티타니아 (위성)

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1. 개요
2. 발견 및 명칭
- 2.1. 발견
- 2.2. 명칭
3. 궤도
- 3.1. 과거의 궤도 공명
4. 구성 및 내부 구조
- 4.1. 분광학적 특징
- 4.2. 내부 구조 모델
5. 표면 특징
- 5.1. 색상 및 알베도
- 5.2. 지형
6. 대기
7. 기원 및 진화
8. 탐사
참조

1. 개요

티타니아는 천왕성의 위성 중 하나로, 1787년 윌리엄 허셜에 의해 오베론과 함께 발견되었다. 셰익스피어의 희곡 '한여름 밤의 꿈'에 등장하는 요정 여왕의 이름을 따서 명명되었으며, 천왕성 III로 불리기도 한다. 티타니아는 천왕성 주위를 공전하며, 궤도는 약간의 이심률과 기울기를 가진다. 표면은 충돌 크레이터, 협곡, 절벽 등 다양한 지형적 특징을 보이며, 어두운 오베론보다는 밝고, 신선한 충돌 퇴적물은 푸른빛을 띠는 등 표면 색상에 비대칭성이 존재한다. 내부는 암석 핵과 얼음 맨틀로 구성되어 있을 가능성이 있으며, 표면에서는 이산화탄소가 발견되기도 한다. 보이저 2호가 근접 촬영한 유일한 탐사 자료가 있으며, 현재는 천왕성 탐사 계획에 포함되어 연구가 진행될 예정이다.

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티타니아 (위성)
기본 정보
1986년 1월, 보이저 2호가 촬영한 티타니아. 터미네이터를 따라 위쪽 오른쪽에는 달의 가장 큰 충돌구인 거트루드와 아래쪽 오른쪽에는 여러 개의 거대한 협곡과 같은 지구가 보인다.
명칭	티타니아
다른 이름	Uranus III
형용사	Titanian
발견자	윌리엄 허셜
발견일	1787년 1월 11일
소행성체 명칭	Uranus III, U 3
궤도 특성
궤도 장반경	436,300 km
평균 공전 반지름	435,910 km
궤도 이심률	0.0011
공전 주기	8.706일
평균 궤도 속도	3.64 km/s
궤도 경사	0.340° (천왕성의 적도 기준)
위성	천왕성
근일점 인수	284.400°
승교점 황경	99.771°
평균 근점각	24.614°
물리적 특성
평균 반지름	788.4 ± 0.6 km (지구의 0.1235배)
적도 반지름	788.9 km
표면적	7,820,000 km²
부피	2,054,000,000 km³
질량	3.4550 ± 0.0509 × 10²¹ kg (지구 질량의 5.908e-4배)
평균 밀도	1.683 g/cm³ (계산값), 1.711 ± 0.005 g/cm3
표면 중력	0.379 m/s²
탈출 속도	0.773 km/s
자전 주기	8.71일 (공전과 동기 자전으로 추정)
알베도	0.35 (기하 알베도), 0.17 (본드 알베도)
겉보기 등급	13.9
온도 (하지점)	70 ± 7 K (평균), 89 K (최대), 60 K (최소)
대기
대기	존재
대기압	1–2 mPa (10–20 nbar) 미만
대기 성분	이산화 탄소 (?) 질소 (?) 메탄 (?)

2. 발견 및 명칭

티타니아는 1787년 1월 11일 윌리엄 허셜이 천왕성의 주요 위성인 오베론과 함께 발견했다.^[19]^[20] 이름은 윌리엄 셰익스피어의 희곡 ''한여름밤의 꿈''에 등장하는 요정 여왕에서 따왔으며,^[26] 존 허셜이 제안하여 공식 명칭이 되었다.^[32] 초기에는 다른 방식으로 불렸으나, 현재는 천왕성에서 세 번째로 가까운 위성이라는 의미에서 천왕성 III라는 번호로도 식별된다.^[29]

2. 1. 발견

티타니아는 1787년 1월 11일, 윌리엄 허셜이 천왕성의 두 번째로 큰 위성인 오베론과 함께 발견했다.^[19]^[20] 허셜은 이후 네 개의 위성을 더 발견했다고 보고했지만,^[21] 이는 나중에 잘못된 관측으로 밝혀졌다.^[30] 발견 후 약 50년 동안 티타니아와 오베론은 허셜이 사용한 망원경 외에는 관측하기 어려웠다.^[22] 하지만 현재는 성능 좋은 아마추어 망원경으로도 지구에서 관측할 수 있다.^[44]

천왕성의 모든 위성 이름은 윌리엄 셰익스피어나 알렉산더 포프의 작품 속 등장인물에서 따왔다. 티타니아는 셰익스피어의 희곡 ''한여름밤의 꿈''에 나오는 요정 여왕의 이름이다.^[26] 이 이름은 1852년, 존 허셜 (발견자 윌리엄 허셜의 아들)이 윌리엄 라셀의 요청으로 제안했다. 라셀은 1851년에 천왕성의 다른 두 위성인 아리엘과 움브리엘을 발견한 인물이다.^[23]^[32]

