'이라 부르고, 흰 부분은 '롱스보 대지'라고 부른다. 지구에서 카시니 영역이 보일 때는 실시 등급이 11.9 정도이고, 롱스보 대지가 보일 때는 10.2 정도로 밝아진다.

이아페투스의 두 반구는 색깔 차이가 매우 뚜렷하다. 앞쪽 반구와 측면은 약간 붉은 갈색을 띠는 어두운색(알베도 0.03~0.05)인 반면, 뒤쪽 반구와 극지방 대부분은 매우 밝다(알베도 0.5~0.6, 거의 유로파만큼 밝다).^[25]^[26]^[27] 어두운 지역은 카시니 지역, 밝은 지역은 적도 북쪽의 롱소보 테라와 적도 남쪽의 사라고사 테라로 나뉜다. 원래 어두운 물질은 이아페투스 외부에서 온 것으로 여겨지지만, 현재는 주로 위성 표면의 따뜻한 지역에서 승화(증발)된 얼음의 잔류물로 구성되며, 햇빛에 노출되어 더욱 어두워졌다. 여기에는 원시 운석이나 혜성 표면에서 발견되는 물질과 유사한 유기물이 포함되어 있으며, 지상 관측에 따르면 탄소질이며, 아마도 얼어붙은 시안화수소 중합체와 같은 시아노 화합물을 포함할 것이다.

달 및 행성 연구소에서 제작한 이아페투스 표면의 색상 지도로, 밝은 반구와 어두운 반구 사이의 이분법을 명확하게 보여준다.

6. 1. 1. 색깔 차이의 원인

이아페투스의 표면은 한쪽은 먼지로 검게 덮여 있고 다른 한쪽은 흰 눈으로 덮여 있어 뚜렷한 색깔 차이를 보인다. 이러한 현상의 원인은 오랫동안 밝혀지지 않았으나, 최근 연구를 통해 그 비밀이 드러나고 있다.

초기에는 포에베를 비롯한 외부 위성에서 온 어두운 물질이 이아페투스의 앞면에 쌓여 색깔 차이를 만들었다고 추정했다. 2009년 스피처 우주 망원경이 발견한 포에베 고리는 이 가설을 뒷받침한다. 포에베 고리는 매우 거대하지만, 입자가 작아 21세기까지 발견되지 못했다. 이 고리의 입자들이 이아페투스의 한쪽 면과 충돌하면서 먼지가 쌓여 검게 변했다는 것이다.

하지만 현재는 더 복잡한 과정이 작용한 것으로 보고 있다. 이아페투스는 자전 주기가 79일로 매우 느려 토성계에서 낮과 밤의 온도 차이가 가장 큰 위성 중 하나이다. 어두운 지역(카시니 지역)은 햇빛을 더 많이 흡수하여 온도가 12.9만°C까지 올라가는 반면, 밝은 지역(롱스보 대지)은 11.3만°C 정도로 비교적 온도가 낮다.^[27]^[31] 이러한 온도 차이로 인해 카시니 지역에서는 얼음이 승화되어 밝은 지역, 특히 극지방에 다시 응축되는 현상이 발생한다. 이 과정이 지질학적 시간 규모에 걸쳐 반복되면서 카시니 지역은 더욱 어두워지고 밝은 지역은 더욱 밝아지는 양성 피드백 현상이 일어난다.^[27]

이아페투스의 밝은 지역. 롱소보 테라는 위쪽(북쪽)에 있고, 이아페투스에서 두 번째로 큰 분지인 엥젤리에가 있는 사라고사 테라는 아래쪽에 있다.

햇빛에 노출된 어두운 물질은 더욱 어두워지는 경향이 있다. 이 어두운 물질은 원시 운석이나 혜성 표면에서 발견되는 유기물을 포함하고 있으며, 지상 관측에 따르면 탄소질이며, 아마도 얼어붙은 시안화수소 중합체와 같은 시아노 화합물을 포함할 것이다.^[25]^[26]^[27]

결론적으로, 이아페투스의 색깔 차이는 외부 위성에서 온 물질, 얼음의 승화와 재응축, 햇빛에 의한 어두운 물질의 형성 등 여러 요인이 복합적으로 작용한 결과이다.

