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천왕성의 고리

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목차

1. 개요

천왕성의 고리는 윌리엄 허셜에 의해 18세기에 처음 관측되었으며, 1977년에는 엄폐 현상 관측을 통해 5개의 고리가 공식적으로 발견되었다. 이후 보이저 2호의 탐사, 허블 우주 망원경의 관측을 통해 총 13개의 고리가 확인되었다. 천왕성의 고리 시스템은 좁은 주 고리, 먼지 고리, 외부 고리의 세 그룹으로 나뉘며, 좁은 고리의 경우 양치기 위성에 의해 유지되는 것으로 알려져 있다.

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천왕성의 고리
천왕성 고리
천왕성 고리의 모습
천왕성 고리
고리 정보
발견1977년
발견자제임스 L. 엘리어트
에드워드 W. 던햄
더글라스 J. 밍크
행성천왕성
고리 개수13개
주요 고리
1986U2R/ζ (제타)반지름: 37,000 ~ 39,500 km
폭: 1 ~ 2 km
두께: ?
광학 깊이: 0.01
알베도: 0.02
6반지름: 41,837 km
폭: 1 ~ 9 km
두께: ?
광학 깊이: 0.04
알베도: 0.02
5반지름: 42,234 km
폭: 2 ~ 10 km
두께: ?
광학 깊이: 0.03
알베도: 0.02
4반지름: 42,571 km
폭: 2 ~ 3 km
두께: ?
광학 깊이: 0.03
알베도: 0.02
α (알파)반지름: 44,718 km
폭: 7 ~ 12 km
두께: ?
광학 깊이: 0.05
알베도: 0.02
β (베타)반지름: 45,661 km
폭: 7 ~ 12 km
두께: ?
광학 깊이: 0.05
알베도: 0.02
η (에타)반지름: 47,176 km
폭: 0 ~ 2 km
두께: ?
광학 깊이: 0.002
알베도: 0.02
γ (감마)반지름: 47,627 km
폭: 1 ~ 4 km
두께: ?
광학 깊이: 0.03
알베도: 0.02
δ (델타)반지름: 48,295 km
폭: 3 ~ 9 km
두께: 0.15 km
광학 깊이: 0.03
알베도: 0.02
ε (엡실론)반지름: 51,493 km
폭: 20 ~ 96 km
두께: 0.15 ~ 3 km
광학 깊이: 0.5 ~ 2.5
알베도: 0.02
ν (뉴)반지름: 41,563 km
폭: 6 km
두께: ?
광학 깊이: ?
알베도: ?
μ (뮤)반지름: 47,343 km
폭: 5 ~ 11 km
두께: ?
광학 깊이: ?
알베도: ?
람다반지름: 50,024 km
폭: 1 ~ 2 km
두께: ?
광학 깊이: ?
알베도: ?
특징
구성 성분매우 어두운 입자 (반사율 낮음)
기원천왕성의 위성 파편으로 추정
기타엡실론 고리는 양치기 위성에 의해 유지됨

2. 발견

1977년 3월 10일, 제임스 L. 엘리엇, 에드워드 W. 던햄, 제시카 밍크는 카이퍼 항공 관측소를 이용하여 엄폐 현상을 관측하던 중 우연의 일치로 천왕성의 고리를 발견했다.[5][4] 이들은 천왕성의 천체 대기를 연구할 계획이었으나, 항성 SAO 158687이 천왕성에 의해 가려지기 전과 후에 각각 다섯 번씩 잠시 시야에서 사라지는 것을 발견하고 좁은 고리 체계가 존재한다고 추론했다.[5][4]

처음 발견된 다섯 개의 고리는 α, β, γ, δ, ε(엡실론)으로 명명되었고,[5] 이후 η(에타) 고리(β와 γ 고리 사이)와 4, 5, 6 고리(α 고리 안쪽)가 추가로 발견되었다.[6][7] 천왕성의 고리계는 토성에 이어 태양계에서 두 번째로 발견된 고리계였다.[40]

이후 보이저 2호와 허블 우주 망원경을 통해 고리가 추가로 발견되었는데, 자세한 내용은 하위 섹션(=== 추가 발견 ===)에서 다룬다.

2. 1. 발견 전사

윌리엄 허셜은 18세기에 천왕성을 관찰하면서 "1789년 2월 22일: 고리가 의심되었다."라는 기록을 남겼는데, 이는 천왕성의 고리에 대한 최초의 언급으로 여겨진다.[1] 허셜은 고리의 작은 그림을 그리고 "약간 붉은색을 띠었다"라고 기록했으며, 켁 천문대는 ν(뉴) 고리에서 이것이 사실임을 확인했다.[27] 허셜의 노트는 1797년 왕립 학회 학술지에 게재되었다.[3]

하지만 1797년부터 1977년까지 2세기 동안 고리에 대한 언급은 거의 없었다.[3] 이 때문에 허셜이 다른 천문학자들이 보지 못한 것을 보았는지에 대한 의문이 제기되기도 한다. 그러나 허셜은 천왕성이 태양 주위를 공전하면서 변화하는 ε(엡실론) 고리의 크기와 색상 등을 정확하게 묘사했다는 주장도 있다.[3]

2. 2. 엄폐에 의한 발견

1977년 3월 10일, 제임스 L. 엘리엇, 에드워드 W. 던햄, 더글러스 J. 밍크는 카이퍼 항공 천문대를 이용하여 항성 SAO 158687이 천왕성에 의해 엄폐되는 현상을 관측하던 중 천왕성의 고리를 발견했다.[5][4] 이들은 천왕성의 천체 대기를 연구할 계획이었으나, 천왕성 본체에 의한 엄폐 전후에 5번씩 항성의 단시간 감광이 관측되었다.[5][4] 이는 좁은 고리의 존재를 시사하는 것이었다.[5][4] 처음에는 "위성대(satellite belt)"로 발표되었으나,[45] 이후 분석을 통해 좁은 고리로 결론지어졌다.[47][46] 발견된 5개의 고리는 α, β, γ, δ, ε(엡실론)으로 명명되었다.[5]