티타니아는 처음에는 "천왕성의 첫 번째 위성"으로 불렸고, 1848년 윌리엄 라셀은 '천왕성 I' (Uranus I)이라는 번호를 붙였다.^[24] 하지만 라셀은 때때로 윌리엄 허셜의 번호 체계(티타니아 II, 오베론 IV)를 사용하기도 했다.^[31] 1851년, 라셀은 당시 알려진 네 개의 위성 모두에 대해 천왕성으로부터의 거리가 가까운 순서대로 로마 숫자 번호를 최종적으로 부여했고, 이에 따라 티타니아는 '천왕성 III' (Uranus III)으로 불리게 되었다.^[29]

2. 2. 명칭

천왕성의 모든 위성은 윌리엄 셰익스피어 또는 알렉산더 포프가 창작한 등장인물의 이름을 따서 명명되었다. 티타니아라는 이름은 셰익스피어의 희곡 ''한여름밤의 꿈''에 나오는 요정 여왕에서 따온 것이다.^[26]

천왕성의 위성 이름들은 1852년, 윌리엄 허셜의 아들인 존 허셜이 제안했다.^[32] 이는 1851년에 천왕성의 다른 두 위성인 아리엘과 움브리엘을 발견한 윌리엄 라셀의 요청에 따른 것이었다.^[23] 허셜이 직접 이름을 생각해냈는지, 아니면 라셀이 이름을 짓고 허셜의 허락을 구했는지는 확실하지 않다.^[3]

티타니아는 처음에는 "천왕성의 첫 번째 위성"으로 불렸으며, 1848년 윌리엄 라셀에 의해 '''천왕성 I'''이라는 명칭이 부여되었다.^[24] 하지만 라셀은 때때로 윌리엄 허셜의 번호 매김 방식(티타니아는 II, 오베론은 IV)을 사용하기도 했다.^[31] 1851년 라셀은 당시 알려진 네 개의 위성 모두에 행성으로부터의 거리 순서대로 로마 숫자를 사용하여 번호를 매겼고, 그 이후로 티타니아는 '''천왕성 III'''로 명명되었다.^[29]

형용사 형태인 "Titanian"은 토성의 위성인 타이탄과 동일하게 발음된다. "Titania"라는 이름은 고대 그리스어로 "티탄의 딸"을 의미한다.

3. 궤도

티타니아는 천왕성 주위를 약 436000km의 거리에서 공전하며, 오베론 다음으로 천왕성의 주요 5대 위성(미란다, 아리엘, 움브리엘, 티타니아, 오베론) 중에서 행성으로부터 두 번째로 멀리 떨어져 있다. 티타니아의 궤도는 이심률이 작고, 천왕성의 적도면에 대해 궤도 경사 역시 매우 작다.^[27] 공전 주기는 약 8.7일이며, 이는 자전 주기와 일치한다. 즉, 티타니아는 한쪽 면이 항상 행성을 향하는 동기 위성이며 조석 고정 상태에 있다.^[11]

티타니아의 궤도는 천왕성의 자기권 안쪽에 완전히 포함된다.^[15] 이는 대기가 없는 위성이 자기권 내부를 공전할 때, 공전 방향과 반대쪽인 후행 반구 표면이 행성과 함께 도는 자기권 플라스마 입자들과 충돌하기 때문에 중요하다.^[28] 이러한 충돌은 후행 반구를 어둡게 만드는 원인으로 생각되며, 실제로 오베론을 제외한 모든 천왕성의 주요 위성에서 관측되는 현상이다.^[15]

천왕성은 자전축이 거의 누운 채로 태양 주위를 공전하며, 티타니아를 포함한 위성들은 행성의 적도면을 따라 공전하기 때문에 극심한 계절 변화를 겪는다. 북극과 남극은 각각 42년 동안 완전한 밤이나 낮이 지속되며, 하지나 동지에는 태양이 극점 중 하나의 천정 가까이에 위치하게 된다.^[15] 보이저 2호가 1986년에 천왕성계를 탐사했을 때는 남반구가 하지를 맞이하고 있어 거의 전체가 햇빛을 받고 있었다. 약 42년마다 천왕성이 분점에 도달하여 적도면이 지구와 교차할 때, 천왕성의 위성들 사이에서 서로를 가리는 엄폐 현상을 관측할 수 있다. 이러한 현상은 2007년부터 2008년 사이에 여러 차례 관측되었으며, 2007년 8월 15일과 12월 8일에는 움브리엘이 티타니아를 가리는 엄폐가 발생했다.^[35]^[36]

3. 1. 과거의 궤도 공명

현재 티타니아는 다른 천왕성의 위성들과 궤도 공명 상태에 있지 않다. 하지만 과거에는 아리엘과 1:4 비율의 궤도 공명을 일으켰다가 이후 이 상태에서 벗어난 것으로 추정된다. 천왕성은 편평률이 작기 때문에, 목성이나 토성의 위성들에 비해 천왕성의 위성들이 평균 운동 공명 상태에서 벗어나기가 상대적으로 쉬운 편이다. 약 38억 년 전에 있었을 것으로 보이는 이 과거의 궤도 공명은 아리엘의 궤도 이심률을 증가시켰고, 결과적으로 천왕성의 조석력에 의한 아리엘 내부의 조석 마찰을 일으켰을 것으로 생각된다.

