해왕성의 고리
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1. 개요
해왕성의 고리는 해왕성 주위를 도는 5개의 뚜렷한 고리 시스템이다. 1846년 윌리엄 라셀이 해왕성의 위성 트리톤을 발견한 후 처음 언급되었지만, 1989년 보이저 2호의 해왕성 근접 비행을 통해 존재가 결정적으로 확인되었다. 좁은 고리, 넓은 고리, 그리고 아크로 구성된 아담스 고리를 포함하며, 허블 우주 망원경과 지상 망원경을 통해 관측되었다. 해왕성의 고리는 먼지가 많고, 좁은 고리 내의 아크는 아직 설명되지 않은 역학적 현상을 보인다.
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2. 역사
해왕성의 고리에 대한 최초의 언급은 1846년, 해왕성 최대 위성인 트리톤을 발견한 윌리엄 라셀로 거슬러 올라간다.[32]。그러나 그의 주장은 확인되지 않았고, 인공물로 여겨졌다.
최초로 신뢰할 만한 고리의 (또는 고리가 없음을 나타내는) 관측은 1968년 4월 7일, 별 "BD -17°4388"의 엄폐 관측을 통해 이루어졌다. 이 엄폐는 일본, 호주, 뉴질랜드 등 각지에서 관측되었지만, 당시에는 아무도 고리의 존재를 상정하지 않았다.[53]。따라서 고리를 관측했을지도 모르는 부분의 데이터가 공개된 것은, 1977년 천왕성의 고리가 발견된 이후였다.[32]。호주에서 관측한 은 각지의 데이터도 수집하여 다시 조사했지만, 고리는 발견하지 못했다.[53]。
1980년 8월 21일 엄폐를 관측한 스트롬로산 천문대의 필 니콜슨과 테리 존스는, 1.5 R (약 37,000km)의 위치에서 두 번의 감광을 관측했지만, 고리에 의한 것이라고 결론내지 못했다.[53]。1981년 엄폐 (5월 24일 엄폐 이전의 다른 엄폐)에서는 세로 톨로 천문대의 제이 엘리아스가 한 번의 순간적인 감광을 관측했지만, 고리로서는 너무 좁다고 생각되었다.[53]。
천왕성의 고리가 발견된 직후, 애리조나 대학교의 가 이끄는 빌라노바 대학교 팀은 해왕성의 고리 탐색을 시작했다. 1981년 5월 24일 의 엄폐에서, 그들은 일시적인 감광을 감지했다. 고리의 발견을 나타내는 것은 아니었지만, 위성이라고 한다면 다수의 소형 위성이 있거나 엄청난 우연일 것이다.[53]。나중에 보이저의 플라이바이로 이 엄폐는 6개의 소형 위성 중 하나인 라리사가 원인임이 밝혀졌다.[32]。
1982년, 은 1968년 엄폐를 마운트 존 천문대에서 관측한 데이터를 재분석한 결과, 반지름 29,800km와 36,125km의 위치에 각각 폭 1900km의 두 개의 고리를 발견했다고 발표했다.[53][31]。그러나 프리먼 등에 의해 고리가 없다고 여겨졌던 영역이었기 때문에, 신뢰받지 못했다.[53]。
1980년대, 해왕성의 대규모 엄폐 횟수는 당시 은하수 근처에 위치해 별의 밀도가 높은 영역을 지나가던 천왕성의 경우보다 훨씬 적었다. 해왕성의 다음 엄폐는 1983년 9월 12일이었으며, 이때 해왕성의 고리일 가능성이 있는 것이 감지되었다.[32]。그러나 지상 관측으로는 결론을 얻을 수 없었다. 다음 6년 동안 약 50회의 엄폐가 관측되었고 그 중 거의 3분의 1에서 유의미한 결과가 얻어졌다.[37]。어떤 것 (아마도 불완전한 아크)이 확실히 해왕성 주위에 존재했지만, 고리의 특징은 수수께끼로 남아 있었다.[32]。보이저 2호는 1989년 해왕성을 플라이바이 했을 때, 해왕성의 고리가 존재한다는 결정적인 증거를 확보했다. 이로 인해 이전에 불규칙적으로 관측되었던 엄폐는, 사실 아담스 고리의 아크가 원인이었던 것으로 밝혀졌다.[33]。보이저의 플라이바이 후, 그 이전 엄폐의 관측 결과가 재분석되었고, 고리 아크의 특징이 밝혀졌지만, 그것은 보이저가 관측한 것과 거의 완전히 일치했다.[35]。
