토성의 고리

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2013년 7월 19일, 1,200,000 km 거리의 카시니 탐사선의 위치에서 토성이 태양을 가릴 때 촬영된 토성의 고리의 총집합(밝기가 과장되었다)이다. G 고리와 E 고리 외곽 사이에서 약 4시 방향 위치에서 지구창백한 푸른 점의 형태로 보인다.
라디오파 엄폐를 통해 색을 입혀 만들어진 사진이다. 0.94, 3.6, 13 cm 파장의 라디오 신호가 카시니로부터 고리를 통해 지구로 전송되었다. 신호의 파장과 비슷하거나 큰 크기의 수많은 입자들이 반사하여 각 신호의 감쇠가 일어난다. 보라색(B 고리와 A 고리 내부)은 5 cm 보다 작은 입자가 얼마 존재하지 않는 것을 보여준다. 다시 말하면 모든 신호의 감쇠와 비슷하다. 초록색과 파란색(C 고리와 A 고리 외곽)은 5 cm에서 1 cm보다 작은 입자가 각각 흔하다는 것을 보여준다. B 고리의 하얀 영역은 가장 밀도가 높고 크기 추정 용도의 작은 신호를 매우 잘 반사한다. 또다른 증거는 세 고리 모두 미터 단위를 넘나드는 넓은 범위의 입자 크기를 가지고 있음을 보여준다.
보이저 2호가 본 고리에 드리운 토성의 그림자. 네 개의 위성과 고리의 테가 보인다.

토성의 고리태양계에서 어떤 행성의 고리보다도 가장 큰 행성 고리계이다. 이 고리는 수 마이크로미터에서 수 미터에 이르는 작은 입자들로 아주 많이 구성되어 있으며, 토성을 공전하고 있다.[1] 고리 입자는 거의 대부분이 얼음으로 구성되어 있고, 소량의 구성성분은 암석 물질이다. 토성의 고리의 형성 과정에 관해서는 아직까지도 결론이 나지 않았다. 고리의 일부 특징들은 고리가 비교적 최근에 기원했음을 시사하지만, 이론적인 모형은 태양계의 역사 초기에 형성되었을 것이라고 알려주고 있다.[2]

고리는 햇빛을 반사하여 토성의 밝기를 증가시키지만, 지구에서 육안으로는 보이지 않는다. 1610년에 갈릴레오 갈릴레이망원경으로 처음 하늘을 바라본 이후, 그는 고리의 실체에 대해 제대로 확인할 수 없었긴 해도 최초로 토성의 고리를 관측한 사람이 되었다. 1655년, 크리스티안 하위헌스는 그것을 토성을 둘러싸는 고리로써 최초로 묘사한 사람이 되었다.[3] 많은 사람들이 토성의 고리가 아주 작은 고리들로 연속적으로 이루어진 것이라고 생각했지만(라플라스 이후의 개념),[3] 실제로는 몇 개의 간극이 존재한다. 동심원 모양으로 밀도와 밝기의 최대와 최소가 존재하는 고리 원반이 고리에 대한 더 정확한 생각이다.[2] 고리 내에서도 덩어리의 규모에 비해 텅빈 공간이 많다.

고리는 입자의 밀도가 급격히 줄어드는 많은 간극을 가지고 있다. 이중에 둘은 고리 내에 위치한 것으로 알려진 토성의 위성들에 의해 열려있고, 그 외 토성의 위성의 불안정한 궤도공명을 받는 곳으로 알려진 위치의 많은 것들이 있다. 일부 간극은 아직 설명하지 못한 채로 남아있다. 반면 안정된 궤도공명은 타이탄의 작은 고리나 G 고리와 같이 몇몇 고리의 긴 지속시간에 원인이 있다.

주요 고리의 범위 밖에 있는 포에베 고리는 포에베와 같이 다른 고리에 비해 27도 기울어져 있고, 역행 방식으로 토성을 공전한다.

역사[편집]

갈릴레오의 관측[편집]

갈릴레오 갈릴레이는 1610년에 최초로 토성의 고리를 관측했다.

