불규칙 위성

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1. 개요

불규칙 위성은 궤도 운동이 모행성의 중력 외에 태양, 다른 행성 또는 위성의 영향을 받는, 모행성으로부터 멀리 떨어진 위성을 의미한다. 힐 권의 반지름과 비교하여 긴반지름이 크고, 궤도 경사 및 이심률이 높은 특징을 보인다. 불규칙 위성은 역행 궤도가 순행 궤도보다 흔하며, 궤도 요소의 변화가 크다. 포획된 천체일 가능성이 높으며, 에너지 소산, 힐 권 확장, 삼체 상호 작용 등을 통해 포획될 수 있다. 일부는 유사한 궤도를 공유하는 그룹을 형성하며, 동역학적 및 색상 그룹으로 분류된다. 목성, 토성, 천왕성, 해왕성에서 관측되었으며, 카시니, 보이저 2호 등의 탐사선을 통해 연구되었다.

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불규칙 위성

2. 정의

불규칙 위성은 널리 받아들여지는 정확한 정의는 없지만, 일반적으로 위성의 궤도면의 세차운동이 주로 태양이나 다른 행성, 또는 다른 위성에 의해 제어될 정도로 모행성으로부터 멀리 떨어져 있는 위성을 의미한다.^[4]

실제로 위성의 긴반지름은 행성의 힐 권 (즉, 중력 영향권) 반지름 $r_H$ 와 비교된다. 불규칙 위성은 0.05 $r_H$ 보다 큰 긴반지름과 0.65 $r_H$ 까지 확장되는 원지점을 갖는다.^[3] 천왕성과 해왕성은 질량이 작음에도 불구하고 태양에서 더 멀리 떨어져 있기 때문에 목성과 토성보다 더 큰 힐 권 반지름을 가진다. 그러나 알려진 불규칙 위성 중 0.47 $r_H$ 을 초과하는 긴반지름을 가진 위성은 없다.^[5]

달은 예외적인 경우로 보인다. 달은 태양에 의해 주로 세차운동이 제어되고 긴반지름이 지구 힐 권 반지름의 0.05보다 크지만, 일반적으로 불규칙 위성으로 분류되지 않는다. 반면, 해왕성의 트리톤은 포획된 천체로 추정되며, 트리톤의 세차운동이 태양이 아닌 해왕성의 편평도에 의해 주로 제어되기 때문에 해왕성 힐 권 반지름의 0.05 이내임에도 불구하고 일반적으로 불규칙 위성으로 분류된다.^[5] 해왕성의 네레이드와 토성의 이아페투스는 모행성의 힐 권 반지름의 0.05에 가까운 긴반지름을 갖는다. 매우 이심률이 큰 궤도를 가진 네레이드는 일반적으로 불규칙 위성으로 분류되지만, 이아페투스는 그렇지 않다.

3. 궤도

알려진 불규칙 위성의 궤도는 매우 다양하지만, 몇 가지 패턴이 나타난다. 역행 궤도는 순행 궤도보다 훨씬 흔하며(83%), 궤도 경사가 60°보다 큰(또는 역행 위성의 경우 130°보다 작은) 위성은 알려져 있지 않다. 네레이드를 제외하고는 불규칙 위성 중 경사가 26° 미만인 위성은 없고, 170°보다 큰 경사는 토성계에서만 발견된다. 또한, 하나의 큰 위성이 몇 개의 작은 위성과 유사한 궤도를 공유하는 몇몇 그룹을 확인할 수 있다.^[5]

행성으로부터의 거리를 고려할 때, 외곽 위성의 궤도는 태양에 의해 매우 크게 섭동을 받으며 궤도 요소는 짧은 간격으로 크게 변한다. 예를 들어, 파시파에의 긴반지름은 2년(한 궤도) 만에 최대 1.5 Gm, 경사는 약 10°, 이심률은 24년(목성의 궤도 주기의 두 배) 만에 최대 0.4까지 변한다.^[6] 결과적으로, 주어진 날짜의 접촉 궤도가 아닌 ''평균'' 궤도 요소(시간에 따라 평균)를 사용하여 그룹을 식별한다.

불규칙 위성은 헬리오 중심 궤도에서 포획되었을 수 있다. 실제로 거대 행성의 불규칙 위성, 목성 및 해왕성 트로이군, 그리고 회색 카이퍼 벨트 천체는 유사한 기원을 가지고 있는 것으로 보인다.^[7] 이러한 포획은 다음 중 적어도 하나가 발생해야 한다.

