천왕성

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천왕성 ()

보이저 2호가 찍은 천왕성.
발견
발견자	윌리엄 허셜
날짜	1781년 3월 13일
궤도 특성 (역기점 J2000)
긴 반지름	2,870,972,220 km 19.191 263 93 AU
궤도 둘레	18.029 Tm 120.515 AU
이심률	0.047 167 71
근일점	2,735,555,035 km 18.286 055 96 AU
원일점	3,006,389,405 km 20.096 471 90 AU
공전 주기	30,707.4896 d (84.07 a)
회합 주기	369.65 d
평균 공전 속도	6.795 km/s
최대 공전 속도	7.128 km/s
최소 공전 속도	6.486 km/s
궤도 경사	0.769 86° (태양의 적도와는 6.48°)
승교점 경도	74.229 88°
근일점 인수	96.734 36°
위성 수	27개
물리적 성질
적도 지름	51,118 km (지구의 4.007배)
극 지름	49,946 km (지구의 3.929배)
편평도	0.0229
표면적	8.084×10^9km2 (지구의 15.849배)
부피	6.834×10^13 km3 (지구의 63.086배)
질량	8.6832×10^25 kg (지구의 14.536배)
평균 밀도	1.318 g/cm3
적도 중력	8.69 m/s2 (0.886 g)
탈출 속도	21.29 km/s
자전 주기	−0.718 333 333 d (17 h 14 min 24.000 00 s) 1
자전 속도	2.59 km/s = 9320 km/h (적도 기준)
자전축 기울기	97.77°
북극점 적경	77.31° (5 h 9 min 15 s)
북극점 적위	+15.175°
반사율	0.51
겉보기 등급	+5.32 ~ +5.9
구름 위의 온도	55 K
표면 온도	최소 평균 최대 59 K 68 K N/A K
대기 성질
대기압	120 kPa (구름 상단)
수소	83%
헬륨	15%
메탄	1.99%
암모니아	0.01%
에탄	0.00025%
아세틸렌	0.00001%
일산화 탄소 황화 수소	trace

천왕성(天王星, Uranus)은 태양계의 일곱번째 행성이다. 목성형 행성이며, 태양계에서 세 번째로 크고, 질량으로는 네 번째인 행성이다. 영어 이름 "Uranus"는 그리스의 신 우라노스에서 따온 것이다.

천왕성은 근대에 발견된 첫번째 행성이다. 1781년 3월 13일 윌리엄 허셜이 처음 발견했다. 천왕성은 맨눈이 아닌 기술망원경을 통해 발견한 첫번째 행성이기도 하다.

해왕성과 마찬가지로 언 메탄이 표면을 이루고 있는데, 해왕성과 달리 초록색을 띠고 있다. 플램스티드 명명법에서는 '황소자리 34'로 불린다. 그것은 플램스티드가 발견 당시에 이것을 항성으로 오인했기 때문이다.

목차 1 탐사 2 내부 구조 3 위성 4 고리 5 궤도와 회전 5.1 자전축의 기울어짐 6 주석 7 같이 보기

[편집] 탐사

미국항공우주국의 보이저 2호만이 천왕성을 탐사해보았으며, 다른 탐사 계획 역시 없는 상태이다. 1977년 발사된 보이저 2호는 1986년 1월 24일 천왕성의 구름 끝에서부터 81,500km까지 근접하였다. 보이저 2호는 천왕성 대기의 구조와 화학적 성분을 분석하였고, 10개의 새로운 위성을 발견하였으며, 97.77°라는 축 기울기 때문에 생기는 천왕성 특유의 기상 상태를 측정하였고, 고리들과 자기장을 탐사했다. 자기장은 보통과 다른 구조를 보여주었다.또한 천왕성의 5대 위성을 처음으로 자세하게 연구하였고, 지금까지 알려진 9개의 고리계를 모두 탐사했고, 2개의 새로운 고리를 찾았다.

[편집] 내부 구조

천왕성의 질량은 지구의 약 14.5배로 가스 행성들 중에서 가장 가볍고 밀도 또한 1.27 g/cm³으로 토성 다음으로 낮다.^[1] 천왕성의 반지름은 해왕성보다 조금 더 크나(지구의 4배가 약간 넘음), 밀도가 낮기 때문에 질량은 해왕성보다 작다.^[2] 밀도가 낮은 것으로부터 천왕성 내부는 물, 암모니아, 메테인 등 여러 종류의 물질이 섞인 상태에 있음을 추측할 수 있다.^[3] 천왕성 내부 얼음 물질의 총질량은 정확히 알려져 있지 않으며 선택된 모형에 따라 다른 값이 도출된다. 그러나 여러 모형에 근거할 때 얼음 물질의 질량은 지구의 9.3 ~ 13.5배 정도일 것이다.^[3][4] 수소와 헬륨이 천왕성 전체 질량에서 차지하는 비율은 매우 작은데, 그 질량은 지구의 0.5 ~ 1.5배에 불과하다.^[3] 얼음 물질과 가벼운 기체 물질을 제외한 나머지 질량(지구 질량의 0.5 ~ 3.7배)은 암석 물질일 것으로 생각된다.^[3]