2. 3. 추가 발견

1978년, 추가적인 엄폐 관측을 통해 6, 5, 4, η(에타) 고리가 발견되었다.[6][7] 1986년 ''보이저 2호'' 우주선이 천왕성을 통과하면서 λ(람다) 고리와 1986U2R 고리를 발견하여 총 11개의 고리가 확인되었다.[36][74] 2003년부터 2005년까지 허블 우주 망원경은 μ(뮤) 고리와 ν(뉴) 고리를 추가로 발견하여 총 13개의 고리가 되었다.[37][75] 허블 우주 망원경은 천왕성 주위의 작은 위성 마브를 발견했으며, 마브는 μ 고리와 궤도를 공유한다.[10][53]

3. 일반적인 성질

천왕성의 고리는 13개의 뚜렷한 고리로 구성되어 있다. 행성으로부터 거리가 증가하는 순서대로 나열하면 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ 고리이다.[37] 이들은 9개의 좁은 주 고리(6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε),[40] 두 개의 먼지 고리(1986U2R/ζ, λ),[39] 두 개의 외부 고리(ν, μ)의 세 그룹으로 나눌 수 있다.[37][29]

천왕성의 고리는 주로 거시적인 입자로 구성되어 있으며, 먼지는 거의 없다.[38] 하지만 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν, μ 고리에는 먼지가 존재한다.[37][39] 이 고리들 외에도, 수많은 얇은 먼지 띠와 희미한 고리들이 존재할 수 있다.[18] 이러한 희미한 고리와 먼지 띠는 일시적으로 존재하거나 여러 개의 분리된 아크(arc)로 구성될 수 있으며, 때때로 엄폐 현상 동안 감지된다.[18] 그 중 일부는 2007년 고리 면 통과 사건 동안 관측되었다.[11] 고리 사이의 다수의 먼지 띠가 ''보이저 2호''에 의해 순방향 산란[12] 조건에서 관찰되었다.[36] 천왕성의 모든 고리는 방위각에 따라 밝기가 변한다.[36]

천왕성 안쪽 고리. 밝은 바깥쪽 고리는 ε 고리이며, 그 외 8개의 고리가 보인다.


고리는 매우 어두운 물질로 만들어져 있다. 고리 입자의 기하 알베도는 5~6%를 넘지 않으며, 본드 알베도는 약 2%로 훨씬 낮다.[38][13] 고리 입자는 위상각이 0에 가까울 때 알베도가 증가하는 급격한 대립파 현상을 보인다.[38] 이는 대립에서 약간 벗어난 상태에서 관찰될 때 밝기가 훨씬 낮다는 것을 의미한다.[14] 고리는 자외선과 가시광선 스펙트럼에서는 약간 붉은색을 띠고, 근적외선에서는 회색을 띤다.[15] 식별 가능한 스펙트럼 특징은 나타내지 않는다.

고리 입자의 화학적 조성은 알려져 있지 않다. 천왕성의 내부 위성보다 어둡기 때문에 토성의 고리처럼 순수한 물 얼음으로 만들어질 수는 없다.[15] 이는 얼음과 어두운 물질의 혼합물로 구성되어 있음을 나타낸다. 이 물질은 천왕성 자기권의 하전 입자 복사에 의해 상당히 어두워진 유기 화합물일 수 있다. 고리의 입자는 심하게 가공된 물질로 구성되었을 수 있으며, 처음에는 내부 위성의 물질과 유사했을 수 있다.[15]

전반적으로 천왕성의 고리 시스템은 희미한 먼지가 많은 목성의 고리나 물 얼음으로 구성된 밝은 토성의 고리와는 다르다.[40] 그러나 토성의 F 고리와 천왕성의 ε 고리는 좁고 상대적으로 어두우며 한 쌍의 위성에 의해 보호된다는 점에서 유사하다.[40] 새로 발견된 천왕성의 외부 ν 및 μ 고리는 토성의 외부 G 및 E 고리와 유사하다.[30] 넓은 토성의 고리에 존재하는 좁은 고리 또한 천왕성의 좁은 고리와 유사하다.[40] 천왕성의 주 고리 사이에서 관찰된 먼지 띠는 목성의 고리와 유사할 수 있다.[39] 해왕성의 고리는 천왕성의 고리와 유사하지만, 덜 복잡하고, 더 어둡고, 더 많은 먼지를 포함하고 있으며, 행성에서 더 멀리 위치해 있다.[39]

4. 좁은 주 고리

천왕성의 좁은 주 고리는 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε 고리의 9개로 구성되어 있다. 이 고리들은 폭이 수 킬로미터 정도로 좁고, 어둡다. 또한, 궤도 이심률과 경사를 가진다.


