접촉소천체
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1. 개요
접촉 이중 천체는 두 개의 로브가 서로 접촉하고 있는 형태의 천체로, 소행성, 혜성, 해왕성 바깥 천체, 불규칙 위성 등에서 발견된다. 1971년 앨런 F. 쿡에 의해 처음 제안되었으며, 1989년 레이더 관측을 통해 4769 카스탈리아가 시각적으로 확인된 첫 번째 접촉 이중 소행성으로 밝혀졌다. 이러한 천체들은 야르콥스키 효과, YORP 효과, 스트리밍 불안정성 등 다양한 메커니즘을 통해 형성되며, 근지구 소행성, 카이퍼 벨트 천체, 혜성, 불규칙 위성 등 다양한 천체에서 발견되고 있다.
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| 접촉소천체 | |
|---|---|
| 접촉쌍성 (소천체) | |
| 개요 | |
| 종류 | 소행성, 혜성, 카이퍼 벨트 천체 |
| 예시 | 486958 아로코트 67P/추류모프-게라시멘코 혜성 25143 이토카와 152830 디킨에시와 그 위성 셀람 |
| 특징 | |
| 구성 | 두 개의 천체로 구성됨 |
| 이미지 | |
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2. 역사
행성 과학자 앨런 F. 쿡은 1971년 목성 트로이군 소행성 624 헥토르의 극도로 길쭉한 모양에 대한 설명을 위해 접촉 이중 소행성의 존재를 처음 제안했다. 헥토르의 가장 긴 축은 약 300 km이고, 이는 광도 곡선 측정에 따르면 짧은 축의 두 배이다. 1978년 천문학자 윌리엄 케네스 하트만과 데일 P. 크루이섕크는 쿡의 가설을 발전시켜 헥토르가 저속 충돌로 인해 접촉한 두 개의 원시 소행성으로 구성되었을 가능성을 제시했다.807쪽 1979년 하트만은 목성 트로이군 미행성이 목성의 라그랑주 점에서 비슷한 움직임으로 형성되어 저속 충돌을 통해 접촉 이중성을 형성할 수 있다고 이론화했다.1915쪽 1993년 ''갈릴레오'' 우주선이 243 이다와 닥틸을 근접 비행하기 전까지 발견되지 않았던 이중 소행성과 소행성 위성의 존재에 대한 증거를 증가시키는 데 기여했다.808쪽
1989년까지 접촉 이중 소행성은 광도 곡선의 높은 진폭 U자 모양으로만 추론되었다. 1989년 아레시보 천문대와 골드스톤 태양계 레이더를 이용한 고해상도 레이더 영상 관측을 통해 근지구 소행성 4769 카스탈리아 (이전 명칭 1989 PB)가 처음으로 시각적으로 확인된 접촉 이중 소행성임이 밝혀졌다. 이 레이더 관측은 스티븐 J. 오스트로와 그의 레이더 천문학 팀이 주도했으며, 1990년에 그 결과를 발표했다. 1994년 오스트로와 R. 스콧 허드슨은 카스탈리아의 3차원 모양 모델을 개발하여 접촉 이중 소행성의 첫 번째 레이더 모양 모델을 제시했다.
1992년 카이퍼 벨트가 발견된 이후, 천문학자들은 카이퍼 벨트 천체(KBO)의 모양과 회전 특성을 연구하기 시작했다. 2002-2003년 스콧 S. 셰퍼드와 데이비드 C. 주잇은 하와이 대학교의 2.24-m 망원경을 사용하여 마우나 케아에서 KBO 및 플루티노 2001 QG298을 관측했다. 2004년에 발표된 결과에서, 그들은 2001 QG298이 접촉 이중성의 특징인 큰 U자 모양의 광도 곡선 진폭을 나타내어 접촉 이중 KBO의 첫 번째 증거를 제시했다. 셰퍼드와 주잇은 큰 광도 곡선 진폭을 보이는 다른 KBO에서 추가적인 접촉 이중 후보들을 확인하여, 카이퍼 벨트에 접촉 이중성이 풍부함을 시사했다.