보이저의 플라이바이 이후, 해상도와 집광력이 향상됨에 따라, 허블 우주 망원경과 지상 망원경으로 가장 밝은 고리 (애덤스 고리와 르베리에 고리)의 촬영이 이루어졌다.[36]。이들은 가시광선으로 볼 수 있었고, 해왕성에서 오는 메탄 흡수 파장의 전자기파를 크게 차단했다. 하지만 얇은 링은 볼 수 없었다.[34]。
2. 1. 초기 관측 및 발견
해왕성 주위의 고리에 대한 최초의 언급은 1846년 윌리엄 라셀이 트리톤을 발견한 직후 고리를 보았다고 주장하면서 시작되었지만,[7] 그의 주장은 확인되지 않았고 관측 인공물일 가능성이 높다. 1968년 별의 엄폐를 통해 고리가 처음으로 신뢰성 있게 탐지되었으나,[7] 1977년 천왕성의 고리가 발견되기 전까지 주목받지 못했다.[7]1981년 5월 24일, 빌라노바 대학교 연구팀은 엄폐 동안 별의 밝기 감소를 감지했지만, 고리가 아닌 라리사에 의한 것으로 밝혀졌다.[7] 1980년대에는 해왕성의 주요 엄폐가 드물었고,[7] 1983년 9월 12일의 엄폐 관측 결과는 결정적이지 않았다.[7] 이후 6년 동안 관측된 50여 회의 엄폐 중 약 3분의 1만이 긍정적인 결과를 얻었으며,[12] 해왕성 주변에 불완전한 호가 존재할 가능성이 제기되었지만, 고리 시스템의 특징은 여전히 밝혀지지 않았다.[7]
보이저 2호는 1989년 해왕성 근접 통과를 통해 해왕성 고리의 존재를 결정적으로 확인했으며,[8] 이전에 관측된 엄폐 현상이 아담스 고리 내 호에 의한 것임을 밝혔다.[8] 보이저 2호의 관측 이후, 과거 지상 엄폐 관측 자료를 재분석하여 1980년대 고리 호의 특징을 파악했고, 이는 보이저 2호가 발견한 것과 거의 일치했다.[10]
허블 우주 망원경과 지상 망원경은 해상도와 집광력의 발전을 통해 가장 밝은 고리(아담스와 르 베리에)를 이미징하는 데 성공했다.[11] 이들은 메탄 흡수 파장에서 해왕성의 눈부심이 감소된 상태에서 관측되었다.[9]
2. 2. 보이저 2호의 탐사
해왕성의 고리는 1989년 8월 보이저 2호 우주선의 해왕성 근접 비행 동안 자세히 조사되었다.[10] 광학 영상과 자외선 및 가시광선에서의 엄폐 관측을 통해 연구되었다.[15] 이 우주 탐사선은 태양에 대한 다양한 기하학적 구조에서 고리를 관측하여 후방 산란, 전방 산란 및 측면 산란광의 이미지를 생성했다.[4][10] 이러한 이미지 분석을 통해 위상 함수(관찰자와 태양 사이의 각도에 따른 고리의 반사율 의존성), 기하학적 알베도 및 본드 알베도를 유도할 수 있었다.[10] 보이저의 이미지 분석을 통해 아담스 고리의 목동 위성인 갈라테아를 포함한 6개의 해왕성 내부 해왕성의 위성이 발견되었다.[10]2. 3. 허블 우주 망원경 및 지상 관측