  • 6, 5, 4 고리: 천왕성에서 가장 안쪽에 있는 희미한 고리들이다. ε 고리를 제외하고 궤도 이심률이 가장 크며, 기울기가 가장 크다.[16] 2007년 고리 면 통과 사건 때에는 좁은 폭과 먼지 부족으로 인해 보이지 않았다.[11]
  • α 및 β 고리: ε 고리 다음으로 밝다. 밝기와 폭이 변하며, 궤도 이심률과 경사가 크다.[16] 2007년 고리면 통과 현상 때는 먼지가 없어 사라졌지만, β 고리 바깥쪽에 두껍고 광학적으로 얇은 먼지 띠가 관측되었다.[11]
  • η 고리: 궤도 이심률과 경사가 없다.[16] 좁고 광학적으로 밀도가 높은 부분과 넓은 바깥쪽 어깨 부분으로 구성되어 있으며, 넓은 부분에 먼지가 많다.[36]
  • γ 고리: 좁고 광학적으로 밀도가 높으며, 약간의 이심률을 가진다. 궤도 경사각은 거의 0이다.[16] 2007년 고리 면 통과 사건 때에는 먼지가 없어 관측되지 않았다.[11]
  • δ 고리: 원형이며, 약간 기울어져 있다.[16] 좁고 광학적으로 밀도가 높은 부분과 넓은 안쪽 어깨 부분으로 구성되어 있고, 넓은 부분에 먼지가 존재한다.[36]
  • ε 고리: 천왕성의 고리 중 가장 밝고 밀도가 높으며, 고리가 반사하는 빛의 약 2/3를 차지한다.[36][15] 이심률은 가장 크지만, 궤도 경사는 거의 없다.[16]


각 고리의 특징은 아래 표와 같다.

고리 이름폭 (km)등가 깊이 (km)특징
61.6km~2.2km0.41가장 안쪽, 희미함, 큰 기울기, 큰 이심률
51.9km~4.9km0.91안쪽, 희미함, 큰 기울기, 큰 이심률
42.4km~4.4km0.71안쪽, 희미함, 큰 기울기, 큰 이심률
α4.8–103.29ε 고리 다음으로 밝음, 밝기/폭 변화, 큰 이심률/경사
β6.1–11.42.14ε 고리 다음으로 밝음, 밝기/폭 변화, 큰 이심률/경사
η좁은 부분: 1.9km~2.7km 넓은 부분: 약 40km좁은 부분: 약 0.42 넓은 부분: 약 0.85이심률/경사 없음, 넓은 부분에 먼지 많음
γ3.6km~4.7km3.3좁고 광학적 밀도 높음, 작은 이심률, 경사 0
δ좁은 부분: 4.1km~6.1km 넓은 부분: 약 10km~12km좁은 부분: 약 2.2 넓은 부분: 약 0.3원형, 약간 기울어짐, 넓은 부분에 먼지 있음
ε원일점: 19.7km, 원점: 96.4km약 47가장 밝고 밀도 높음, 큰 이심률, 작은 경사


4. 1. ε 고리

ε 고리는 천왕성 고리 시스템에서 가장 밝고 밀도가 높은 부분으로, 고리가 반사하는 빛의 약 3분의 2를 차지한다.[36][15] 천왕성 고리 중 가장 이심률이 크지만, 궤도 경사는 거의 없다.[16]

고리의 이심률로 인해 궤도에 따라 밝기가 달라진다. ε 고리의 방사상으로 통합된 밝기는 원점 부근에서 가장 높고 원일점 부근에서 가장 낮다.[17] 최대/최소 밝기 비율은 약 2.5–3.0이다.[38] 이러한 변화는 원일점에서 19.7km, 원점에서 96.4km인 고리 폭의 변화와 관련이 있다.[17] 고리가 넓어짐에 따라 입자 간의 그림자 양이 줄어들고 더 많은 입자가 보이게 되어 통합 밝기가 높아진다.[13] 이러한 폭 변화는 보이저 2호의 이미지에서 직접 측정되었는데, ε 고리는 보이저 카메라로 해상된 두 개의 고리 중 하나였다.[36]

이러한 거동은 고리가 광학적으로 얇지 않음을 나타낸다. 지상과 우주선에서 수행된 엄폐 관측 결과에 따르면, 고리의 법선 광학 깊이는 0.5에서 2.5 사이로 변동하며,[17][19] 원점에 가장 가깝다. ε 고리의 등가 깊이는 약 47km이며 궤도 전체에서 불변이다.[17]

ε 고리의 기하학적 두께는 정확히 알려져 있지 않지만, 매우 얇으며, 일부 추정에 따르면 150m 정도이다.[18] 이러한 미세한 두께에도 불구하고, 여러 층의 입자로 구성되어 있다. ε 고리는 매우 혼잡한 곳으로, 원점 근처의 충전율은 다양한 출처에서 0.008에서 0.06으로 추정된다.[17] 고리 입자의 평균 크기는 0.2–20.0 m이고,[18] 평균 간격은 반지름의 약 4.5배이다.[17] 이 고리에는 먼지가 거의 없는데, 이는 천왕성의 확장된 대기 코로나에서 발생하는 공기역학적 항력 때문일 수 있다.[27] 면도날처럼 얇은 특성 때문에 ε 고리는 가장자리에서 볼 때 보이지 않는다. 이는 2007년에 고리 평면 통과가 관측되었을 때 발생했다.[11]

보이저 2호 우주선은 전파 엄폐 실험 중에 ε 고리에서 이상한 신호를 관측했다.[19] 이 신호는 고리의 원점 근처에서 전방 산란의 3.6cm 파장에서 강한 증가처럼 보였다. 이러한 강한 산란은 일관된 구조의 존재를 필요로 한다. ε 고리가 그러한 미세한 구조를 가지고 있다는 것은 많은 엄폐 관측을 통해 확인되었다.[18] ε 고리는 여러 개의 좁고 광학적으로 밀도가 높은 고리 고리들로 구성된 것으로 보이며, 그 중 일부는 불완전한 호를 가질 수 있다.[18]

ε 고리는 내부 및 외부 양치기 위성—각각 코델리아와 오필리아가 있는 것으로 알려져 있다.[34] 고리의 내부는 코델리아와 24:25 궤도 공명 관계에 있으며, 외부는 오필리아와 14:13 궤도 공명 관계에 있다.[34] 위성의 질량은 고리를 효과적으로 제한하기 위해 고리 질량의 최소 3배 이상이어야 한다.[40] ε 고리의 질량은 약 1016 kg으로 추정된다.[40][34]

4. 2. δ 고리

δ(델타) 고리는 원형이며 약간 기울어져 있다.[16] 이 고리는 법선 광학 깊이와 폭에서 설명할 수 없는 상당한 방위각 변화를 보인다.[18] 한 가지 가능한 설명은 고리가 그 내부에 있는 작은 위성에 의해 여기된 방위각 파동 구조를 가지고 있다는 것이다.[20] δ 고리의 날카로운 바깥쪽 가장자리는 코델리아와 23:22 공명 관계에 있다.[21]

δ 고리는 두 부분으로 구성되어 있다.