2001년 ''딥 스페이스 1'' 우주선이 19P/보렐리를 근접 비행한 후, 혜성의 접촉 이중성 본질이 처음으로 의심되었다.2쪽 19P/보렐리는 두 개의 로브를 연결하는 두꺼운 목을 가진 땅콩 모양의 이중 엽 핵을 가지고 있었다. 1P/핼리의 핵도 2004년에 연구자들에 의해 땅콩 모양으로 묘사되었는데, 이는 1986년 ''지오토'' 및 베가 계획의 이미지에 기초한 것이다.501쪽 그러나 이 두 혜성 핵의 낮은 분기 및 두꺼운 목 모양으로 인해 그들이 진정으로 접촉 이중성인지 여부가 불분명했다.501쪽 2008년, 아레시보 천문대는 핼리형 혜성 8P/터틀을 레이더로 촬영하여 두 개의 뚜렷한 구형 로브로 구성된 고도로 분기된 핵을 보여주어 접촉 이중 혜성 핵의 첫 번째 명확한 증거를 제공했다.499쪽 2010년 목성족 혜성 103P/하틀리의 레이더 영상 및 우주선 탐사는 19P/보렐리와 유사한 두꺼운 목, 땅콩 모양의 핵을 드러냈다. 당시 상세하게 이미징된 혜성의 절반이 이중엽으로 알려졌는데, 이는 혜성 개체군에서 접촉 이중성이 다른 소행성 개체군에서 접촉 이중성만큼 풍부함을 의미했다.4쪽
2. 1. 초기 연구
행성 과학자 앨런 F. 쿡은 1971년 목성 트로이군 소행성 624 헥토르의 극도로 길쭉한 모양에 대한 설명을 위해 접촉 이중 소행성의 존재를 처음 제안했다. 헥토르의 가장 긴 축은 약 300 km이고, 이는 광도 곡선 측정에 따르면 짧은 축의 두 배이다. 1978년 천문학자 윌리엄 케네스 하트만과 데일 P. 크루이섕크는 쿡의 가설을 발전시켜 헥토르가 저속 충돌로 인해 접촉한 두 개의 원시 소행성으로 구성되었을 가능성을 제시했다.807쪽 1979년 하트만은 목성 트로이군 미행성이 목성의 라그랑주 점에서 비슷한 움직임으로 형성되어 저속 충돌을 통해 접촉 이중성을 형성할 수 있다고 이론화했다.1915쪽1989년까지 접촉 이중 소행성은 광도 곡선의 높은 진폭 U자 모양으로만 추론되었다. 시각적으로 처음 확인된 접촉 이중 소행성은 근지구 소행성 4769 카스탈리아였는데, 그 두 개의 로브 모양은 1989년 8월 아레시보 천문대와 골드스톤 태양계 레이더에 의한 고해상도 지연-도플러 레이더 영상에서 드러났다. 이 레이더 관측은 스티븐 J. 오스트로와 그의 레이더 천문학 팀이 주도했으며, 1990년에 결과를 발표했다. 1994년, 오스트로와 그의 동료 R. 스콧 허드슨은 1989년 레이더 이미지를 재구성하여 카스탈리아의 3차원 모양 모델을 개발하고 발표하여, 접촉 이중 소행성의 첫 번째 레이더 모양 모델을 제공했다.
1992년 카이퍼 벨트가 발견된 이후, 천문학자들은 카이퍼 벨트 천체(KBO)의 모양과 회전 특성을 결정하기 위해 관측 및 광도 곡선 측정을 시작했다. 2002-2003년에 스콧 S. 셰퍼드와 데이비드 C. 주잇은 마우나 케아에서 KBO의 광도 곡선을 측정하기 위한 조사의 일환으로 2.24-m 망원경을 사용하여 플루티노 을 관측했다. 2004년에 결과를 발표하면서, 그들은 이 접촉 이중성의 특징인 큰 U자 모양의 광도 곡선 진폭을 나타내어 접촉 이중 KBO의 첫 번째 증거를 제공했음을 밝혔다.
