레아 (위성)
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1. 개요
레아는 토성의 위성으로, 1672년 조반니 도메니코 카시니에 의해 발견되었다. 그리스 신화의 티탄족 레아의 이름을 따 명명되었으며, 토성 V로도 불린다. 궤도는 거의 원형에 가깝고, 조석 고정되어 있다. 지름은 약 1,528km로, 태양계 위성 중 9번째 크기이며, 25%의 암석과 75%의 물 얼음으로 구성되어 있다. 표면은 충돌구가 많고 밝은 선 구조가 있으며, 지질학적으로 두 영역으로 나뉜다. 2010년에는 극도로 희박한 대기, 즉 외기권이 존재함이 밝혀졌으며, 고리가 존재할 가능성도 제기되었으나, 현재는 고리 물질에 대한 증거는 발견되지 않았다. 보이저 1호와 2호, 카시니-호이겐스 탐사선을 통해 탐사되었다.
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| 레아 (위성) | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 명칭 유래 | 레아 |
| 형용사 | 레아의 (Rhean) |
| 별칭 | Saturn V |
| 발견자 | 조반니 도메니코 카시니 |
| 발견일 | 1672년 12월 23일 |
| 궤도 특성 | |
| 모행성 | 토성 |
| 궤도 장반경 | 527,040 km |
| 궤도 이심률 | 0.001 |
| 공전 주기 | 4.518212일 |
| 평균 공전 속도 | 8.48 km/s |
| 궤도 경사 | 0.35° |
| 동기 자전 여부 | 동기 자전 |
| 물리적 특성 | |
| 평균 반지름 | 763.5 ± 0.5 km |
| 삼축 직경 | 1532.4 × 1525.6 × 1524.4 km |
| 표면적 | 7,325,342 km2 |
| 질량 | 2.3064854 ± 0.0000522 × 1021 kg (지구 질량의 약 3.9×10-4배) |
| 평균 밀도 | 1.2372 ± 0.0029 g/cm3 |
| 표면 중력 | 0.26 m/s2 |
| 탈출 속도 | 2.306 km/s |
| 자전 주기 | 4.518212일 |
| 자전축 기울기 | 0도 |
| 관성 모멘트 계수 | 0.3911 ± 0.0045 (논란 있음/불명확) |
| 기하학적 알베도 | 0.949 ± 0.003 |
| 겉보기 등급 | 10 |
| 표면 온도 | thead: |
| 최소 | 53 K |
| 최대 | 99 K |
2. 발견 및 명칭
레아는 1672년 12월 23일 조반니 도메니코 카시니가 발견한 위성으로, 그리스 신화의 티탄족 레아에서 이름을 따왔다.[58][67] 토성 V라고도 불린다.
카시니는 루이 14세를 기리기 위해 자신이 발견한 위성 넷(테티스, 디오네, 레아, 이아페투스)에 '루이의 별들'이라는 이름을 붙였다. 이후 천문학자들은 타이탄을 포함해 발견된 순서대로 토성의 위성에 로마 숫자를 붙여 ''토성 I'' 등으로 불렀다.[3] 1789년 미마스와 엔셀라두스가 발견되면서 ''토성 VII''까지 명칭이 확장되었다.[8]
존 허셜(윌리엄 허셜의 아들)은 1847년 자신의 책 '희망봉에서 작성된 천문 관측 결과'에서 토성의 위성 7개에 크로노스의 딸과 형제들인 티탄족 이름을 붙이자고 제안했다.[34][3]
2. 1. 발견
조반니 도메니코 카시니는 1672년 12월 23일 주세페 캄파니가 제작한 10.4m 망원경으로 레아를 발견했다.[3][6] 카시니는 자신이 발견한 네 개의 위성(테티스, 디오네, 레아, 이아페투스)을 루이 14세 국왕을 기리기 위해 ''루이별''(Sidera Lodoicea)이라고 명명했다.[3] 레아는 카시니가 발견한 두 번째 토성의 위성이었으며, 타이탄과 이아페투스에 이어 토성 주위에서 발견된 세 번째 위성이었다.[3]17세기 말, 천문학자들은 이들 4개 위성과 타이탄을 합쳐 토성 I부터 토성 V까지 번호로 부르기 시작했다. 디오네와 테티스가 발견되기 전에는 레아를 토성 I이라고 불렀고, 발견 후에는 토성 III이라고 불렀다. 1789년에 미마스와 엔셀라두스가 발견되면서 이 명명법은 토성 VII까지 확장되었고, 기존 5개 위성의 번호를 밀어내는 형태로 번호가 재배정되었다. 이에 따라 레아는 토성 V로 불리게 되었다.