  • 좁고 광학적으로 밀도가 높은 부분
  • 광학 깊이가 낮은 넓은 안쪽 어깨 부분[18]


좁은 부분의 폭은 4.1km~6.1km이고, 등가 깊이는 약 2.2 km이며, 이는 약 0.3–0.6의 법선 광학 깊이에 해당한다.[17] 고리의 넓은 부분은 약 10km~12km 너비이며 등가 깊이는 0.3 km에 가깝고, 이는 3 × 10−2의 낮은 법선 광학 깊이를 나타낸다.[17][25]

이는 ''보이저 2호''의 영상 실험이 δ 고리를 해상하지 못했기 때문에 엄폐 데이터에서만 알려져 있다.[36][25] ''보이저 2호''에 의해 전방 산란 기하학에서 관찰되었을 때, δ 고리는 상대적으로 밝게 나타났는데, 이는 넓은 부분에 먼지가 존재한다는 것과 일치한다.[36] 넓은 부분은 좁은 부분보다 기하학적으로 더 두껍다. 이는 2007년 고리 평면 횡단 사건 관찰에 의해 뒷받침되었으며, 이때 δ 고리가 계속 보였는데, 이는 기하학적으로 두껍고 광학적으로 얇은 고리의 거동과 일치한다.[11]

4. 3. γ 고리

γ 고리는 좁고, 광학적으로 밀도가 높으며 약간의 이심률을 가지고 있다. 궤도 경사각은 거의 0이다.[16] 고리의 폭은 3.6km~4.7km 범위에서 변동하지만, 등가 광학 깊이는 3.3km로 일정하다.[17] γ 고리의 수직 광학 깊이는 0.7–0.9이다. 2007년의 고리 면 통과 사건 동안 γ 고리가 사라졌는데, 이는 ε 고리처럼 기하학적으로 얇고 먼지가 없음을 의미한다.[18][11] γ 고리의 폭과 수직 광학 깊이는 상당한 방위각 변화를 보인다.[18] 이처럼 좁은 고리를 가두는 메커니즘은 알려져 있지 않지만, γ 고리의 날카로운 안쪽 가장자리가 오필리아와 6:5 궤도 공명 상태에 있다는 것이 관찰되었다.[21][35]

4. 4. η 고리

η 고리는 궤도 이심률과 경사가 0이다.[16] δ 고리처럼, 두 부분으로 구성되어 있는데, 좁고 광학적으로 밀도가 높은 부분과 낮은 광학 깊이를 가진 넓은 바깥쪽 어깨가 있다.[36] 좁은 부분의 너비는 1.9km~2.7km이고 등가 깊이는 약 0.42km로, 이는 약 0.16–0.25의 일반적인 광학 깊이에 해당한다.[17] 넓은 부분은 약 40km 너비이며 등가 깊이는 0.85km에 가깝고, 2 × 10−2의 낮은 일반적인 광학 깊이를 나타낸다.[17] 순방향 산란광에서 η 고리는 밝게 보였는데, 이는 이 고리, 아마도 넓은 부분에 상당량의 먼지가 존재한다는 것을 나타냈다.[36] 넓은 부분은 좁은 부분보다 기하학적으로 훨씬 두껍다. 2007년 고리 평면 교차 사건의 관측에 의하면, 이때 η 고리가 밝기가 증가하여 고리 시스템에서 두 번째로 밝은 특징이 되었다.[11] 이는 기하학적으로 두껍지만 동시에 광학적으로 얇은 고리의 거동과 일치한다.[11] 다른 대부분의 고리와 마찬가지로, η 고리는 일반적인 광학 깊이와 너비에 상당한 방위각 변화를 보인다. 좁은 부분은 심지어 어떤 곳에서는 사라지기도 한다.[18]

4. 5. α 고리와 β 고리

ε 고리 다음으로, α와 β 고리는 천왕성의 고리 중 가장 밝다.[38] ε 고리와 마찬가지로, 밝기와 폭에서 규칙적인 변화를 보인다.[38] 이들은 원지점에서 30° 떨어진 지점에서 가장 밝고 넓으며, 근지점에서 30° 떨어진 지점에서 가장 어둡고 좁다.[36][22] α와 β 고리는 상당한 궤도 이심률과 무시할 수 없는 경사를 가지고 있다.[16] 이 고리의 폭은 각각 4.8–10 km 및 6.1–11.4 km이다.[17] 등가 광학 깊이는 3.29 km 및 2.14 km이며, 이에 따라 정상 광학 깊이는 각각 0.3–0.7 및 0.2–0.35이다.[17] 2007년 고리면 통과 현상 동안 고리가 사라졌는데, 이는 이들이 ε 고리와 같이 기하학적으로 얇고 먼지가 없음을 의미한다.[11] 동일한 사건은 β 고리 바로 바깥에서 두껍고 광학적으로 얇은 먼지 띠를 드러냈으며, 이는 이전에 ''보이저 2호''에 의해 관측되었다.[36] α와 β 고리의 질량은 각각 약 5×1015 kg으로 추정되는데, 이는 ε 고리의 절반에 해당한다.[23]