해왕성 주위 고리에 대한 최초 언급은 1846년 윌리엄 라셀이 트리톤 발견 직후 고리를 보았다고 주장하면서 시작되었으나, 이는 확인되지 않았고 관측 오류였을 가능성이 높다.[7] 1968년 별 엄폐 현상을 통해 고리가 처음으로 탐지되었지만, 1977년 천왕성의 고리 발견 전까지 주목받지 못했다.[7] 1981년 5월 24일, 엄폐 중 별 밝기 감소가 관측되었으나, 이후 보이저 2호의 근접 통과를 통해 라리사에 의한 것으로 밝혀졌다.[7]1980년대에는 해왕성의 위치 때문에 엄폐 관측이 드물었다.[7] 1983년 9월 12일 엄폐 관측은 결정적인 결과를 얻지 못했고, 이후 6년간 50여 회의 엄폐 관측 중 약 1/3만이 긍정적인 결과를 얻었다.[12] 보이저 2호는 1989년 해왕성 근접 통과를 통해 해왕성 고리의 존재를 결정적으로 확인했고, 이전에 관측된 엄폐 현상이 아담스 고리의 호(arc)에 의한 것임을 밝혔다.[8] 보이저 2호의 근접 통과 이후, 이전 지상 관측 자료를 재분석하여 1980년대 고리 호의 특징을 파악했고, 이는 보이저 2호의 발견과 거의 일치했다.[10]
보이저 2호의 근접 통과 이후, 가장 밝은 아담스 고리와 르 베리에 고리는 허블 우주 망원경과 지상 망원경으로 관측되었다.[11] 이들은 메탄 흡수 파장에서 해왕성의 눈부심을 줄여 관측할 수 있었지만, 더 희미한 고리들은 여전히 관측 한계 아래에 있었다.[9] 2022년 제임스 웹 우주 망원경이 고리 이미지를 촬영하여, 보이저 2호 이후 처음으로 더 희미한 고리들을 관측했다.[2][3]
3. 고리의 구성 및 특징
3. 1. 일반적인 성질
해왕성은 행성으로부터의 거리가 증가하는 순서대로 갈레, 르 베리에, 라셀, 아라고, 애덤스라고 명명된 다섯 개의 뚜렷한 고리를 가지고 있다.[10][14][35][39] 이들 뚜렷한 고리 외에도, 해왕성은 르 베리에 고리에서 갈레 고리 안쪽으로, 그리고 아마도 행성 쪽으로 더 뻗어 있는 극도로 희미한 물질 시트를 가질 수 있다.[10][13][35][38] 해왕성 고리 중 3개는 폭이 약 100km 이하인 좁은 고리이다.[15][40] 반면에 갈레와 라셀 고리는 넓으며 폭이 2,000~5,000km 사이이다.[10][35] 애덤스 고리는 희미한 연속 고리에 박혀 있는 다섯 개의 밝은 아크로 구성되어 있다.[10]
해왕성 고리에는 많은 양의 마이크로미터 크기의 우주 먼지가 포함되어 있다. 면적 기준으로 먼지 비율은 20%에서 70% 사이이다.[13][38] 이 점에서 먼지 비율이 50%~100%인 목성의 고리와 유사하며, 먼지가 거의 없는(0.1% 미만) 토성의 고리와 천왕성의 고리와는 매우 다르다.[14][13][39][38] 해왕성 고리의 입자는 어두운 물질로 만들어져 있으며, 아마도 방사선 처리된 유기 화합물과 얼음의 혼합물일 것이다.[14][10][39][35] 고리는 붉은색을 띠고 있으며, 기하학적 (0.05) 및 본드 (0.01~0.02) 알베도는 천왕성 고리 입자와 해왕성 내부 위성의 알베도와 유사하다.[10][35] 고리는 일반적으로 광학적으로 얇다(투명하다). 정상 광학 깊이는 0.1을 초과하지 않는다.[10]
4개의 작은 해왕성 위성이 고리 시스템 내부에 궤도를 가지고 있다. 나이아드와 탈라사는 갈레와 르 베리에 고리 사이의 틈새에서 궤도를 돌고; 데스피나는 르 베리에 고리 바로 안쪽에 있으며; 갈라테아는 애덤스 고리 바로 안쪽에 위치하며,[14][39] 이름 없는 희미하고 좁은 고리 띠에 박혀 있다.[13][38]
천왕성의 고리와 마찬가지로 해왕성의 고리도 비교적 젊은 것으로 생각되며, 그 나이는 아마도 태양계보다 훨씬 적을 것이다.[10][35] 또한 천왕성의 고리와 마찬가지로 해왕성 고리는 아마도 한때 내부 위성의 충돌 파편화로 인해 발생했을 것이다.[13][38] 이러한 사건은 고리의 먼지 공급원 역할을 하는 문렛 벨트를 생성한다.