갈릴레오 갈릴레이는 1610년에 자신의 망원경을 이용하여 최초로 토성의 고리를 관측했지만, 고리의 정체를 확인하지는 못했다. 그는 토스카나 대공에게 "행성 토성은 혼자가 아니고, 서로 거의 접촉해 있으며 절대 움직이지 않고 서로에 대해서 변하지도 않는 셋으로 구성되어 있습니다. 이들은 황도와 평행하게 배열되어 있고, 중간의 것(토성)은 나머지 것들(고리의 가장자리)의 크기의 약 세 배정도 입니다"라고 편지를 썼다. 또한 그는 토성이 "귀"를 가지고 있다고 묘사했다. 1612년, 고리면이 지구 쪽으로 향하고 있어 고리가 없어진 것처럼 보인 때가 있었다. 이에 혼란스러워진 갈릴레오는 신화 속의 사투르누스가 그의 아이들이 자신을 신들의 왕좌에서 끌어내릴 것을 막기 위해 그들을 집어삼킨 것을 참고하여, "토성이 그의 자식을 집어삼킨 것인가?" 라고 궁금해 하기도 했다.[4] 1613년 고리가 다시 나타났을 때, 갈릴레오는 더욱 혼란스러워 했다.[5]

초기의 천문학자들은 자신의 연구 결과 발표를 준비하기 전에 새로운 발견에 대한 소유권을 주장하기 위한 방법으로써 애너그램을 사용했다. 갈릴레오는 토성의 고리의 발견에 관해 Altissimum planetam tergeminum(나는 가장 먼 행성이 세가지 모습을 가지고 있는 것을 관측했다)을 smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras으로 표현했다.[6]

고리 이론과 관측[편집]

로버트 훅은 1666년에 그린 토성의 그림에서 구체에 의해 고리에 비치는 그림자(a와 b)에 주목했다.

1655년, 크리스티안 하위헌스는 토성이 고리로 둘러싸여 있다고 최초로 주장한 사람이 되었다. 하위헌스는 갈릴레오가 사용했던 망원경보다 더 우수했던 손수 제작한 50배율 굴절 망원경을 이용하여 토성을 관측했고 "그것(토성)은 얇고, 평평하고, 어떤 곳과도 접촉해있지 않으며, 황도쪽으로 기울어져 있는 고리로 둘러싸여 있다"[5]라고 기록했다.[7]

1675년, 조반니 도메니코 카시니는 간극을 통해 토성의 고리가 작고 다양한 고리로 구성되어 있음을 알아내었다. 이들 간극 중 가장 큰 것은 후에 카시니 간극이라고 명명되었다. 이 간극은 A 고리와 B 고리 사이에 있는 폭 4,800 km의 영역이다.[8]

1787년, 피에르시몽 라플라스는 고리가 아주 많고 작은 고체 고리로 구성되어 있다고 주장했다.[3]

1859년, 제임스 클러크 맥스웰은 고리가 고체로 되어 있거나 불안정하고 분해되어 있지 않음을 밝혀내었다. 그는 고리가, 셀 수 없이 많으며 모두 독립적으로 토성을 공전하고 있는 작은 입자들로 구성되어 있어야 한다고 주장했다.[9] 후에, 소피야 코발렙스카야는 토성의 고리가 고리 모양의 유체가 될 수 없음을 밝혔다.[10] 1895년, 앨러게니 천문대제임스 킬러풀코보 천문대아리스타크 벨로폴스키에 의해 이루어진 고리의 분광학적 연구를 통해서 맥스웰의 이론의 타당함이 입증되었다.