4. 구성 및 내부 구조

티타니아는 천왕성의 위성 중 가장 크고 질량이 가장 크며, 태양계 전체 위성 중에서는 여덟 번째로 질량이 크다. 밀도는 약 1.7 g/cm³으로^[14], 이는 토성의 위성들보다 상당히 높은 값이다. 이 밀도는 티타니아가 대략 절반의 물 얼음과 절반의 고밀도 비얼음 성분(주로 암석과 탄소질 물질)으로 구성되어 있음을 시사한다.^[13]^[11]

티타니아의 내부는 암석질의 핵과 이를 둘러싼 얼음 맨틀로 분화되었을 가능성이 높다.^[13] 만약 분화가 일어났다면, 핵은 위성 반지름의 약 2/3를 차지하고 질량의 절반 이상을 차지할 것으로 추정된다.^[13] 얼음 맨틀 내부에 액체 상태의 물, 즉 지하 바다가 존재할 가능성도 제기되고 있으며, 최근 연구는 이러한 가능성을 뒷받침하고 있다.^[13]^[4]^[5] 티타니아 표면의 구체적인 화학적 조성과 내부 구조의 세부 모델은 하위 섹션에서 더 자세히 다룬다.

4. 1. 분광학적 특징

티타니아의 표면 구성 성분은 적외선 분광법 관측을 통해 연구되었다. 2001년부터 2005년까지 수행된 관측 결과, 표면에 결정질 물 얼음이 존재한다는 사실이 밝혀졌다.^[15] 물 얼음에 의한 흡수띠는 티타니아의 공전 방향 앞쪽 반구(선행 반구)에서 뒤쪽 반구(후행 반구)보다 더 강하게 나타난다.^[15] 이는 후행 반구에서 물 얼음 신호가 더 강한 오베론과는 반대되는 현상이다.^[15] 이러한 비대칭의 원인은 아직 명확히 밝혀지지 않았지만, 천왕성의 자기권에서 오는 하전 입자의 충돌과 관련이 있을 것으로 추정된다. 자기권 내의 플라스마는 천왕성의 자전과 함께 회전하기 때문에 티타니아의 공전 속도보다 빨라 후행 반구에 더 강하게 충돌하게 된다.^[15] 이 고에너지 입자들은 물 얼음을 스퍼터링(sputtering, 표면 원자를 튕겨내는 현상)시키고, 얼음 속에 클라스레이트 하이드레이트(clathrate hydrate) 형태로 갇혀 있는 메테인을 분해하며 다른 유기 화합물을 어둡게 만들어, 탄소가 풍부한 어두운 잔류물을 남기는 것으로 생각된다.^[15]

적외선 분광 관측을 통해 물 외에 티타니아 표면에서 확인된 유일한 화합물은 이산화탄소(CO₂)이며, 주로 후행 반구에 집중되어 분포한다.^[15] 이산화탄소의 기원은 아직 불분명하다. 한 가지 가능성은 태양의 자외선이나 천왕성 자기권의 고에너지 하전 입자가 표면의 탄산염이나 유기 물질에 영향을 주어 국소적으로 생성된다는 것이다. 후자의 경우, 후행 반구가 선행 반구보다 자기권 입자의 영향을 더 강하게 받기 때문에 이산화탄소 분포의 비대칭성을 설명할 수 있다. 또 다른 가능성은 티타니아 내부에 원시적으로 존재했던 이산화탄소가 물 얼음에 갇혀 있다가 탈가스(degassing, 기체가 빠져나오는 현상)를 통해 방출되었다는 것이다. 이 경우, 내부로부터의 이산화탄소 방출은 과거 티타니아의 지질 활동과 관련이 있을 수 있다.^[15]

티타니아의 밀도는 약 1.71 g/cm³으로, 이는 토성의 위성들보다 상당히 높은 값이다. 이는 티타니아가 대략 절반의 물 얼음과 절반의 고밀도 비얼음 성분으로 이루어져 있음을 시사한다.^[13] 이 비얼음 성분은 암석과 탄소질 물질(무거운 유기 화합물 포함)로 구성되어 있을 가능성이 높다.^[11] 이러한 구성 성분 비율은 티타니아가 암석질의 핵과 이를 둘러싼 얼음 맨틀로 분화했을 가능성을 뒷받침한다.^[13]

4. 2. 내부 구조 모델

티타니아의 밀도는 1.68 g/cm³^[14] 또는 1.71 g/cm³으로, 이는 토성의 위성들보다 상당히 높아 대략 같은 비율의 물 얼음과 고밀도의 비얼음 성분으로 구성되어 있음을 시사한다.^[13] 이 비얼음 성분은 암석과 탄소질 물질, 그리고 무거운 유기 화합물로 이루어져 있을 수 있다.^[11]

