불규칙달

천문학에서 불규칙한 달, 불규칙한 위성 또는 불규칙한 자연 위성은 멀리, 기울어져 있으며 종종 고도의 타원형 및 역행 궤도를 따르는 자연 위성입니다. 이들은 주변의 궤도에서 형성된 일반 위성과 달리 모행성에 의해 포착되었습니다. 불규칙 위성은 종종 비슷한 불규칙한 궤도를 가지지만 결국에는 떠날 임시 위성과 달리 안정적인 궤도를 가지고 있습니다. 예를 들어 트리톤은 둥근 달이지만 궤도와 기원 때문에 불규칙한 것으로 간주됩니다.

2024년^[update] 2월 현재 외계 행성 4개(목성, 토성, 천왕성, 해왕성)를 모두 도는 불규칙 위성은 228개로 알려져 있습니다. 각각의 행성 중 가장 큰 것은 목성의 히말리아, 토성의 피비, 천왕성의 시코락스, 해왕성의 트리톤입니다. 트리톤은 불규칙한 달이기에 다소 특이합니다. 만약 트리톤을 제외한다면, 네레이드는 해왕성 주변에서 가장 큰 불규칙한 달입니다. 현재 이 불규칙 위성들은 태양계 역사 초기에 근처 행성에 의해 포착되기 전에 한때 태양 주위를 도는 독립적인 물체였다고 생각됩니다. 그들이 카이퍼 벨트에서 더 멀리 떨어진 곳에서 기원했다는 대안적인 이론은 현재 관측에 의해 뒷받침되지 않습니다.^{[citation needed]}

정의.

행성	언덕반경 rH (10km6)[1]	rH(°)[1]	번호알림	가장 멀리서 알려진 위성(10km6)
주피터	51	4.7	87	24.2(0.47rH)
토성	69	3.0	122	26.4(0.38rH)
천왕성	73	1.5	10	20.4(0.28rH)
해왕성	116	1.5	9 (트리톤 포함)	50.6(0.44rH)

불규칙 위성에 대해 널리 받아들여지는 정확한 정의는 없습니다. 비공식적으로 위성은 행성에서 충분히 멀리 떨어져 있어서 궤도면의 세차운동이 주로 태양이나 다른 행성, 또는 다른 위성에 의해 제어되는 경우 불규칙한 것으로 간주됩니다.^[2]

실제로 위성의 반장축은 행성의 힐 구(즉, 중력의 영향을 받는 구)의 반지름인 ${\displaystyle {rH}_{}}$ ${\$와 비교됩니다$.$ 불규칙 위성의 반장축은 0.05 ${\displaystyle {rH}_{}}$ ${\$H}보다 큽니다.$H}},$ 0.${\displaystyle {65rH}_{}}$ ${\$까지 연장되는 비누가 있습니다$$$.$^[1] 힐 구의 반지름은 인접한 표에 나와 있습니다. 천왕성과 해왕성은 태양으로부터 멀리 떨어져 있기 때문에 질량이 덜함에도 불구하고 목성과 토성보다 힐 구 반지름이 더 큽니다. 그러나 알려진 불규칙 위성 중 반장축이 0.${\displaystyle {47rH}_{}}$ ${\$을 초과하는 것은 없습니다$.$^[3]

지구의 달은 예외인 것 같습니다: 달의 세차운동이 주로 태양에^{[citation needed]} 의해 제어되고 반장축이 지구 힐 구의 반지름의 0.05보다 크더라도 보통 불규칙 위성으로 등재되지 않습니다. 반면 포착된 물체일 가능성이 높은 해왕성의 트리톤은 해왕성 힐 구의 반지름 0.05 이내에 있음에도 불구하고 보통 불규칙한 것으로 나열되어 있어 트리톤의 세차운동은 태양 대신 해왕성의 편평성에 의해 주로 제어됩니다.^[3] 해왕성의 네리드와 토성의 이아페투스는 모행성 힐 구의 반지름 0.05에 가까운 반장축을 가지고 있습니다. 네레이드는 궤도가 매우 편심하여 불규칙한 것으로 분류되지만, 이아페투스는 그렇지 않습니다.