혜성의 접촉 이중성 본질은 2001년 ''딥 스페이스 1'' 우주선이 19P/보렐리를 근접 비행한 후 처음 의심되었는데, 이는 두 개의 로브를 연결하는 두꺼운 목을 가진 땅콩 모양의 이중 엽 핵을 보여주었기 때문이다.2쪽 2008년, 아레시보 천문대는 핼리형 혜성 8P/터틀을 레이더로 촬영하여 두 개의 뚜렷한 구형 로브로 구성된 고도로 분기된 핵을 보여주어 접촉 이중 혜성 핵의 첫 번째 명확한 증거를 제공했다.499쪽
2. 2. 레이더 관측 및 확인
1989년 아레시보 천문대와 골드스톤 태양계 레이더를 이용한 고해상도 레이더 영상 관측을 통해 근지구 소행성 4769 카스탈리아 (이전 명칭 1989 PB)가 처음으로 시각적으로 확인된 접촉 이중 소행성임이 밝혀졌다. 이 레이더 관측은 스티븐 J. 오스트로와 그의 레이더 천문학 팀이 주도했으며, 1990년에 그 결과를 발표했다. 1994년 오스트로와 R. 스콧 허드슨은 카스탈리아의 3차원 모양 모델을 개발하여 접촉 이중 소행성의 첫 번째 레이더 모양 모델을 제시했다.2. 3. 카이퍼 벨트 천체 및 혜성 연구
1992년 카이퍼 벨트가 발견된 이후, 천문학자들은 카이퍼 벨트 천체(KBO)의 모양과 회전 특성을 연구하기 시작했다. 2002-2003년 스콧 S. 셰퍼드와 데이비드 C. 주잇은 하와이 대학교의 2.24-m 망원경을 사용하여 KBO 및 플루티노 2001 QG298을 관측했다. 2004년에 발표된 결과에서, 그들은 2001 QG298이 접촉 이중성의 특징인 큰 U자 모양의 광도 곡선 진폭을 나타내어 접촉 이중 KBO의 첫 번째 증거를 제시했다. 셰퍼드와 주잇은 큰 광도 곡선 진폭을 보이는 다른 KBO에서 추가적인 접촉 이중 후보들을 확인하여, 카이퍼 벨트에 접촉 이중성이 풍부함을 시사했다.2001년 ''딥 스페이스 1'' 우주선이 19P/보렐리를 근접 비행한 후, 혜성의 접촉 이중성 본질이 처음으로 의심되었다. 19P/보렐리는 두 개의 로브를 연결하는 두꺼운 목을 가진 땅콩 모양의 이중 엽 핵을 가지고 있었다. 1P/핼리의 핵도 2004년에 연구자들에 의해 땅콩 모양으로 묘사되었는데, 이는 1986년 ''지오토'' 및 베가 계획의 이미지에 기초한 것이다. 그러나 이 두 혜성 핵의 낮은 분기 및 두꺼운 목 모양으로 인해 그들이 진정으로 접촉 이중성인지 여부가 불분명했다.
2008년, 아레시보 천문대는 핼리형 혜성 8P/터틀을 레이더로 촬영하여 두 개의 뚜렷한 구형 로브로 구성된 고도로 분기된 핵을 보여주어 접촉 이중 혜성 핵의 첫 번째 명확한 증거를 제공했다.
3. 형성과 진화
태양계에서 접촉 이중 천체는 일반적으로 두 천체가 형태를 파괴하지 않을 정도로 느린 속도로 충돌할 때 형성된다. 그러나 이러한 형성을 유도하는 메커니즘은 천체의 크기와 궤도 위치에 따라 다르다.
==== 근지구 소행성 ====
근지구 소행성(NEA)의 모양과 쌍성계 진화는 햇빛의 불균등한 반사에 의해 크게 영향을 받는다. 이는 야르콥스키 효과에 의한 점진적인 궤도 가속과 야르콥스키-오키프-라지예프스키-패덕(YORP) 효과에 의한 점진적인 회전 가속을 유발한다.
69230 헤르메스와 같이 질량비가 높고 이중 동기식 쌍성계는 쌍성 YORP 효과로 인해 궤도가 수축하여 접촉 쌍성이 되거나, 소행성 쌍으로 분리될 수 있다. 이러한 과정은 1,000~10,000년의 시간 척도로 진행된다. 실제로, 이중 동기식 쌍성 NEA는 거의 발견되지 않는 반면, 접촉 쌍성 NEA는 더 흔하게 관측된다는 사실은 이 이론을 뒷받침한다. 직경 1km 정도의 구성 요소로 이루어진 이중 동기식 쌍성계의 경우, 충돌 시 접선 및 방사형 충돌 속도는 50mm/s 미만으로, 두 천체의 형태를 파괴하지 않을 정도로 낮다.