표면에 물 얼음이 존재한다는 사실은 2001년에서 2005년 사이 수행된 적외선 분광법 관측을 통해 확인되었으며, 결정질 물 얼음이 발견되었다.^[15] 물 얼음의 흡수대는 티타니아의 공전 방향 앞쪽 반구(선행 반구)에서 뒤쪽 반구(후행 반구)보다 약간 더 강하게 나타나는데, 이는 후행 반구에서 신호가 더 강한 오베론과는 반대되는 현상이다.^[15] 이러한 비대칭성의 원인은 명확하지 않지만, 천왕성의 자기권에서 나오는 하전 입자의 충돌과 관련이 있을 수 있다. 이 입자들은 플라스마와 함께 공전하기 때문에 후행 반구에 더 강하게 충돌한다.^[15] 고에너지 입자는 물 얼음을 스퍼터링하고, 얼음 속에 클라스레이트 하이드레이트 형태로 갇힌 메테인을 분해하며 다른 유기물을 어둡게 만들어, 탄소가 풍부한 어두운 잔류물을 남길 수 있다.^[15]

물을 제외하고 티타니아 표면에서 적외선 분광법으로 확인된 유일한 다른 화합물은 이산화탄소(CO₂)이며, 주로 후행 반구에 집중되어 있다.^[15] 이산화탄소의 기원은 명확하지 않다. 태양의 자외선이나 천왕성 자기권의 고에너지 하전 입자 영향으로 탄산염이나 유기 물질로부터 국소적으로 생성되었을 가능성이 있다. 후자의 과정은 후행 반구가 자기권의 영향을 더 강하게 받기 때문에 농도 비대칭성을 설명할 수 있다. 다른 가능성으로는 티타니아 내부의 물 얼음에 원시적으로 갇혀 있던 CO₂가 탈가스 현상으로 방출되었을 수 있으며, 이는 과거의 지질 활동과 관련될 수 있다.^[15]

티타니아는 얼음 맨틀로 둘러싸인 암석질 핵으로 분화되었을 가능성이 있다.^[13] 이 경우, 핵의 반지름은 약 520km로 위성 반지름의 약 66%에 해당하며, 질량은 위성 전체 질량의 약 58%를 차지할 것으로 추정된다. 이 비율은 위성의 구성 성분에 따라 결정된다. 티타니아 중심부의 압력은 약 0.58 GPa (5.8 kbar)이다.^[13] 얼음 맨틀의 현재 상태는 불분명하다. 만약 얼음에 충분한 양의 암모니아나 다른 부동액 역할을 하는 성분이 포함되어 있다면, 티타니아는 핵과 맨틀 경계에 지하 바다를 가지고 있을 수 있다. 이 바다가 존재한다면 두께는 최대 50km이며 온도는 약 190 K (물-암모니아 공융점인 176 K에 가까움)일 것으로 추정된다.^[13] 그러나 티타니아의 현재 내부 구조는 그 열적 역사에 크게 의존하며, 아직 잘 알려져 있지 않다. 최근 연구에 따르면, 이전 이론과 달리 티타니아와 같은 천왕성의 큰 위성들이 실제로 활동적인 지하 바다를 가질 수 있다는 가능성이 제기되었다.^[4]^[5]

5. 표면 특징

티타니아의 표면 특징 일부가 표시되어 있습니다. 남극은 제시카 크레이터 아래쪽과 왼쪽에 있는 표시되지 않은 밝은 크레이터 근처에 있습니다.

과학자들은 티타니아 표면에서 크게 세 가지 종류의 지질학적 특징을 확인했다: 크레이터, 카스마(협곡), 그리고 루페스(절벽).^[39] 티타니아의 표면은 오베론이나 움브리엘보다 크레이터 수가 적은데, 이는 표면이 상대적으로 젊다는 것을 의미한다.^[25]

티타니아의 지질은 두 가지 주요 과정, 즉 충돌 크레이터 형성과 내부 활동으로 인한 표면 재형성(재표면화)의 영향을 받았다.^[18] 충돌은 위성의 역사 전체에 걸쳐 영향을 미쳤지만, 위성 형성 후 특정 시기에 활발했던 내인성 재표면화 과정으로 인해 초기의 크레이터가 많은 지형이 상당 부분 사라졌다.^[25] 가장 최근의 주요 지질 활동은 지각 변동으로 여겨지며, 이로 인해 얼음 지각에 거대한 균열인 협곡(카스마)이 형성되었다. 이러한 균열은 티타니아가 약 0.7% 정도 전 지구적으로 팽창하면서 발생했을 수 있다.^[18]

티타니아의 표면 특징(크레이터, 협곡, 절벽 등)의 명칭은 셰익스피어의 작품에 등장하는 여성 인물이나 지명에서 유래했다.^[45]