궤도

당기분포

알려진 불규칙 위성의 궤도는 매우 다양하지만 일정한 패턴이 있습니다. 역행 궤도는 진행 궤도보다 훨씬 더 흔합니다(83%). 궤도 경사도가 60°보다 높은 위성(또는 역행 위성의 경우 130°보다 작은 위성)은 알려져 있지 않으며, 네레이드를 제외하고는 경사도가 26°보다 작은 불규칙한 위성은 없으며, 170°보다 큰 경사도는 토성계에서만 발견됩니다. 또한, 하나의 큰 위성이 몇 개의 작은 위성과 비슷한 궤도를 공유하는 일부 그룹을 식별할 수 있습니다.^[3]

행성과의 거리를 고려할 때, 외부 위성의 궤도는 태양에 의해 매우 교란되고 궤도 요소는 짧은 간격에 걸쳐 크게 변합니다. 예를 들어 파시파의 반장축은 2년(단일궤도)에 1.5Gm, 10° 전후의 경사, 24년(목성 공전주기의 2배)에 이심률이 0.4만큼 변합니다.^[4] 따라서 평균 궤도 요소는 주어진 날짜에 진동하는 요소가 아니라 그룹을 식별하는 데 사용됩니다. (비슷하게 적절한 궤도 요소는 소행성의 가족을 결정하는 데 사용됩니다.)

기원.

태양 중심 궤도에서 불규칙 위성이 포착되었습니다. (실제로, 목성과 해왕성의 불규칙 위성들과 회색 카이퍼 벨트 천체들의 기원은 비슷한 것으로 보입니다.)^[5] 이 문제가 발생하려면 적어도 세 가지 중 하나가 발생해야 합니다.

• 에너지 소산(예: 원시 가스 구름과의 상호 작용)
• 짧은 기간(수천년)내에 지구의 힐권을 크게(40%) 확장한 것.
• 삼체 상호 작용에서의 에너지의 이동 여기에는 다음이 포함될 수 있습니다.
  • 들어오는 물체와 위성의 충돌(또는 근접 조우)로 인해 들어오는 물체가 에너지를 잃고 포획됩니다.
  • 다가오는 쌍성 물체와 행성(또는 현존하는 달일 수도 있음) 사이의 근접 조우로 인해 쌍성의 한 구성 요소가 포획됩니다. 그러한 경로는 트리톤의 가능성이 가장 높은 것으로 제시되었습니다.^[6]

포착된 후, 위성들 중 일부는 분해되어 유사한 궤도를 따라 더 작은 위성들의 무리로 이어질 수 있습니다. 공명은 궤도를 더욱 수정하여 이러한 그룹화를 덜 인지할 수 있게 할 수 있습니다.

장기안정성

불규칙 위성의 현재 궤도는 아포센터 근처의 상당한 섭동에도 불구하고 안정적입니다.^[7] 다수의 변칙에서 이러한 안정성의 원인은 이들이 세속적이거나 코자이 공명을 가지고 공전하기 때문입니다.^[8]

또한 시뮬레이션은 다음과 같은 결론을 나타냅니다.

• 기울기가 50°에서 130° 사이인 궤도는 매우 불안정합니다. 이심률이 빠르게 증가하여 위성이 손실됩니다^[4].
• 역행 궤도는 역행 궤도보다 더 안정적입니다(안정적인 역행 궤도는 행성에서 더 멀리 떨어진 곳에서 찾을 수 있습니다).

편심률이 증가하면 주변점이 작아지고 주변점이 커집니다. 위성들은 일반적인 (더 큰) 위성의 영역으로 들어가 충돌과 근접 조우를 통해 사라지거나 사출됩니다. 또는 태양의 섭동이 증가하면서 태양의 섭동이 증가하여 힐 구 너머로 밀려납니다.

역행 위성은 진행 위성보다 지구에서 더 멀리 떨어진 곳에서 찾을 수 있습니다. 상세한 수치 적분을 통해 이러한 비대칭성이 나타났습니다. 한계는 기울기와 이심률의 복잡한 함수이지만, 일반적으로 준장축이 최대 0.47r_H(힐 구 반경)인 진행 궤도는 안정적일 수 있는 반면, 역행 궤도의 경우 안정성이 최대 0.67r까지_H 확장될 수 있습니다.

