천왕성의 고리

Rings of Uranus
천왕성의 링-문 계통의 계획.고체 선은 고리를 나타내고, 점선은 달의 궤도를 나타낸다.

천왕성의 고리토성을 중심으로 한 보다 광범한 세트와 목성과 해왕성을 중심으로 한 보다 단순한 시스템 사이의 복잡성이 중간이다.천왕성고리는 1977년 3월 10일 제임스 엘리어트, 에드워드 W에 의해 발견되었다.던햄, 제시카 밍크.윌리엄 허셜은 또한 1789년에 고리를 관찰했다고 보고했다. 현대의 천문학자들은 고리가 매우 어둡고 희미하기 때문에 그가 고리를 볼 수 있었는지에 대해 의견이 분분하다.[1]

1977년까지 9개의 뚜렷한 고리가 확인되었다.1986년 보이저 2호가 촬영한 이미지에서 2개의 링이 추가로 발견되었고, 2003~2005년 허블우주망원경 사진에서 2개의 외부 링이 발견되었다.행성으로부터의 거리 증가 순서에 따라 알려진 13개의 링은 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, δ, Δ, Δ, ε, μ로 지정된다.이들의 반지름은 1986U2R/420 링의 경우 약 38,000km에서 μ 링의 경우 약 98,000km까지 다양하다.메인 링 사이에 추가적인 희미한 먼지 띠와 불완전한 호가 존재할 수 있다.고리는 극도로 어둡다. 고리의 입자의 본드 알베도는 2%를 초과하지 않는다.그것들은 아마도 어두운 방사선으로 처리된 유기체를 첨가한 물 얼음으로 구성되어 있을 것이다.

천왕성의 고리는 대부분 불투명하고 폭이 몇 킬로미터밖에 되지 않는다.링 시스템은 전체적으로 먼지가 거의 없으며 대부분 직경 20cm에서 20m의 큰 몸체로 구성되어 있다.어떤 고리는 광학적으로 얇다: 넓고 희미한 1986U2R/ζ, μ, ν 링은 작은 먼지 입자로 만들어지며, 좁고 희미한 λ 링도 더 큰 몸체를 포함하고 있다.링 시스템의 상대적인 먼지의 부족은 확장된 천왕성 외부권으로부터의 공기역학적 드래그 때문일 수 있다.

천왕성의 고리는 비교적 어리고, 6억 년도 안 된 것으로 생각된다.천왕성 고리 시스템은 아마도 한 때 지구 주위에 존재했던 몇 개의 달의 충돌 단편화에서 비롯되었을 것이다.충돌 후, 달들은 아마도 많은 입자들로 분열되었고, 이것은 엄격히 제한된 안정성의 구역에서만 좁고 광학적으로 밀도가 높은 고리로 살아남았다.

좁은 고리를 가리는 메커니즘은 잘 이해되지 않는다.처음에 모든 좁은 고리는 그것을 모양을 만드는 근처의 양치기 달 한 쌍을 가지고 있다고 추측되었다.1986년 '보야거 2'는 가장 밝은 고리(ε) 주변에서 그런 양치기 한 쌍(코델리아오필리아)을 발견했을 뿐이지만, 그 희미한 ν은 나중에 포르시아와 로잘린드 사이에서 양치기된 것이 발견될 것이다.[2]

디스커버리

천왕성 고리 시스템에 대한 첫 언급은 윌리엄 허셜이 18세기 천왕성에 대해 관찰한 내용을 상세히 기록한 노트에서 나온 것으로, 여기에는 "1789년 2월 22일: 반지가 의심되었다"[1]라는 구절이 포함되어 있다.허셜은 그 반지의 작은 도표를 그리고 그것이 "적색에 약간 기울었다"고 언급했다.하와이의 케크 망원경은 그 후 적어도 ν고리에 대해서는 이 사실을 확인했다.[3]허셜의 노트는 1797년 로얄 소사이어티지에 발표되었다.1797년에서 1977년 사이의 두 세기 동안, 그 고리들은 거의 언급되지 않는다.이것은 허셜이 수백 명의 다른 천문학자들이 아무것도 보지 못한 반면 그와 같은 종류의 것을 볼 수 있었는지에 대해 심각한 의문을 제기한다.허셜이 천왕성에 비해 ε 반지의 크기, 천왕성이 태양 주위를 돌면서 변화한 점, 색깔 등을 정확히 기술했다는 주장이 제기됐다.[4]

천왕성 고리의 결정적인 발견은 천문학자인 제임스 L. 엘리엇, 에드워드 W에 의해 이루어졌다.1977년 3월 10일, 더넘과 제시카 밍크는 카이퍼 공중전망대를 사용하였고, 우연한 일이었다.그들은 천왕성에 의해 SAO 158687이라는 별의 출토를 행성의 대기를 연구하는 데 사용할 계획이었다.그들의 관측을 분석했을 때, 그들은 별이 행성에 의해 가려지기 전과 후에 모두 다섯 번 시야에서 잠깐 사라진 것을 발견했다.그들은 좁은 고리의 시스템이 존재한다고 추론했다.[5][6]그들이 관찰한 다섯 가지 불가사의한 사건은 그들의 논문에서 그리스 문자 α, β, Δ, Δ, ε로 표시되었다.[5]이 지정들은 그 이후로 반지의 이름으로 사용되어 왔다.후에 그들은 4개의 추가 고리를 발견했는데, 하나는 β와 γ 고리 사이에 있었고, 세 개는 α 고리 안에 있었다.[7]전자는 η링으로 명명되었다.후자는 하나의 논문에서 발생 사건의 번호에 따라 4, 5, 6번 링으로 명명되었다.[8]천왕성의 고리계는 태양계에서 토성에 이어 두 번째로 발견되었다.[9]