존 허셜(미마스와 엔셀라두스를 발견한 윌리엄 허셜의 아들)은 1847년 자신의 책 '희망봉에서 작성된 천문 관측 결과'에서 토성의 위성 7개에 대한 이름을 언급했다.[58][67] 이 책에서 허셜은 그리스 신화에 나오는 크로노스의 딸과 형제들인, 티탄족 이름을 위성들에 붙였다. 레아의 이름은 그리스 신화의 거신족(티탄)인 레아에서 유래한다.
2. 2. 명칭 유래
레아는 그리스 신화에 나오는 거인족 티탄의 이름이다. 조반니 카시니는 1672년 12월 23일 레아를 발견하고, 루이 14세를 찬양하는 의미에서 자신이 발견한 4개 위성(테티스, 디오네, 레아, 이아페투스)에 '루이의 별들'이라는 이름을 붙였다.[56] 천문학자들은 이 위성들과 타이탄을 합쳐 ''토성 I''부터 ''토성 V''까지 번호를 붙여 불렀는데,[3] 1789년 미마스와 엔셀라두스가 발견되자 ''토성 VII''까지 확장되었다.[8]1847년 존 허셜(윌리엄 허셜의 아들)은 자신의 책 '희망봉에서 작성된 천문 관측 결과'에서 토성의 위성 7개에 그리스 신화에 나오는 크로노스의 딸과 형제들인 티탄족 이름을 붙였다.[34][3][58][67] 레아는 이 때 붙여진 이름이며, '토성 V'라고도 불린다.[7][8]
2. 3. 루이의 별들
조반니 도메니코 카시니는 자신이 발견한 4개 위성(테티스, 디오네, 레아, 이아페투스)에 루이 14세를 찬양하는 의미에서 '루이의 별들'(Sidera Lodoicea)이라는 이름을 붙였다.[3][56] 이는 "루이의 별"이라는 의미이다. 17세기 말, 천문학자들은 이 4개의 위성과 타이탄을 합쳐 토성 I부터 토성 V까지 번호로 부르기 시작했다. 1789년 미마스와 엔셀라두스가 발견되자 명칭은 토성 VII까지 확장됐다.[58][67]2. 4. 존 허셜의 명명
1847년 존 허셜(미마스와 엔셀라두스를 발견한 윌리엄 허셜의 아들)은 자신의 책 '희망봉에서 작성된 천문 관측 결과'에서 토성의 위성 7개에 그리스 신화에 나오는 크로노스의 딸과 형제들인 티탄족 이름을 붙일 것을 제안했다.[58][67] 이에 따라 레아의 이름은 그리스 신화의 티탄 신족인 레아에서 유래한다.[7][8] 레아는 신들의 어머니이자 크로노스(사투르누스에 해당)의 아내이다.3. 궤도
레아의 궤도는 이심률이 매우 낮아(0.001) 거의 원형에 가깝다. 경사각 또한 1도 미만으로 낮으며, 토성의 적도면에서 불과 0.35° 기울어져 있다.[29]
레아는 조석 고정되어 동주기 자전을 한다. 즉, 공전 속도와 자전 속도가 같아 한쪽 반구가 항상 토성을 향하고 있으며, 이를 근점이라고 한다. 마찬가지로 한쪽 반구는 항상 운동 방향을 향하고 있는데, 이를 선행 반구라고 한다. 반대쪽은 후행 반구로, 위성의 운동 방향과 반대 방향을 향하고 있다.[9][10]
4. 물리적 특징
레아는 밀도가 약 1.236g/cm3으로 낮아, 주로 물 얼음(약 75%)과 암석(약 25%)으로 구성되어 있는 것으로 추정된다. 과거에는 레아가 중심부에 암석 핵을 가지고 있을 것으로 예상되었으나,[68] 카시니 호의 근접 탐사 결과 관성 모멘트 계수가 0.3911 ± 0.0045 kg/m2로 측정되면서,[69] 레아 내부가 거의 균일한 물질로 구성되어 있다는 가설이 힘을 얻게 되었다.[68] 또한, 레아가 3축(軸) 형태를 보인다는 점은 유체정역학적 균형 상태에서 내부 물질들이 균일하게 분포하고 있음을 시사한다.[59][60]
레아의 겉모습은 디오네와 비슷하며, 표면 온도, 구성 물질, 생성 역사도 유사할 것으로 추측된다. 레아의 표면 온도는 73켈빈(-200°C)으로, 태양빛을 직접 받는 곳은 99켈빈(-174°C), 그늘진 곳은 53켈빈(-220°C) 사이에서 변화한다.
