트리톤 (위성): 두 판 사이의 차이

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'''트리톤'''(Triton 또는 Neptune I, {{llang|el|Τρίτων}})은 [[해왕성]]의 가장 큰 [[위성]]이고, 태양계에서 가장 차가운 천체에 속한다. 영국 천문학자 [[윌리엄 라셀]]에 의해 1846년 10월 10일에 발견되었다. 트리톤은 자신의 행성과 공전방향이 다른방향으로 도는 태양계의 위성 중에 가장 크다. 그것의 직경은 2700km이며 태양계 위성 중 7번째로 큰 위성이다. 공전궤도가 역행이라는 점과 조성이 [[명왕성]]과 비슷하다는 점 때문에 트리톤은 [[카이퍼 대]]로부터 사로잡혀온 것으로 생각된다. 트리톤의 표면은 대부분이 얼려진 질소와 얼음으로 되어 있고, 얼음으로 된 맨틀과 암석돠 금속으로 되어있는 단단한 핵으로 이루어져있다. 핵은 트리톤 전체 질량의 2/3를 차지한다. 트리톤의 밀도는 2.061g/cm3이고 대략 15~35%는 얼음으로 구성되어 있다.
'''트리톤'''(Triton 또는 Neptune&nbsp;I, {{llang|el|Τρίτων}})은 [[해왕성]]의 가장 큰 [[위성]]이고, 태양계에서 가장 차가운 천체에 속한다. 영국 천문학자 [[윌리엄 라셀]]에 의해 1846년 10월 10일에 발견되었다. 트리톤은 자신의 행성과 공전방향이 다른방향으로 도는 태양계의 위성 중에 가장 크다. 그것의 직경은 2700km이며 태양계 위성 중 7번째로 큰 위성이다. 공전궤도가 역행이라는 점과 조성이 [[명왕성]]과 비슷하다는 점 때문에 트리톤은 [[카이퍼 대]]로부터 사로잡혀온 것으로 생각된다.<ref name="Agnor06" /> 트리톤의 표면은 대부분이 얼려진 질소와 얼음으로 되어 있고, 얼음으로 된 맨틀, 그리고 금속과 바위로 이루어진 커다란 [[핵]]을 가지고 있다.<ref name="JPL-SSD-sat_phys" /> 핵은 트리톤 전체 질량의 3분의 2를 차지한다. 트리톤의 밀도는 2.061 g/cm3이고 대략 15~35%는 얼음으로 구성되어 있다.<ref name="EncycSolSys-Triton" />


트리톤은 지질활동이 있는 몇몇의 태양계 위성들 중 하나이다. 그 결과 이 위성의 표면은 상대적으로 젊고 복잡한 지질학적 역사와 신비로운 화산과 지질구조의 지형이 뒤얽힌 채 드러나 있다. 지각에는 간헐적으로 질소가 불출되는 지점이 부분적으로 드러나 있다. 트리톤은 지구의 대기압의 1/70,000보다 낮은 질소대기를 얇게 가지고 있다.
[[지질학|지질학적]]으로 활성화된 드문 위성 중 하나이기도 하며, 이에 따라 지질학적 역사가 복잡하다. 그 결과 이 위성의 표면은 상대적으로 젊고 복잡한 지질학적 역사와 신비로운 화산과 지질구조의 지형이 뒤얽힌 채 드러나 있다. 지각에는 간헐적으로 질소가 분출되는 지점이 부분적으로 드러나 있다. 대기는 희박한 질소로 구성되어 있으며, 기압은 지구의 7만 분의 1 수준이다.<ref name="solarsystemexploration" />


== 발견과 명명 ==
== 발견과 명명 ==
트리톤은 영국 천문학자 [[윌리엄 라셀]]에 의해 1846년 10월 10일에 발견되었다. 그것은 해왕성 발견 후 단지 17일 만에 발견된 것이다.
트리톤은 해왕성이 발견된 후 17일 뒤인 [[1846년]] [[10월 10일]] [[영국]]의 [[천문학자]]인 [[윌리엄 라셀]]에 의해 발견되었다.


라셀은 그의 아마추어 망원경을 1820년에 만들기 시작했다. [[존 허셜]]은 해왕성 발견의 소식을 접한 후 라셀에게 위성을 찾을 수 있을 것이라고 제안하였다. 라셀은 그렇게 하였고 8일 후 트리톤을 발견하였다. 라셀은 해왕성의 고리도 발견하였다고 전해지지만, 해왕성의 고리는 아주 희미하고 어두워서 실제로 그가 발견하였는지는 의문이다.
라셀은 그의 아마추어 망원경을 위한 반사경을 1820년에 만들기 시작했다. [[존 허셜]]은 해왕성 발견의 소식을 접한 후 라셀에게 위성을 찾아볼 것을 권유하는 편지를 썼다. 라셀은 그렇게 하였고 8일 후 트리톤을 발견하였다.<ref name="Lassell refs" /><ref name="LassellDiscovery" /> 그는 또한 해왕성의 고리를 발견했다고 주장하였다. 추후 해왕성에 실제로 고리가 있음이 판명되었으나, 고리는 매우 희미하고 어두워서 라셀이 정말로 고리를 본 것인지에 관해서는 의문점이 있다<ref name="Smithetal1984" />.


‘트리톤’이라는 이름은 그리스 바다의 신이자 포세이돈의 아들에서 따온 것이다. 이 이름은 1880년에 쓰여진 카뮤 플라마리온(Camille Flammarion)의 저서 Astronomie Populaire에 처음으로 쓰였지만 공식적으로는 이후 수십년 동안 채택되지 않았다. 해왕성의 2번째 위성 네레이드가 발견되기 전까지 트리톤은 보통 ‘해왕성의 위성’으로 불렸다. 트리톤을 발견한 라셀 본인은 위성에 이름을 붙이지 않았지만, 나중에 토성의 8번째 위성을 발견했을 때에는 이름을 제안한 적이 있다.
트리톤이라는 이름은 [[그리스 신화]]의 [[포세이돈]] 또는 로마 신화의 [[넵투누스]]의 아들이자 바다의 신인 [[트리톤 (신화)|트리톤]]에서 비롯된 것이다. 이 이름은 1880년에 쓰여진 [[카미유 플라마리옹]](Camille Flammarion)의 저서 Astronomie Populaire<ref name="Flammarion1880" />에 처음으로 쓰였지만 공식적으로는 이후 수십년 동안 채택되지 않았다.<ref name="PMoore" /> 해왕성의 2번째 위성 [[네레이드 (위성)|네레이드]]가 발견되기 전까지 트리톤은 보통 ‘해왕성의 위성’으로 불렸다. 트리톤을 발견한 라셀 본인은 위성에 이름을 붙이지 않았지만, 나중에 [[토성]]의 여덟 번째 위성인 [[하이페리온 (위성)|하이페리온]]을 발견했을 때에는 이름을 제안한 적이 있다. [천왕성]]의 세 번째와 네 번째 위성인 [[아리엘 (위성)|아리엘]]과 [[움브리엘 (위성)|움브리엘]]도 [[1851년]]에 라셀이 발견하였으나, 이들은 [[존 허셜]]에 의해 이름이 붙여졌다.<ref name="IAU-solarsysNames" />


== 관측과 탐사 ==
트리톤의 궤도 특성들은 19세기에 높은 정확도로 정의되었다. 당시에 트리톤이 역행 궤도인 것을 알아냈으며 해왕성 궤도면과 높은 각으로 기울어져있다는 것을 알아냈다. 트리톤을 처음으로 정밀하게 관측한 것은 1930년이었다. 20세기 후반에 [[보이저 2호]]가 위성에 가면서 더 많은 것이 밝혀졌다.<ref name="EncycSolSys-Triton" /> 보이저 2호가 도착하기 전까지 천문학자들은 트리톤이 액체 질소 바다와 질소와 메탄 대기를 가지며 지구의 30%정도의 밀도를 가지고 있을 것으로 추정했다. 유명한 화성의 대기 밀도 관측처럼 이것은 완벽하게 틀렸다. 화성과 마찬가지로, 초기엔 더 짙은 대기가 있었을 것으로 추정된다.<ref name="Lunine1992-massive" />

[[제러드 카이퍼]]는 [[1945년]]에 최초로 트리톤의 직경의 측정을 시도했다. 그는 3,800km 이라는 수치를 얻었다. 이후의 측정 시도들에서 값은 2,500km에서 6,000km 사이로, 달보다 약간 작거나 지구의 절반 정도 직경인 것으로 추측되었다.<ref name="Cruikshank1979-diameterreflectance" /> [[1989년]] [[8월 25일]] 보이저 2호의 접근 후 전송된 좀더 정확한 데이터에 따르면, 트리톤의 직경은 약 2,706km이다.<ref name="Stone1989-Voyager 2-Neptune" /> 1990년대에는 다른 천체와의 일식을 이용하여 트리톤의 윤곽에 관한 다양한 관측이 이루어졌으며, 이에 따라 트리톤의 특이한 표면과 대기의 존재가 밝혀졌다. 관측에 따르면 대기는 보이저 2호의 측정치보다는 좀더 짙을 것이라고 여겨진다.<ref name="Hubblesite" /> [[NASA]]의 과학자들은 지난 수십 년 간, 2010년대에 실시할 해왕성계 탐사에 대한 여러 개념들을 제시해 왔으나, 현재 해왕성계와 트리톤에 관한 어떤 계획도 제안 단계에서 더 진전되지 않았고, NASA는 현재 명백하게 [[목성]]계와 [[토성]]계에 초점을 맞추고 있다.<ref name="NASAgov-428154" />


== 궤도와 공전 ==
== 궤도와 공전 ==
트리톤은 태양계의 큰 위성들 중 유일하게 자신의 행성 주위를 역행하는 위성하다. 목성·토성·천왕성의 불규칙한 위성 중 상당수가 역행 궤도를 가지고 있지만, 그 위성들은 그들의 행성으로부터 멀리 위치하고 있고 크기도 작다. 그 중 가장 큰 [[포이베]]의 직경은 트리톤 직경의 8% 수준에 불과하다.
트리톤은 태양계의 큰 위성들 중 유일하게 자신의 행성 주위를 역행하는 위성하다. 목성·토성·천왕성 외곽의 많은 [[불규칙 위성]]들 역시 역행 궤도를 가지고, [[천왕성]] 외곽의 위성들도 그러하지만 이 위성들은 비교적 크기가 작으며 모행성으로부터의 거리가 훨씬 멀다. 이들 중 가장 큰 [[포에베 (위성)|포에베]]<ref name="nLargest" group="내용주" />는 트리톤에 비해 직경은 8%, 질량은 0.03% 밖에 되지 않는다.