고리는 발견된 순서대로 알파벳 순으로 명명되었다.[11] 주요 고리는 행성에서 바깥쪽으로 C, B, A 순으로, 가장 큰 간극인 카시니 간극은 B 고리와 A 고리 사이에 있다. 몇몇 희미한 고리들은 그보다 더 최근에 발견되었다. D 고리는 매우 희미하고 행성과 가장 가깝다. 좁은 F 고리는 A 고리의 바깥에 있다. 그 이상으로는 아주 희미한 두개의 고리, G 고리와 E 고리가 있다. 전반적인 규모 면에서 고리는 엄청난 양의 구조를 보여준다. 일부는 토성의 위성들에 의한 섭동과 관계되어 있지만, 설명할 수 없는 것들도 많다.[11]

물리적 특징[편집]

허블 우주 망원경탐사용 고성능 카메라에 의해 촬영된 사진(2004년 3월 22일)에서 어두운 카시니 간극은 안쪽의 B 고리와 바깥쪽의 A 고리가 넓게 분리되어 있다. 눈에 덜 뜨이는 C 고리는 B 고리의 안쪽에 있다.

밀도가 높은 주요 고리는 토성의 적도 위로 7,000 km에서 80,000 km 까지 뻗어있다.(고리의 하위구역 참고, 토성의 적도 반지름은 60,300 km) 추정되는 부분적인 두께가 10 미터[12]만큼 작거나 1 킬로미터만큼 큰[13] 고리들은 99.9%가 순수한 물로 구성되어 있고, 나머지 부분은 톨린이나 규산염과 같은 약간의 불순물로 구성되어 있다.[14] 주요 고리는 주로 1 센티미터에서 10 미터 범위의 크기를 가진 입자들로 구성되어 있다.[15]

보이저의 관측에 근거하면, 고리의 총 질량은 약 3 x 1019 kg일 것으로 추정된다. 이는 토성의 총 질량의 아주 작은 한 부분(약 50 ppb)이고 토성의 위성 미마스보다도 작다.[16] 더 최근의 관측과 카시니의 관측에 근거한 컴퓨터 모형은 이 측정값이 고리 내의 군집 때문에 너무 작게 측정되었고 실제 질량은 이 값보다 세 배는 클 것임을 보여주었다.[17] 카시니 간극과 엥케 간극과 같이 고리에서 가장 큰 간극들은 지구에서도 관측될 수 있지만, 아주 작은 것들은 관측하기가 힘들다. 그래서 보이저 우주선을 통해서야 고리가 수천 개의 얇은 간극과 작은 고리로 구성된 복잡한 구조를 갖고 있다는 것을 발견하게 되었다. 보이저가 발견한 고리의 구조는 토성의 많은 위성들의 중력적 끌어당김과 같이 각각 다른 방법을 통해 발달한 것으로 추정된다. 일부 간극들은 과 같은 아주 작은 위성의 통행에 의해 청소되기도 한다.[18] 일부 작은 고리들은 작은 양치기 위성의 중력적 효과에 의해 유지되는 것으로 보인다.[출처 필요](프로메테우스판도라에 의해 F 고리가 유지되는 것과 유사하다) 또다른 간극들은 간극에 위치하는 입자의 공전주기와 그보다 훨씬 밖에 있는 아주 무거운 위성의 공전주기 사이의 공명에 의해 발달한다. 미마스는 이러한 방식으로 카시니 간극을 유지한다.[19] 공명에 약간 지장을 주는 안쪽 위성의 주기적인 중력섭동에 의해 발생하는 나선파를 포함한다.[출처 필요]

카시니 우주 탐사선이 본 토성의 고리의 어두운 측면(2007년 5월 9일).

카시니 우주 탐사선의 데이터는 토성의 고리 무리가 스스로 행성의 독립적인 대기임을 시사한다. 대기는 태양으로부터 오는 자외선이 고리 내의 얼음과 상호작용할 때 만들어지는 산소 분자(O2) 기체로 구성되어 있다. 얼음 파편의 물분자와 자외선에 의한 화학적인 반응은 여러가지 중에서 O2를 형성하고 방출한다. 이 대기 모형에 따르면, 수소 분자(H2) 또한 존재한다. O2와 H2로 구성된 대기는 굉장히 희박하다. 이것이 어떻게든 고리에 응결된다면, 대기는 원자 하나의 두께가 될 것이다.[20] 고리는 또한 희박한 수산화물(OH) 대기와의 유사성을 지니고 있다. O2와 같이, 이 대기는 물 분자의 분해에 의해 만들어진다. 이 경우에 있어서 토성의 위성 엔셀라두스로부터 퍼부어지는 물 분자로 분해는 높은 에너지의 이온에 의해 이루어진다. 이 대기는 극단적으로 희박하더라도 허블 우주 망원경을 통해 지구에서 관측될 수 있다.[21]