6. 2. 적도 산맥

이아페투스의 적도에는 1300km 길이, 20km 너비, 13km 높이의 거대한 산맥이 띠처럼 이어져 있다. 이 산맥은 2004년 12월 31일 카시니 탐사선이 이아페투스를 촬영하면서 발견되었으며, 보이저 2호가 이아페투스의 극지방을 촬영한 영상에서도 그 존재를 짐작할 수 있었다.^[36] 산맥의 봉우리는 주변 평원보다 20km 이상 높이 솟아 있어, 태양계에서 가장 높은 산들 중 일부를 형성한다.

이 산맥은 고립된 봉우리, 200km가 넘는 구간, 그리고 거의 평행한 세 개의 산맥으로 이루어진 복잡한 구조를 보인다.^[37] 밝은 지역에는 산맥이 없지만, 적도를 따라 일련의 고립된 10km 봉우리가 있다.^[38] 산맥에는 크레이터가 많아 오래되었음을 알 수 있다. 뚜렷한 적도 팽대부는 이아페투스에 호두와 같은 모양을 준다.

2009년 스피처 우주 망원경이 적외선으로 촬영한 포에베 고리는 이아페투스와 포에베 사이에 걸쳐있을 정도로 거대하다. 이 고리 입자가 이아페투스의 한쪽 면과 충돌하면서 먼지가 쌓여 검게 변했고, 이 입자들이 적도에 충돌하여 산맥을 형성한 것으로 추정된다.

6. 2. 1. 산맥의 형성과 기원

이아페투스의 적도 산맥 형성에 대해서는 여러 가설이 있지만, 아직 명확하게 밝혀진 것은 없다. 특히 산맥이 적도를 거의 완벽하게 따라가고 카시니 지역에만 국한된 이유는 설명하기 어렵다.^[39]

과거 빠른 자전 잔재 가설: 과거 이아페투스가 더 빨리 자전했을 때 형성된 찌그러진 타원체 모양의 잔재라는 주장이다. 이 가설에 따르면 산맥 높이로 추정되는 과거 자전 주기는 최대 17시간이었다. 이아페투스가 산맥 구조를 유지할 만큼 빠르게 냉각되었지만, 토성의 조석력에 의해 현재의 79일 자전 주기로 느려질 만큼 가소성이 있었다면, 알루미늄-26의 방사성 붕괴로 가열되었어야 한다. 알루미늄-26은 반감기가 71만 7천 년이며, 토성 형성 초기 원시 행성계 원반에 풍부했지만 지금은 모두 붕괴되었다. 따라서 이아페투스를 가열하는 데 필요한 알루미늄-26의 양으로 이아페투스 형성 시기를 추정할 수 있는데, 이 경우 이아페투스는 소행성 형성 시작 후 200만 년 이내라는 예상보다 빠른 시기에 형성되었어야 한다.
지하 융기 얼음 물질 가설: 산맥이 지하에서 솟아올라 응고된 얼음 물질로 구성되었다는 주장이다. 만약 산맥이 적도에서 떨어진 곳에 형성되었다면, 위성의 회전축 이동이 발생하여 현재 위치로 이동했다는 설명이 필요하다.
고리 강착 가설: 과거 이아페투스 주변에 존재했던 고리의 잔재가 강착되어 산맥이 형성되었다는 주장이다. 이아페투스는 힐 구체가 커서 형성 과정에서 주변에 고리를 가질 수 있었거나, 작은 위성이 파괴되어 고리가 되었을 가능성이 있다.
과거 역전 결과 가설: 산맥과 부풀어 오른 구조가 과거 역전의 결과라는 주장이다. 이 가설은 부풀어 오른 구조가 지각 평형 상태에 있으며, 그 아래에 저밀도 물질이 존재함을 의미한다. 산맥 또한 저밀도 물질로 구성되어 있으며, 적도를 따라 위치한 것은 이아페투스 내부 액체층에 작용하는 코리올리 힘의 결과일 수 있다.