반장축의 경계는 프로그레이드 위성의 경우 놀라울 정도로 날카롭습니다. 프로그레이드, 원형 궤도 위의 위성(경사=0°) 0.5 r에_H 위치하면 40 년 안에 목성을 떠날 것입니다. 그 효과는 소위 evitation resonance로 설명될 수 있습니다. 달에 대한 지구의 지배력이 가장 약한 위성의 외각은 태양의 위치와 공명하게 됩니다. 섭동의 효과는 위성을 더 바깥쪽으로 밀어내는 각 통로에 축적됩니다.^[7]

진행 위성과 역행 위성 사이의 비대칭성은 행성과 함께 회전하는 프레임의 코리올리 가속도로 매우 직관적으로 설명할 수 있습니다. 진행 위성의 경우 가속도가 바깥쪽을 가리키고 역행의 경우 안쪽을 가리키며 위성을 안정화합니다.^[9]

임시 캡처

태양 중심 궤도에서 소행성을 포착하는 것이 항상 영구적인 것은 아닙니다. 시뮬레이션에 따르면, 임시 위성은 일반적인 현상이어야 합니다.^[10][11] 관측된 유일한 사례는 2006년 RH120과 2020년 CD3로 각각 2006년과 2020년에 발견된 지구의 임시 위성입니다.^[12][13][14]

신체적 특성

크기

주어진 크기의 물체들은 지구와의 거리가 멀수록 더 보기 어렵기 때문에, 알려진 천왕성과 해왕성의 불규칙 위성들은 목성과 토성의 위성들보다 더 큽니다; 아마도 더 작은 것들이 존재하지만 아직 관측되지 않았습니다. 이러한 관측 편향을 염두에 두고 불규칙 위성의 크기 분포는 네 개의 거대 행성 모두에서 유사한 것으로 보입니다.

소행성과 유사한 많은 집단의 크기 분포를 거듭제곱 법칙이라고 표현할 수 있는데, 큰 것보다 작은 것이 훨씬 많고, 크기가 작을수록 더 많은 수의 물체가 존재합니다. 지름이 특정 $크기$보다 작은 $개체{\displaystyle }$ 수 N $displaystyle$ N$\,\!}$을(를$)$ 표현하는 수학적 관계는 다음과 같이 근사화됩니다.

${\displaystyle \frac{\mathrm{기울기}}{}}$를 정의하는 q와 함께$$ ${\displaystyle \frac{\mathrm{ndD}}{}}$~ ${\displaystyle {}^{}}$- ${\displaystyle q^{}}$ ${\$ D$^{-q}}.$

q의 값은 관찰을 통해 결정됩니다.

불규칙 위성의 경우 10~100km 크기에서는 얕은 거듭제곱 법칙(q ≃ 2)이 관찰되지만, 10km 미만의 물체에서는 더 가파른 법칙(q ≃ 3.5)이 관찰됩니다. 2010년 캐나다-프랑스-하와이 망원경이 촬영한 이미지를 분석한 결과, 목성의 소형 역행 위성군에 대한 멱법칙은 ≈ 400m까지 q ≃ 2.5로 비교적 얕다는 것을 알 수 있습니다. 따라서 목성은 지름이 400 m 이상인 600+600-300개의
위성을 가지고 있어야 한다고 추정할 수 있습니다.^[15]

비교를 위해 대형 카이퍼 벨트 물체의 분포는 훨씬 더 가파릅니다(q ≈ 4). 즉, 1000km의 모든 물체에 대해 직경 100km의 물체가 1000개 존재하지만, 이 분포가 어디까지 뻗어 있는지는 알 수 없습니다. 개체군의 크기 분포는 포획, 충돌 및 헤어짐, 강착 등을 통해 개체군의 기원에 대한 통찰력을 제공할 수 있습니다.

^†100km의 모든 물체에 대해 10km의 10개의 물체를 찾을 수 있습니다.