에너지 소산 (예: 원시 가스 구름과의 상호 작용)
행성의 힐 권이 짧은 기간 (수천 년) 동안 상당한 (40%) 확장
삼체 상호 작용에서 에너지 전달.

포획 후, 일부 위성은 분해되어 유사한 궤도를 따르는 더 작은 위성의 그룹을 형성할 수 있다. 궤도 공명은 궤도를 더욱 수정하여 이러한 그룹을 덜 인식할 수 있게 할 수 있다.

불규칙 위성의 현재 궤도는 원점 근처의 상당한 섭동에도 불구하고 안정적이다.^[10] 이러한 안정성은 많은 불규칙 위성들이 세속 공명 또는 코자이 메커니즘으로 궤도를 돌기 때문이다.^[11] 시뮬레이션 결과는 50°에서 130° 사이의 경사 궤도는 매우 불안정하며, 위성의 이심률이 빠르게 증가하여 위성이 손실된다는 것과,^[6] 역행 궤도가 순행 궤도보다 더 안정적이라는 것(안정적인 역행 궤도는 행성에서 더 멀리 떨어진 곳에서 찾을 수 있다)을 보여준다.

이심률이 증가하면 근점이 작아지고 원점이 커진다. 위성은 규칙적인 (더 큰) 위성 구역에 진입하여 충돌 및 근접 조우를 통해 손실되거나 방출된다. 또는 증가하는 원점에서 태양에 의한 섭동이 증가하여 힐 권 밖으로 밀려난다. 역행 위성은 순행 위성보다 행성에서 더 멀리 떨어진 곳에서 발견될 수 있다. 상세한 수치 적분은 이러한 비대칭성을 보여주었다. 한계는 경사 및 이심률의 복잡한 함수이지만, 일반적으로 0.47 r_H (힐 구체 반경)까지의 긴반지름을 가진 순행 궤도가 안정적일 수 있는 반면, 역행 궤도의 경우 안정성은 0.67 r_H까지 확장될 수 있다.

긴반지름에 대한 경계는 순행 위성의 경우 놀라울 정도로 날카롭다. 0.5 r_H에 위치한 순행, 원형 궤도(경사=0°)의 위성은 40년 안에 목성을 떠날 것이다. 이 효과는 소위 ''이각 공명''으로 설명할 수 있다. 위성의 원점은 행성이 위성을 잡는 힘이 가장 약한 지점으로, 태양의 위치와 공명하게 된다. 섭동의 효과는 각 통과 시 누적되어 위성을 더욱 바깥쪽으로 밀어낸다.^[10] 순행 위성과 역행 위성 간의 비대칭성은 행성과 함께 회전 좌표계에서 코리올리 가속도로 매우 직관적으로 설명할 수 있다. 순행 위성의 경우 가속도가 바깥쪽을 향하고 역행 위성의 경우 안쪽을 향하여 위성을 안정시킨다.^[12]

소행성이 태양 중심 궤도에서 포획되는 것이 항상 영구적인 것은 아니다. 시뮬레이션에 따르면, 임시 위성은 흔한 현상이다.^[13]^[14] 관측된 유일한 예는 2006년과 2020년에 발견된 지구의 임시 위성인 2006 RH120와 2020 CD3이다.^[15]^[16]^[17]

3. 1. 현재 분포

알려진 불규칙 위성의 궤도는 매우 다양하지만, 몇 가지 패턴이 나타난다. 역행 궤도는 순행 궤도보다 훨씬 흔하다(83%). 궤도 경사가 60°보다 큰(또는 역행 위성의 경우 130°보다 작은) 위성은 알려져 있지 않으며, 네레이드를 제외하고는 불규칙 위성 중 경사가 26° 미만인 위성은 없고, 170°보다 큰 경사는 토성계에서만 발견된다. 또한, 하나의 큰 위성이 몇 개의 작은 위성과 유사한 궤도를 공유하는 몇몇 그룹을 확인할 수 있다.^[5]

행성으로부터의 거리를 고려할 때, 외곽 위성의 궤도는 태양에 의해 매우 크게 섭동을 받으며 궤도 요소는 짧은 간격으로 크게 변한다. 예를 들어, 파시파에의 긴반지름은 2년(한 궤도) 만에 최대 1.5 Gm, 경사는 약 10°, 이심률은 24년(목성의 궤도 주기의 두 배) 만에 최대 0.4까지 변한다.^[6] 결과적으로, 주어진 날짜의 접촉 궤도가 아닌 ''평균'' 궤도 요소(시간에 따라 평균)를 사용하여 그룹을 식별한다. (마찬가지로, 고유 궤도 요소는 소행성족을 결정하는 데 사용된다.)