3. 2. 각 고리의 특징
해왕성의 고리는 여러 개의 고리로 구성되어 있다.요한 갈레의 이름을 딴 갈레 고리는 폭이 약 2,000km이며, 해왕성으로부터 41,000~43,000km 떨어진 궤도를 돌고 있다.[14][47] 평균 수직 광학 깊이는 약 10−4이며, 등가 깊이는 0.15km이다.[10][35] 이 고리의 먼지 비율은 40%에서 70%로 추정된다.[10][16][35][41]
위르뱅 르 베리에의 이름을 딴 르 베리에 고리는 궤도 반경이 약 53,200km이며,[14][48] 폭이 약 113km로 좁다.[15][40] 정상적인 광학 깊이는 0.0062 ± 0.0015이며, 이는 0.7 ± 0.2km에 해당하는 등가 깊이에 해당한다.[15][40] 르 베리에 고리의 먼지 비율은 40%에서 70% 사이이다.[13][16][38][41] 데스피나는 이 고리의 바로 안쪽을 공전하는 양치기 위성이다.[14][39]
윌리엄 라셀의 이름을 딴 라셀 고리는 해왕성 고리계에서 가장 넓은 고리이며, ''고원''(plateau)이라고도 불린다.[13][49] 르 베리에 고리와 아라고 고리 사이의 공간을 차지하는 희미한 물질 시트이다.[14][39] 평균 수직 광학 깊이는 약 10−4로, 이는 0.4 km의 등가 깊이에 해당한다.[10][35] 이 고리의 먼지 비율은 20%에서 40% 사이이다.[16][41]
프랑수아 아라고의 이름을 딴 아라고 고리는 라셀 고리의 바깥쪽 가장자리 근처, 해왕성으로부터 57,200km 떨어져 있고 폭이 100km 미만인 곳에서 작은 밝기 봉우리가 있는 고리이다.[14][39] 다만, 많은 간행물에서는 아라고 고리에 대해 전혀 언급하지 않는다.[13][38]
존 쿠치 아담스의 이름을 딴 아담스 고리는 궤도 반지름이 약 63,930km인 바깥쪽 고리이며, 해왕성 고리 중 가장 잘 연구된 고리이다.[14][39] 이 고리는 좁고, 약간의 이심률과 경사를 가지며, 전체 너비는 약 35km(15~50km)이다.[15][40] 정상적인 광학 깊이는 호 바깥에서 약 0.011 ± 0.003으로, 이는 약 0.4km의 등가 깊이에 해당한다.[15][40] 이 고리 내 먼지의 비율은 20%에서 40%로 다른 좁은 고리보다 낮다.[16][41] 갈라테아는 아담스 고리 바로 안쪽 61,953km 궤도를 돌면서, 42:43 바깥쪽 린드블라드 공명을 통해 고리 입자를 좁은 궤도 반지름 범위 내에 유지하는 역할을 한다.[17][42]
4. 애덤스 고리의 아크
궤도 반지름이 약 63,930km인 바깥쪽 아담스 고리는 해왕성 고리 중 가장 잘 연구된 고리이다.[14] 이 고리는 존 쿠치 아담스의 이름을 따서 명명되었다.[29] 좁고 약간의 이심률과 경사를 가지며, 전체 너비는 약 35km(15~50km)이다.[15] 고리 내 먼지의 비율은 20%에서 40%이다.[16] 갈라테아는 아담스 고리 바로 안쪽 궤도를 돌면서, 42:43 바깥쪽 린드블라드 공명을 통해 고리 입자를 좁은 궤도 반지름 범위 내에 유지하는 역할을 한다.[17] 갈라테아의 중력은 아담스 고리에 진폭이 약 30km인 42개의 방사형 물결을 만들며,이것으로 갈라테아의 질량을 추론했다.[17]
아담스 고리의 가장 밝은 부분인 고리 아크는 해왕성 고리 시스템에서 가장 먼저 발견된 요소였다.[7] 아크는 고리 내에서 입자들이 뭉쳐 있는 불연속적인 영역이다. 애덤스 고리는 247°에서 294° 사이의 비교적 좁은 경도 범위에 있는 다섯 개의 짧은 아크로 구성되어 있다.[14] 1986년에는 다음 경도 사이에 위치해 있었다.