트리톤의 궤도는 해왕성의 자전/공전 경사각인 30°, 해왕성의 자전/트리톤의 공전 경사각인 157°(90°가 넘으면 역행 궤도에 해당한다.) 2개 경사면과 연관되어 있다. 트리톤의 공전 궤도는 678년 (해왕성의 4.1년) 주기로 [[세차 운동]]을 하고 있고,<ref name="JPL-SSD-Neptune" /><ref name="Jacobson2009-AJ" /> 이에 따라 궤도 경사각은 127°에서 173°까지 변화한다. 현재의 궤도 경사각은 130°이다. 트리톤의 공전 궤도는 이심률이 거의 0인 완벽한 원형이다. 태양계 형성 당시부터의 조석 효과만으로는 트리톤의 궤도를 이렇게 원형으로 만들기에는 시간이 부족하다고 여겨지므로, [[순행 궤도]]를 가진 파편 디스크로부터의 항력이 주요한 역할을 했을 것으로 보인다.<ref name="JPL-SSD-Neptune" /><ref name="Jacobson2009-AJ" />
트리톤의 궤도경사는 해왕성 적도면에 대해 157°인데, 90°가 넘어가는 것은 역행 운동을 표현한 것이다. 해왕성의 적도면 자체도 해왕성의 궤도면으로부터 30° 기울어져 있어서, 트리톤의 궤도면은 해왕성 궤도면과 작게는 127°에서 크게는 173° 벌어져 있다. 트리톤은 지구년으로 678년 동안, 해왕성년으로 4.1 년 동안 천천히 해왕성을 공전한다. 트리톤의 해왕성 공전궤도는 이심률이 거의 0에 가까울 정도로 완벽한 원에 가깝다.

트리톤은 [[조석 고정]]으로 인해 해왕성을 향해 [[동주기 자전]]을 한다. 다시 말해, 언제나 해왕성을 같은 면으로 바라보고 있다. 트리톤의 적도는 해왕성의 궤도면과 거의 일치한다.<ref name="Davies1991-ControlNetwork" /> 현재 트리톤의 자전축은 해왕성의 공전면에서 약 40° 가량 떨어져 있고, 따라서 해왕성의 일년 중 태양을 공전하면서 극점이 태양에 가까워지는 시기에, 트리톤의 극지방은 태양을 바라보게 되며, 이에 따라 극지방에서 태양빛에 따른 계절의 변화가 일어나는 것이 관찰되었다.<ref name="SpaceCom-TritonSeasons" /> 자전축은 해왕성 궤도면으로부터 약 40° 기울어져 있어서, 결과적으로 트리톤이 해왕성 주위를 도는 동안 트리톤은 마치 천왕성처럼 극을 태양 쪽으로 향하는 경우가 생긴다. 해왕성이 해왕성을 공전할 때 트리톤의 극지방은 태양과 마주하게 되고 그 극은 주기적으로 바뀐다.

해왕성과의 거리는 이미 지구와 달 사이보다 가까운 데다가 역행 공전을 하고 있어서, [[조석 감속]]이 일어나고 있다. 36억 년 후에는 트리톤은 해왕성의 [[로슈 한계]] 반지름을 넘어서서 해왕성의 기조력에 의해 파괴되어 [[토성]]의 것과 같은 고리를 형성할 것으로 예측된다.<ref name="Chyba" />

== 포획 ==
[[File:Outersolarsystem objectpositions labels comp.png|thumb|250 px|트리톤이 유래했으리라고 생각되는 태양계 외곽의 [[카이퍼 벨트]] (녹색)]]

[[역행 궤도]]를 가진 위성은 모행성과 같은 지역에서 자체적으로 형성될 수 없으므로, 다른 곳에서 포획되어 온 것이다. 트리톤은 해왕성 궤도 안쪽에서부터 시작하여 태양으로부터 50 [[천문단위]] 거리까지 펼쳐져 있는 작은 천체들의 고리인 [[카이퍼 대]]에서 포획된 것으로 추정된다.<ref name="Agnor06" /> 이 지역은 대부분의 [[혜성]]의 기원으로 생각되며 [[명왕성]]을 포함한 행성체들의 고향이기도 하다. 트리톤은 명왕성보다 약간 크고, 조성은 거의 일치하므로 둘은 동일한 기원을 가졌으리라는 추측이 가능하다.<ref name="Cruikshank2004" />

포획 가설은 [[네레이드 (위성)|네레이드]]의 극단적인 이심 궤도나, 다른 목성형 행성들에 비해 유독 적은 위성 등 해왕성계의 몇 가지 특징들을 설명해준다. 트리톤은 포획 당시 이심 궤도를 그리며 다른 작은 위성들 사이를 가로지르며 중력 상호작용을 통해 궤도를 흐트러뜨렸을 것이다.<ref name="JPL-SSD-Neptune" /><ref name="Jacobson2009-AJ" /> 또한 포획 직후의 이심 궤도로 인한 조석력으로 내부가 가열되었고, 이로 인해 수십억 년 동안 액체 상태를 유지하였을 것이며, 내부 구조가 층을 이루고 있는 것이 이를 증명한다. 궤도가 원형이 됨에 따라 내부는 더이상 가열되지 않게 되었다.

지나가던 천체가 행성의 중력에 포획되기 위해서는, 행성 중력권에서 탈출하지 못할 정도로 에너지를 잃어 속력이 느려져야 한다. 트리톤의 포획과정에 대해서는 2가지 메커니즘이 제시되었다. 초기 이론은 트리톤이 해왕성 주변을 지나가던 다른 천체나, 해왕성 주변을 돌던 위성이나 초기 위성 등의 물체와 충돌하여 속력이 감소했다고 보았다.<ref name="EncycSolSys-Triton" /> 전자보다는 후자 쪽이 상대적으로 가능성이 높다. 좀더 최근의 이론에서는, 트리톤이 명왕성의 위성인 [[카론 (위성)|카론]]과 유사한 동반성과 쌍성체를 형성하고 있었고, 쌍성체가 해왕성 부근을 통과하던 도중의 상호작용으로 인해 궤도 에너지가 트리톤으로부터 그 동반성으로 전달되어 동반성은 튕겨나가고 트리톤은 해왕성에 포획되었다는 가설을 제시하였다. 이 가설은 카이퍼 벨트에서 쌍성체가 흔히 생성된다는 점에서 근거를 찾을 수 있다.<ref name="IOPorg-KuiperObjectBinaries" /><ref name="Jewitt2005" />

== 물리적 특성 ==
[[File:Masa de triton.png|thumb|250px|
트리톤의 질량과 다른 해왕성계 위성들의 질량을 비교한 그림. 다른 위성들은 전체 질량의 0.3 퍼센트 정도밖에 차지하지 못한다. 해왕성이 트리톤을 포획하면서 원래 위성을 잃어버려서 이러한 불균형이 초래되었을 수 있다.]]
[[File:Triton Earth Moon Comparison.png|thumb|right|275px|트리톤(왼쪽 아래)과 달(오른쪽 위), 그리고 지구(오른쪽)의 크기 비교.]]

트리톤은 7번째로 큰 위성이고 태양계에서 16번째로 큰 천체이며 명왕성과 [[136199 에리스|에리스]]보다도 약간 크다. 트리톤은 해왕성 궤도 중 해왕성을 제외한 모든 물질의 질량, 즉 행성의 고리와 13개의 다른 위성을 다 합친 질량의 99.5%를 차지하고 있으며<ref name="nMassTriton" group="내용주" />, 태양계의 알려진 자신보다 작은 어떤 위성보다도 무겁다<ref name="nMassOthers" group="내용주" />. 트리톤의 밀도는 2.061 g/cm<sup>3</sup>고 온도와 화학구성은 명왕성과 비슷하다.

명왕성과 비슷하게 트리톤 표면의 55%는 언 질소이고, 얼음이 15~35% 그리고 드라이아이스([[이산화탄소]])가 10~20%로 구성되어 있다. 0.1% 메탄과 0.05%의 일산화탄소도 있다. 또한 암석권에 [[암모니아 수화물]]이 존재할 수 있을 것으로 보인다.<ref name="ammonia" /> 트리톤의 밀도를 보았을때 구성의 30-45%는 얼음이고 나머지는 암석임을 시사한다. 트리톤의 표면적은 2,300만km<sup>2</sup>으로, 이는 지구 표면적의 4.5%에 해당하고 지구 육지의 15.5%에 해당한다. 트리톤은 반사도가 상당히 높아 트리톤에 도달하는 태양빛의 60~95%를 반사시키는데, 이는 오직 11%만을 반사하는 달에 비하면 큰 것이다. 트리톤의 붉은색은 메탄 얼음이 [[자외선]]에 노출되어 [[톨린]]으로 변환된 결과로 여겨진다.<ref name="EncycSolSys-Triton" /><ref name="Grundy" />

트리톤의 표면은 오랫동안 녹아있던 역사를 보여주므로, 내부는 [[지구]]처럼 고체 상태의 [[핵]]과 [[맨틀]] 및 [[지각]] 등으로 구분되어 있는 것으로 여겨진다. 태양계에서 가장 흔한 액체인 [[물]]이 맨틀을 차지하고 핵은 금속과 암석으로 구성되어 있다. 트리톤의 내부에는 맨틀 순환을 촉진하기 위한 방사성 붕괴가 일어나기에 충분한 암석이 존재한다. 이 열은 지하에 바다가 존재한다고 생각되는 [[에우로파 (위성)|에우로파]]에서처럼, 지하에서 바다를 유지하기에도 충분할 수 있다.<ref name="EncycSolSys-Triton" /><ref name="Hussman2006" /> 만약 액체 상태로 존재하는 물의 층이 존재한다면, 생명체가 존재할 가능성도 있다.<ref name="Irwin2001-Plausibility" />