3. 2. 기원

불규칙 위성은 헬리오 중심 궤도에서 포획되었을 수 있다. 실제로 거대 행성의 불규칙 위성, 목성 및 해왕성 트로이군, 그리고 회색 카이퍼 벨트 천체는 유사한 기원을 가지고 있는 것으로 보인다.^[7] 또는, 해왕성 바깥 천체가 가까운 통과하는 별로 인해 주입되었을 수 있으며, 이러한 주입된 해왕성 바깥 천체의 일부가 거대 행성에 포획되었을 수 있다.^[8] 이러한 일이 발생하려면 다음 중 적어도 하나가 발생해야 한다.

에너지 소산 (예: 원시 가스 구름과의 상호 작용)
행성의 힐 권이 짧은 기간 (수천 년) 동안 상당한 (40%) 확장
삼체 상호 작용에서 에너지 전달. 여기에는 다음이 포함될 수 있다.
* 들어오는 천체와 위성의 충돌 (또는 근접 조우), 이로 인해 들어오는 천체가 에너지를 잃고 포획됨.
* 들어오는 이중 천체와 행성 (또는 기존 위성) 사이의 근접 조우로 이중 천체의 한 구성 요소가 포획됨. 이러한 경로는 트리톤에 가장 유력한 것으로 제안되었다.^[9]

포획 후, 일부 위성은 분해되어 유사한 궤도를 따르는 더 작은 위성의 그룹을 형성할 수 있다. 궤도 공명은 궤도를 더욱 수정하여 이러한 그룹을 덜 인식할 수 있게 할 수 있다.

3. 3. 장기적 안정성

불규칙 위성의 현재 궤도는 원점 근처의 상당한 섭동에도 불구하고 안정적이다.^[10] 이러한 안정성은 많은 불규칙 위성들이 세속 공명 또는 코자이 메커니즘으로 궤도를 돌기 때문이다.^[11]

시뮬레이션 결과는 다음과 같은 결론을 보여준다.

50°에서 130° 사이의 경사 궤도는 매우 불안정하다. 위성의 이심률이 빠르게 증가하여 위성이 손실된다.^[6]
역행 궤도가 순행 궤도보다 더 안정적이다 (안정적인 역행 궤도는 행성에서 더 멀리 떨어진 곳에서 찾을 수 있다).

이심률이 증가하면 근점이 작아지고 원점이 커진다. 위성은 규칙적인 (더 큰) 위성 구역에 진입하여 충돌 및 근접 조우를 통해 손실되거나 방출된다. 또는 증가하는 원점에서 태양에 의한 섭동이 증가하여 힐 권 밖으로 밀려난다.

역행 위성은 순행 위성보다 행성에서 더 멀리 떨어진 곳에서 발견될 수 있다. 상세한 수치 적분은 이러한 비대칭성을 보여주었다. 한계는 경사 및 이심률의 복잡한 함수이지만, 일반적으로 0.47 r_H (힐 구체 반경)까지의 긴반지름을 가진 순행 궤도가 안정적일 수 있는 반면, 역행 궤도의 경우 안정성은 0.67 r_H까지 확장될 수 있다.

긴반지름에 대한 경계는 순행 위성의 경우 놀라울 정도로 날카롭다. 0.5 r_H에 위치한 순행, 원형 궤도(경사=0°)의 위성은 40년 안에 목성을 떠날 것이다. 이 효과는 소위 ''이각 공명''으로 설명할 수 있다. 위성의 원점은 행성이 위성을 잡는 힘이 가장 약한 지점으로, 태양의 위치와 공명하게 된다. 섭동의 효과는 각 통과 시 누적되어 위성을 더욱 바깥쪽으로 밀어낸다.^[10]