4. 6. 6, 5, 4 고리

고리 6, 5, 4는 천왕성의 좁은 고리들 중 가장 안쪽에 있으며, 가장 희미하다.[38] 이들은 기울기가 가장 큰 고리이며, 엡실론 고리를 제외하고는 궤도 이심률이 가장 크다.[16] 실제로, 이들의 기울기(0.06°, 0.05°, 0.03°)는 '보이저 2호'가 천왕성 적도면 위로 24km~46km까지 솟아오른 이들의 고도를 관측할 수 있을 정도로 컸다.[36] 고리 6, 5, 4는 또한 천왕성의 가장 좁은 고리로, 폭이 각각 1.6km~2.2km, 1.9km~4.9km, 2.4km~4.4km이다.[36][17] 이들의 등가 깊이는 각각 0.41 km, 0.91 km, 0.71 km이며, 이에 따라 수직 광학 깊이는 0.18~0.25, 0.18~0.48, 0.16~0.3이다.[17] 이들은 2007년 고리 면 통과 사건 동안 좁은 폭과 먼지의 부족으로 인해 관측되지 않았다.[11]

5. 먼지 고리

천왕성의 먼지 고리는 주로 λ(람다) 고리와 1986U2R/ζ(제타) 고리로 구성되어 있다.

λ 고리는 1986년 보이저 2호가 발견한 좁고 희미한 고리로, ε(엡실론) 고리 바로 안쪽에 위치한다.[16] 마이크로미터 크기의 먼지를 포함하고 있어, 빛의 산란 방식에 따라 밝기가 크게 달라진다.[39]

1986U2R/ζ 고리는 1986년 보이저 2호가 6번 고리 안쪽에서 발견한 넓고 희미한 물질 층이다.[36] 2003년~2004년 켁 천문대에서 다시 관측되어 ζ 고리로 불리게 되었는데, 1986년의 위치와는 차이가 있었다.[27] 이 고리는 천왕성 대기까지 뻗어 있기도 하다.[27] 1986U2R 고리와 ζ 고리의 모습이 다른 이유는 관측 각도나 먼지 분포의 변화 때문일 수 있다.[27][11]

λ 고리와 1986U2R/ζ 고리 외에도, 천왕성의 고리에는 매우 희미한 먼지 띠들이 존재한다.[36] 이들은 광학적 깊이가 매우 낮아 엄폐 현상 중에는 보이지 않지만, 순방향 산란광에서는 밝게 보인다.[39] 또한, 천왕성의 고리는 넓고 희미한 먼지 시트에 잠겨 있는 것으로 보인다.[28]

5. 1. λ 고리

λ(람다) 고리는 1986년 ''보이저 2호''에 의해 발견된 두 고리 중 하나이다.[16] ε(엡실론) 고리 바로 안쪽에 있는 좁고 희미한 고리로, ε 고리와 양치기 위성 코델리아 사이에 위치한다.[36] 코델리아는 λ 고리 바로 안쪽에 어두운 띠를 형성한다.[36]

후방 산란광에서 관찰하면,[24] λ 고리는 매우 좁다(약 1–2 km). 2.2 μm 파장에서 등가 광학 깊이는 0.1–0.2 km이며,[27] 정상적인 광학 깊이는 0.1–0.2이다.[36][25] λ 고리의 광학 깊이는 파장에 따라 크게 변하는데, 이는 천왕성 고리에서는 드문 현상이다. 자외선 스펙트럼 부분에서 등가 깊이는 최대 0.36 km에 달하며, 이는 λ 고리가 처음 ''보이저 2호''의 자외선 별 엄폐에서만 감지된 이유를 설명한다.[25] 2.2 μm 파장에서의 별 엄폐 감지는 1996년에야 발표되었다.[27]

1986년 순방향 산란광에서 관측했을 때 λ 고리의 모습은 극적으로 변했다.[36] 이 기하학적 구조에서 고리는 ε 고리보다 밝게 빛나며 천왕성 고리계에서 가장 밝은 특징이 되었다.[39] 이러한 관측 결과와 광학 깊이의 파장 의존성은 λ 고리에 상당량의 마이크로미터 크기 먼지가 포함되어 있음을 시사한다.[39] 이 먼지의 정상적인 광학 깊이는 10−4–10−3이다.[38] 2007년 켁 망원경의 고리 평면 통과 사건 관측에서도 λ 고리가 천왕성 고리계에서 가장 밝은 특징 중 하나로 나타나 이 결론이 확인되었다.[11]

''보이저 2호'' 이미지 상세 분석 결과, λ 고리의 밝기에서 방위각 변화가 나타났다.[38] 이 변화는 정상파와 유사한 주기적인 패턴을 보인다. λ 고리의 이러한 미세 구조의 기원은 아직 밝혀지지 않았다.[39]

5. 2. 1986U2R/ζ 고리

1986년 ''보이저 2호''는 6번 고리 안쪽에서 넓고 희미한 물질 층을 감지했다.[36] 이 고리는 임시로 1986U2R로 명명되었다. 광학적 깊이는 10−3 이하로 매우 희미했다. 단 하나의 ''보이저 2호'' 이미지에서만 보일 것으로 생각되었지만,[36] 2022년 보이저 데이터를 재분석한 결과, 이 고리가 후-만남 이미지에서 발견되었다.[26] 고리는 천왕성 중심으로부터 37000km~39500km 사이에 위치했으며, 구름 위로 약 12000km 정도 높이에 있었다.[27]