레아 표면에는 충돌구가 매우 많고, 밝은 선 구조가 존재한다.[70] 표면은 충돌구 밀도에 따라 두 개의 지질학적 영역으로 나뉜다. 첫 번째 영역은 지름 40km 이상의 충돌구가 존재하는 지역이고, 두 번째 영역은 극지방과 적도 지역으로, 지름 40km 미만의 충돌구만 존재하는 지역이다. 이러한 차이는 레아 생성 초기에 큰 규모의 지각 활동이 있었음을 보여준다.
레아의 전반구는 충돌구가 많고 균일하게 밝은 색을 띤다. 수성이나 달에서 볼 수 있는 높은 릴리프(돌출된 지형) 구조는 나타나지 않는다.[61] 반면, 후반구 표면에는 밝은 색의 그물 무늬가 있으며, 어두운 색을 띠고 충돌구의 수는 적다. 과거에는 이 그물 무늬가 레아 생성 초기에 내부에서 액체 상태의 물질이 흘러나와 형성된 것으로 추정했으나, 최근 디오네 표면의 줄무늬가 얼음 계곡임이 밝혀지면서 레아의 그물 무늬 역시 얼음 계곡일 가능성이 제기되었다.[71]
2006년 1월 17일, 카시니 호는 레아에 근접 플라이바이하여 더 높은 해상도의 사진을 획득했다. 현재 레아에 대한 과학적 연구가 진행 중이며, 플라이바이로 얻은 사진을 통해 레아 표면의 선 무늬가 디오네와 같은 얼음 계곡인지 밝혀낼 수 있을 것으로 기대된다.
4. 1. 크기, 질량 및 내부 구조
레아는 지름이 1528km로, 토성의 가장 큰 위성인 타이탄(5150km) 크기의 3분의 1에 불과하다.[14] 크기 순으로는 9번째로 큰 위성이지만, 질량 순으로는 10번째이다. 천왕성의 두 번째로 큰 위성인 오베론은 레아와 크기가 거의 비슷하지만, 밀도가 훨씬 높아(1.63 대 1.24) 질량이 더 크다. 하지만 부피는 레아가 약간 더 크다.[15] 레아의 표면적은 약 7330000km2로 추정되며, 오스트레일리아(7,688,287 km2)와 비슷하다.[16]
레아의 밀도는 약 1.236 g/cm3이며, 주성분은 얼음으로 생각된다. 밀도가 낮은 것으로 보아 고밀도 암석 성분(약 3.25 g/cm3)의 비율은 약 25%, 저밀도 얼음 성분(약 0.93 g/cm3)은 약 75% 정도로 예상된다.