== 대기 ==
트리톤은 표면 근처의 약간의 [[일산화탄소]]와 [[메탄]]을 포함한 엷은 [[질소]] 대기를 가지고 있다. 명왕성의 대기와 비슷하고 트리톤의 대기는 트리톤의 표면의 질소들이 증발에 의해 기인한 것으로 생각된다. 트리톤의 표면 온도는 표면 온도는 최소한 35.6K (-237.6°C) 로 여겨지는데, 이는 질소 얼음이 따뜻한 육각 결정 상태에 있으며, 육각-정육면체 결정 간의 상태 전이가 해당 온도에서 일어나기 때문이다.<ref name="Duxburyetal1993"/>

트리톤 대기의 질소 가스와 수증기의 압력 평형 상태에 의해 온도는 40 캘빈 이상으로 올라가지 않으며<ref name="Tryka1993-Determination"/>이 온도 범위는 명왕성의 평균 평형 온도인 44K (-229°C) 보다 낮은 것이다. 트리톤의 표면 기압은 1.4-1.9Pa (0.014–0.019mbar) 밖에 되지 않는다.<ref name="EncycSolSys-Triton"/>

트리톤 표면의 폭풍은 8km 두께의 [[대류권]]을 (기상현상이 일어나는 대기 권역) 만들어 낸다. 간헐천 분출에 의한 트리톤 표면의 줄무늬를 볼 때, 대류권의 대기는 계절풍에 의하여 마이크로미터 이하 크기의 물질들을 운반할 수 있는 것으로 여겨진다.<ref name="SmithSoderblom1989"/> 트리톤에는 [[성층권]]은 없고 대신 8km-950km 사이에 [[열권]]이 존재하며, 그 밖은 외기권, 즉 우주이다.<ref name="EncycSolSys-Triton"/> 트리톤의 상층 대기의 온도는 표면보다 높은 약 95K 정도로 이는 태양 복사열과 해왕성의 자기장에 의해 가열되기 때문이다.<ref name="nature2"/><ref name="Stevens1992-thermosphere"/> 트리톤의 대류권에는 안개가 자욱한데, 대부분 태양빛을 받은 메탄의 작용에 의한 탄화수소와 질소 유기화합물로 이루어졌으리라 생각된다. 또한 1-3km 고도는 압축된 질소 가스의 구름이 차지하고 있다.<ref name="EncycSolSys-Triton"/>

[[1997년]]에 천체들간의 식을 이용하여 트리톤 외곽을 지구에서 관측하였다. 그 결과에 따르면, 대기의 밀도는 보이저 2호의 데이터에서 추론된 것보다는 짙은 것으로 보인다.<ref name="Hubblesite"/> 또다른 관측에 의하면 [[1989년]]에서 [[1998년]] 사이에 온도가 5% 가량 상승한 것으로 나타났다.<ref name="MIT Triton"/> 이에 따르면 트리톤은 수백 년마다 찾아오는 유달리 따뜻한 여름을 맞이하고 있는 것 같다. 이러한 온난화에 대해, 트리톤 표면의 결빙 패턴이 바뀌면서 표면 반사율이 변화하며 더 많은 열을 흡수하고 있다는 이론이 있다.<ref name="Scienceagogo.com"/> 또다른 이론에서는 지질학적 작용에 의한 검붉은 물질들의 퇴적으로 인한 것이라고 주장하기도 한다. 트리톤의 산란에 의한 반사율은 태양계에서 가장 높은 수준이기 때문에, 스펙트럼 반사율의 작은 변화에도 민감하다.<ref name="Nature"/>

== 표면의 특성 ==
[[File:Triton (moon).jpg|thumb|트리톤의 칸탈루프 지대 위의 밝은 남극 극관.]]
[[File:PIA01537 modest.jpg|thumb|200px|보이저 2호가 13만 킬로미터 거리에서 촬영한 칸탈루프 지대. [[에우로파 (위성)|에우로파]]와 유사하게 표면을 가로지르는 굴곡들이 존재한다. Slidr Sulci (세로)와 Tano Sulci가 양각의 "X" 모양을 형성하고 있다.]]

트리톤의 표면에 대한 상세한 정보는 1989년 보이저 2호의 최초 방문에 의한 것이 전부이다. 트리톤 표면의 40%가 보이저에 의해 촬영되었으며, 고르지 못한 지층, 산등성이, 골짜기, 분지, 얼음 평원 및 크레이터 등이 관찰되었다. 표면은 평평한 편에 속한다. 관찰된 지형의 윤곽은 킬로미터 이상의 차이를 보이지 않는다.<ref name="EncycSolSys-Triton" /> 또한 적은 수의 크레이터들만이 존재한다. 크레이터의 밀도와 분포에 관한 최근의 분석에 따르면 지질학적 관점에서 트리톤의 표면은 매우 최근에 생성되었고, 5천만 년에서 6천만 년 정도 된 것으로 밝혀졌다.<ref name="surface age" />

=== 얼음 화산 ===

트리톤은 지질학적으로 활성화되어 있다. 표면은 젊고 크레이터도 거의 없다. 트리톤이 다양한 종류의 얼음으로 구성되어 있지만, 지하에서는 지구와 비슷한 과정으로 [[용암]] 대신 물과 암모니아를 통해 [[화산]]과 [[단층]]이 생성된다.<ref name="EncycSolSys-Triton" /> 트리톤의 전체 표면은 복잡한 계곡과 골짜기로 뒤덮여 있고, 이는 지질작용 및 얼음 화산에 의한 것일 것이다. 표면의 대부분은 내인성이다. 즉 외부 작용보다는 내부적인 지질학적 작용에 의한 것이다. 대부분은 지질작용보다는 화산 분출에 의한 것이다.<ref name="EncycSolSys-Triton" />

보이저 2호 탐사선은 몇몇 [[간헐천]]에서 질소 가스와 분출물이 표면으로부터 약 8km 높이까지 분출되는 것을 발견하였다.<ref name="voyager" /><ref name="Soderblom2" /> 이에 따라 트리톤은 [[지구]]와 [[이오 (위성|이오)]], [[엔셀라두스 (위성)|엔셀라두스]]에 이어 활동적으로 분화가 일어나는 별에 포함되었다.<ref name="Kargel1994-Cryovolcanism" /> ([[금성]], [[화성]], [[에우로파 (위성)|에우로파]], [[타이탄 (위성)|타이탄]], [[디오네 (위성)|디오네]] 등에도 활화산이 있을 수 있다.) 대표적인 것들은 [[줄루 신화]]의 물의 요정과 바다의 영혼인 [[힐리]]와 [[마힐라니]]로 명명되었다.<ref name="USGS-planetarynames-Hili-Mahilani" />

관찰된 모든 간헐천들은 남위 50도에서 57도 사이에 분포하고 있으며, 이는 트리톤의 양지에 위치하고 있는 것이다. 이는 트리톤까지 도달하는 매우 미약한 태양열도 표면에 중대한 영향을 끼친다는 것을 뜻한다. 트리톤의 표면은 어두운 물질들을 반투명한 질소 얼음의 층이 덮고 있고, 이로 인해 안정적인 온실 효과가 발생하는 것으로 생각된다. 태양 복사열은 표면의 얼음을 통과해, 지하의 질소 가스 압력으로 인해 지각 바깥으로 분출될 때까지 서서히 가열한다.<ref name="EncycSolSys-Triton" /><ref name="SmithSoderblom1989" /> 37 캘빈인 표면 온도보다 약 4 캘빈 정도만 가열되어도 관측 가능한 높이의 분출이 일어날 수 있다.<ref name="Soderblom2" /> 보통 얼음 화산이라고 부르지만, 이 질소 분출 활동은 트리톤의 더 큰 규모의 얼음 화산 분출과는 다른 것이고, 내부열에 의해서 작동하는 다른 어떤 세계의 화산 활동과도 다른 것이다. [[화성]]의 남극에서도 유사한 식으로 [[이산화탄소]]의 분출이 봄마다 일어나는 것으로 생각된다.<ref name="THEMIS" />

약 {{convert|100|e6m3}}의 질소 얼음이 승화하면서, 간헐천의 각 분출은 일년 가량 지속될 수도 있고, 분출을 탄 먼지는 순풍을 타고 150km 혹은 그 이상의 범위까지 확산되어 퇴적될 수 있다.<ref name="Soderblom2" /> 보이저가 찍은 트리톤의 남반구 사진을 보면 어두운 물질로 된 이런 식의 지형을 많이 볼 수 있다.<ref name="harv" /> [[1977년]]부터 보이저가 통과한 [[1989년]] 사이에, 트리톤은 명왕성같은 다소 붉은 색에서 좀더 창백한 색조로 바뀌었고, 이는 이 기간 동안 가벼운 질소 얼음들이 원래 표면의 붉은 물질들을 뒤덮었기 때문으로 보인다.<ref name="EncycSolSys-Triton" /> 적도에서 분출이 일어나고 이들이 극지방에 쌓임으로서 1만 년 정도의 기간을 두고 질량이 재분배되어면서 극의 이동을 일으킬 수 있다.<ref name="Rubincam2002-wander" />

=== 평원과 계곡 ===

트리톤의 남극 지역은 간헐천과 크레이터들로부터 공급된 반사율이 높은 질소 얼음과 메탄으로 덮여 있다. 북극에 대해서는 거의 알려져 있지 않은데, 보이저 2호가 통과할 당시에 북극은 밤이었기 때문이다. 그러나 북극에도 분명 극관이 존재할 것으로 보고 있다.<ref name="Duxburyetal1993" />

Cipango Planum 같은 트리톤의 동쪽 반구에서 발견된 고지대는 용암들이 분출된 구멍으로 생각되는 [[Leviathan Patera]] 같은 구덩이들로 뒤덮여 있다. 이 용암의 조성은 암모니아와 물의 혼합물일 것으로 추측되지만, 아직 알려져 있지 않다.<ref name="EncycSolSys-Triton" /> 또한 4개의 대체로 원형인 벽평원이 확인되었다. 이들은 트리톤에서 가장 평탄한 지역이며 고도의 격차가 200m 이하이다. 이들은 얼음 용암의 분출로 인해 형성되었으리라고 생각된다.<ref name="EncycSolSys-Triton" /> 동쪽 언저리에 가까운 평원들에는 황반(maculae)이라고 불리는 검은 점들이 찍혀있다. 각 황반들은 중앙의 검은 조각 주변을 흰 물질들이 둘러싸고 있는 형태이며, 대부분 20-30km 정도 직경의 유사한 크기이다. 일부는 이 황반들이 여름에 줄어드는 남극 극관의 떨어져나온 조각들이라고 추측하기도 한다.<ref name="EncycSolSys-Triton" />