순행 위성과 역행 위성 간의 비대칭성은 행성과 함께 회전 좌표계에서 코리올리 가속도로 매우 직관적으로 설명할 수 있다. 순행 위성의 경우 가속도가 바깥쪽을 향하고 역행 위성의 경우 안쪽을 향하여 위성을 안정시킨다.^[12]

3. 4. 임시 포획

소행성이 태양 중심 궤도에서 포획되는 것이 항상 영구적인 것은 아니다. 시뮬레이션에 따르면, 임시 위성은 흔한 현상이다.^[13]^[14] 관측된 유일한 예는 2006년과 2020년에 발견된 지구의 임시 위성인 2006 RH120와 2020 CD3이다.^[15]^[16]^[17]

4. 물리적 특성

불규칙 위성은 모행성에서 멀리 떨어져 있어 조석력이 약하기 때문에, 조석 고정된 정규 위성과 달리 자전과 공전 주기가 일치하지 않는다. 히말리아, 포에베, 시코락스, 네레이드는 궤도 주기가 수백 일인데 비해 자전 주기는 약 10시간 정도로 측정되었으며, 이는 소행성의 자전 속도와 유사하다. 반면, 해왕성의 위성 트리톤은 크기가 훨씬 크고 모행성에 더 가까워 조석 고정되어 있다.^[21]

목성(빨간색), 토성(노란색), 천왕성(녹색)의 불규칙 위성 색상 차이. 색상 지수가 알려진 위성만 표시. 켄타우루스 소행성 5145 폴루스와 3개의 고전적 카이퍼 벨트 천체도 비교를 위해 표시(회색, 크기는 실제와 다름).

불규칙 위성의 색상은 색지수로 연구할 수 있는데, 이는 파랑 (B), 가시광선(녹황색, V), 빨강 (R) 필터로 측정한 겉보기 등급의 차이를 나타낸다. 불규칙 위성은 중성(회색)에서 적색까지 다양한 색상을 보이지만, 일부 카이퍼 벨트 천체만큼 붉지는 않다. 각 행성계마다 특징이 조금씩 다른데, 목성의 불규칙 위성은 C형, P형, D형 소행성과 유사하게 회색에서 약간 붉은색을 띤다.^[20] 일부 위성군은 비슷한 색상을 공유하기도 한다. 토성의 불규칙 위성은 목성보다 약간 더 붉은색을 띤다.

천왕성의 큰 불규칙 위성인 시코락스와 칼리반은 밝은 빨간색인 반면, 더 작은 프로스페로와 세테보스는 회색이다. 해왕성의 네레이드와 할리메데 역시 회색이다.^[21]

대부분 위성의 가시광선 및 근적외선 스펙트럼은 현재 해상도에서 뚜렷한 특징을 보이지 않는다. 포에베와 네레이드에서는 물 얼음의 존재가 추정되며, 히말리아에서는 수성 변질의 특징이 발견되었다.

불규칙 위성과 소행성 비교
알베도^[19]	중성	적색	빨강
낮음	C형 (3–8%)	P형 (2–6%)	D형 (2–5%)
중간		M형 (10–18%)	A형 (13–35%)
높음		E형 (25–60%)

4. 1. 크기

불규칙 위성의 크기 분포는 멱법칙을 따르는 경향이 있는데, 이는 큰 천체보다 작은 천체가 훨씬 더 많다는 것을 의미한다. 소행성과 유사한 천체 집단의 크기 분포는 멱법칙으로 표현될 수 있으며, 수학적 관계는 다음과 같이 근사된다.

:

\frac{d N}{d D} \sim D^{-q}

여기서 ''q''는 기울기를 정의한다.

불규칙 위성의 경우, 10~100 km 크기에서 완만한 멱법칙(''q'' ≃ 2)이 관찰되지만,^[18] 10 km 미만의 천체에서는 더 가파른 법칙(''q'' ≃ 3.5)이 관찰된다.^[18] 2010년 캐나다-프랑스-하와이 망원경이 촬영한 이미지 분석에 따르면, 약 400m의 검출 한계까지, 목성의 작은 역행 위성 집단의 멱법칙은 ''q'' ≃ 2.5로 비교적 완만하다. 따라서 목성은 직경 400m 이상의 위성이 600 ± 300개 있을 것으로 추정할 수 있다.^[18]

각 거대 행성 주위에는 전체 불규칙 위성계 질량의 대부분을 차지하는 큰 불규칙 위성이 하나씩 존재한다.^[5]