2003~2004년까지 다시 관측되지 않았는데, 이때 켁 천문대가 6번 고리 바로 안쪽에서 넓고 희미한 물질 층을 발견했다. 이 고리는 ζ 고리로 불렸다.[27] 재발견된 ζ 고리의 위치는 1986년에 관측된 위치와 상당히 다르다. 현재는 행성 중심으로부터 37850km~41350km 사이에 위치해 있다. 안쪽으로 점차 희미해지는 연장이 최소 32600km까지,[27] 또는 심지어 27000km까지—천왕성 대기까지 이어져 있다. 이 연장 부분은 각각 ζc 및 ζcc 고리로 명명되었다.[28]

ζ 고리는 2007년 고리 면 통과 사건 동안 다시 관측되었는데, 이때 고리 시스템에서 가장 밝은 특징이 되어 다른 모든 고리를 합친 것보다 밝게 빛났다.[11] 이 고리의 등가 광학적 깊이는 약 1 km (안쪽 연장의 경우 0.6 km)이며, 일반적인 광학적 깊이는 다시 10−3 미만이다.[27] 1986U2R 고리와 ζ 고리의 상당히 다른 모습은 2003~2007년의 후방 산란 기하학적 구조와 1986년의 측방 산란 기하학적 구조와 같은 다른 관측 기하학적 구조로 인해 발생했을 수 있다.[27][11] 고리에서 우세하다고 여겨지는 먼지의 분포가 지난 20년 동안 변화했을 가능성도 배제할 수 없다.[11]

5. 3. 기타 먼지 띠

1986U2R/ζ 고리와 λ 고리 외에도 천왕성의 고리에는 매우 희미한 먼지 띠가 존재한다.[36] 이들은 광학적 깊이가 미미하여 엄폐 현상 중에는 보이지 않지만, 순방향 산란광에서는 밝게 나타난다.[39] 보이저 2호가 촬영한 순방향 산란광 이미지에서는 λ 고리와 δ 고리 사이, η 고리와 β 고리 사이, α 고리와 4번 고리 사이에 밝은 먼지 띠가 존재함이 밝혀졌다.[36] 이 띠들 중 다수는 2003-2004년에 켁 망원경으로, 그리고 2007년 고리 면 통과 현상 동안 역방향 산란광으로 다시 감지되었지만, 정확한 위치와 상대적인 밝기는 보이저 관측 당시와 달랐다.[27][11] 먼지 띠의 일반적인 광학적 깊이는 약 10−5 이하이다. 먼지 입자 크기 분포는 지수 ''p'' = 2.5 ± 0.5를 따르는 멱법칙을 따르는 것으로 여겨진다.[38]

별도의 먼지 띠 외에도 천왕성의 고리는 일반적인 광학적 깊이가 10−3을 넘지 않는 넓고 희미한 먼지 시트에 잠겨 있는 것으로 보인다.[28]

6. 외부 고리 (Outer ring system)

2005년 허블 우주 망원경 이미지에서 보이는 천왕성의 μ(뮤) 고리와 ν(뉴) 고리 (R/2003 U1, R/2003 U2)


천왕성의 외부 고리 시스템은 μ 고리와 ν 고리로 구성되어 있다. 이 고리들은 안쪽의 좁은 고리들과 여러 면에서 다르며, 토성의 G 고리와 E 고리와 유사하다. μ 고리는 파란색을 띠는 반면 ν 고리는 약간 붉은색을 띤다.[30][32]

6. 1. μ 고리와 ν 고리

2003년부터 2005년 사이에 허블 우주 망원경은 이전에 알려지지 않았던 한 쌍의 고리를 발견했는데, 이들은 외곽 고리 시스템이라고 불리며, 이로 인해 알려진 천왕성의 고리 수는 13개가 되었다.[37] 이 고리들은 이후 μ(뮤) 고리와 ν(뉴) 고리로 명명되었다.[29] μ 고리는 이 쌍의 가장 바깥쪽에 위치하며, 밝은 η(에타) 고리보다 행성으로부터 두 배 더 멀리 떨어져 있다.[37] 외곽 고리들은 여러 면에서 안쪽의 좁은 고리들과 다르다. 이들은 넓으며 각각 17000km와 3800km 너비이고 매우 희미하다. 이들의 최대 수직 광학 깊이는 각각 8.5 × 10−6과 5.4 × 10−6이다. 그 결과 해당하는 광학 깊이는 0.14km와 0.012km이다. 이 고리들은 삼각형의 방사형 밝기 프로파일을 가지고 있다.[37]

μ 고리의 최대 밝기는 작은 천왕성의 위성인 마브의 궤도와 거의 정확히 일치하며, 마브가 아마도 고리 입자의 근원일 것이다.[37][10] ν 고리는 포르티아와 로잘린드 사이에 위치하며 그 안에 어떤 위성도 포함하고 있지 않다.[37] 순방향 산란광에 대한 ''보이저 2호'' 이미지의 재분석은 μ와 ν 고리를 명확히 드러낸다. 이 기하학적 구조에서 고리는 훨씬 더 밝아지는데, 이는 이 고리들이 마이크로미터 크기의 먼지를 많이 포함하고 있음을 나타낸다.[37] 천왕성의 외곽 고리는 토성의 G 고리와 E 고리와 유사할 수 있으며, E 고리는 매우 넓고 엔셀라두스로부터 먼지를 받는다.[37][10]

μ 고리는 어떤 큰 입자도 없이 먼지로만 구성될 수 있다. 이 가설은 2.2 μm의 근적외선에서 μ 고리를 감지하지 못했지만 ν 고리를 감지한 켁 망원경에 의해 수행된 관측으로 뒷받침된다.[30] 이러한 실패는 μ 고리가 파란색을 띠고 있음을 의미하며, 이는 다시 매우 작은(서브마이크로미터) 먼지가 그 안에 우세함을 나타낸다.[30] 이 먼지는 물 얼음으로 만들어졌을 수 있다.[31] 반대로 ν 고리는 약간 붉은색을 띤다.[30][32]