2009년 8월 12일, 주야 평분일 다음 날 카시니에 의해 촬영된 토성의 고리의 모자이크 사진. 태양을 향하고 있는 고리의 빛은 얇거나 F 고리와 같이 고리면 바깥에 있는 부분을 제외하면 토성에 의해 반사되어 보이는 것이다.

토성은 복잡한 패턴의 밝기 변화를 보여준다.[22] 가장 큰 변동은 고리의 상이 변화하기 때문이고,[23][24] 1회 공전할 때마다 2회의 변화 주기를 통해 진행된다. 그러나, 이는 덧붙여서 남반구에서 보다 북반구에서 충일 때가 행성이 더 밝게 보이게 하는 행성의 궤도의 이심률로 인한 변동이다.[25]

1980년, 보이저 1호는 토성을 근접통과하면서 서로 꼬여 복잡한 구조를 하는 것처럼 보이는 세개의 좁은 고리로 구성된 F 고리를 보여주었다. 이것은 현재 덜 밝은 세 개의 고리가 서로 꼬인 것처럼 착시를 보여주는, 뒤틀리고 덩어리로 구성된 외부의 두 고리로 알려져있다.[출처 필요]

2007년에 표현된 토성의 고리 일부분을 구성하는 얼음 입자 응집체. 이러한 길게 늘어진 군집들은 계속해서 결집과 해산을 반복한다. 가장 큰 입자는 수 미터에 이른다.

2009년 8월 11일, 토성의 분점일 때 NASA의 카시니 탐사선에 의해 촬영된 새로운 고리 사진은 얼마 되지 않는 고리면 밖으로 몇 군데에서 고리가 상당한 크기로 뻗어있는 것을 보여주었다. 이 변위는 간극을 형성하는 위성, 다프니스의 궤도가 고리면에서 벗어나 있기 때문에 킬러 간극의 가장자리에서 4 km에 이를만큼 크다.[26]

주요 고리의 형성[편집]

고리 내의 세분 및 구조[편집]

데이터 표[편집]

고리의 주요 세분[편집]

C 고리 내의 구조[편집]

카시니 간극 내의 구조[편집]

A 고리 내의 구조[편집]

D 고리[편집]

C 고리[편집]

콜롬보 간극과 타이탄 미세고리[편집]

B 고리[편집]

[편집]

소위성[편집]

카시니 간극[편집]

하위헌스 간극[편집]

A 고리[편집]

엥케 간극[편집]

킬러 간극[편집]

소위성[편집]

로슈 간극[편집]

F 고리[편집]

외곽 고리[편집]

야누스/에피메테우스 고리[편집]

G 고리[편집]

메톤 고리호[편집]

안테 고리호[편집]

팔레네 고리[편집]

E 고리[편집]

포에베 고리[편집]

레아의 고리계 존재 가능성[편집]

갤러리[편집]

같이 보기[편집]

주석[편집]