행성	위성	불규칙 위성계 질량 점유율
목성	히말리아	약 75%
토성	포에베	약 98%
천왕성	시코락스	약 90%
해왕성	네레이드	약 98% (불규칙 위성 전체 질량의 약 2/3)

4. 2. 색상 및 스펙트럼

불규칙 위성의 색상은 색상 지수를 통해 연구할 수 있는데, 이는 파랑 (B), 가시광선(녹황색, V), 빨강 (R) 필터를 통해 측정한 물체의 겉보기 등급 차이를 간단하게 나타낸 값이다. 불규칙 위성의 관측된 색상은 중성(회색)에서 적색까지 다양하다(그러나 일부 카이퍼 벨트 천체의 색상만큼 붉지는 않음).

알베도^[19]	중성	적색	빨강
낮음	C _3–8%	P _2–6%	D _2–5%
중간		M _10–18%	A _13–35%
높음		E _25–60%

각 행성계는 약간 다른 특징을 보인다. 목성의 불규칙 위성은 C, P 및 D형 소행성과 일치하는 회색에서 약간 붉은색이다.^[20] 일부 위성군은 유사한 색상을 나타내는 것으로 관찰된다. 토성의 불규칙 위성은 목성의 불규칙 위성보다 약간 더 붉다.

큰 천왕성 불규칙 위성(시코락스 및 칼리반)은 밝은 빨간색인 반면, 더 작은 프로스페로와 세테보스는 회색이며, 해왕성 위성 네레이드와 할리메데도 회색이다.^[21]

현재 해상도에서는 대부분의 위성의 가시광선 및 근적외선 스펙트럼은 특징이 없는 것으로 나타난다. 지금까지 물 얼음은 포에베와 네레이드에서 추정되었으며, 수성 변질로 인한 특징은 히말리아에서 발견되었다.

4. 3. 자전

정규 위성은 대개 조석 고정되어 있다(즉, 궤도가 자전과 동기하여 모행성을 향해 한쪽 면만 보여준다). 반면에, 불규칙 위성에 작용하는 조석력은 행성과의 거리가 멀어 무시할 수 있으며, 가장 큰 위성인 히말리아, 포에베, 시코락스, 네레이드의 자전 주기는 단 10시간 범위에서 측정되었다(이는 수백 일에 달하는 궤도 주기와 비교된다). 이러한 자전 속도는 소행성의 전형적인 범위와 같다. 트리톤은 훨씬 크고 모행성에 더 가까이 있기 때문에 조석 고정되어 있다.

5. 공통 기원을 가진 군

일부 불규칙 위성은 여러 위성이 비슷한 궤도를 공유하는 '그룹'으로 공전하는 것으로 보인다. 유력한 이론은 이 천체들이 더 큰 천체가 파괴되어 생성된 충돌족이라는 것이다.

5. 1. 동역학적 그룹

단순 충돌 모델을 사용하면 속도 변화(Δv)에 따른 궤도 매개변수의 분산을 추정할 수 있다. 이 모델을 통해 알려진 궤도 매개변수에서 관측된 분산을 유발하는 데 필요한 Δv를 추정할 수 있다. 수십 m/s (5~50 m/s) 정도의 Δv는 파편화로 인해 발생할 수 있다. 이러한 기준을 바탕으로 불규칙 위성의 동역학적 그룹을 구별하고, 파편화에 따른 공통 기원 가능성을 평가할 수 있다.^[22]

궤도 분산이 지나치게 넓으면(즉, 수백 m/s 단위의 Δv가 필요한 경우) 다음을 고려해야 한다.

하나 이상의 충돌. 즉, 클러스터를 더 작은 그룹으로 세분화.
공명으로 인한 상당한 충돌 후 변화.

5. 2. 색상 그룹

위성의 색상과 스펙트럼이 알려진 경우, 주어진 그룹의 모든 구성원에 대한 이러한 데이터의 균일성은 공통 기원을 강력하게 시사하는 증거가 된다. 그러나 사용 가능한 데이터의 정밀성이 부족하여 통계적으로 유의미한 결론을 도출하기 어려운 경우가 많다. 또한 관측된 색상이 반드시 위성의 전체적인 구성 성분을 나타내는 것은 아니다.^[1]

6. 관측된 그룹

목성, 토성, 천왕성, 해왕성과 같은 거대 행성 주위에서 발견되는 불규칙 위성들은 뚜렷한 궤도적 특징에 따라 여러 그룹으로 분류된다. 이러한 그룹은 각 행성계 내에서 불규칙 위성들의 기원과 진화 과정을 이해하는 데 중요한 단서를 제공한다.
목성의 불규칙 위성군목성의 불규칙 위성군은 크게 순행 위성군과 역행 위성군으로 나뉜다.

