헬레네 (위성)

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1. 개요
2. 발견과 명명
3. 궤도와 트로이 위성
4. 지질 및 표면 특징
5. 관측
- 5.1. 주요 관측
참조

1. 개요

헬레네는 토성의 위성으로, 1980년 발견되어 그리스 신화의 헬레네의 이름을 따 명명되었다. 디오네와 같은 궤도 상에서 디오네의 앞쪽 라그랑주점에 위치하며, 디오네와 1:1 평균 운동 공명을 한다. 카시니 우주선이 촬영한 사진에 따르면, 폭이 넓은 함몰 지형과 융기된 홈이 특징적이며, 표면 물질은 반사율이 높고 비뉴턴 유체와 같은 특성을 보인다. 1980년 지구에서 처음 관측되었으며, 보이저 2호와 카시니-하위헌스 우주선에 의해 자세한 관측이 이루어졌다.

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헬레네 (위성)
기본 정보
앞쪽 반구 고해상도 모습, 도랑과 명백한 먼지 (레골리스) 흐름을 보여줌 (카시니, 2011년 6월)
명칭	헬레네
다른 이름	디오네 B S/1980 S 6
어원	헬레네(Ἑλένη Helenē)
형용사	헬레네아인
발견
발견자	P. 라케즈 J. 레카슈
발견일	1980년 3월 1일
발견 장소	피크 뒤 미디 천문대
MPC 명칭	Saturn XII
궤도 정보
모행성	토성
위성군	L4 디오네 트로이 위성
궤도 장반경	377,600 km
궤도 이심률	0.007
공전 주기	2.736916일
궤도 경사	0.199° (토성의 적도 기준)
물리적 특성
크기	45.2 × 39.2 × 26.6 km (± 0.4 × 0.6 × 0.4 km)
평균 직경	36.2 ± 0.4 km
부피	24840 km³
질량	7.1 ± 0.2 × 10¹⁵ kg
밀도	0.2926 ± 0.0217 g/cm³
표면 중력	7.1e-6 m/s² (최장 축) ~ 7.1e-6 m/s² (극지방)
탈출 속도	7.1e-6 km/s (최장 축) ~ 7.1e-6 km/s (극지방)
자전	동기로 추정
반사율	1.67 ± 0.20 (기하)
자전축 기울기	0

2. 발견과 명명

1980년 3월 1일, 피에르 라퀴즈와 장 르카슈가 피크 뒤 미디 천문대에서 관측하여 발견하였다. 이 발견은 같은 해 3월 6일 국제천문연맹 회보를 통해 발표되었고, 'S/1980 S 6'이라는 임시 명칭이 부여되었다. 당시 관측에는 1.05m 반사 망원경이 사용되었다. 이후 미국 해군 천문대에서도 이 천체를 관측하였다.

발견 당시에는 디오네와 매우 유사한 궤도 주기를 가진 위성으로 인식되어 'Dione B'라고도 불렸다. 1983년 9월 30일 'Saturn XII'라는 확정 번호가 부여되었지만, 위성 명명은 이루어지지 않았고, 계속해서 Dione B라는 명칭이 사용되었다. 1988년 6월 8일 그리스 신화의 미녀 헬레네에서 이름을 따 헬레네(Helene)라는 명칭이 부여되었다.

3. 궤도와 트로이 위성

헬레네는 디오네와 같은 궤도를 공유하며, 디오네 앞쪽의 라그랑주점(L₄)에 위치한다. 이러한 위성을 트로이 위성이라고 부른다. 폴리데우케스 또한 디오네의 라그랑주점에 존재하며, 디오네 뒤쪽의 라그랑주점(L₅)에 위치한다. 이는 궤도역학 관점에서 디오네와 헬레네가 1:1 평균 운동 공명을 일으키고 있음을 의미한다.

같은 역학적 관계에 있는 토성의 위성으로는, 테티스와 그 라그랑주점에 존재하는 텔레스토와 칼립소가 있다.