7. 구조와 기원

천왕성의 좁은 고리들이 어떻게 유지되는지는 중요한 문제이다. 고리 입자들을 함께 유지하는 메커니즘이 없다면, 고리는 빠르게 퍼져나가 버릴 것이다. 이러한 메커니즘이 없을 경우 천왕성 고리의 수명은 100만 년을 넘지 못한다.[40]

가장 널리 받아들여지는 모델은 골드라이히와 트레메인이 제안한 것으로, 한 쌍의 양치기 위성이 고리와 중력적으로 상호작용하여 각운동량을 조절한다는 것이다.[33] 즉, 양치기 위성은 고리 입자를 제자리에 유지하지만, 점차 고리 자체에서 멀어진다.[40] 이 효과를 얻으려면 양치기 위성의 질량이 고리의 질량보다 적어도 2~3배 이상이어야 한다. 코델리아와 오필리아는 ε 고리의 양치기 위성으로 알려져 있으며,[21] 코델리아는 δ 고리의 바깥쪽, 오필리아는 γ 고리의 바깥쪽 양치기 위성이기도 하다.[21] 그러나 다른 고리 근처에는 10km보다 큰 위성은 알려져 있지 않다.[36] ε 고리에서 코델리아와 오필리아의 현재 거리를 통해 고리의 나이를 추정할 수 있는데, 계산에 따르면 ε 고리는 6억 년보다 오래될 수 없다.[40][34]

천왕성 고리는 젊어 보이기 때문에, 더 큰 물체의 충돌 분열로 지속적으로 갱신되어야 한다.[40] 퍽과 같은 크기의 위성이 충돌로 파괴될 때까지의 수명은 수십억 년으로 추정되지만, 더 작은 위성의 수명은 훨씬 짧다.[40] 따라서 현재의 모든 내부 위성과 고리는 지난 45억 년 동안 여러 퍽 크기의 위성이 파괴된 결과일 수 있다.[34] 이러한 파괴는 거의 모든 큰 물체를 먼지 등 훨씬 작은 입자로 빠르게 분쇄하는 충돌 연쇄 반응을 일으켰을 것이다.[40] 결국 질량의 대부분이 손실되고, 입자는 상호 공명과 양치기 위성에 의해 안정화된 위치에서만 살아남았다. 이러한 파괴적 진화의 최종 결과는 좁은 고리의 시스템이 되었을 것이며, 현재에도 몇 개의 작은 위성들이 고리 안에 묻혀 있을 것으로 예상된다. 이러한 작은 위성의 최대 크기는 아마도 약 10km일 것이다.[34]

먼지 띠의 기원은 덜 문제가 된다. 먼지는 수명이 매우 짧아 100~1000년이며, 더 큰 고리 입자, 작은 위성 및 천왕성계 외부의 유성체 간의 충돌로 지속적으로 보충되어야 한다.[39][34] 모체 작은 위성 및 입자 띠는 자체적으로 낮은 광학 깊이로 인해 보이지 않지만, 먼지는 순방향 산란광에서 스스로를 드러낸다.[34] 좁은 주 고리와 먼지 띠를 생성하는 작은 위성 띠는 입자 크기 분포가 다를 것으로 예상된다. 주 고리에는 센티미터에서 미터 크기의 물체가 더 많아 후방 산란광에서 높은 광학 밀도를 초래하는 반면,[34] 먼지 띠에는 비교적 적은 수의 큰 입자가 있어 광학 깊이가 낮다.[34]

8. 탐사

보이저 2호는 1986년 1월 천왕성의 고리를 철저히 조사했다.[16] 그 결과 λ와 1986U2R, 두 개의 새로운 희미한 고리가 발견되어 천왕성의 고리는 총 11개가 되었다. 고리들은 전파,[19] 자외선,[25] 광학 엄폐 현상 분석을 통해 연구되었다.[18] 보이저 2호는 태양에 대한 다양한 각도에서 고리들을 관찰하여 후방 산란, 전방 산란, 측면 산란광 이미지를 생성했다.[36] 이 이미지 분석으로 고리 입자의 위상 함수, 기하학적 알베도, 본드 알베도를 도출했다.[38] ε 고리와 η 고리는 이미지에서 복잡한 미세 구조를 보였다.[36] 보이저 2호는 ε 고리의 양치기 위성인 코델리아와 오필리아를 포함한 10개의 내부 위성도 발견했다.[36][74]