순행 위성군: 히말리아군은 평균 28°의 경사각을 공유하며, 동역학적으로 묶여 있고 가시광선과 근적외선 파장에서 균일한 중성 색상을 보인다.^[23] 테미스토, 카르포, 발레투도는 알려진 순행 위성군에 속하지 않는다.
역행 위성군: 카르메군은 평균 165°의 경사각을 공유하며, 구성원 모두 밝은 적색을 띤다. 아난케군은 평균 148°의 경사각을 가지며, 아난케는 밝은 적색이지만 다른 구성원은 회색이다. 파시파에군은 매우 분산되어 있으며, 파시파에는 회색, 다른 구성원은 밝은 적색이다. 시노페는 때때로 파시파에군에 포함되지만, 독립적으로 포획되었을 가능성도 있다.^[20]^[24]

토성의 불규칙 위성군토성의 불규칙 위성 역시 순행 위성군과 역행 위성군으로 분류된다.^[23]

순행 위성군: 갈릭군은 평균 34°의 경사각을 공유하며, 옅은 붉은색을 띤다. 이누이트군은 평균 46°의 경사각을 공유하며, 옅은 붉은색을 띠는 물리적으로 균일한 특성을 보인다.
역행 위성군: 노르드군은 궤도 매개변수가 매우 넓게 분산되어 있으며, 포이베군과 스카디군 등의 하위 그룹이 존재한다.

천왕성 및 해왕성의 불규칙 위성군천왕성과 해왕성의 불규칙 위성은 관측의 어려움으로 인해 수가 적어 통계적으로 유의미한 군집을 나누기 어렵다. 천왕성의 경우 칼리반 군과 시코락스 군 두 그룹이 제안되었으나,^[20] 색깔과의 직접적인 관련성은 불분명하다.^[21] 해왕성의 경우 사마테와 네소가 같은 기원을 가질 수 있으며,^[26] 할리메데는 네레이드의 조각일 가능성이 제기되었다.^[21]

6. 1. 목성의 불규칙 위성군

목성의 불규칙 위성들의 궤도로, 이들이 어떻게 그룹으로 묶이는지 보여준다. 위성은 상대적인 크기를 나타내는 원으로 표시된다. 가로축의 물체 위치는 목성으로부터의 거리를 보여준다. 세로축의 위치는 궤도 경사를 나타낸다. 노란색 선은 궤도 이심률을 나타낸다(즉, 궤도에서 목성으로부터의 거리가 얼마나 변하는지). 2006년 기준 데이터.

목성의 불규칙 위성군은 일반적으로 다음과 같은 그룹으로 나뉜다(동적으로 묶인 그룹은 굵은 글씨로 표시).

순행 위성
'''히말리아군'''은 평균 경사 28°를 공유한다. 동역학적으로 묶여 있으며(Δ''v'' ≈ 150 m/s), 가시광선 파장(C형 소행성과 유사한 중성 색상)과 근적외선 파장에서 균일하다.^[23]
테미스토, 카르포, 발레투도는 알려진 순행 위성군에 속하지 않는다.

히말리아의 궤도 애니메이션. 목성 (파란색), 히말리아 (분홍색), 칼리스토 (청록색).

역행 위성
'''카르메군'''은 평균 경사 165°를 공유한다. 동역학적으로 묶여 있으며(5 < Δ''v'' < 50 m/s), 색상이 매우 균일하여 각 구성원은 D형 소행성의 조상과 일치하는 밝은 적색을 나타낸다.
'''아난케군'''은 평균 경사 148°를 공유한다. 궤도 매개변수의 분산이 거의 없으며(15 < Δ''v'' < 80 m/s), 아난케 자체는 밝은 적색으로 보이지만 다른 그룹 구성원은 회색이다.
'''파시파에군'''은 매우 분산되어 있다. 파시파에 자체는 회색으로 보이지만 다른 구성원(칼리로에, 메갈리테)은 밝은 적색이다.
시노페는 때때로 파시파에군에 포함되기도 하지만, 붉은색이며 경사의 차이를 고려할 때 독립적으로 포획되었을 수 있다.^[20]^[24] 파시파에와 시노페는 목성과의 세속 공명에 갇혀 있다.^[10]^[22]