천왕성 내부는 표준 모형에 따르면 세 부분으로 나뉜다. 중심부에는 암석 물질의 핵이 있고 그 위로 얼음 혼합물로 구성된 맨틀이 있으며 가장 바깥 층은 수소와 헬륨으로 이루어진 기체층이다.^[3][5] 천왕성의 중심핵 질량은 지구의 0.55배이며 반지름은 천왕성 크기의 20퍼센트 정도로 전체에 비해 상대적으로 크기가 작다. 맨틀이 천왕성 부피의 대부분을 차지하며 그 질량은 지구의 13.4배 정도이다. 최상층의 가벼운 원소로 이루어진 대기층 질량은 지구의 0.5배에 두께는 천왕성 반지름의 20퍼센트 정도이다.^[3][5] 천왕성 핵의 밀도는 약 9 g/cm³로, 여기에는 800만 바(800 기가파스칼)에 이르는 압력이 가해지고 있으며 온도는 5000 켈빈이다.^[4][5] ‘얼음’ 맨틀층은 우리가 생각하는 상식적인 차가운 얼음으로 이루어진 것이 아니라, 압력으로 뜨겁게 가열된 물, 암모니아, 기타 휘발성 물질들이 농밀하게 흐르고 있는 상태이다.^[3][5] 이 유체(流體)를 물-암모니아 바다로 부를 때도 있다.^[6] 천왕성과 해왕성 내부는 목성 및 토성 내부와 매우 다른데, 전자 둘은 가스층 아래 얼음 맨틀이 부피 대부분을 차지하나 후자 둘은 가스가 대부분을 구성하고 있다.

위에 설명한 가설 모형 외에도 다른 내부구조 가설들이 있으나 이들의 주장 또한 그리 천왕성의 물리적 수치에 모순되지 않는다. 예를 들어 만약 상당량의 수소와 암석 물질이 얼음 맨틀에 섞여 있을 경우 맨틀 내 얼음 질량은 표준 모형이 주장하는 바에 비해 줄어들 것이며 얼음이 줄어든 만큼 기체 및 암석 물질의 질량이 많다고 해석이 가능하다. 현재 천왕성의 물리적 측정치만으로는 어떤 모형이 정확한지를 판별할 수 없다.^[4] 천왕성 내부가 유체 형태라는 사실로부터 딱딱한 표면이 없을 것임을 추측할 수 있다. 기체로 이루어진 대기 밑으로 점차 하강할수록 구성 물질들은 액체에 가까워질 것이다.^[3] 편의상 대기압이 1바(100킬로파스칼)인 지점을 회전 타원체의 ‘표면’이라고 정의하고 있다. 이 정의에 따르면 천왕성의 적도 반지름과 극반지름은 각각 25,559 ± 4 km, 24,973 ± 20 km가 된다.^[2] 본 문서의 고도 관련 내용은 위 정의에 따라 계산한 것이다.

[편집] 위성

이 부분의 본문은 천왕성의 위성입니다.

천왕성의 위성은 현재까지 27개가 발견되었다. 중요한 5개의 위성으로는 미란다, 아리엘, 움브리엘, 티타니아, 오베론을 들 수 있다. 이 5대 위성들의 이름은 셰익스피어의 희곡과 알렉산더 포프의 시에 나오는 요정들의 이름을 따서 지어진 것이다. 천왕성의 위성계는 4개의 가스 거대 행성중 가장 협소하며, 5대 위성의 총 질량이 해왕성의 위성인 트리튼 하나의 절반도 못미친다. 가장 큰 위성인 티타니아의 크기는 겨우 788.9km이고, 이것은 달의 절반에도 못 미친다. 하지만, 레아라는 토성의 두번째 큰 위성보다 조금 크기 때문에, 티타니아는 태양계에서 여덟번째로 큰 위성이다. 위성들은 대부분 관계적으로 적은 알베도(반사율)을 가지고 있으며, 움브리엘의 0.20부터 아리엘의 0.35까지 분포한다. 달들은 50% 얼음과 50%의 석질로 대부분 이루어져있으며, 얼음들은 암모니아와 이산화탄소 등으로 이루어져있음으로 추정된다.

이 위성들중에 아리엘은 적은 충돌크레이터와 함께 가장 표면이 젊고, 움브리엘이 가장 늙은 표면을 가진 것으로 보인다. 미란다의 단층 협곡은 20km정도로 깊으며, 표면 나이와 형질이 혼란스러울 정도로 다양한 위성이다. 미란다의 과거 지질적 활동성은 궤도가 지금보더 더 타원에 가까웠던 때의 조석열때문으로 추정되며, 움브리엘과의 3:1 궤도 공명 구조에 의해 생긴 조석열으로 추정된다. 비슷하게, 아리엘과 티타니아 역시 4:1 궤도 공명을 가지고 있는 것으로 추정된다.