다니엘 J. 시어스는 2007년에 NEA 집단의 접촉 쌍성 소행성이 YORP 효과로 회전 속도가 빨라져 분열을 겪을 수 있다고 제안했다. 분열된 구성 요소의 상대적인 크기와 모양에 따라 세 가지 진화 경로가 가능하다. 주 구성 요소가 길쭉하고 시스템 질량을 지배하는 경우, 분열된 구성 요소는 탈출하거나 주 구성 요소와 충돌한다. 주 구성 요소가 길쭉하고 시스템 질량의 절반 정도를 차지하는 경우, 보조 구성 요소는 일시적으로 주 구성 요소를 공전하다가 충돌하여 다른 질량 분포를 가진 접촉 쌍성을 형성할 수 있다. 주 구성 요소가 구형이고 시스템 질량을 지배하는 경우, 분열된 구성 요소는 안정적인 쌍성계 궤도에 남을 수 있다.
2011년, 세스 A. 제이콥슨과 시어스는 NEA가 YORP 효과를 통해 반복적인 분열과 재충돌을 겪을 수 있다는 이론을 제시했다.
==== 해왕성 바깥 천체 ====
해왕성 바깥, 특히 카이퍼 벨트에서는 원시 행성계 원반 주변의 가스와 먼지가 스트리밍 불안정성으로 인해 직접 붕괴되면서 쌍성계가 형성된 것으로 생각된다. 외부 행성의 충돌과 중력 섭동을 통해, 쌍성 해왕성 바깥 천체들의 상호 궤도는 수축하고 결국 불안정해져 접촉 쌍성을 형성한다.
3. 1. 근지구 소행성
근지구 소행성(NEA)의 모양과 쌍성계 진화는 햇빛의 불균등한 반사에 의해 크게 영향을 받는다. 이는 야르콥스키 효과에 의한 점진적인 궤도 가속과 야르콥스키-오키프-라지예프스키-패덕(YORP) 효과에 의한 점진적인 회전 가속을 유발한다.69230 헤르메스와 같이 질량비가 높고 이중 동기식 쌍성계는 쌍성 YORP 효과로 인해 궤도가 수축하여 접촉 쌍성이 되거나, 소행성 쌍으로 분리될 수 있다. 이러한 과정은 1,000~10,000년의 시간 척도로 진행된다. 실제로, 이중 동기식 쌍성 NEA는 거의 발견되지 않는 반면, 접촉 쌍성 NEA는 더 흔하게 관측된다는 사실은 이 이론을 뒷받침한다. 직경 1km 정도의 구성 요소로 이루어진 이중 동기식 쌍성계의 경우, 충돌 시 접선 및 방사형 충돌 속도는 50mm/s 미만으로, 두 천체의 형태를 파괴하지 않을 정도로 낮다.
다니엘 J. 시어스는 2007년에 NEA 집단의 접촉 쌍성 소행성이 YORP 효과로 회전 속도가 빨라져 분열을 겪을 수 있다고 제안했다. 분열된 구성 요소의 상대적인 크기와 모양에 따라 세 가지 진화 경로가 가능하다. 주 구성 요소가 길쭉하고 시스템 질량을 지배하는 경우, 분열된 구성 요소는 탈출하거나 주 구성 요소와 충돌한다. 주 구성 요소가 길쭉하고 시스템 질량의 절반 정도를 차지하는 경우, 보조 구성 요소는 일시적으로 주 구성 요소를 공전하다가 충돌하여 다른 질량 분포를 가진 접촉 쌍성을 형성할 수 있다. 주 구성 요소가 구형이고 시스템 질량을 지배하는 경우, 분열된 구성 요소는 안정적인 쌍성계 궤도에 남을 수 있다.
2011년, 세스 A. 제이콥슨과 시어스는 NEA가 YORP 효과를 통해 반복적인 분열과 재충돌을 겪을 수 있다는 이론을 제시했다.
3. 2. 해왕성 바깥 천체
해왕성 바깥, 특히 카이퍼 벨트에서는 원시 행성계 원반 주변의 가스와 먼지가 스트리밍 불안정성으로 인해 직접 붕괴되면서 쌍성계가 형성된 것으로 생각된다. 외부 행성의 충돌과 중력 섭동을 통해, 쌍성 해왕성 바깥 천체들의 상호 궤도는 수축하고 결국 불안정해져 접촉 쌍성을 형성한다.4. 물리적 특성
접촉 이진 쇄석 더미 소행성의 한쪽 엽에 가해지는 충격은 소행성에 심각한 파괴를 일으키지 않는다. 충격으로 생성된 충격파가 소행성의 쇄석 더미 구조에 의해 감쇠되고, 두 엽 사이의 불연속면에 의해 차단되기 때문이다.