트리톤의 표면에는 계곡과 골짜기가 광범위하고 복잡한 패턴으로 펼쳐져 있고, 이는 표면이 얼고 녹는 것을 반복해온 결과로 보인다.<ref name="Elliot1998-warming" /> 지각 변동도 활발하며 이로 인해 지각의 신장(extension)이나 [[수평 이동 단층]] 등이 생성된다.<ref name="linea" /> 가운데에는 골이 있는 긴 얼음 산등성이가 두 개 존재하는데, 이들은 [[에우로파 (위성)|에우로파]]의 것과 매우 닮았지만 좀 더 크고,<ref name="Prockter" /> 기원이 같을 것이라 생각된다<ref name="EncycSolSys-Triton" />. 이들은 트리톤의 궤도가 완전히 원형이 되기 전에 받은 기조력에 의한 단층의 주향 이동 마찰열에 의한 전단 변형으로 발생했을 수 있다<ref name="Prockter" />/

=== 칸탈루프 지대 ===

트리톤의 서쪽 반구는 기묘한 균열과 움푹 꺼진 지형으로 이루어져 있으며, "칸탈루프 지대"이라고 불리며 이는 칸탈루프 멜론의 형상과 비슷하여 붙여진 것이다. 크레이터는 거의 없지만 이곳은 트리톤에서 가장 오래된 지역으로 생각된다.<ref name="cantaloupe" /> <ref name="cantaloupe" /> 이 지대는 트리톤의 서쪽 대부분을 덮고 있을 것이다.<ref name="EncycSolSys-Triton" />

주로 얼음으로 이루어진 칸탈루프 지대는 트리톤에만 존재하는 것으로 알려져 있다. 이 지역에는 30-40km 직경의 움푹 꺼진 곳들이 존재하지만, 대부분 크기가 유사하고 부드러운 곡선을 그리므로 충돌 크레이터는 아닌 것으로 생각된다.<ref name="cantaloupe" /> 유력한 가설은 이들이 비중이 작은 가벼운 물질 덩어리들이 무거운 물질층 사이에서 솟아올라서 생긴 돔 모양의 구조를 이루고 있다는 것이다.<ref name="EncycSolSys-Triton" /><ref name="Diapirism" /> 다른 가설에서는 균열이나 화산 분출에 의한 홍수로 일어났다고 보기도 한다.<ref name="cantaloupe" />

=== 충돌 크레이터 ===

표면의 지질학적 활동으로 인해 크레이터들은 꾸준히 없어지고 있으므로, 트리톤 표면에서 충돌 크레이터는 매우 희귀한 편이다. 보이저 2호를 이용한 트리톤의 크레이터에 대해 조사했을 때, 명백한 충돌 크레이터는 179개밖에 없었고 이는 트리톤 표면적의 3퍼센트밖에 되지 않는 천왕성의 위성 [[미란다 (위성)|미란다]]에도 835개가 있는 것을 비교하면 매우 적은 것이다.<ref name="impact" /> 발견된 가장 큰 충돌 크레이터는 직경 27km으로, [[마좀바]](Mazomba)로 명명되었다.<ref name="impact" /><ref name="Ingersoll1990-plumes" /> 더 큰 크레이터들도 발견된 바 있지만, 이들은 충돌이 아닌 화산 분출에 의한 것으로 생각된다.<ref name="impact" />

이 크레이터들은 거의 대부분 공전방향을 바라보는 반구에서 나타나며, 경도 30°에서 70° 사이의 적도 부근에 집중되어 있으며,<ref name="impact" /> 해왕성을 공전하면서 다른 물질들을 휩쓸어버린 까닭으로 보인다.<ref name="surface age" /> 트리톤은 한쪽 면이 모행성만을 바라보는 상태로 공전하므로, 천문학자들은 트리톤의 공전방향 반구에는 충돌 흔적이 더 잦은 반면 공전 반대방향 반구에는 더 적을 것으로 내다보았다.<ref name="impact" /> 그러나 보이저 2호는 트리톤의 표면 중 40%만을 촬영하였으므로, 이는 아직 불확실하다.

== 각주 ==

=== 주석 ===

{{reflist
| group = 내용주
| refs =
<ref name="nMassTriton">
트리톤의 질량: 2.14{{e|22}} kg. 해왕성의 나머지 위성들의 총 질량: 7.53{{e|19}} kg, 또는 0.35%. 고리의 질량은 무시 가능한 수준이다.
</ref>

<ref name="nMassOthers">
다른 구형 위성들의 질량: [[티타니아 (위성)|티타니아]]—3.5{{e|21}}, [[오베론 (위성)|오베론]]-3.0{{e|21}}, [[레아 (위성)|레아]]—2.3{{e|21}}, [[이아페투스 (위성)|이아페투스]]—1.8{{e|21}}, [[카론 (위성)|카론]]—1.5{{e|21}}, [[아리엘 (위성)|아리엘]]—1.3{{e|21}}, [[움브리엘 (위성)|움브리엘]]—1.2{{e|21}}, [[디오네 (위성)|디오네]]—1.0{{e|21}}, [[테티스 (위성)|테티스]]—0.6{{e|21}}, [[엔셀라두스 (위성)|엔셀라두스]]—0.12{{e|21}}, [[미란다 (위성)|미란다]]—0.06{{e|21}}, [[프로테우스 (위성)|프로테우스]]—0.05{{e|21}}, [[미마스 (위성)|미마스]]—0.04{{e|21}}. 나머지 위성들의 총 질량은 약 0.09{{e|21}} 이다. 즉, 트리톤보다 작은 위성들의 총 질량은 약 1.65{{e|22}} 이다.
</ref>

<ref name="nLargest">
가장 큰 [[불규칙 위성]]: [[토성]]계의 [[포에베 (위성)|포에베]] (210&nbsp;km), [[천왕성]]계의 [[시코락스 (위성)|시코락스]] (150&nbsp;km) 및 [[목성]]의 [[히말리아 (위성)|히말리아]] (85&nbsp;km)
</ref>

}}

=== 참고자료 ===

{{reflist
| colwidth = 30em
| refs =

<ref name="JPL-SSD-Neptune">
{{웹 인용
| author = Jacobson, R. A.&nbsp;— AJ
| date = 2009 April 3
| title = Planetary Satellite Mean Orbital Parameters
| work = JPL satellite ephemeris
| publisher = [[JPL]] (Solar System Dynamics)
| url = http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem#neptune
| accessdate = 2011-10-26
}}
{{WebCite
| url = http://www.webcitation.org/62D2m2qE8
| date = 2011-10-05
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<ref name="Jacobson2009-AJ">
{{cite doi | 10.1088/0004-6256/137/5/4322 }}
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<ref name="EncycSolSys-Triton">
{{cite encyclopedia
| title = 태양계 백과사전 (Encyclopedia of the Solar System)
| chapter = 트리톤
| last1 = McKinnon
| first1 = William B.
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| publisher = Academic Press
| year = 2007
| editor = Lucy Ann Adams McFadden, Lucy-Ann Adams, Paul Robert Weissman, Torrence V. Johnson
| edition = 2nd
| location = Amsterdam; Boston
| isbn = 978-0-12-088589-3
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{{웹 인용
| url = http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Triton
| publisher = NASA
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| title = 해왕성: 위성: 트리톤
| archiveurl = http://www.webcitation.org/62D2mVxWX
| archivedate = 2011-10-05
| deadurl = no
}}
</ref>


<ref name="nature2">
트리톤은 해왕성을 향해 [[동주기 자전]]을 한다. 다시 말해, 트리톤은 해왕성에게 항상 같은 면만을 바라보며 공전한다. 트리톤의 적도는 해왕성의 궤도면과 거의 일치한다. 트리톤은 해왕성과의 거리가 이미 지구와 달 사이보다 가까운 데다가 역행 공전을 하고 있어서, [[조석 감속]]이 일어나고 있다. 36억년 뒤에는 [[로슈 한계]]를 맞은 트리톤이 부서져서 해왕성 주변에 토성과 같은 고리를 형성하거나 부서지지 않은 채로 해왕성의 대기에 충돌할 것으로 예상한다.<ref name="Chyba">
{{저널 인용
| title = 해왕성과 트리톤의 자외선 분광계 측정 (Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton)
| author = A L Broadfoot
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| date = December 15, 1989
| journal = Science
| volume = 246
| pages = 1459–1466
| doi = 10.1126/science.246.4936.1459
| pmid = 17756000
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| author-separator = ,
| author2 = S K Bertaux
| author3 = J E Dessler
| display-authors = 3
| last4 = Blamont
| first4 = J. E.
| last5 = Dessler
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| last6 = Donahue
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<ref name="Agnor06">
{{저널 인용
| author = Craig B Agnor, Douglas P Hamilton
| title = 쌍성체와의 조우에 의한 해왕성의 트리톤 포획 (Neptune's capture of its moon Triton in a binary–planet gravitational encounter)
| journal = Nature
| month = May
| year = 2006
| volume = 441
| issue = 7090
| pages = 192–194
| doi = 10.1038/nature04792
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| bibcode = 2006Natur.441..192A
}}
</ref>

<ref name="Prockter">
{{저널 인용
| last = Prockter
| first = L. M.
| authorlink =
| coauthors = Nimmo, F.; Pappalardo, R. T.
| title = 트리톤 등성이의 전단가열의 기원 (A shear heating origin for ridges on Triton)
| journal = [[Geophysical Research Letters]]
| volume = 32
| issue = 14| pages = L14202
| date = 2005-07-30
| url = http://www.es.ucsc.edu/~fnimmo/website/Prockter_et_al.pdf
| doi = 10.1029/2005GL022832
| accessdate = 2011-10-09
| bibcode = 2005GeoRL..3214202P
}}
</ref>