각 거대 행성 주변에는 불규칙 위성 시스템 전체의 4분의 3 이상의 질량을 가짐으로써 지배하는 불규칙 위성이 하나 있습니다. 목성의 히말리아(약 75%), 토성의 피비(약 98%), 천왕성의 시코락스(약 90%), 해왕성의 네레이드(약 98%). 네레이드는 또한 모든 불규칙 위성의 질량을 합친 것보다 약 3분의 2 정도 더 큰 불규칙 위성들 중에서 지배적입니다. 피비는 약 17%, 시코락스는 약 7%, 히말리아는 약 5%를 차지하며, 나머지 위성은 약 4%를 차지합니다. (이 논의에서는 트리톤은 포함하지 않습니다.)^[3]

색상

불규칙 위성의 색상은 색상 지수를 통해 연구할 수 있습니다. 파란색(B), 가시적인 녹색(V) 및 빨간색(R) 필터를 통해 물체의 겉보기 크기 차이를 간단히 측정할 수 있습니다. 관측된 불규칙 위성의 색깔은 중성(회색)부터 붉은색(일부 카이퍼 벨트 천체의 색깔만큼 붉은색은 아님)까지 다양합니다.

알베도[16]	중립의	불그스름한	빨간.
저급의	C 3–8%	P 2–6%	D 2–5%
중간의		M 10–18%	A 13–35%
높은		E 25–60%

각 행성의 시스템은 약간 다른 특성을 보여줍니다. 목성의 불규칙성은 회색에서 약간 붉은색으로 C형, P형, D형 소행성과 일치합니다.^[17] 일부 위성 그룹은 유사한 색상을 표시하는 것으로 관찰됩니다(이후 섹션 참조). 토성의 불규칙성은 목성의 불규칙성보다 약간 더 붉습니다.

큰 우라니아 불규칙 위성(시코락스와 칼리반)은 밝은 빨간색인 반면, 작은 프로스페로와 세테보스는 회색이고, 넵투니아 위성인 네레이드와 할리메데도 마찬가지입니다.^[18]

스펙트럼

현재 해상도로는 대부분의 위성의 가시광선 및 근적외선 스펙트럼이 특징이 없는 것으로 보입니다. 지금까지 물 얼음은 피비와 네리드에서 추론되었고 물의 변화로 인한 특징은 히말리아에서 발견되었습니다.^{[citation needed]}

로테이션

일반 위성은 일반적으로 조석 잠금 상태입니다(즉, 궤도가 회전과 일치하여 모행성을 향해 한쪽 얼굴만 표시됩니다). 대조적으로, 불규칙 위성의 조석력은 행성과의 거리를 고려할 때 무시할 수 있으며, 가장 큰 위성인 히말리아, 피비, 시코락스, 네리드의 자전 주기는 (수백 일의 공전 주기와 비교하기 위해) 10시간에 불과합니다. 그러한 회전 속도는 소행성에서 일반적으로 나타나는 것과 같은 범위에 있습니다.^{[citation needed]} 훨씬 더 크고 모행성에 가까운 트리톤은 조수에 맞물려 있습니다.

공통의 기원을 가진 가족들

일부 불규칙 위성은 여러 위성이 비슷한 궤도를 공유하는 '집단'으로 궤도를 도는 것으로 보입니다. 이 물체들이 충돌 가족을 구성한다는 것이 유력한 이론입니다. 이 물체들은 분열된 더 큰 물체의 일부입니다.

동적 그룹화

간단한 충돌 모델을 사용하여 속도 임펄스 δv가 주어지면 궤도 매개변수의 가능한 분산을 추정할 수 있습니다. 이러한 모델을 알려진 궤도 매개변수에 적용하면 관측된 분산을 생성하는 데 필요한 δv를 추정할 수 있습니다. 초당 수십 미터(5~50m/s)의 δ V는 고장으로 인해 발생할 수 있습니다. 불규칙 위성의 동적 그룹화는 이러한 기준과 평가된 분열에서 공통 기원이 발생할 가능성을 사용하여 식별할 수 있습니다.^[19]

궤도의 분산이 너무 넓을 때(즉, 수백 m/s 정도의 δv가 필요함)

• 둘 이상의 충돌을 가정해야 합니다. 즉, 클러스터를 그룹으로 더 세분화해야 합니다.
• 또는 공진으로 인한 중요한 collision 후 변화를 가정해야 합니다.