5. 1. 색상 및 알베도

천왕성의 위성들 중에서 티타니아의 밝기는 어두운 오베론과 움브리엘보다는 밝고, 아리엘과 미란다보다는 어두운 중간 정도에 해당한다.^[12] 티타니아의 표면은 강한 반대 현상 증가를 보이는데,^[12] 이는 관측 각도(위상각)가 매우 작을 때 반사율이 급격히 증가하는 현상이다. 위상각이 0°일 때(정면에서 빛을 받을 때)의 반사율(기하학적 알베도)은 35%이지만, 위상각이 약 1°로 약간 기울어지면 반사율이 25%로 감소한다.^[12] 티타니아가 반사하는 총 빛의 양을 나타내는 본드 알베도는 약 17%로 비교적 낮은 편이다.^[12]

티타니아의 표면은 전체적으로 약간 붉은색을 띠지만, 오베론보다는 붉은 기가 덜하다.^[34] 하지만 최근에 생긴 충돌 흔적(퇴적물)은 상대적으로 푸른색을 띤다. 반면, 위성이 공전하는 방향을 향하는 앞쪽 반구(선행 반구)에 있는 우르술라 크레이터 주변의 매끄러운 평원 지대와 일부 그라벤(지각이 갈라져 내려앉은 지형)은 약간 더 붉은색을 보인다.^[34]^[25]

또한 티타니아는 표면 색깔이 공전 방향 앞쪽(선행 반구)과 뒤쪽(후행 반구) 사이에 차이를 보이는데,^[42] 선행 반구가 후행 반구보다 약 8% 더 붉은 것으로 관측된다.^[42]^[50] 그러나 이러한 색상 차이는 선행 반구에 분포하는 매끄러운 평원 지대와 관련이 있을 수 있으며, 단순히 우연의 결과일 가능성도 제기된다.^[34]

표면이 붉게 보이는 현상(적색화)은 오랜 시간 동안(태양계의 나이) 대전 입자나 미소 운석과의 충돌로 인해 표면이 변화하는 우주 풍화 과정의 결과일 수 있다.^[34] 하지만 티타니아에서 나타나는 색상의 비대칭성은 다른 원인으로 설명될 가능성이 더 높다. 즉, 천왕성 바깥쪽 궤도를 도는 불규칙 위성 등에서 기원한 붉은색 물질이 티타니아로 끌려와 쌓이면서, 특히 공전 방향을 향하는 선행 반구 쪽에 더 많이 퇴적되어 색상 차이를 만들었을 수 있다.^[42]

5. 2. 지형

천왕성의 위성들 중 티타니아는 밝기 면에서 어두운 오베론이나 움브리엘과 밝은 아리엘 및 미란다의 중간 정도에 해당한다.^[12] 티타니아의 표면은 강한 반대 효과를 보이는데, 위상각 0°에서의 반사율(기하 반사율)은 35%이지만 약 1°에서는 25%로 감소한다. 본드 알베도는 약 17%로 비교적 낮다.^[12] 표면은 전체적으로 약간 붉은색을 띠지만 오베론보다는 덜 붉다.^[34] 그러나 새로 생긴 충돌 퇴적물은 푸른빛을 띠며, 선행 반구의 우르술라 크레이터 근처 매끄러운 평원과 일부 그라벤을 따라서는 약간 더 붉은색을 나타낸다.^[34]^[25] 선행 반구와 후행 반구 사이에 색상 비대칭이 존재할 수 있으며, 선행 반구가 후행 반구보다 약 8% 더 붉게 보인다.^[42] 이러한 표면의 붉은색 변화는 우주 풍화나 미소 운석 충돌의 결과일 수 있지만,^[34] 색상 비대칭은 천왕성계 외부에서 유입된 붉은 물질이 주로 선행 반구에 쌓였기 때문일 가능성이 더 높다.^[42]

과학자들은 티타니아 표면에서 크게 세 가지 종류의 지질학적 특징을 확인했다: 크레이터, 카스마(협곡), 그리고 루페스(절벽).^[39] 티타니아의 표면은 오베론이나 움브리엘보다 크레이터 수가 적어 상대적으로 젊은 지표임을 시사한다.^[25] 가장 큰 크레이터는 거트루드로 지름이 326km에 달하며,^[38] 표면은 거대한 단층 시스템 또는 절벽으로 교차되어 있다. 일부 지역에서는 평행한 단층 절벽 사이에 움푹 들어간 그라벤 지형(협곡)이 형성되어 있는데,^[11] 이 중 가장 눈에 띄는 것은 적도 부근에서 남극 근처까지 약 1500km에 걸쳐 뻗어 있는 메시나 카스마이다.^[39] 또한, 우르술라 크레이터 근처와 같이 일부 지역에서는 상대적으로 매끄러운 평원이 관측된다.^[34]^[25]

티타니아의 지질은 충돌 크레이터 형성과 내부 활동으로 인한 표면 재형성이라는 두 가지 주요 과정의 영향을 받았다.^[18] 크레이터 형성은 위성 역사 전반에 걸쳐 영향을 미쳤지만, 위성 형성 후 특정 시기에 활발했던 내인성 재표면화 과정으로 인해 초기 크레이터 지형 상당수가 사라졌다.^[11] 이후 매끄러운 평원이 형성되었을 가능성이 있으며, 가장 최근의 지질 활동은 주로 지각 변동으로, 얼음 지각이 약 0.7% 전 지구적으로 팽창하면서 거대한 균열인 협곡(카스마)이 형성된 것으로 보인다.^[18]