<ref name="LassellDiscovery">
{{저널 인용
| title = 해왕성의 라셀 위성들 (Lassell's Satellite of Neptune)
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| bibcode = 1847MNRAS...8....9B
| page = 8
}}
</ref>

<ref name="Lassell refs">
{{저널 인용
| title = 해왕성의 고리 및 위성의 발견 (Discovery of Supposed Ring and Satellite of Neptune)
| author = William Lassell
| authorlink = William Lassell
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{{저널 인용
| title = 해왕성의 물리적 특성 관찰 (Physical observations on Neptune)
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{{저널 인용
| title = 해왕성과 그 위성들에 대한 관측 (Observations of Neptune and his satellite)
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{{웹 인용
| author = Flammarion, Camille
| authorlink = Camille Flammarion
| title = ''Astronomie populaire'', p. 591
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| authorlink = Patrick Moore
| title = 해왕성: 보이저 이전의 역사적 개괄 (The planet Neptune: an historical survey before Voyager)
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| last1 = Davies
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<ref name="Chyba">
{{저널 인용
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| last = Chyba
| last = Chyba
27번째 줄: 377번째 줄:
| last3 = Nicholson
| last3 = Nicholson
| first3 = P. D.
| first3 = P. D.
| title = Tidal evolution in the Neptune-Triton system
| title = 해왕성-트리톤계의 조석 진화 (Tidal evolution in the Neptune-Triton system)
| journal = [[Astronomy and Astrophysics]]
| journal = [[Astronomy and Astrophysics]]
| date = July 1989
| date = 1989-07
| volume = 219
| volume = 219
| issue = 1–2
| issue = 1–2
37번째 줄: 387번째 줄:
</ref>
</ref>


<ref name="Cruikshank2004">
트리톤의 자전축은 해왕성 궤도면으로부터 약 40° 기울어져 있어서, 결과적으로 트리톤이 해왕성 주위를 도는 동안 트리톤은 마치 천왕성처럼 극을 태양 쪽으로 향하는 경우가 생긴다. 해왕성이 해왕성을 공전할 때 트리톤의 극지방은 태양과 마주하게 되고 그 극은 주기적으로 바뀐다.
{{cite journal
| first = Dale P.
| last = Cruikshank
| title = 트리톤, 명왕성, 센타우르 및 해왕성 바깥 천체들 (Triton, Pluto, Centaurs, and Trans-Neptunian Bodies)
| url = http://books.google.com/?id=MbmiTd3x1UcC&pg=PA421&dq=Triton,+Pluto,+Centaurs,+and+Trans-Neptunian+Bodies
| year = 2004
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| volume = 116
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}}
</ref>


<ref name="IOPorg-KuiperObjectBinaries">
== 포획 ==
[http://iopscience.iop.org/1538-3881/127/5/3023/fulltext EXTREME KUIPER BELT OBJECT 2001QG298 AND THE FRACTION OF CONTACT BINARIES]
역행하는 궤도의 위성은 행성이 만들어질때 태양 성운과 같은 지역에서 형성된 것이 아니기 때문에 다른 곳에서 포획되어 온 것이다. 트리톤은 해왕성 궤도의 안쪽에서 바깥쪽으로 확장해가는 작은 얼음 물체들이 있는 태양으로부터 50AU 떨어진 곳에 형성된 [[카이퍼 대]]에서 포획된 것으로 추정된다. 트리톤은 명왕성보다 약간 크고 조성이 거의 비슷하기 때문에 두 천체의 기원이 공통될 것이라는 가설이다.
{{WebCite
| url = http://www.webcitation.org/62D2pa1D5
| date = 2011-10-05
}}
</ref>


<ref name="Jewitt2005">
== 물리적 특성 ==
{{cite web
트리톤은 7번째로 큰 위성이고 태양계에서 16번째로 큰 천체이며 명왕성과 [[에리스]]보다도 약간 크다. 트리톤은 해왕성 궤도 중 해왕성을 제외한 모든 물질의 질량, 즉 행성의 고리와 13개의 다른 위성을 다 합친 질량의 99.5%를 차지하고 있다. 트리톤의 밀도는 2.061 g/[[Cubic centimetre|cm<sup>3</sup>]]고 온도와 화학구성은 명왕성과 비슷하다.
| last = Jewitt
| first = Dave
| year = 2005
| title = 카이퍼 대의 쌍성체들 (Binary Kuiper Belt Objects)
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| accessdate = 2007-06-24
| archiveurl = http://www.webcitation.org/62D2plYh4
| archivedate = 2011-10-05
| deadurl = no
}}
</ref>


<ref name="voyager">
명왕성과 비슷하게 트리톤 표면의 55%는 언 질소이고, 얼음이 15~35% 그리고 드라이 아이스가 10~20%로 구성되어 있다. 0.1% 메탄과 0.05%의 일산화탄소도 있다. 대륙권에 암모니아 이수화물이 있다면 표면에 암모니아가 있을 수도 있다. 트리톤의 밀도는 약 30~45%가 얼음이고 나머지는 암석재질이므로 추정이 가능하다. 트리톤의 표면지역은 2천3백만km<sup>2</sup>으로, 이는 지구 표면적의 4.5%에 해당하고 지구 육지의 15.5%에 해당한다. 트리톤은 반사도가 상당히 높아 트리톤에 도달하는 태양빛의 60~95%를 반사시키는데, 이는 오직 11%만을 반사하는 달에 비하면 큰 것이다. 트리톤은 적색의 색을 내는데 이는 메탄 얼음 때문인 것으로 생각된다.
{{cite web
| date = June 1, 2005
| title = Triton (Voyager)
| publisher = [[NASA]]
| url = http://voyager.jpl.nasa.gov/science/neptune_triton.html
| accessdate = 2007-12-09
| archiveurl = http://www.webcitation.org/62D2qBMev
| archivedate = 2011-10-05
| deadurl = no
}}
</ref>


<ref name="ammonia">
== 대기 ==
{{cite journal
트리톤은 희박한 질소 대기를 가지고 있고, 일산화탄소와 소량의 메탄이 표면 근처에 있다. 명왕성의 대기와 비슷하고 트리톤의 대기는 트리톤의 표면의 질소들이 증발에 의해 기인한 것으로 생각된다. 표면온도는 적어도 35.6K이다.
| author= Javier Ruiz
| title = Heat flow and depth to a possible internal ocean on Triton
| journal = Icarus
| volume = 166
| issue = 2
| pages = 436–439
| month = December
| year = 2003
| doi = 10.1016/j.icarus.2003.09.009
| bibcode = 2003Icar..166..436R
}}
</ref>


<ref name="Grundy">
트리톤의 표면에서 8km지점까지 대류권을 형성한다. 다른 대기와 다르게 트리톤은 성층권이 부족하고 대신에 8km에서 950km까지 열권이 존재하고 그 위로 외기권이 존재한다. 트리톤의 위쪽의 대기 온도는 표면보다 95±5K 높은데 이유는 태양방사선의 열을 흡수하고 해왕성의 자기장때문이다. 트리톤의 대기는 표면에서 1~3km사이에 압축된 구름을 가지고 있다.
{{cite journal
| last = Grundy
| first = W. M.
| authorlink =
| coauthors = Buie, M. W.; Spencer, J. R.
| title = 명왕성과 트리톤의 분광학적 측정: 비휘발성 고체의 광범위한 분포의 증거의 가능성 (Spectroscopy of Pluto and Triton at 3-4 Microns: Possible Evidence for Wide Distribution of Nonvolatile Solids)
| journal = [[The Astronomical Journal]]
| volume = 124
| issue = 4
| pages = 2273–2278
| date = 2002-10
| doi = 10.1086/342933
| bibcode = 2002AJ....124.2273G
}}
</ref>


<ref name="Hussman2006">
== 관측과 탐사 ==
{{cite doi
트리톤의 궤도 특성들은 19세기에 높은 정확도로 정의되었다. 당시에 트리톤이 역행궤도인 것을 알아냈으며 해왕성 궤도면과 높은 각으로 기울어져있다는 것을 알아냈다. 트리톤을 처음으로 정밀하게 관측한 것은 1930년이었다. 20세기 후반에 [[보이저 2호]]가 위성에 가면서 더 많은 것이 밝혀졌다.
| 10.1016/j.icarus.2006.06.005
}}
</ref>

<ref name="Irwin2001-Plausibility">
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| title = 외계 생명체의 가능성에 관하여 (Assessing the Plausibility of Life on Other Worlds)
| author = Louis Neal Irwin, Dirk Schulze-Makuch
| journal = Astrobiology
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| pmid = 12467118
}}
</ref>

<ref name="Duxburyetal1993">
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| bibcode = 1993Sci...261..748D
| author = N S Duxbury, R H Brown
| journal = Science
| volume = 261
| issue = 5122
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}}
</ref>

<ref name="Tryka1993-Determination">
{{cite journal
| title = 트리톤의 고체질소의 온도 및 위상 변화에 관한 분광학적 측정 (Spectroscopic Determination of the Phase Composition and Temperature of Nitrogen Ice on Triton)
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| last5 = Owen
| first5 = T. C.
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</ref>

<ref name="SmithSoderblom1989">
{{cite doi | 10.1126/science.246.4936.1422 }}
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<ref name="Stevens1992-thermosphere">
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| authorlink =
| coauthors = Strobel, D. F.; Summers, M. E.; Yelle, R. V.
| title = 트리톤 열권의 열 구조에 관하여 (On the thermal structure of Triton's thermosphere)
| journal = [[Geophysical Research Letters]]
| volume = 19
| issue = 7
| pages = 669–672
| date = 1992-04-03
| url = http://www.agu.org/pubs/crossref/1992/92GL00651.shtml
| doi = 10.1029/92GL00651
| accessdate = 2011-10-08
| bibcode = 1992GeoRL..19..669S
}}
</ref>

<ref name="Hubblesite">
{{cite journal
| url = http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1998/23/text/
| title = 허블 우주 망원경이 해왕성 최대 위성의 기온 상승에 관한 증거를 탐지하다 (Hubble Space Telescope Helps Find Evidence that Neptune's Largest Moon Is Warming Up)
| work = Hubblesite
| author = D Savage, D Weaver, D Halber
| accessdate = 2007-12-31
| date = June 24, 1998
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<ref name="MIT Triton">
{{cite web
| title = MIT 연구자들 해왕성 최대 위성의 온난화의 증거를 발견해 (MIT researcher finds evidence of global warming on Neptune's largest moon)
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| date = 1998-06-24
| publisher = [[Massachusetts Institute of Technology]]
| accessdate = 2007-12-31
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| archivedate = 2011-10-05
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}}
</ref>