색상 그룹화

위성의 색상과 스펙트럼이 알려지면 주어진 그룹의 모든 구성원에 대한 이러한 데이터의 동질성은 공통 기원에 대한 실질적인 주장입니다. 그러나 사용 가능한 데이터의 정확성 부족으로 인해 통계적으로 유의미한 결론을 도출하기 어려운 경우가 많습니다. 또한 관측된 색상이 반드시 위성의 벌크 구성을 나타내는 것은 아닙니다.

관찰된 그룹화

목성의 불규칙 위성

일반적으로 다음 그룹이 나열되어 있습니다(동형 색상을 표시하는 동적으로 타이트한 그룹은 굵은 글씨로 나열됨).

• 프로그레이드 위성
  • 히말리아 그룹은 평균 28°의 기울기를 공유합니다. 동적으로 제한됩니다(δv ≈ 150m/s). 이들은 가시광선 파장(C형 소행성과 유사한 중성색을 가짐)과 근적외선 파장에서^[20] 균질합니다.
  • 탐사 위성 테미스토, 카르포, 발레투도는 알려진 어떤 그룹에도 속하지 않습니다.

• 역행 위성
  • 카르메 그룹은 평균 165°의 기울기를 공유합니다. 역동적으로 조여집니다(5 < δv < 50 m/s). 각 구성원은 D형 소행성 조상과 일치하는 연적색을 보이며 색이 매우 균질합니다.
  • 아난크 그룹은 평균 148°의 기울기를 공유합니다. 궤도 파라미터의 분산이 거의 없습니다(15 < δv < 80 m/s). 앵크 자체는 밝은 빨간색으로 보이지만 다른 그룹 멤버들은 회색입니다.
  • 파시파에 집단은 매우 분산되어 있습니다. 파시파에 자체는 회색으로 보이는 반면, 다른 구성원들(Callirrhoe, Megaclite)은 밝은 빨간색입니다.

때로는 파시파에 속하기도 하는 시노페는 붉은색을 띠며, 경사의 차이를 감안할 때 독자적으로 포획할 수 있었습니다.^[17][21] 파시파에와 시노페도 목성과의 세속적 공명 속에 갇혀 있습니다.^[7][19]

토성의 불규칙 위성

토성의 위성들은 일반적으로 다음과 같은 그룹들이 나열되어 있습니다.

• 프로그레이드 위성
  • 갈릭 그룹은 평균 34°의 기울기를 공유합니다. 이들의 궤도는 역동적으로 팽팽하며(δv ≈ 50m/s), 색은 밝은 빨간색이며, 색은 가시광선과 근적외선 파장 모두에서 균질합니다.
  • 이누이트 그룹은 평균 46°의 기울기를 공유합니다. 궤도는 광범위하게 분산되어 있지만(δv ≈ 350m/s), 물리적으로 균질하여 밝은 빨간색을 공유합니다.
• 역행 위성
  • 노르드 그룹은 주로 이름을 짓기 위한 목적으로 정의됩니다. 궤도 매개변수는 매우 광범위하게 분산되어 있습니다. 다음을 포함한 하위 부서를 조사했습니다.
    • 피비 그룹은 평균 174°의 기울기를 공유합니다. 이 하위 그룹 역시 광범위하게 분산되어 있으며, 적어도 두 개의 하위 그룹으로 더 나눌 수 있습니다.
    • 스카티 그룹은 노르드 그룹의 가능한 하위 그룹입니다.