[편집] 고리

천왕성은 희미한 행성 고리를 지니는데 직경 10미터까지의 어두운 미립자로 구성되었다.^[7] 이는 태양계에서 토성 다음으로 두 번째로 발견된 고리이다. 구분되는 13개의 고리들이 현재 알려져 있고 가장 밝은 고리는 엡실론 고리이다. 천왕성의 고리들은 오래 되지 않았을 가능성이 있다. 이들의 투명도의 차이나 틈은 이들이 천왕성과 함께 형성되지 않았음을 시사한다. 고리를 이루는 물질은 고속 충돌이나 조석력으로 인해 부서진 위성이었을 수 있다.^[8]

[편집] 궤도와 회전

천왕성은 84년 주기로 태양을 30억 km ( 약 20 천문단위 ) 거리에서 한 바퀴 돈다. 천왕성에서 태양을 본다면 지구에서보다 400배 희미하게 보일 것이다. 궤도 요소들은 피에르-시몽 라플라스에 의해 1783년 처음으로 계산되었다. 이후 1841년 존 카우치 애덤스는 처음으로 천왕성의 중력적 영향에 의한 새로운 행성 예견을 하였으며, 1845년에 르 비에르는 천왕성의 궤도에 대한 독자적인 연구를 시작했다. 1846년 9월 23일, 요한 갓필드 갈레는 새 행성을 찾았으며, 이후 이름을 "해왕성"이라 지었다. 그것은 르 비에르가 예견했던 곳과 매우 비슷한 곳에서 발견된 것이다.

천왕성의 자전 주기는 17시간 14분 정도이다. 그러나, 모든 거대 가스 행성들의 상부 대기는 자전의 방향으로 심한 바람을 받는다. 결국, 실제 보이는 천왕성의 대기는 실제 자전 주기보다 빠르게 움직이며 한번 전체적인 대기가 자전하는데는 14시간도 채 걸리지 않는다.

[편집] 자전축의 기울어짐

천왕성의 자전축은 태양계 평면에 거의 누워있다시피 하며, 기울기는 약 98도이다. 이렇게 큰 자전축의 기울기는 천왕성에서의 계절을 다른 행성과 완전히 차이나게 한다. 태양계의 다른 행성들은 기울어진 팽이를 상상하지만 천왕성은 기울어진 구르는 공에 더 가깝다. 천왕성의 지점 부근에서는 극 한쪽 면이 계속 태양을 향하고, 반대쪽 극은 태양을 볼수 없다. 한쪽의 극은 42년 동안 태양 빛을 받고, 42년 동안 어둠에 놓이게 된다.

결국 이러한 천왕성의 이상한 자전 때문에, 한쪽 극 부분은 적도 부분보다 더 많은 태양의 에너지를 받게 된다. 그럼에도 불구하고, 천왕성의 적도가 오히려 에너지를 더 많이 받는 극보다 따뜻하다. 이러한 이상한 현상은 아무래도 대기의 질량과 그 속에 열을 저장할 수 있는 양이 워낙 크기 때문에 40년 주기의 태양빛/암흑의 반복이 큰 영향을 못 주는 것으로 예상된다. 이 심한 기울기의 원인은 지금까지도 확실히 밝혀지지 않았으며, 태양계 초기에 천왕성이 지구만한 원시행성과 충돌함에 따라 이런 기울어짐이 생겼다고 추정되고 있다. 1986년 보이저 2호가 지나갈 즈음에는 천왕성의 남극쪽은 태양을 거의 직접 향하고 있었다.

[편집] 주석

1. ↑ Jacobson, R.A., Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P.. The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data. The Astronomical Journal 103 (6): 2068–2078. doi:10.1086/116211.
2. ↑ ^{가 나} Seidelmann, P. Kenneth, Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et al.. Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006. Celestial Mech. Dyn. Astr. 90: 155–180. doi:10.1007/s10569-007-9072-y.
3. ↑ ^{가 나 다 라 마 바 사 아} Podolak, M., Weizman, A.; Marley, M.. Comparative models of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci. 43 (12): 1517–1522. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5.
4. ↑ ^{가 나 다} Podolak, M., Podolak, J.I.; Marley, M.S.. Further investigations of random models of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci. 48: 143–151. doi:10.1016/S0032-0633(99)00088-4.
5. ↑ ^{가 나 다 라} Faure, Gunter, Mensing, Teresa (2007). Faure, Gunter; Mensing, Teresa M.: Uranus: What Happened Here?. Springer Netherlands. DOI:10.1007/978-1-4020-5544-7_18
6. ↑ Atreya, S., Egeler, P.; Baines, K.. Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?. Geophysical Research Abstracts 8: 05179.
7. ↑ Smith, B.A. (1986). Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results. Science 233.
8. ↑ Esposito, L.W. (2002). Planetary rings. Reports On Progress In Physics 65.

[편집] 같이 보기

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