<ref name="Scienceagogo.com">
{{cite journal
| title = 태양계의 위성들과 그 요약 (Solar System Satellites and Summary)
| bibcode = 2003ASPC..291...93M
| journal = Hubble's Science Legacy: Future Optical/Ultraviolet Astronomy from Space
| date = 1998-06-28
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| page = 93
| publisher = Space Telescope Science Institute
| author = Melissa MacGrath
}}
</ref>

<ref name="Nature">
{{cite journal
| title = 온난화가 트리톤의 홍조를 만들었나? (Does global warming make Triton blush?)
| url = http://www.bio.indiana.edu/~palmerlab/Journals/170.pdf
| author = Bonnie J. Buratti, Michael D Hicks, Ray L Newburn Jr.
| journal = [[Nature (journal)|Nature]]
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| coauthors = Kieffer, S. W.; Becker, T. L.; Brown, R. H.; Cook, A. F. II; Hansen, C. J.; Johnson, T. V.; Kirk, R. L.; [[Eugene Merle Shoemaker|Shoemaker, E. M.]]
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[http://planetarynames.wr.usgs.gov/index.html ''USGS Astrogeology Research Program: Gazetteer of Planetary Nomenclature''], search for "Hili" and "Mahilani"
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| title = 가스 제트 기둥이 화성의 '거미'에 대한 미스터리를 풀다 (Gas jet plumes unveil mystery of 'spiders' on Mars)
| publisher = [[Arizona State University]]
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<ref name="harv">
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| first = R. L.
| last = Kirk
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| author2 = HB Hammel
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{{cite journal
| title = 트리톤의 용모: 복잡한 구조와 스트레스 패턴 (Triton's Lineaments: Complex Morphology and Stress Patterns)
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| location = Houston, TX
| journal = Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference
| conference = Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference
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| coauthors = Jackson, M. P. A.
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| author = Ingersoll, Andrew P.; Tryka, Kimberly A.
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| title = 보이저 2호가 해왕성계에 도달하다 (The Voyager 2 Encounter with the Neptunian System)
| author = EC Stone, ED Miner
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| volume = 246
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| issue = 4936
}} And the following 12 articles pp. 1422–1501.
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<ref name="NASAgov-428154">{{cite web|url=http://www.nasa.gov/pdf/428154main_Planetary_Science.pdf |title=USA.gov: The U.S. Government's Official Web Portal |publisher=Nasa.gov |date=27 September 2013 |accessdate=10 October 2013}}</ref>


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보이저 2호가 도착하기 전까지 천문학자들은 트리톤이 액체 질소 바다와 질소와 메탄 대기를 가지며 지구의 30%정도의 밀도를 가지고 있을 것으로 추정했다. 유명한 화성의 대기 밀도 관측처럼 이것은 완벽하게 틀렸다. 화성과 마찬가지로, 초기엔 더 짙은 대기가 있을 것으로 추정된다.


== 참조 ==
<references />


{{해왕성}}
{{해왕성}}

2014년 5월 1일 (목) 02:33 판

틀:위성 정보/트리톤

트리톤(Triton 또는 Neptune I, 그리스어: Τρίτων)은 해왕성의 가장 큰 위성이고, 태양계에서 가장 차가운 천체에 속한다. 영국 천문학자 윌리엄 라셀에 의해 1846년 10월 10일에 발견되었다. 트리톤은 자신의 행성과 공전방향이 다른방향으로 도는 태양계의 위성 중에 가장 크다. 그것의 직경은 2700km이며 태양계 위성 중 7번째로 큰 위성이다. 공전궤도가 역행이라는 점과 조성이 명왕성과 비슷하다는 점 때문에 트리톤은 카이퍼 대로부터 사로잡혀온 것으로 생각된다.[1] 트리톤의 표면은 대부분이 얼려진 질소와 얼음으로 되어 있고, 얼음으로 된 맨틀, 그리고 금속과 바위로 이루어진 커다란 핵을 가지고 있다.[2] 핵은 트리톤 전체 질량의 3분의 2를 차지한다. 트리톤의 밀도는 2.061 g/cm3이고 대략 15~35%는 얼음으로 구성되어 있다.[3]

지질학적으로 활성화된 드문 위성 중 하나이기도 하며, 이에 따라 지질학적 역사가 복잡하다. 그 결과 이 위성의 표면은 상대적으로 젊고 복잡한 지질학적 역사와 신비로운 화산과 지질구조의 지형이 뒤얽힌 채 드러나 있다. 지각에는 간헐적으로 질소가 분출되는 지점이 부분적으로 드러나 있다. 대기는 희박한 질소로 구성되어 있으며, 기압은 지구의 7만 분의 1 수준이다.[4]

발견과 명명

트리톤은 해왕성이 발견된 후 17일 뒤인 1846년 10월 10일 영국의 천문학자인 윌리엄 라셀에 의해 발견되었다.

라셀은 그의 아마추어 망원경을 위한 반사경을 1820년에 만들기 시작했다. 존 허셜은 해왕성 발견의 소식을 접한 후 라셀에게 위성을 찾아볼 것을 권유하는 편지를 썼다. 라셀은 그렇게 하였고 8일 후 트리톤을 발견하였다.[5][6] 그는 또한 해왕성의 고리를 발견했다고 주장하였다. 추후 해왕성에 실제로 고리가 있음이 판명되었으나, 고리는 매우 희미하고 어두워서 라셀이 정말로 고리를 본 것인지에 관해서는 의문점이 있다[7].

트리톤이라는 이름은 그리스 신화의 포세이돈 또는 로마 신화의 넵투누스의 아들이자 바다의 신인 트리톤에서 비롯된 것이다. 이 이름은 1880년에 쓰여진 카미유 플라마리옹(Camille Flammarion)의 저서 Astronomie Populaire[8]에 처음으로 쓰였지만 공식적으로는 이후 수십년 동안 채택되지 않았다.[9] 해왕성의 2번째 위성 네레이드가 발견되기 전까지 트리톤은 보통 ‘해왕성의 위성’으로 불렸다. 트리톤을 발견한 라셀 본인은 위성에 이름을 붙이지 않았지만, 나중에 토성의 여덟 번째 위성인 하이페리온을 발견했을 때에는 이름을 제안한 적이 있다. [천왕성]]의 세 번째와 네 번째 위성인 아리엘과 움브리엘도 1851년에 라셀이 발견하였으나, 이들은 존 허셜에 의해 이름이 붙여졌다.[10]


관측과 탐사

트리톤의 궤도 특성들은 19세기에 높은 정확도로 정의되었다. 당시에 트리톤이 역행 궤도인 것을 알아냈으며 해왕성 궤도면과 높은 각으로 기울어져있다는 것을 알아냈다. 트리톤을 처음으로 정밀하게 관측한 것은 1930년이었다. 20세기 후반에 보이저 2호가 위성에 가면서 더 많은 것이 밝혀졌다.[3] 보이저 2호가 도착하기 전까지 천문학자들은 트리톤이 액체 질소 바다와 질소와 메탄 대기를 가지며 지구의 30%정도의 밀도를 가지고 있을 것으로 추정했다. 유명한 화성의 대기 밀도 관측처럼 이것은 완벽하게 틀렸다. 화성과 마찬가지로, 초기엔 더 짙은 대기가 있었을 것으로 추정된다.[11]

제러드 카이퍼는 1945년에 최초로 트리톤의 직경의 측정을 시도했다. 그는 3,800km 이라는 수치를 얻었다. 이후의 측정 시도들에서 값은 2,500km에서 6,000km 사이로, 달보다 약간 작거나 지구의 절반 정도 직경인 것으로 추측되었다.[12] 1989년 8월 25일 보이저 2호의 접근 후 전송된 좀더 정확한 데이터에 따르면, 트리톤의 직경은 약 2,706km이다.[13] 1990년대에는 다른 천체와의 일식을 이용하여 트리톤의 윤곽에 관한 다양한 관측이 이루어졌으며, 이에 따라 트리톤의 특이한 표면과 대기의 존재가 밝혀졌다. 관측에 따르면 대기는 보이저 2호의 측정치보다는 좀더 짙을 것이라고 여겨진다.[14] NASA의 과학자들은 지난 수십 년 간, 2010년대에 실시할 해왕성계 탐사에 대한 여러 개념들을 제시해 왔으나, 현재 해왕성계와 트리톤에 관한 어떤 계획도 제안 단계에서 더 진전되지 않았고, NASA는 현재 명백하게 목성계와 토성계에 초점을 맞추고 있다.[15]

궤도와 공전

트리톤은 태양계의 큰 위성들 중 유일하게 자신의 행성 주위를 역행하는 위성하다. 목성·토성·천왕성 외곽의 많은 불규칙 위성들 역시 역행 궤도를 가지고, 천왕성 외곽의 위성들도 그러하지만 이 위성들은 비교적 크기가 작으며 모행성으로부터의 거리가 훨씬 멀다. 이들 중 가장 큰 포에베[내용주 1]는 트리톤에 비해 직경은 8%, 질량은 0.03% 밖에 되지 않는다.