참조

[1] 뉴스 Uranus rings 'were seen in 1700s' http://news.bbc.co.u[...] BBC News 2007-04-18
[2] 간행물 Uranus and Neptune - Rings https://openaccess.i[...] Academic Press
[3] 웹사이트 Did William Herschel Discover The Rings Of Uranus In The 18th Century? http://www.physorg.c[...] 2007
[4] 논문 The rings of Uranus 1977
[5] 웹사이트 The Occultation of SAO – 15 86687 by the Uranian Satellite Belt http://www.cbat.eps.[...] International Astronomical Union, Circular No. 3051 1977
[6] 논문 The Rings of Uranus: Results from 10 April 1978 Occultations http://authors.libra[...] 1978
[7] 논문 The Occultation of BD −15 3969 by the Rings of Uranus 1978
[8] 뉴스 Ideas & Trends in Summary; It's All Right To Come Out Now https://www.nytimes.[...] 1982-03-14
[9] 서적 The Jupiter Effect
[10] 웹사이트 NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus http://hubblesite.or[...] 2005
[11] 논문 The Dark Side of the Rings of Uranus http://pdfs.semantic[...] 2007
[12] 문서
[13] 논문 Rings and Satellites of Uranus: Colorful and Not So Dark 1997
[14] 문서
[15] 논문 Near-Infrared Absolute Photometric Imaging of the Uranian System https://trs.jpl.nasa[...] 1998
[16] 논문 Voyager 2 encounter with the uranian system 1986
[17] 논문 Photometric Modeling of the Epsilon Ring of Uranus and Its Spacing of Particles 2001
[18] 논문 Photometry from Voyager 2: Initial results from the uranian atmosphere, satellites and rings 1986
[19] 논문 Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites 1986
[20] 논문 Physical properties of Uranian delta ring from a possible density wave 1988
[21] 논문 Shepherding of the Uranian rings I: Kinematics https://resolver.cal[...] 1987
[22] 논문 Near-infrared adaptive optics imaging of the satellites and individual rings of Uranus https://zenodo.org/r[...] 2005
[23] 논문 Three-Dimensional Dynamics of Narrow Planetary Rings 2003
[24] 문서
[25] 논문 Stellar Occultation probes of the Uranian Rings at 0.1 and 2.2 μm: A comparison of Voyager UVS and Earth based results 1987
[26] 웹사이트 Amateur Finds New Images of Uranus' Rings in 35-Year-Old Data https://skyandtelesc[...] 2022-10-20
[27] 논문 Evolution of the dusty rings of Uranus 2006
[28] 논문 Modeling the uranian rings at 2.2μm: Comparison with Keck AO data from July 2004
[29] 논문 The Outer Dust Rings of Uranus in the Hubble Space Telescope 2008
[30] 논문 New Dust Belts of Uranus: One Ring, Two Ring, Red Ring, Blue Ring http://pdfs.semantic[...] 2006
[31] 웹사이트 Blue ring of Uranus linked to sparkling ice https://www.newscien[...] 2006
[32] 웹사이트 Blue ring discovered around Uranus http://www.berkeley.[...] UC Berkeley News 2006-04-06
[33] 논문 Towards a theory for the uranian rings 1979
[34] 논문 Creation of The Uranus Rings and Dust bands 1989
[35] 논문 Uranian Ring Orbits from Earth-based and Voyager Occultation Observations 1988
[36] 학술지 Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results https://zenodo.org/r[...] 1986-07-04
[37] 학술지 The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics 2006-02-17
[38] 학술지 Uranian ring photometry: Results from Voyager 2
[39] 백과사전 Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics http://www.astro.umd[...] Springer 2001
[40] 학술지 Planetary rings
[41] 웹사이트 Uranus rings 'were seen in 1700s' http://news.bbc.co.u[...] BBC News 2007-04-18
[42] 학술지 Evolution of the dusty rings of Uranus
[43] 웹사이트 Did William Herschel Discover The Rings Of Uranus In The 18th Century? http://www.physorg.c[...]
[44] 서적 惑星のリングはなぜあるのか 木星・土星・天王星 岩波書店
[45] 서적 惑星のリングはなぜあるのか 木星・土星・天王星 岩波書店
[46] 학술지 The rings of Uranus https://www.nature.c[...]
[47] 웹사이트 The Occultation of SAO - 15 86687 by the Uranian Satellite Belt http://www.cbat.eps.[...] International Astronomical Union, Circular No. 3051
[48] 서적 惑星のリングはなぜあるのか 木星・土星・天王星 岩波書店
[49] 서적 惑星のリングはなぜあるのか 木星・土星・天王星 岩波書店
[50] 학술지 The Rings of Uranus: Results from 10 April 1978 Occultations
[51] 학술지 The Occultation of BD -15 3969 by the Rings of Uranus
[52] 서적 惑星のリングはなぜあるのか 木星・土星・天王星 岩波書店
[53] 웹사이트 NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus https://web.archive.[...]
[54] 웹사이트 The Outer Dust Rings of Uranus in the Hubble Space Telescope https://ui.adsabs.ha[...] American Astronomical Society
[55] 학술지 Photometry from Voyager 2: Initial results from the uranian atmosphere, satellites and rings
[56] 학술지 The Dark Side of the Rings of Uranus
[57] 학술지 Rings and Satellites of Uranus: Colorful and Not So Dark
[58] 학술지 Near-Infrared Absolute Photometric Imaging of the Uranian System
[59] 학술지 New Dust Belts of Uranus: One Ring, Two Ring, Red Ring, Blue Ring
[60] 학술지 Voyager 2 encounter with the uranian system
[61] 학술지 Photometric Modeling of the Epsilon Ring of Uranus and Its Spacing of Particles
[62] 학술지 Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites
[63] 학술지 Physical properties of Uranian delta ring from a possible density wave
[64] 학술지 Shepherding of the Uranian rings I: Kinematics
[65] 학술지 Uranian Ring Orbits from Earth-based and Voyager Occultation Observations
[66] 학술지 Near-infrared adaptive optics imaging of the satellites and individual rings of Uranus
[67] 학술지 Three-Dimensional Dynamics of Narrow Planetary Rings
[68] 학술지 Stellar Occultation probes of the Uranian Rings at 0.1 and 2.2 μm: A comparison of Voyager UVS and Earth based results
[69] 학술지 Modeling the uranian rings at 2.2μm: Comparison with Keck AO data from July 2004
[70] 웹사이트 Blue ring of Uranus linked to sparkling ice http://space.newscie[...]
[71] 웹사이트 Blue ring discovered around Uranus http://www.berkeley.[...] UC Berkeley News 2006-04-06
[72] 논문 Towards a theory for the uranian rings https://www.nature.c[...] Nature Publishing Group
[73] 논문 Creation of The Uranus Rings and Dust bands
[74] 논문 Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results
[75] 논문 The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics
[76] 논문 Uranian ring photometry: Results from Voyager 2
[77] 간행물 Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics http://www.astro.umd[...] Springer
[78] 논문 Planetary rings
[79] 웹인용 네이버캐스트-오늘의 과학 12월 26일자 http://navercast.nav[...] 2009-12-27


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