  1. Porco, Carolyn. Questions about Saturn's rings. 《CICLOPS web site》. 2012년 10월 5일에 확인.
  2. Tiscareno, M. S. (July 4, 2012 preprint). 《Planets, Stars and Stellar Systems》. Springer, 61–63쪽. doi:10.1007/978-94-007-5606-9_7. ISBN 978-94-007-5605-2. 2012년 10월 5일에 확인.
  3. Historical Background of Saturn's Rings. 2006년 3월 8일에 확인.
  4. Rao, Joe (2003). NightSky Friday: See Saturn closest to Earth in 30 Years. 《space.com》. 2007년 7월 28일에 확인.
  5. Baalke, Ron. Historical Background of Saturn's Rings. 《Saturn Ring Plane Crossings of 1995–1996》. Jet Propulsion Laboratory. 2007년 5월 23일에 확인.
  6. Miner, Ellis D. (2007). 〈The scientific significance of planetary ring systems〉, 《Planetary Ring Systems》, Springer Praxis Books in Space Exploration. Praxis, 1–16쪽. doi:10.1007/978-0-387-73981-6_1. ISBN 978-0-387-34177-4
  7. Alexander, A. F. O'D. (1962). 《The Planet Saturn》. Faber and Faber Limited, 108–109쪽. doi:10.1002/qj.49708837730. ISBN 0-486-23927-6
  8. Saturn's Cassini Division. StarChild. 2007년 7월 6일에 확인.
  9. James Clerk Maxwell on the nature of Saturn's rings. JOC/EFR (March 2006). 2007년 7월 8일에 확인.
  10. Kovalevsky, Sonya (or Kovalevskaya, Sofya Vasilyevna). Entry from Complete Dictionary of Scientific Biography (2013).
  11. NASA, Solar System Exploration, Saturn: Rings
  12. Cornell University News Service (2005년 11월 10일). Researchers Find Gravitational Wakes In Saturn's Rings. ScienceDaily. 2008년 12월 24일에 확인.
  13. Saturn: Rings. NASA.
  14. Nicholson, P.D. (2008년). A close look at Saturn's rings with Cassini VIMS. 《Icarus》 193 (1): 182–212. doi:10.1016/j.icarus.2007.08.036. Bibcode2008Icar..193..182N.
  15. Zebker, H.A. (1985년). Saturn's rings – Particle size distributions for thin layer model. 《Icarus》 64 (3): 531–548. doi:10.1016/0019-1035(85)90074-0. Bibcode1985Icar...64..531Z.
  16. Jerome Brainerd, "Saturn's Rings", The Astrophysics Spectator, Issue 1.8, 24 November 2004, retrieved 27 May 2009.
  17. Stewart, Glen R. (October 2007). Evidence for a Primordial Origin of Saturn's Rings. 《Bulletin of the American Astronomical Society》 39: 420. Bibcode2007DPS....39.0706S. 2009년 5월 27일에 확인.
  18. Burns, J.A.. (2001). “Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics”. Interplanetary Dust 641–725쪽. Grun, E. 엮음. Springer.
  19. Goldreich, Peter (1978년). The formation of the Cassini division in Saturn's rings. 《Icarus》 34 (2): 240–253. doi:10.1016/0019-1035(78)90165-3. Bibcode1978Icar...34..240G.
  20. Rincon, Paul, "Saturn rings have own atmosphere", 《British Broadcasting Corporation》, 2005년 7월 1일 작성. 2007년 7월 6일 확인.
  21. Johnson, R. E. (2006년). The Enceladus and OH Tori at Saturn. 《The Astrophysical Journal》 644 (2): L137. doi:10.1086/505750. Bibcode2006ApJ...644L.137J.
  22. Schmude, Richard W Junior (2001). Wideband photoelectric magnitude measurements of Saturn in 2000. Georgia Journal of Science. 2007년 10월 14일에 확인.
  23. Schmude, Richard, Jr. (2006년 9월 22일). Wideband photometric magnitude measurements of Saturn made during the 2005–06 Apparition. Georgia Journal of Science. 2007년 10월 14일에 확인.
  24. Schmude, Richard W Jr (2003). Saturn in 2002–03. Georgia Journal of Science. 2007년 10월 14일에 확인.
  25. The Journal of the British Astronomical Association. British Astronomical Association (February 2003). 2007년 7월 7일에 확인.
  26. Surprising, Huge Peaks Discovered in Saturn's Rings. 《SPACE.com Staff》. space.com (2009년 9월 21일). 2009년 9월 26일에 확인.

외부 링크[편집]