트리톤의 궤도는 해왕성의 자전/공전 경사각인 30°, 해왕성의 자전/트리톤의 공전 경사각인 157°(90°가 넘으면 역행 궤도에 해당한다.) 2개 경사면과 연관되어 있다. 트리톤의 공전 궤도는 678년 (해왕성의 4.1년) 주기로 세차 운동을 하고 있고,[16][17] 이에 따라 궤도 경사각은 127°에서 173°까지 변화한다. 현재의 궤도 경사각은 130°이다. 트리톤의 공전 궤도는 이심률이 거의 0인 완벽한 원형이다. 태양계 형성 당시부터의 조석 효과만으로는 트리톤의 궤도를 이렇게 원형으로 만들기에는 시간이 부족하다고 여겨지므로, 순행 궤도를 가진 파편 디스크로부터의 항력이 주요한 역할을 했을 것으로 보인다.[16][17]

트리톤은 조석 고정으로 인해 해왕성을 향해 동주기 자전을 한다. 다시 말해, 언제나 해왕성을 같은 면으로 바라보고 있다. 트리톤의 적도는 해왕성의 궤도면과 거의 일치한다.[18] 현재 트리톤의 자전축은 해왕성의 공전면에서 약 40° 가량 떨어져 있고, 따라서 해왕성의 일년 중 태양을 공전하면서 극점이 태양에 가까워지는 시기에, 트리톤의 극지방은 태양을 바라보게 되며, 이에 따라 극지방에서 태양빛에 따른 계절의 변화가 일어나는 것이 관찰되었다.[19] 자전축은 해왕성 궤도면으로부터 약 40° 기울어져 있어서, 결과적으로 트리톤이 해왕성 주위를 도는 동안 트리톤은 마치 천왕성처럼 극을 태양 쪽으로 향하는 경우가 생긴다. 해왕성이 해왕성을 공전할 때 트리톤의 극지방은 태양과 마주하게 되고 그 극은 주기적으로 바뀐다.

해왕성과의 거리는 이미 지구와 달 사이보다 가까운 데다가 역행 공전을 하고 있어서, 조석 감속이 일어나고 있다. 36억 년 후에는 트리톤은 해왕성의 로슈 한계 반지름을 넘어서서 해왕성의 기조력에 의해 파괴되어 토성의 것과 같은 고리를 형성할 것으로 예측된다.[20]

포획

트리톤이 유래했으리라고 생각되는 태양계 외곽의 카이퍼 벨트 (녹색)

역행 궤도를 가진 위성은 모행성과 같은 지역에서 자체적으로 형성될 수 없으므로, 다른 곳에서 포획되어 온 것이다. 트리톤은 해왕성 궤도 안쪽에서부터 시작하여 태양으로부터 50 천문단위 거리까지 펼쳐져 있는 작은 천체들의 고리인 카이퍼 대에서 포획된 것으로 추정된다.[1] 이 지역은 대부분의 혜성의 기원으로 생각되며 명왕성을 포함한 행성체들의 고향이기도 하다. 트리톤은 명왕성보다 약간 크고, 조성은 거의 일치하므로 둘은 동일한 기원을 가졌으리라는 추측이 가능하다.[21]

포획 가설은 네레이드의 극단적인 이심 궤도나, 다른 목성형 행성들에 비해 유독 적은 위성 등 해왕성계의 몇 가지 특징들을 설명해준다. 트리톤은 포획 당시 이심 궤도를 그리며 다른 작은 위성들 사이를 가로지르며 중력 상호작용을 통해 궤도를 흐트러뜨렸을 것이다.[16][17] 또한 포획 직후의 이심 궤도로 인한 조석력으로 내부가 가열되었고, 이로 인해 수십억 년 동안 액체 상태를 유지하였을 것이며, 내부 구조가 층을 이루고 있는 것이 이를 증명한다. 궤도가 원형이 됨에 따라 내부는 더이상 가열되지 않게 되었다.

지나가던 천체가 행성의 중력에 포획되기 위해서는, 행성 중력권에서 탈출하지 못할 정도로 에너지를 잃어 속력이 느려져야 한다. 트리톤의 포획과정에 대해서는 2가지 메커니즘이 제시되었다. 초기 이론은 트리톤이 해왕성 주변을 지나가던 다른 천체나, 해왕성 주변을 돌던 위성이나 초기 위성 등의 물체와 충돌하여 속력이 감소했다고 보았다.[3] 전자보다는 후자 쪽이 상대적으로 가능성이 높다. 좀더 최근의 이론에서는, 트리톤이 명왕성의 위성인 카론과 유사한 동반성과 쌍성체를 형성하고 있었고, 쌍성체가 해왕성 부근을 통과하던 도중의 상호작용으로 인해 궤도 에너지가 트리톤으로부터 그 동반성으로 전달되어 동반성은 튕겨나가고 트리톤은 해왕성에 포획되었다는 가설을 제시하였다. 이 가설은 카이퍼 벨트에서 쌍성체가 흔히 생성된다는 점에서 근거를 찾을 수 있다.[22][23]

물리적 특성

트리톤의 질량과 다른 해왕성계 위성들의 질량을 비교한 그림. 다른 위성들은 전체 질량의 0.3 퍼센트 정도밖에 차지하지 못한다. 해왕성이 트리톤을 포획하면서 원래 위성을 잃어버려서 이러한 불균형이 초래되었을 수 있다.
트리톤(왼쪽 아래)과 달(오른쪽 위), 그리고 지구(오른쪽)의 크기 비교.

트리톤은 7번째로 큰 위성이고 태양계에서 16번째로 큰 천체이며 명왕성과 에리스보다도 약간 크다. 트리톤은 해왕성 궤도 중 해왕성을 제외한 모든 물질의 질량, 즉 행성의 고리와 13개의 다른 위성을 다 합친 질량의 99.5%를 차지하고 있으며[내용주 2], 태양계의 알려진 자신보다 작은 어떤 위성보다도 무겁다[내용주 3]. 트리톤의 밀도는 2.061 g/cm3고 온도와 화학구성은 명왕성과 비슷하다.

명왕성과 비슷하게 트리톤 표면의 55%는 언 질소이고, 얼음이 15~35% 그리고 드라이아이스(이산화탄소)가 10~20%로 구성되어 있다. 0.1% 메탄과 0.05%의 일산화탄소도 있다. 또한 암석권에 암모니아 수화물이 존재할 수 있을 것으로 보인다.[24] 트리톤의 밀도를 보았을때 구성의 30-45%는 얼음이고 나머지는 암석임을 시사한다. 트리톤의 표면적은 2,300만km2으로, 이는 지구 표면적의 4.5%에 해당하고 지구 육지의 15.5%에 해당한다. 트리톤은 반사도가 상당히 높아 트리톤에 도달하는 태양빛의 60~95%를 반사시키는데, 이는 오직 11%만을 반사하는 달에 비하면 큰 것이다. 트리톤의 붉은색은 메탄 얼음이 자외선에 노출되어 톨린으로 변환된 결과로 여겨진다.[3][25]

트리톤의 표면은 오랫동안 녹아있던 역사를 보여주므로, 내부는 지구처럼 고체 상태의 핵과 맨틀 및 지각 등으로 구분되어 있는 것으로 여겨진다. 태양계에서 가장 흔한 액체인 물이 맨틀을 차지하고 핵은 금속과 암석으로 구성되어 있다. 트리톤의 내부에는 맨틀 순환을 촉진하기 위한 방사성 붕괴가 일어나기에 충분한 암석이 존재한다. 이 열은 지하에 바다가 존재한다고 생각되는 에우로파에서처럼, 지하에서 바다를 유지하기에도 충분할 수 있다.[3][26] 만약 액체 상태로 존재하는 물의 층이 존재한다면, 생명체가 존재할 가능성도 있다.[27]

대기

트리톤은 표면 근처의 약간의 일산화탄소와 메탄을 포함한 엷은 질소 대기를 가지고 있다. 명왕성의 대기와 비슷하고 트리톤의 대기는 트리톤의 표면의 질소들이 증발에 의해 기인한 것으로 생각된다. 트리톤의 표면 온도는 표면 온도는 최소한 35.6K (-237.6°C) 로 여겨지는데, 이는 질소 얼음이 따뜻한 육각 결정 상태에 있으며, 육각-정육면체 결정 간의 상태 전이가 해당 온도에서 일어나기 때문이다.[28]

트리톤 대기의 질소 가스와 수증기의 압력 평형 상태에 의해 온도는 40 캘빈 이상으로 올라가지 않으며[29]이 온도 범위는 명왕성의 평균 평형 온도인 44K (-229°C) 보다 낮은 것이다. 트리톤의 표면 기압은 1.4-1.9Pa (0.014–0.019mbar) 밖에 되지 않는다.[3]

트리톤 표면의 폭풍은 8km 두께의 대류권을 (기상현상이 일어나는 대기 권역) 만들어 낸다. 간헐천 분출에 의한 트리톤 표면의 줄무늬를 볼 때, 대류권의 대기는 계절풍에 의하여 마이크로미터 이하 크기의 물질들을 운반할 수 있는 것으로 여겨진다.[30] 트리톤에는 성층권은 없고 대신 8km-950km 사이에 열권이 존재하며, 그 밖은 외기권, 즉 우주이다.[3] 트리톤의 상층 대기의 온도는 표면보다 높은 약 95K 정도로 이는 태양 복사열과 해왕성의 자기장에 의해 가열되기 때문이다.[31][32] 트리톤의 대류권에는 안개가 자욱한데, 대부분 태양빛을 받은 메탄의 작용에 의한 탄화수소와 질소 유기화합물로 이루어졌으리라 생각된다. 또한 1-3km 고도는 압축된 질소 가스의 구름이 차지하고 있다.[3]

1997년에 천체들간의 식을 이용하여 트리톤 외곽을 지구에서 관측하였다. 그 결과에 따르면, 대기의 밀도는 보이저 2호의 데이터에서 추론된 것보다는 짙은 것으로 보인다.[14] 또다른 관측에 의하면 1989년에서 1998년 사이에 온도가 5% 가량 상승한 것으로 나타났다.[33] 이에 따르면 트리톤은 수백 년마다 찾아오는 유달리 따뜻한 여름을 맞이하고 있는 것 같다. 이러한 온난화에 대해, 트리톤 표면의 결빙 패턴이 바뀌면서 표면 반사율이 변화하며 더 많은 열을 흡수하고 있다는 이론이 있다.[34] 또다른 이론에서는 지질학적 작용에 의한 검붉은 물질들의 퇴적으로 인한 것이라고 주장하기도 한다. 트리톤의 산란에 의한 반사율은 태양계에서 가장 높은 수준이기 때문에, 스펙트럼 반사율의 작은 변화에도 민감하다.[35]

표면의 특성

트리톤의 칸탈루프 지대 위의 밝은 남극 극관.
보이저 2호가 13만 킬로미터 거리에서 촬영한 칸탈루프 지대. 에우로파와 유사하게 표면을 가로지르는 굴곡들이 존재한다. Slidr Sulci (세로)와 Tano Sulci가 양각의 "X" 모양을 형성하고 있다.