6. 2. 토성의 불규칙 위성군

토성의 불규칙 위성은 일반적으로 다음과 같이 분류된다.^[23]

순행 위성

* 갈릭군은 평균 34°의 궤도 경사각을 공유한다. 이들의 궤도는 역학적으로 밀집되어 있고(Δ''v'' ≈ 50 m/s), 옅은 붉은색을 띤다. 색상은 가시광선 및 근적외선 파장에서 균일하다.
* 이누이트군은 평균 46°의 궤도 경사각을 공유한다. 이들의 궤도는 넓게 분산되어 있지만(Δ''v'' ≈ 350 m/s), 옅은 붉은색을 띠는 물리적으로 균일하다.

키비우크, 이지라크, 파알리아크, 시아르나크, 타르케크

역행 위성

* 노르드군은 주로 명명 목적으로 정의된다. 궤도 매개변수는 매우 넓게 분산되어 있다. 다음을 포함한 하위 그룹이 연구되었다.
** 포이베군은 평균 174°의 궤도 경사각을 공유한다. 이 하위 그룹도 넓게 분산되어 있으며, 최소 두 개의 하위 하위 그룹으로 더 나눌 수 있다.
** 스카디군은 노르드군의 가능한 하위 그룹이다.

토성, 포이베, 타이탄

6. 3. 천왕성 및 해왕성의 불규칙 위성군

현재까지 알려진 바에 따르면, 천왕성과 해왕성을 공전하는 불규칙 위성의 수는 목성과 토성에 비해 적다. 그러나 이는 천왕성과 해왕성이 더 멀리 떨어져 있어 관측이 어렵기 때문일 가능성이 크다. 실제로 알베도를 0.04로 가정했을 때, 현재 기술로 감지 가능한 위성의 최소 반경은 천왕성이 7km, 해왕성이 16km이다.^[3] 따라서 아직 발견되지 않은 작은 천왕성 및 해왕성 위성들이 존재할 가능성이 높다.

수가 적기 때문에 통계적으로 유의미한 군집을 나누기는 어렵다. 천왕성의 역행 불규칙 위성들은 단일 기원에서 비롯되었을 가능성이 낮은데, 이는 궤도 매개변수의 분산(Δ''v'' ≈ 300 km)이 크기 때문이다. 이는 충돌체의 직경이 395 km로 매우 컸음을 의미하며, 이는 파편의 크기 분포와 양립할 수 없다. 대신, 두 개의 그룹이 존재할 가능성이 제기되었다:^[20]

칼리반 군
시코락스 군

이 두 그룹은 천왕성으로부터의 거리와 이심률에서 뚜렷한 차이를 보인다(3σ 신뢰도).^[25] 그러나 이 구분은 관측된 색깔과는 직접적인 관련이 없다. 칼리반과 시코락스는 밝은 적색을 띠지만, 더 작은 위성들은 회색으로 보인다.^[21]

해왕성의 경우, 사마테와 네소가 같은 기원을 가질 수 있다는 점이 주목된다.^[26] 비슷한 회색 색상을 고려할 때, 할리메데는 네레이드의 조각일 가능성도 제기되었다.^[21] 이 두 위성은 태양계의 나이 동안 충돌 확률이 41%로 매우 높았다.^[27]

7. 탐사

현재까지 우주선이 근접해서 방문한 불규칙 위성은 해왕성의 트리톤과 토성의 포에베뿐인데, 각각 해왕성과 토성의 불규칙 위성 중 가장 크다. 보이저 2호는 1989년에 트리톤을 촬영했고, 카시니 탐사선은 2004년에 포에베를 촬영했다. 보이저 2호는 1989년에 해왕성의 네레이드의 먼 거리 이미지를 포착했으며, 카시니는 2000년에 목성의 히말리아의 먼 거리, 저해상도 이미지를 포착했다. 뉴 호라이즌스는 2007년에 목성의 히말리아, 엘라라, 칼리르호에의 저해상도 이미지를 포착했다.^[5]