7. 탐사

최초로 토성을 방문한 우주선인 파이오니어 11호는 이아페투스로부터 1030000km보다 가까이 접근하지 않아 이 위성의 이미지를 제공하지 못했다.^[41] 그럼에도 불구하고 파이오니어 11호는 인류가 토성계 내 천체로부터 직접 측정치를 얻으려 한 최초의 시도였다.

카시니 궤도선은 토성으로부터의 먼 거리 때문에 이아페투스에 대한 근접 관측이 어려웠음에도 불구하고 여러 번 중간 거리에서 촬영했다. 카시니는 2005년 11월 12일, 415000km 거리에서 두 번째 근접 통과를 수행했고,^[47] 2006년 1월 22일, 1300000km 거리에서 세 번째 근접 통과를 수행했다.^[48]^[49] 네 번째 근접 통과는 2006년 4월 8일에 약 866000km 거리에서 이루어졌으며, 이때는 카시니가 이아페투스의 궤도를 횡단했다.^[50]

7. 1. 탐사 역사

보이저 1호는 1980년 11월 12일 토성에 도착하여, 토성계를 벗어나는 동안 약 2480000km 거리에서 이아페투스의 이중 색조 모습을 명확하게 보여주는 사진을 보내왔다.^[42] ^[43]

1980년 11월 12일 보이저 1호가 약 거리에서 촬영한 이아페투스의 명암 영역을 명확하게 보여주는 최초의 이미지.

보이저 2호는 1981년 8월 22일 토성을 방문했으며, 909000km 거리에서 이아페투스에 가장 가까이 접근했다. 보이저 1호의 접근 방향과 반대 방향으로 토성계에 진입하면서 이아페투스의 북극 사진을 촬영했다.^[44]

1981년 8월 22일 보이저 2호가 약 거리에서 촬영한 이아페투스 북극의 이미지. 아래쪽 종점을 따라 있는 분화구는 롤란드이다.

이아페투스를 방문한 가장 최근의 탐사선은 2004년 7월 1일부터 토성 궤도를 돌았던 카시니 궤도선이다.^[45] 카시니는 2004년 12월 31일, 약 123400km 거리에서 이아페투스의 첫 번째 목표 근접 통과를 수행했다.^[46] 이후 2007년 9월 10일에 최소 1227km 거리에서 이아페투스에 가장 가까이 근접 통과했다.^[51] 이 만남 이후 카시니는 이아페투스에 대한 추가적인 목표 근접 통과를 수행하지 않았다.

8. 형성 과정

이아페투스는 토성 주위의 주행성원반에서 형성되었을 것으로 추정된다. 이는 태양계의 행성이 원시 행성계 원반에서 형성된 과정과 유사하다. 젊은 거대 행성이 형성되면 주변에 점차 물질이 강착하여 원반이 형성되고, 그 안에서 위성이 만들어진다.^[18]

최근 연구에 따르면 타이탄보다 안쪽에 있는 위성들은 모두 나이가 1억 년 이하로, 이아페투스가 이들과 같은 일련의 충돌로 형성되었을 가능성은 낮다. 따라서 이아페투스는 타이탄과 마찬가지로 초기부터 존재했던 원시 위성일 가능성도 제기된다.^[19]

8. 1. 다른 위성과의 관계

토성의 위성들은 일반적으로 강착을 통해 형성된 것으로 여겨지는데, 이는 태양계의 행성 형성 과정과 유사하다. 젊은 가스 행성들이 형성됨에 따라, 이들은 점차 위성으로 합쳐지는 물질의 원반으로 둘러싸였다. 그러나 타이탄의 형성에 대한 제안된 모델은 타이탄이 기존 위성들 사이의 일련의 거대 충돌로 형성되었다는 것을 시사한다. 레아와 이아페투스는 이러한 충돌의 잔해에서 형성된 것으로 생각된다.^[18] 그러나 최근 연구에 따르면 타이탄보다 안쪽에 있는 토성의 모든 위성은 1억 년이 채 되지 않았다고 한다. 따라서 이아페투스는 레아와 타이탄보다 안쪽에 있는 다른 모든 위성들과 같은 일련의 충돌에서 형성되었을 가능성이 적으며, 타이탄과 함께 원시 위성일 가능성이 있다.^[19]

참조

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