트리톤의 표면에 대한 상세한 정보는 1989년 보이저 2호의 최초 방문에 의한 것이 전부이다. 트리톤 표면의 40%가 보이저에 의해 촬영되었으며, 고르지 못한 지층, 산등성이, 골짜기, 분지, 얼음 평원 및 크레이터 등이 관찰되었다. 표면은 평평한 편에 속한다. 관찰된 지형의 윤곽은 킬로미터 이상의 차이를 보이지 않는다.[3] 또한 적은 수의 크레이터들만이 존재한다. 크레이터의 밀도와 분포에 관한 최근의 분석에 따르면 지질학적 관점에서 트리톤의 표면은 매우 최근에 생성되었고, 5천만 년에서 6천만 년 정도 된 것으로 밝혀졌다.[36]

얼음 화산

트리톤은 지질학적으로 활성화되어 있다. 표면은 젊고 크레이터도 거의 없다. 트리톤이 다양한 종류의 얼음으로 구성되어 있지만, 지하에서는 지구와 비슷한 과정으로 용암 대신 물과 암모니아를 통해 화산과 단층이 생성된다.[3] 트리톤의 전체 표면은 복잡한 계곡과 골짜기로 뒤덮여 있고, 이는 지질작용 및 얼음 화산에 의한 것일 것이다. 표면의 대부분은 내인성이다. 즉 외부 작용보다는 내부적인 지질학적 작용에 의한 것이다. 대부분은 지질작용보다는 화산 분출에 의한 것이다.[3]

보이저 2호 탐사선은 몇몇 간헐천에서 질소 가스와 분출물이 표면으로부터 약 8km 높이까지 분출되는 것을 발견하였다.[37][38] 이에 따라 트리톤은 지구와 이오), 엔셀라두스에 이어 활동적으로 분화가 일어나는 별에 포함되었다.[39] (금성, 화성, 에우로파, 타이탄, 디오네 등에도 활화산이 있을 수 있다.) 대표적인 것들은 줄루 신화의 물의 요정과 바다의 영혼인 힐리와 마힐라니로 명명되었다.[40]

관찰된 모든 간헐천들은 남위 50도에서 57도 사이에 분포하고 있으며, 이는 트리톤의 양지에 위치하고 있는 것이다. 이는 트리톤까지 도달하는 매우 미약한 태양열도 표면에 중대한 영향을 끼친다는 것을 뜻한다. 트리톤의 표면은 어두운 물질들을 반투명한 질소 얼음의 층이 덮고 있고, 이로 인해 안정적인 온실 효과가 발생하는 것으로 생각된다. 태양 복사열은 표면의 얼음을 통과해, 지하의 질소 가스 압력으로 인해 지각 바깥으로 분출될 때까지 서서히 가열한다.[3][30] 37 캘빈인 표면 온도보다 약 4 캘빈 정도만 가열되어도 관측 가능한 높이의 분출이 일어날 수 있다.[38] 보통 얼음 화산이라고 부르지만, 이 질소 분출 활동은 트리톤의 더 큰 규모의 얼음 화산 분출과는 다른 것이고, 내부열에 의해서 작동하는 다른 어떤 세계의 화산 활동과도 다른 것이다. 화성의 남극에서도 유사한 식으로 이산화탄소의 분출이 봄마다 일어나는 것으로 생각된다.[41]

약 100백만 세제곱미터 (3.5×10^9 cu ft)의 질소 얼음이 승화하면서, 간헐천의 각 분출은 일년 가량 지속될 수도 있고, 분출을 탄 먼지는 순풍을 타고 150km 혹은 그 이상의 범위까지 확산되어 퇴적될 수 있다.[38] 보이저가 찍은 트리톤의 남반구 사진을 보면 어두운 물질로 된 이런 식의 지형을 많이 볼 수 있다.[42] 1977년부터 보이저가 통과한 1989년 사이에, 트리톤은 명왕성같은 다소 붉은 색에서 좀더 창백한 색조로 바뀌었고, 이는 이 기간 동안 가벼운 질소 얼음들이 원래 표면의 붉은 물질들을 뒤덮었기 때문으로 보인다.[3] 적도에서 분출이 일어나고 이들이 극지방에 쌓임으로서 1만 년 정도의 기간을 두고 질량이 재분배되어면서 극의 이동을 일으킬 수 있다.[43]

평원과 계곡

트리톤의 남극 지역은 간헐천과 크레이터들로부터 공급된 반사율이 높은 질소 얼음과 메탄으로 덮여 있다. 북극에 대해서는 거의 알려져 있지 않은데, 보이저 2호가 통과할 당시에 북극은 밤이었기 때문이다. 그러나 북극에도 분명 극관이 존재할 것으로 보고 있다.[28]

Cipango Planum 같은 트리톤의 동쪽 반구에서 발견된 고지대는 용암들이 분출된 구멍으로 생각되는 Leviathan Patera 같은 구덩이들로 뒤덮여 있다. 이 용암의 조성은 암모니아와 물의 혼합물일 것으로 추측되지만, 아직 알려져 있지 않다.[3] 또한 4개의 대체로 원형인 벽평원이 확인되었다. 이들은 트리톤에서 가장 평탄한 지역이며 고도의 격차가 200m 이하이다. 이들은 얼음 용암의 분출로 인해 형성되었으리라고 생각된다.[3] 동쪽 언저리에 가까운 평원들에는 황반(maculae)이라고 불리는 검은 점들이 찍혀있다. 각 황반들은 중앙의 검은 조각 주변을 흰 물질들이 둘러싸고 있는 형태이며, 대부분 20-30km 정도 직경의 유사한 크기이다. 일부는 이 황반들이 여름에 줄어드는 남극 극관의 떨어져나온 조각들이라고 추측하기도 한다.[3]

트리톤의 표면에는 계곡과 골짜기가 광범위하고 복잡한 패턴으로 펼쳐져 있고, 이는 표면이 얼고 녹는 것을 반복해온 결과로 보인다.[44] 지각 변동도 활발하며 이로 인해 지각의 신장(extension)이나 수평 이동 단층 등이 생성된다.[45] 가운데에는 골이 있는 긴 얼음 산등성이가 두 개 존재하는데, 이들은 에우로파의 것과 매우 닮았지만 좀 더 크고,[46] 기원이 같을 것이라 생각된다[3]. 이들은 트리톤의 궤도가 완전히 원형이 되기 전에 받은 기조력에 의한 단층의 주향 이동 마찰열에 의한 전단 변형으로 발생했을 수 있다[46]/

칸탈루프 지대

트리톤의 서쪽 반구는 기묘한 균열과 움푹 꺼진 지형으로 이루어져 있으며, "칸탈루프 지대"이라고 불리며 이는 칸탈루프 멜론의 형상과 비슷하여 붙여진 것이다. 크레이터는 거의 없지만 이곳은 트리톤에서 가장 오래된 지역으로 생각된다.[47] [47] 이 지대는 트리톤의 서쪽 대부분을 덮고 있을 것이다.[3]

주로 얼음으로 이루어진 칸탈루프 지대는 트리톤에만 존재하는 것으로 알려져 있다. 이 지역에는 30-40km 직경의 움푹 꺼진 곳들이 존재하지만, 대부분 크기가 유사하고 부드러운 곡선을 그리므로 충돌 크레이터는 아닌 것으로 생각된다.[47] 유력한 가설은 이들이 비중이 작은 가벼운 물질 덩어리들이 무거운 물질층 사이에서 솟아올라서 생긴 돔 모양의 구조를 이루고 있다는 것이다.[3][48] 다른 가설에서는 균열이나 화산 분출에 의한 홍수로 일어났다고 보기도 한다.[47]

충돌 크레이터

표면의 지질학적 활동으로 인해 크레이터들은 꾸준히 없어지고 있으므로, 트리톤 표면에서 충돌 크레이터는 매우 희귀한 편이다. 보이저 2호를 이용한 트리톤의 크레이터에 대해 조사했을 때, 명백한 충돌 크레이터는 179개밖에 없었고 이는 트리톤 표면적의 3퍼센트밖에 되지 않는 천왕성의 위성 미란다에도 835개가 있는 것을 비교하면 매우 적은 것이다.[49] 발견된 가장 큰 충돌 크레이터는 직경 27km으로, 마좀바(Mazomba)로 명명되었다.[49][50] 더 큰 크레이터들도 발견된 바 있지만, 이들은 충돌이 아닌 화산 분출에 의한 것으로 생각된다.[49]

이 크레이터들은 거의 대부분 공전방향을 바라보는 반구에서 나타나며, 경도 30°에서 70° 사이의 적도 부근에 집중되어 있으며,[49] 해왕성을 공전하면서 다른 물질들을 휩쓸어버린 까닭으로 보인다.[36] 트리톤은 한쪽 면이 모행성만을 바라보는 상태로 공전하므로, 천문학자들은 트리톤의 공전방향 반구에는 충돌 흔적이 더 잦은 반면 공전 반대방향 반구에는 더 적을 것으로 내다보았다.[49] 그러나 보이저 2호는 트리톤의 표면 중 40%만을 촬영하였으므로, 이는 아직 불확실하다.

각주

주석

  1. ↑ 가장 큰 불규칙 위성: 토성계의 포에베 (210 km), 천왕성계의 시코락스 (150 km) 및 목성의 히말리아 (85 km)
  2. ↑ 트리톤의 질량: 2.14×10^22 kg. 해왕성의 나머지 위성들의 총 질량: 7.53×10^19 kg, 또는 0.35%. 고리의 질량은 무시 가능한 수준이다.
  3. ↑ 다른 구형 위성들의 질량: 티타니아—3.5×10^21, 오베론-3.0×10^21, 레아—2.3×10^21, 이아페투스—1.8×10^21, 카론—1.5×10^21, 아리엘—1.3×10^21, 움브리엘—1.2×10^21, 디오네—1.0×10^21, 테티스—0.6×10^21, 엔셀라두스—0.12×10^21, 미란다—0.06×10^21, 프로테우스—0.05×10^21, 미마스—0.04×10^21. 나머지 위성들의 총 질량은 약 0.09×10^21 이다. 즉, 트리톤보다 작은 위성들의 총 질량은 약 1.65×10^22 이다.

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