티타니아의 표면 지형 명칭은 셰익스피어의 작품에 등장하는 여성 인물이나 지명에서 유래했다.^[45]

5. 2. 1. 충돌 크레이터

과학자들은 티타니아에서 크레이터, 카스마, 루페스 세 가지 종류의 지질학적 특징을 확인했다.^[39] 티타니아의 표면은 오베론이나 움브리엘보다 크레이터가 적은데, 이는 표면이 상대적으로 젊다는 것을 의미한다.^[25]

가장 큰 크레이터는 거트루드로, 지름이 326km에 달한다.^[38] 거트루드 서쪽에는 '무명의 분지'(unnamed basin)라 불리는 불규칙한 지형이 있는데, 이는 지름 약 330km 정도의 매우 오래되고 침식된 충돌 분지일 가능성이 있다.^[25] 우르술라나 제시카와 같은 일부 크레이터는 비교적 신선한 얼음으로 이루어진 밝은 충돌 방출물(광조)로 둘러싸여 있다.^[11] 티타니아의 큰 크레이터들은 대부분 평평한 바닥과 중앙 봉우리를 가지고 있지만, 우르술라는 중앙에 봉우리 대신 구덩이(함몰지)가 있는 유일한 예외이다.^[25]

티타니아의 지질은 충돌 크레이터 형성과 내부 활동에 의한 재표면화라는 두 가지 과정의 영향을 받았다.^[18] 크레이터 형성은 티타니아의 전 역사에 걸쳐 표면 전체에 영향을 미쳤다.^[18] 반면, 재표면화 과정은 위성 형성 후 특정 기간 동안 활발했으며, 이로 인해 초기에 많았던 크레이터 지형이 상당 부분 사라져 현재 티타니아 표면에 크레이터가 비교적 적게 남게 되었다.^[11]

티타니아의 크레이터 이름은 셰익스피어 작품에 등장하는 여성 인물의 이름에서 따왔다.^[45] 명명된 크레이터는 다음과 같다.

티타니아의 명명된 크레이터^[39]
이름	유래	직경 (km)
아드리아나	아드리아나 (실수극)	50
보나	보나 (헨리 6세, 3부)	51
칼퍼니아	칼퍼니아 피소니스 (줄리어스 시저)	100
엘리너	아키텐의 엘레오노르 (존 왕의 생애와 죽음)	74
거트루드	거트루드 (햄릿)	326
이모진	이모진 (심벨린)	28
이라스	이라스 (앤토니와 클레오파트라)	33
제시카	제시카 (베니스의 상인)	64
캐서린	캐서린 (헨리 8세)	75
루세타	루세타 (베로나의 두 신사)	58
마리나	마리나 (타이어의 왕자 페리클레스)	40
몹사	몹사 (겨울 이야기)	101
프라이니아	프라이니아 (아테네의 티몬)	35
우르술라	우르술라 (헛소동)	135
발레리아	발레리아 (코리올라누스)	59

5. 2. 2. 협곡 및 절벽

티타니아 표면에서는 카스마(chasma, 복수형 chasmata)라고 불리는 거대한 협곡과 루페스(rupes, 복수형 rupēs)라고 불리는 절벽이 주요 지질학적 특징으로 확인된다.^[39] 티타니아의 표면은 수많은 정단층과 절벽으로 교차되어 있으며, 일부 지역에서는 두 개의 평행한 절벽이 지각의 함몰된 부분을 형성하는데, 이를 그라벤(graben) 또는 협곡이라고 부른다.^[18]

협곡 중 가장 눈에 띄는 것은 메시나 카스마(Messina Chasma)로, 적도 부근에서 남극 근처까지 약 1500km에 걸쳐 길게 뻗어 있다.^[39] 티타니아의 그라벤(협곡)은 일반적으로 폭이 20km 에서 50km 정도이며, 깊이는 약 2km 에서 5km에 달한다.^[11]

협곡과 직접적인 관련이 없는 절벽 지형은 루페스(rupes)라고 불린다. 대표적인 예로 우르술라 크레이터 근처에 위치한 루실론 루페스(Rousillon Rupes)가 있다.^[39]

이러한 그라벤(협곡과 절벽)은 티타니아 표면에서 가장 젊은 지질 구조 중 하나로 여겨진다. 이들은 기존의 모든 크레이터와 심지어 나중에 형성된 것으로 보이는 매끄러운 평원 지형까지 가로지르며 형성되었기 때문이다.^[18] 이러한 지형의 형성은 주로 내인성 지각 활동의 결과로 해석된다. 특히, 티타니아의 얼음 지각이 약 0.7% 정도 전 지구적으로 팽창하면서 거대한 균열이 발생하여 협곡이 만들어진 것으로 보인다.^[18]

티타니아의 협곡과 절벽의 명칭은 셰익스피어의 작품에 등장하는 지명에서 유래했다.^[45]