카시니 관측 이전에는 레아가 중심에 암석 핵을 가진 분화된 구조라고 생각되었다. 그러나 카시니의 레아 근접 비행 관측으로 얻어진 데이터는 이러한 가설에 의문을 제기했다. 2007년 연구에서는 레아의 관성 모멘트 값을 약 0.4 kg m2로 추정했다. 이는 중심에 암석 핵이 존재할 경우 예상되는 값(약 0.34 kg m2)과 달라, 레아 내부가 거의 균일하고 중심 부근에 약간 압축된 얼음이 존재하는 구조임을 시사했다. 그러나 같은 해 다른 연구에서는 관성 모멘트가 0.37 kg m2로 추정되어, 레아가 완전히 또는 부분적으로 분화되었을 가능성을 모두 열어두었다. 이듬해 발표된 논문에서는 레아가 정수압 평형 상태에 있지 않아 중력 데이터만으로 관성 모멘트를 결정할 수 없다고 주장했다. 2008년에는 이러한 상반된 결과들을 조정하기 위한 연구가 수행되었다. 그 결과, 카시니의 전파 도플러 데이터에 계통 오차가 존재함이 밝혀졌고, 탐사선이 레아에 가장 근접했을 때 얻은 데이터만 분석하면 레아가 정수압 평형 상태이며 관성 모멘트는 약 0.4 kg m2로 추정되어, 레아 내부가 균일하다는 결론을 내렸다.
레아의 삼축 직경은 레아의 자전 속도에서 정수압 평형 상태에 있는 균일한 내부를 가진 천체가 가져야 할 값과 일치한다. 이론 모델에 따르면, 레아는 방사성 물질 붕괴를 열원으로 하는 내부 해양을 유지하고 있을 가능성도 제기되었다.
4. 2. 표면 특징
레아의 표면은 디오네와 유사하게 앞면과 뒷면 반구가 뚜렷하게 다르며, 이는 비슷한 구성과 역사를 가졌음을 보여준다. 레아의 표면 온도는 직사광선 아래에서는 99K(-174 °C)이며, 그늘에서는 73K(-200 °C)에서 53K(-220 °C) 사이이다.[70]
레아는 대체로 전형적인 크레이터가 많은 표면을 가지고 있지만, 뒷면 반구에는 디오네형 균열(과거 '섬유질 지형'으로 알려짐)이 일부 존재한다.[41][42] 또한, 레아의 적도 부근에는 고리에서 탈출한 물질이 퇴적되어 형성되었을 가능성이 있는 매우 희미한 물질의 "선"이 있다.[43] 레아의 충돌구는 가니메데나 칼리스토에 널리 퍼져 있는 평평한 크레이터보다 더 선명하게 나타난다. 이는 레아의 낮은 표면 중력(0.26 m/s2)과 더 단단한 얼음 지각 때문일 것으로 추측된다.[19]
레아 표면의 뒷면은 토성의 자기권에 의해 조사되어 표면에서 화학적 수준의 변화가 발생할 수 있다.[26] 또한 토성의 E 고리 입자가 위성의 앞면 반구에 코팅된다.[26]
4. 2. 1. 지질학적 영역
레아의 표면은 충돌구 밀도에 따라 두 개의 지질학적으로 다른 영역으로 나뉜다. 첫 번째 영역은 지름 40km 이상의 충돌구를 포함하며, 두 번째 영역은 극지방과 적도 지역 일부에 지름이 그보다 작은 충돌구만 존재한다. 이는 레아 형성 과정 중 어느 시점에 주요 재표면화 사건이 발생했음을 시사한다.[20]레아의 전반구는 충돌구가 많고 균일하게 밝은 색을 띤다. 수성이나 달에서 볼 수 있는 높은 릴리프(돌출된 지형) 구조는 나타나지 않는다.[61] 후반구 표면에는 밝은 색의 그물 무늬가 있으며 어두운 색을 띠고 충돌구의 수가 적다. 이 그물 무늬는 과거 레아 내부에서 액체였던 물질이 흘러나와 형성된 것으로 알려졌으나, 최근 관측에 따르면 디오네 표면의 줄무늬가 얼음 계곡임이 밝혀져 레아의 그물 무늬 역시 얼음 계곡일 가능성이 제기되었다.[71]
2006년 1월 17일 카시니 호의 근접 플라이바이를 통해 더 높은 해상도의 사진을 얻을 수 있었고, 이를 통해 레아 표면의 선 무늬가 디오네와 같은 얼음 계곡인지 여부에 대한 연구가 진행 중이다.