카시니 임무 기간 동안, 많은 토성의 불규칙 위성들이 원거리에서 관측되었다. 해당 위성들은 알비오릭스, 베비온, 베르겔미르, 베스틀라, 에리아푸스, 포르뇨트, 그레이프, 하티, 히로킨, 이질라크, 카리, 키비우크, 로게, 문딜파리, 나르비, 파알리아크, 시아르나크, 스카디, 스콜, 수퉁그르, 타르케크, 타르보스, 스리므, 임이다.^[5]

톈원 4호 미션(2029년 발사 예정)은 목성의 규칙 위성 칼리스토에 초점을 맞출 계획이지만, 칼리스토 궤도에 진입하기 전에 몇몇 불규칙한 목성 위성을 근접 통과할 수 있다.^[28]

8. 갤러리

목성 (적색), 토성 (황색), 천왕성 (녹색), 해왕성 (청색)의 불규칙 위성. 수평축은 힐 구의 반지름, 행성으로부터의 거리(긴반지름)를 나타낸다. 수직축은 궤도 경사각을 나타내며, 원과 점은 상대적인 크기를 나타낸다.

참조

_[1] 논문 Irregular Moons Possibly Injected from the Outer Solar System by a Stellar Flyby 2024-09-01
_[2] 논문 Trajectory of the stellar flyby that shaped the outer Solar System https://www.nature.c[...] 2024-09-04
_[3] 논문 Outer irregular satellites of the planets and their relationship with asteroids, comets and Kuiper Belt objects
_[4] 웹사이트 Planetary Satellite Mean Orbital Parameters https://ssd.jpl.nasa[...] Jet Propulsion Laboratory 2024-01-15
_[5] 웹사이트 Outer Moons of Saturn https://tilmanndenk.[...] Tilmann Denk 2024-02-25
_[6] 논문 On the Inclination Distribution of the Jovian Irregular Satellites http://astrosun2.ast[...] 2006-09-09
_[7] 논문 A Thick Cloud of Neptune Trojans and Their Colors 2006
_[8] 논문 Irregular Moons Possibly Injected from the Outer Solar System by a Stellar Flyby 2024-09-01
_[9] 논문 Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter 2006
_[10] 논문 Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites http://www.journals.[...] 2006-07-29
_[11] 논문 On the Secular Behavior of Irregular Satellites
_[12] 논문 Orbital stability zones about asteroids
_[13] 뉴스 Pseudo-moons Orbit Earth 2011-12-30
_[14] 논문 Orbit and size distributions for asteroids temporarily captured by the Earth-Moon system 2017-03-15
_[15] 웹사이트 2006 RH120 ( = 6R10DB9) (A second moon for the Earth?) http://www.birtwhist[...] Great Shefford Observatory 2017-09-14
_[16] 뉴스 Earth's "Other Moon" http://www.skyandtel[...] 2007-04-17
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_[18] 논문 The Population of Kilometer-scale Retrograde Jovian Irregular Moons 2020-09-01
_[19] 서적 Oxford Dictionary of Astronomy
_[20] 논문 Photometric survey of the irregular satellites
_[21] 논문 Photometry of Irregular Satellites of Uranus and Neptune 2004-09-20
_[22] 논문 Collisional Origin of Families of Irregular Satellites http://www.boulder.s[...] 2006-08-02
_[23] 논문 Near-Infrared Photometry of the Irregular Satellites of Jupiter and Saturn
_[24] 논문 An abundant population of small irregular satellites around Jupiter http://www.dtm.ciw.e[...] 2015-08-29
_[25] 논문 An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness
_[26] 논문 A Survey for "Normal" Irregular Satellites around Neptune: Limits to Completeness
_[27] 논문 Discovery of five irregular moons of Neptune https://www.cfa.harv[...] 2011-10-24
_[28] 웹사이트 China's plans for outer Solar System exploration https://www.planetar[...] The Planetary Society 2023-12-21
_[29] 간행물 周惑星円盤からのガス抵抗による不規則衛星の捕獲過程,末次竜,国立天文台天文シミュレーションプロジェクト成果報告書,2014年 http://www.cfca.nao.[...]
_[30] 간행물 不規則衛星だらけの太陽系,D. ジューイット,S. S. シェパード,J. クレーナ,日経サイエンス,2006年11月号 http://www.nikkei-sc[...]

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