• 
  토성 이누이트 위성군 애니메이션
  키비우크· 이지라크· 팔리아크· 시아르나크· 타르퀘크
• 
  피비의 궤도를 애니메이션화한 것입니다.
  토성· 피비· 타이탄

천왕성과 해왕성의 불규칙 위성

행성	rmin[1]
주피터	1.5km
토성	3km
천왕성	7km
해왕성	16km

현재의 지식으로는 천왕성과 해왕성 주위를 도는 불규칙 위성의 수가 목성과 토성의 수보다 적다고 합니다. 그러나 이는 단순히 천왕성과 해왕성의 거리가 멀기 때문에 관측에 어려움을 겪은 결과라고 생각됩니다. 오른쪽 표는 알베도가 0.04라고 가정할 때 현재 기술로 탐지할 수 있는 위성의 최소 반경(r_min)을 보여주고 있으므로 아직 볼 수 없는 작은 우라니아 위성과 넵투니아 위성이 거의 확실합니다.

숫자가 작기 때문에 그룹화에 대한 통계적으로 유의미한 결론을 내리기가 어렵습니다. 높은 임펄스를 필요로 하는 궤도 매개변수의 분산(δv ≈ 300 km)을 고려할 때 천왕성의 역행 불규칙성에 대한 단일 기원은 가능성이 낮은 것으로 보이며, 이는 충돌기의 큰 직경(395 km)을 의미하며, 이는 파편의 크기 분포와 양립할 수 없습니다. 대신, 두 그룹의 존재가 추측되고 있습니다.^[17]

• 칼리반군
• 시코락스군

이 두 그룹은 천왕성과의 거리와 이심률이 각각 3 σ 정도로 서로 다릅니다. 그러나 이러한 그룹은 관측된 색상에 의해 직접적으로 지원되지 않습니다. 칼리반과 시코락스는 밝은 빨간색으로 보이는 반면, 더 작은 위성은 회색입니다.^[18]

해왕성의 경우 프사마테와 네소의 공통 기원이 있을 수 있습니다.^[23] 비슷한(회색) 색깔을 감안할 때 할리메데가 네레이드의 한 조각일 수 있다는 주장도 제기되었습니다.^[18] 두 위성은 태양계의 나이를 넘어 충돌할 확률(41%)이 매우 높았습니다.^[24]

탐험

지금까지 우주선이 가까이에서 방문한 유일한 불규칙 위성은 해왕성과 토성의 불규칙 위성 중 각각 가장 큰 트리톤과 피비입니다. 트리톤은 1989년에 보이저 2호에 의해, 피비는 2004년에 카시니 탐사선에 의해 촬영되었습니다. 보이저 2호는 1989년에도 해왕성의 네레이드를 먼 곳에서 촬영했고, 카시니호는 2000년에 목성의 히말리아를 먼 곳에서 저해상도로 촬영했습니다. New Horizons는 2007년에 목성의 Himalia, Elara 및 Callirrhoe의 저해상도 이미지를 포착했습니다. 카시니 임무를 수행하는 동안 멀리서 많은 토성의 불규칙성이 관측되었습니다. Albiorix, Bebhionn, Bergelmir, Bestla, Erriapus, Fornjot, Greip, Hati, Hyrrokkin, Ijiraq, Kari, Kiviuq, Loge, Mundilfari, Narvi, Paaliaq, Siarnaq, Skathi, Skoll, Suttungr, Tarqeq, Tarvos, Thrymr, and Ymir.^[3] 앞으로 불규칙 위성을 방문할 계획인 우주선은 없습니다.

갤러리

• 
  목성의 불규칙 위성 71개(비교를 위해 칼리스토와 함께; 다른 갈릴레이인들도 명시적으로 라벨이 붙어 있지는 않지만 중심 근처에서 볼 수 있습니다). 2021년 기준 자료.
• 
  122개의 토성 불규칙 위성(타이탄, 히페리온, 이아페투스와 비교) 2023년 기준 자료.
• 
  천왕성의 불규칙 위성 9개. 2021년 기준 자료.
• 
  해왕성의 불규칙 위성 6개(트리톤 제외). 2021년 기준 자료.

참고문헌

외부 링크

• 데이비드 쥬빗의 페이지
• JPL에서 검색 상황
• JPL의 평균 궤도 요소
• MPC: 자연위성 에페메리스 서비스
• 틸만 덴크: 목성과 토성의 위성