- 247–257° (Fraternité)
- 261–264° (Égalité 1)
- 265–266° (Égalité 2)
- 276–280° (Liberté)
- 284.5–285.5° (Courage).[14][17]
가장 밝고 긴 아크는 Fraternité였고 가장 희미한 아크는 Courage였다. 아크의 일반적인 광학 깊이는 0.03~0.09 범위로 추정되며[10] 반경 방향 폭은 연속 고리의 폭과 거의 동일하며 약 30km이다.[10] 아크의 먼지 비율은 40%에서 70%이다.[16] 애덤스 고리의 아크는 토성의 G 고리의 아크와 다소 유사하다.[18]
아크는 상당히 안정적인 구조를 가졌지만, 1986년 이후 아크의 전반적인 밝기가 감소했다.[9] Courage 아크는 8° 앞으로 이동하여 294°가 되었고, Liberté 아크는 2003년까지 거의 사라졌다.[19] Fraternité 및 Égalité (1 및 2) 아크는 상대적인 밝기에서 불규칙한 변화를 보였다.[9] Courage는 1998년에 밝기가 치솟는 모습이 보였고, 2005년 6월까지 평소의 어두운 상태로 돌아왔다. 가시광선 관측에 따르면 아크의 총 물질량은 거의 일정하게 유지되었지만, 적외선 파장에서는 더 어둡다.[19]
애덤스 고리의 아크는 아직 설명되지 않고 있다.[14] 기본적인 궤도 역학이 수년 내에 균일한 고리로 퍼져야 한다고 암시하기 때문에 수수께끼이다. 아크의 구속에 대한 가장 유력한 가설은 갈라테아가 42:43 공전 경사 공명(CIR)을 통해 아크를 구속한다는 것이다.[17] 이 공명은 고리 궤도를 따라 84개의 안정적인 위치를 만들며, 아크는 인접한 위치에 위치한다.[17] 그러나 1998년 허블과 켁 망원경으로 고리의 평균 운동을 측정한 결과, 고리가 갈라테아와 CIR에 있지 않다는 결론이 나왔다.[11][20]
이후의 모델에서는 구속이 공전 이심률 공명(CER)의 결과라고 제안했다.[22] 이 모델은 애덤스 고리의 유한한 질량을 고려하는데, 이는 공명을 고리에 더 가깝게 이동시키는 데 필요하다. 이 가설의 부산물은 애덤스 고리의 질량 추정치인데, 갈라테아 질량의 약 0.002이다.[22] 1986년에 제안된 세 번째 가설은 고리 내에서 궤도를 도는 추가적인 달을 요구한다. 그러나 ''보이저 2''의 관측은 이러한 가설의 가능성을 낮췄다.[10]
5. 고리의 기원과 진화
해왕성의 고리 중 애덤스 고리의 아크는 아직 명확히 설명되지 않고 있다.[14] 기본적인 궤도 역학에 따르면 아크는 수년 내에 균일한 고리로 퍼져야 하지만, 실제로는 그렇지 않기 때문에 수수께끼로 남아있다.
아크의 구속에 대한 여러 가설이 제안되었는데, 가장 널리 알려진 것은 갈라테아가 42:43 공전 경사 공명(CIR)을 통해 아크를 구속한다는 것이다.[17] 이 공명은 고리 궤도를 따라 84개의 안정적인 위치를 만들고, 아크는 인접한 위치에 존재한다는 것이다.[17] 그러나 1998년 허블과 켁 망원경의 측정 결과, 고리가 갈라테아와 CIR에 있지 않다는 결론이 내려졌다.[11][20]
이후에는 구속이 공전 이심률 공명(CER)의 결과라는 모델이 제시되었다.[22] 이 모델은 애덤스 고리의 유한한 질량을 고려하며, 이는 공명을 고리에 더 가깝게 이동시키는 데 필요하다. 이 가설에 따르면 애덤스 고리의 질량은 갈라테아 질량의 약 0.002로 추정된다.[22] 1986년에 제안된 또 다른 가설은 고리 내에서 궤도를 도는 추가적인 달의 존재를 가정한다. 이 경우 아크는 안정적인 라그랑주 점에 갇히게 된다. 그러나 ''보이저 2호''의 관측은 발견되지 않은 달의 크기와 질량에 엄격한 제약을 가해 이 가설의 가능성을 낮췄다.[10] 일부 더 복잡한 가설에서는 여러 개의 작은 달들이 갈라테아와 공전 공명에 갇혀 아크를 구속하고 동시에 먼지를 공급한다고 주장한다.[21]
6. 탐사
해왕성의 고리는 1989년 8월 보이저 2호 우주선의 해왕성 근접 비행 동안 자세히 조사되었다.[10] 광학 영상과 자외선 및 가시광선에서의 엄폐 관측을 통해 연구되었다.[15] 보이저 2호는 태양에 대한 다양한 기하학적 구조에서 고리를 관측하여 후방 산란, 전방 산란 및 측면 산란광의 이미지를 생성했다.[4][10] 이러한 이미지 분석을 통해 위상 함수(관찰자와 태양 사이의 각도에 따른 고리의 반사율 의존성), 기하학적 알베도 및 본드 알베도를 유도할 수 있었다.[10] 보이저의 이미지 분석을 통해 아담스 고리의 목동 위성인 갈라테아를 포함한 6개의 해왕성 내부 해왕성의 위성이 발견되었다.[10][35]
7. 해왕성 고리 목록
wikitable
''*물음표는 매개변수가 알려져 있지 않음을 의미합니다.''
참조
[1]
문서
Listed in increasing distance from the planet
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https://www.nytimes.[...]
The New York Times
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[4]
문서
Forward-scattered light is light scattered at a small angle relative to solar light. Back-scattered light is light scattered at an angle close to 180° (backwards) relative to solar light. The scattering angle is close to 90° for side-scattered light.
[5]
문서
The equivalent depth of Galle and Lassell rings is a product of their width and the normal optical depth.
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