4. 지질 및 표면 특징

카시니 우주선이 촬영한 헬레네의 이미지는 픽셀당 최대 24미터의 해상도를 보여주며, 폭이 2~10km에 달하는 넓은 함몰 지형이 특징이며 내부 경사는 12°를 넘지 않는다. 이러한 분지는 오래된 충돌구의 붕괴된 잔해일 가능성이 높다.

얇고 길게 뻗은 킬로미터 단위의 융기된 홈들은 헬레네의 많은 분지 경사면을 따라 나타나며, 이는 질량 흐름 현상을 나타내는 것으로, 이 위성이 질량 낭비와 침식과 같은 활동적인 지질 과정을 겪고 있음을 시사한다. 디지털 표고 모델은 이러한 홈들이 50~100미터의 양의 지형을 가지고 있음을 보여준다. 헬레네에는 70개가 넘는 충돌구가 있으며, 이중 충돌구가 많은 후행 반구는 매끄러운 선행 반구보다 충돌구 밀도가 10배 더 높은 이중적인 모습을 보인다.

헬레네의 표면 물질은 반사율이 상대적으로 높아 입자 크기가 1~100마이크로미터임을 시사한다. 작은 크레이터들은 다소 매몰된 것처럼 보이는데, 이는 어떤 종류의 최근 강착 과정이 있었음을 추측할 수 있게 한다.

충돌로 인해 형성된 달 표토 시료의 응력-변형 실험실 시험 결과에 따르면, 낮은 충전 밀도에서 이들은 비뉴턴 "빙엄" 물질처럼 행동한다. 즉, 양초 밀랍과 빙하의 소성 특성을 갖는다. 이러한 관찰은 헬레네의 눈과 같은 표면 물질이 비뉴턴 질량 흐름으로 작용할 수 있으며, 저중력 표면에서 관찰되는 가시적인 흐름 패턴의 주요 원인일 수 있음을 시사한다.

5. 관측

헬레네는 1980년 지구에서 처음 관측되었고,^[1] 1980년대 초 보이저 계획의 토성 근접 비행을 통해 더 자세한 관측이 가능해졌다. 2004년 토성 궤도에 진입한 카시니-하위헌스 탐사선은 헬레네에 대한 심층 분석을 가능하게 했다. 2010년 3월 3일 카시니 우주선은 1800km까지 근접 비행하여 헬레네의 선명한 영상을 촬영했다.

5. 1. 주요 관측

헬레네는 1980년 지구에서 처음 관측되었으며,^[1] 1980년대 초 보이저 계획의 토성 근접 비행을 통해 훨씬 더 자세한 관측이 가능해졌다. 2004년 토성 궤도에 진입한 카시니-하위헌스 미션은 더욱 향상된 관측 자료를 제공했으며, 다양한 조명 조건 하에서의 표면 관측을 포함하여 헬레네에 대한 심층 분석을 가능하게 했다. 현재까지 가장 가까운 헬레네 영상 중 일부는 2010년 3월 3일 카시니 우주선의 1800km 근접 비행에서 얻어졌으며, 2011년 6월에도 매우 성공적인 영상 촬영이 이루어졌다. 카시니 미션 기간 동안 여러 차례의 근접 비행이 있었다.

헬레네는 1980년에 처음으로 지상에서 관측되었다. 이후 1981년 8월 보이저 2호에 의해 흐릿하지만 영상 촬영에 성공했다. 카시니는 2010년 3월 3일 헬레네에 19000km까지 접근하여 선명한 영상을 촬영했다. 지금까지 카시니가 촬영한 영상으로부터 헬레네는 매끄러운 부분과 미세한 크레이터로 덮인 부분으로 이분되어 있다는 것이 밝혀졌다.

참조

_[1] 서적 A Critical Pronouncing Dictionary and Expositor of the English Language 1839
_[2] 서적 Marathon: and other poems 1841
_[3] 간행물 Satellites of Jupiter and Saturn Transactions of the International Astronomical Union 1982
_[4] 서적 オックスフォード天文学辞典朝倉書店
_[5] 웹사이트 太陽系内の衛星表 https://www.kahaku.g[...] 国立科学博物館 2019-03-09

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