레아는 토성에서 멀리 떨어진 반구에 약 400km와 500km 너비의 매우 큰 충돌 분지 두 개를 가지고 있다.[42] 북쪽에 위치하고 덜 훼손된, 티라와라고 불리는 분지는 테티스의 오디세우스 분지와 크기가 거의 비슷하다.[41] 서경 112°에는 지름 48km의 잉크토미 충돌 크레이터가 있는데, 최대 400km까지 뻗어나가는 밝은 방출선 때문에 "스플랫"이라는 별명을 가지고 있으며, 토성의 내부 위성 중 가장 어린 크레이터 중 하나일 수 있다.[42][18][57]
4. 2. 2. 주요 지형
레아의 표면은 충돌구가 매우 많고, 밝은 선 구조가 존재한다.[70] 표면은 충돌구 밀도에 따라 두 지역으로 나뉜다. 첫째는 지름 40km 이상의 충돌구가 있는 곳이고, 둘째는 극과 적도 지역으로 40km보다 작은 충돌구만 있는 곳이다. 이는 레아 생성 초기에 큰 규모의 지각 활동이 있었음을 보여준다.전반구는 충돌구가 많고 밝으며, 수성이나 달처럼 높은 릴리프 구조는 없다.[61] 후반구에는 밝은 그물 무늬와 어두운 색을 띠는 지역이 있는데, 이는 과거 액체 상태였던 물질이 흘러나와 형성된 것으로 알려졌었다. 그러나 최근 관측 결과 디오네의 줄무늬가 얼음 계곡임이 밝혀지면서, 레아의 그물 무늬도 얼음 계곡일 가능성이 커졌다.[71]
2006년 카시니 호의 근접 플라이바이로 더 높은 해상도의 사진을 얻었으며, 이를 통해 레아 표면의 선 무늬가 디오네와 같은 얼음 계곡인지에 대한 연구가 진행 중이다.
레아 표면에는 두 개의 큰 충돌 분지가 있다. 북쪽에 위치한 티라와는 테티스의 오디세우스 분지와 크기가 비슷하다.[41] 서경 112°에는 잉크토미라는 지름 48km의 충돌구가 있는데, 밝은 방출선이 최대 400km까지 뻗어 있어 "스플랫"이라는 별명이 붙었다.[42][18] 잉크토미는 토성 내부 위성 중 가장 어린 크레이터 중 하나일 수 있다는 가설이 '''달 및 행성 과학'''에서 제기되었다.[42]
레아의 충돌 크레이터는 가니메데나 칼리스토보다 더 선명한데, 이는 낮은 표면 중력(0.26 m/s2)과 단단한 얼음 지각 때문으로 추정된다. 또한, 낮은 표면 중력 때문에 충돌 크레이터 주변의 분출 담요도 존재하지 않는다.[19]
뒷면 반구에는 어두운 배경 위에 밝은 줄무늬 네트워크가 있고, 크레이터는 적다.[21] 이는 지각 활동의 특징으로, 얼음 절벽이 반사율을 높여 밝게 보이는 것이다.[22] 광범위한 어두운 영역은 톨린으로 추정되는데, 이는 복잡한 유기 화합물의 혼합물이다.[23]
레아는 저온 화산 활동과 같은 내부 기원 활동의 징후를 보이지만, 큰 크레이터에만 국한되는 것으로 보인다.[24][25][26]
레아의 지형 이름은 세계 창조 신화의 등장인물에서 따왔다. 예를 들어, 일본의 이자나기와 이자나미, 오노코로 등이 있다.