5. 분포
5. 1. 근지구 소행성
2022년, 앤 비르키(Anne Virkki)와 동료들은 2017년 12월부터 2019년까지 아레시보 천문대 레이더로 관측한 191개의 근지구 소행성(NEA)에 대한 분석 결과를 발표했다. 이 표본에서 지름이 200m보다 큰 33개의 NEA 중 10개(약 30%)가 접촉 이중성이었으며, 이는 NEA 집단에서 이 지름의 접촉 이중성에 대해 이전에 추정된 14%보다 두 배나 높은 수치였다. 표본 크기가 작아 통계적으로 유의미하지는 않지만, 접촉 이중성이 이전에 생각했던 것보다 더 흔할 수 있음을 시사할 수 있다.5. 2. 카이퍼 벨트
2015년부터 2019년까지 오드리 티루앙과 스콧 셰퍼드는 플루티노와 차가운 고전적 개체군을 대상으로 로웰 발견 망원경과 마젤란-바데 망원경을 이용하여 조사를 수행했다. 그 결과, 직경 188–419 km (절대 등급 (H) ≥ 6)를 가진 플루티노 개체군의 40~50%가 거의 동일한 질량 성분으로 구성된 접촉 이중성으로 추정되었고, 같은 크기 범위의 차가운 고전적 KBO 개체군의 최소 10~25%가 접촉 이중성이라는 것이 밝혀졌다. 이 두 개체군의 접촉 이중성 비율 차이는 서로 다른 형성 및 진화 메커니즘을 겪었음을 의미한다. 이후의 연구에서, 해왕성과 1:2 궤도 공명을 하는 투티노 개체군의 7~14%가 접촉 이중성이라는 것이 밝혀졌는데, 이는 차가운 고전적 개체군과 유사하지만 비교적 낮은 비율이다.486958 아로코스는 우주선 탐사를 통해 확인된 최초의 접촉 이중성 KBO이다.
2023년 3월 29일, KBO 19521 카오스의 별 엄폐 관측 결과, 카오스가 가로 380 km의 엽 모양을 가지고 있음이 밝혀져, 태양계에서 가장 큰 접촉 이중성 천체가 될 가능성이 제기되었다.
5. 3. 혜성
wikitext5. 4. 불규칙 위성
카시니 우주선은 2004년부터 2017년까지 토성 궤도에서 다양한 위상각으로 토성의 여러 불규칙 위성을 관측하여 자전 주기와 모양을 결정했다. 2018-2019년에 틸만 뎅크와 스테판 모톨라는 ''카시니''의 불규칙 위성 관측을 조사하여 키비우크, 에리아푸스, 베스틀라, 베비온이 접촉 이진 모양이나 잠재적 이진(또는 부위성) 시스템을 나타낼 수 있는 매우 큰 광도 곡선 진폭을 보였다고 발표했다. 특히, 키비우크의 광도 곡선 진폭은 ''카시니''가 관측한 불규칙 위성 중 가장 커서 접촉 이진 또는 이진 위성의 가장 유력한 후보이다. 불규칙 위성이 과거에 파괴적인 충돌을 겪었거나 그에 의해 형성되었을 가능성을 고려할 때, 파괴된 불규칙 위성의 파편이 서로의 궤도에 중력적으로 묶여 이진 시스템을 형성하고 결국 접촉 이진이 될 수 있다.6. 예시
추류모프-게라시멘코 혜성과 터틀 혜성은 접촉 이중성이다. 접촉 이중성으로 의심되는 소행성에는 유난히 길쭉한 624 헥토르, 이엽형 216 클레오파트라 및 4769 카스탈리아가 있다. 하야부사 탐사선이 촬영한 25143 이토카와도 길쭉하고 굽은 몸체를 가진 접촉 이중성으로 보인다. ''창어 2호''가 촬영한 길쭉한 모양의 소행성 4179 토우타티스 역시 접촉 이중성 후보이다. 먼 천체 중, 얼음으로 덮인 아로코스는 ''뉴 호라이즌스'' 우주선이 2019년에 근접 비행하면서 접촉 이중성임이 확인되었다. 작은 주띠 소행성 152830 딩키네쉬는 2023년 11월 1일에 ''루시'' 탐사선이 근접 비행한 후 최초의 접촉 이중성 위성을 가진 것으로 확인되었다.[1]
7. 한국의 연구 현황 (추가 필요)
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