티타니아의 명명된 협곡 및 절벽^[39]
특징	이름의 유래	유형	길이(직경), km
벨몬트 카스마 (Belmont Chasma)	벨몬트, 이탈리아 (베니스의 상인)	카스마 (협곡)	238
메시나 카스마 (Messina Chasma)	메시나, 이탈리아 (헛소동)	카스마 (협곡)	1,492
루실론 루페스 (Rousillon Rupes)	루시용, 프랑스 (끝이 좋으면 다 좋아)	루페스 (절벽)	402

5. 2. 3. 매끄러운 평원

우르술라 크레이터 근처와 일부 그라벤을 따라 매끄러운 평원이 분포한다.^[34]^[25] 이 지역들은 보이저 2호가 촬영한 영상의 해상도에서는 상대적으로 매끄러운 표면으로 나타난다.^[25] 티타니아 표면의 신선한 충돌 퇴적물은 푸른색을 띠는 반면^[11], 매끄러운 평원은 주변 지역보다 약간 더 붉은색을 띤다.^[34]^[25] 이러한 색상 차이는 티타니아의 선행 반구가 후행 반구보다 더 붉게 보이는 비대칭성^[42]과 관련이 있을 수 있지만, 우연의 일치일 가능성도 제기된다.^[34]

매끄러운 평원은 티타니아의 지질학적 역사에서 비교적 후기에, 즉 대부분의 크레이터가 형성된 이후에 만들어진 것으로 보인다.^[25] 형성 원인에 대해서는 두 가지 주요 가설이 있다. 첫째는 내부에서 액체 상태의 물질이 분출하여 기존 지형을 덮는 내생적 과정, 즉 빙하 화산활동의 결과라는 설명이다.^[25]^[11] 둘째는 근처의 거대한 충돌 크레이터가 형성될 때 방출된 물질이 담요처럼 쌓여 매끄러운 지형을 만들었다는 외생적 설명이다.^[25]^[18]

티타니아 표면에서 가장 젊은 지형으로 여겨지는 그라벤(협곡)은 이 매끄러운 평원을 가로지르며 형성되어 있다.^[18] 이는 매끄러운 평원이 그라벤보다는 먼저 형성되었음을 시사한다.

6. 대기

티타니아 표면에서 이산화탄소가 발견된 것은 티타니아가 목성의 위성 칼리스토와 매우 유사하게, 미약하지만 계절적인 CO₂ 대기를 가질 수 있음을 시사한다.^[41] 질소나 메탄과 같은 다른 기체는 티타니아의 약한 중력으로 인해 우주로 탈출하는 것을 막을 수 없기 때문에 존재할 가능성이 적다. 티타니아의 하지 동안 도달할 수 있는 최대 온도인 89 K에서 이산화탄소의 증기압은 약 300 μPa(3 nbar)이다.^[41]

2001년 9월 8일, 티타니아는 겉보기 등급 7.2인 밝은 별(HIP 106829)을 엄폐했는데, 이는 티타니아의 지름과 궤도요소를 개선하고 기존 대기의 존재 여부를 감지할 수 있는 기회였다.^[41] 데이터 분석 결과, 표면 기압이 1–2 mPa(10–20 nbar)를 넘는 대기는 없는 것으로 밝혀졌다. 만약 대기가 존재한다면, 트리톤이나 명왕성의 대기보다 훨씬 희박해야 한다.^[41] 이 상한선은 이산화탄소의 최대 가능한 표면 압력보다 여전히 몇 배나 높기 때문에, 이 측정 결과는 대기의 매개변수에 대해 본질적인 제약을 가하지는 못했다.^[41]

천왕성계의 특이한 기하학적 구조로 인해 위성의 극지방이 적도 지역보다 더 많은 태양 에너지를 받는다.^[15] CO₂의 증기압은 온도에 따라 급격하게 변하기 때문에,^[41] 이는 티타니아의 저위도 지역에 이산화탄소가 축적될 가능성을 시사한다. 이 지역에서는 고알베도 지역이나 표면의 그늘진 지역에서 이산화탄소 얼음 형태로 안정적으로 존재할 수 있다. 여름 동안 극지방 온도가 85–90 K에 이르면,^[41]^[15] 이산화탄소는 승화하여 반대쪽 극지방과 적도 지역으로 이동하여 일종의 탄소 순환을 일으킨다. 이렇게 축적된 이산화탄소 얼음은 자기권 입자에 의해 스퍼터링 과정을 통해 제거될 수 있다. 티타니아는 46억 년 전 형성된 이후 상당량의 이산화탄소를 잃었을 것으로 생각된다.^[15]