4. 2. 3. 한국 관련
레아의 지형은 여러 세계의 창조 신화에 등장하는 인물들의 이름을 따서 명명되었다. 한국과 관련된 지명으로는 일본 신화에 등장하는 이자나기와 이자나미, 오노코로 (크레이터 사슬)가 있다.4. 3. 형성 과정
레아는 토성 주위의 강착원반에서 형성되었을 것으로 추정된다. 이는 태양계 행성들이 원시 행성계 원반에서 형성된 과정과 유사하다. 젊은 거대 행성이 형성될 때 그 주위에 점차 강착되는 물질로 인해 원반이 형성되고, 이 원반 안에서 위성이 형성된다.하지만 타이탄의 형성에 관한 가설은 레아와 이아페투스의 기원에 대한 새로운 관점을 제시한다. 이 모델에서는 타이탄이 과거 존재했던 위성들 간의 일련의 거대 충돌로 형성되었고, 레아와 이아페투스는 그 충돌로 발생한 파편 일부로부터 형성되었다고 설명한다.[27]
5. 대기
미항공우주국(NASA)은 2010년 11월 27일에 레아에 극도로 희박한 대기, 즉 외기권이 발견되었다고 발표했다. 이 외기권은 산소와 이산화탄소로 구성되어 있으며, 그 비율은 대략 5:2 정도이다. 외기권의 표면 밀도는 국지적인 온도에 따라 1㎤당 105에서 106개의 분자가 분포한다. 산소의 주요 공급원은 토성의 자기권에서 나오는 방사선에 의해 표면의 물 얼음이 방사분해되는 것이다. 이산화탄소의 공급원은 아직 명확하게 밝혀지지 않았지만, 얼음 속에 존재하는 유기물이 산화되거나 위성 내부에서 가스 방출이 일어나는 것과 관련이 있을 수 있다.[26][44][45]
6. 고리
2008년 3월 6일 NASA는 레아에 희미한 고리가 있을 가능성이 있다고 발표했다. 이는 위성에서 고리가 발견된 최초의 사례가 될 것이었다. 고리의 존재는 카시니호가 토성의 자기장에 의해 전자의 흐름이 바뀌는 것을 근거로 알아낸 것이다.[72][73][74] 먼지 및 얼음 조각들이 레아의 힐 구 바깥에 펼쳐져 있는 것으로 보이며,[75] 레아에 근접할수록 밀도가 증가하며 폭은 좁지만 밀도는 높은 세 개의 고리를 포함하고 있는 것으로 추정되었다.
그러나 2008년부터 2009년에 걸쳐 카시니호가 고리가 존재한다고 여겨지는 영역을 여러 각도에서 관측했지만, 고리를 구성하는 물질이 존재하는 증거는 얻어지지 않았다. 이는 고리 존재에 대한 부정적인 결과였다. 관측된 전자 흐름의 감소가 고리에 의한 것이라면, 이 관측으로 검출할 수 있을 만큼의 고체 물질이 존재해야 했다. 따라서 초기 관측 결과를 설명하기 위해서는 고리가 아닌 다른 가설이 필요하다.
7. 탐사
보이저 1호와 보이저 2호가 1980년에서 1981년 사이에 레아의 이미지를 처음으로 촬영했다.[76][77]
1997년에 발사된 카시니-호이겐스 탐사선의 카시니 궤도선은 레아에 다섯 차례 근접 통과(플라이바이)하여 45만 장 이상의 이미지를 촬영했다.[28] 2005년 11월 26일 레아를 500km 거리에서 통과했고, 2007년 8월 30일에는 5750km, 2010년 3월 2일에는 100km, 2011년 1월 11일에는 69km 거리에서 근접 통과했다.[52] 2013년 3월 9일에는 마지막으로 992km 거리에서 근접 통과했다.[53]
2005년 11월 25일 카시니 탐사선의 레아 접근 탐사에서 대전입자 관측을 바탕으로 레아 주위에 고리가 존재한다는 보고가 있었지만, 이후 카시니의 추가 관측에서는 고리의 존재에 대해 부정적인 결과가 나왔다. 레아에는 매우 얇지만 산소를 주성분으로 하는 대기가 존재하는 것이 밝혀졌는데, 이는 토성의 대전입자가 얼음을 분해하여 발생시키는 것으로 추정된다.
8. 사진
참조
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간행물
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논문
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문서
The moons more massive than Rhea are: the Moon, the four Galilean moons, Titan, Triton, Titania, and Oberon. Oberon, Uranus's second-largest moon, has a radius that is ~0.4% smaller than Rhea's, but a density that is ~26% greater.
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