7. 기원 및 진화

티타니아는 천왕성 형성 후 그 주위에 존재했던 가스와 먼지로 이루어진 강착 원반 또는 아원반(주행성 원반)에서 형성된 것으로 여겨진다. 이 원반은 천왕성의 큰 황도경사(황도면에 대한 경사각)를 유발한 거대 충돌로 인해 생성되었을 수도 있다.^[17] 이 원반의 정확한 구성은 알려져 있지 않다. 그러나 토성의 위성들과 비교했을 때 티타니아와 다른 천왕성 위성들의 밀도가 상대적으로 높은데, 이는 원반에 물이 상대적으로 부족했을 가능성을 시사한다. 예를 들어, 토성의 위성인 테티스는 밀도가 0.97 g/cm³로 물이 90% 이상 포함되어 있음을 의미한다.^[15] 대신 질소와 탄소는 암모니아와 메탄 형태가 아닌 일산화탄소(CO)와 질소 분자(N₂) 형태로 상당량 존재했을 수 있다.^[17] 이러한 환경에서 형성된 위성은 물 얼음 함량이 적고(포접 화합물 또는 클래쓰레이트 형태로 CO와 N₂ 포함), 암석 비율이 높아 밀도가 높아진 것으로 설명될 수 있다.^[11]

티타니아의 강착 과정은 수천 년 동안 지속되었을 것으로 추정된다.^[17] 강착 과정에서 발생한 충돌은 위성 외곽층을 가열시켰으며,^[16] 약 60km 깊이에서 최대 온도는 250,000에 도달했다.^[16] 위성 형성이 완료된 후, 지하층은 냉각되었지만 내부는 암석에 포함된 방사성 원소의 방사성 붕괴로 인해 가열되었다.^[11] 표면 근처의 냉각층은 수축하고 내부는 팽창하면서 위성 지각에 강한 장력 응력이 발생하여 균열이 생겼다. 현재 관측되는 협곡의 일부는 이러한 과정의 결과일 수 있다. 이 과정은 약 2억 년 동안 지속되었으며,^[40] 이는 내부 활동이 수십억 년 전에 중단되었음을 시사한다.^[11]

초기 강착 가열과 지속적인 방사성 원소 붕괴로 발생한 열은, 만약 암모니아 수화물이나 염과 같은 부동액 역할을 하는 물질이 존재했다면, 내부의 얼음을 녹이기에 충분했을 수 있다.^[16] 내부가 녹으면서 암석과 얼음이 분리되어, 암석질 핵을 얼음 맨틀이 둘러싸는 형태로 분화했을 가능성이 있다. 암모니아가 녹아 있는 액체 상태의 물(지하 바다) 층이 핵과 맨틀 경계에 형성되었을 수도 있다.^[13] 이 혼합물의 공융 온도는 176,000이다.^[13] 만약 내부 온도가 이 값 아래로 떨어졌다면 지하 바다는 얼어붙었을 것이다. 물이 얼면서 부피가 팽창하여 표면의 협곡 대부분이 형성되었을 가능성도 제기된다.^[25] 그러나 티타니아의 지질학적 진화에 대한 현재의 지식은 매우 제한적이다. 한편, 최근 분석에 따르면 천왕성의 더 큰 위성들은 활동적인 지하 바다를 가지고 있을 뿐만 아니라 실제로 존재할 가능성이 높다고 추정된다.^[6]^[7]

8. 탐사

지금까지 티타니아의 근접 사진은 1986년 1월 천왕성을 근접 통과하면서 촬영한 보이저 2호의 사진이 유일하다. 보이저 2호와 티타니아 사이의 최단 거리는 365200km에 불과했으며,^[33] 이 위성의 최고 해상도 사진은 약 3.4km이다 (미란다와 아리엘만 더 높은 해상도로 촬영되었다).^[51]^[25] 이 사진들은 표면의 약 40%를 덮고 있지만, 지질 조사에 필요한 정밀도로 촬영된 부분은 24%에 불과하다. 근접 통과 당시 티타니아의 남반구는 태양을 향하고 있었기 때문에 (다른 위성들과 마찬가지로), 태양광이 비추지 않는 북반구는 연구할 수 없었다.^[11]

그 외의 탐사선이 천왕성이나 티타니아에 접근한 적은 없으며, 현재 계획된 탐사선도 없다. 토성 탐사선 카시니의 연장 임무로 천왕성으로 향하게 하는 계획도 있었지만, 이후 폐기되었다. 다른 제안된 임무 개념으로는 2010년경 평가된 천왕성 궤도선 및 탐사선 개념이 있다. 천왕성은 선구적 성간 탐사선 개념인 혁신적인 성간 탐험가의 궤적 중 하나의 일부로서도 검토되었다.

천왕성 궤도선 및 탐사선 임무 구조는 2023-2032년 행성 과학 10년 조사에서 NASA 기함급 임무의 최우선 순위로 선정되었다. 이 우선 순위를 정하는 데 동기를 부여한 과학적 질문에는 천왕성 위성의 질량 특성, 내부 구조 및 지질학적 역사에 대한 질문이 포함된다.^[8] 천왕성 궤도선^[9]은 이전에 2013-2022년 행성 과학 10년 조사에서 NASA 기함급 임무의 세 번째 우선 순위로 선정된 바 있다.^[10]

참조

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_[49] 서적 옥스퍼드 천문학 사전 아사쿠라 서점
_[50] 문서 색의 수치는, 보이저 2호의 2색 필터를 통해 관측했을 때의 알베도의 차이로부터 계산되고 있다.
_[51] 문서 이것보다 좋은 해상도로 촬영할 수 있었던 것은 미란다와 아리엘 뿐이다.