이 고리는 1986년 보이저 2호가 천왕성 계통을 통과하면서 직접 촬영한 것이다.[10]희미한 고리 두 개가 더 드러나 총 11개가 되었다.[10]허블우주망원경은 2003-2005년에 기존에 보이지 않았던 한 쌍의 고리를 추가로 발견해 총 숫자는 13개로 알려졌다.이러한 외부 고리의 발견은 알려진 링 시스템의 반지름을 두 배로 증가시켰다.[11]허블은 또한 처음으로 두 개의 작은 위성을 촬영했는데, 그 중 하나인 Mab은 가장 최근에 발견된 가장 바깥쪽 μ 링과 궤도를 공유한다.[12]

일반 속성

천왕성의 내부 고리.밝은 바깥쪽 고리는 엡실론 고리인데, 다른 여덟 개의 고리가 보인다.

현재 이해되고 있는 것처럼 천왕성의 고리계는 13개의 뚜렷한 고리로 이루어져 있다.행성으로부터의 거리 증가 순서는: 1986U2R/1968, 6, 5, 4, α, β, η, δ, Δ, δ, μ, μ 링이다.[11]좁은 메인 링 9개(6, 5, 4, α, β, η, η, Δ, ε),[9] 먼지 낀 링 2개(1986U2R/ζ,[13] δ), 바깥 링 2개(ν, μ)[11][14]로 나눌 수 있다.천왕성의 고리는 1986U2R/ζ, Δ, δ, μ, μ 고리에 먼지가 존재하는 것으로 알려져 있지만 주로 거시적인 입자와 작은 먼지로 구성된다.[15][11][13]이러한 잘 알려진 고리 외에도 그 사이에는 광학적으로 얇은 먼지 띠와 희미한 고리가 수없이 있을 수 있다.[16]이러한 희미한 고리와 먼지 띠는 일시적으로만 존재할 수도 있고, 또는 여러 개의 분리된 호로 구성될 수도 있는데, 이는 때때로 발생 중에 감지된다.[16]그 중 일부는 2007년 일련의 링 평면 교차 이벤트 동안 눈에 띄게 되었다.[17]Voyager 2에 의한 전방 가시[a] 기하학에서 고리 사이의 많은 먼지 띠가 관찰되었다.[10]천왕성의 모든 고리는 방위 밝기 변화를 보여준다.[10]

그 고리들은 극도로 어두운 재질로 만들어졌다.고리 입자의 기하학적 알베도는 5~6%를 넘지 않는 반면 본드 알베도는 이보다 더 낮은 약 2%[15][18]이다.고리 입자들은 급격한 반대 급증을 보여준다. 즉, 위상 각도가 0에 가까울 때 알베도가 증가한다.[15]이는 그들의 알베도가 반대편에서 약간 벗어난 것을 관찰했을 때 훨씬 낮다는 것을 의미한다.[b]고리는 자외선스펙트럼의 가시적인 부분에서는 약간 붉고, 근적외선에서는 회색이다.[19]그것들은 식별할 수 있는 스펙트럼 특징을 나타내지 않는다.고리 입자의 화학적 구성은 알려져 있지 않다.그것들은 천왕성의 내부 위성보다 너무 어둡고 어둡기 때문에 토성의 고리처럼 순수한 물 얼음으로 만들어질 수 없다.[19]이것은 그들이 아마도 얼음과 어두운 재료의 혼합물로 구성되어 있다는 것을 나타낸다.이 물질의 성질은 분명하지 않지만, 천왕성 자력권으로부터의 전하 입자 조사에 의해 상당히 어두워진 유기 화합물일 수 있다.고리의 입자는 처음에는 내부 달의 입자와 유사한 고도로 가공된 물질로 구성될 수 있다.[19]

전체적으로 천왕성의 고리계는 목성의 희미한 먼지 고리토성의 넓고 복잡한 고리 중 하나와 다르며, 그 중 일부는 매우 밝은 물질인 물 얼음으로 구성되어 있다.[9]후자의 고리 체계 일부와 유사성이 있다; 토성 F 고리와 천왕성 ε 고리는 둘 다 좁고, 비교적 어둡고, 달 한 쌍에 의해 목동된다.[9]이번에 발견된 천왕성의 외경 ν과 μ 고리는 토성의 외경 G, E 고리와 유사하다.[20]넓은 토성 고리에 존재하는 좁은 고리도 천왕성의 좁은 고리를 닮았다.[9]또한 천왕성의 주요 고리 사이에 관측된 먼지 띠는 목성의 고리와 유사할 수 있다.[13]대조적으로, 넵투니아 고리 시스템은 덜 복잡하고, 어둡고, 더 많은 먼지를 포함하고 있지만, 천왕성과 꽤 유사하다. 넵투니아 고리들은 또한 행성에서 더 멀리 위치한다.[13]

좁은 메인 링

ε 반지

천왕성의 ε고리를 클로즈업한 모습

ε 고리는 천왕성 고리계에서 가장 밝고 밀도가 높은 부분으로, 고리에 반사되는 빛의 약 3분의 2를 담당한다.[10][19]천왕성 고리 중 가장 기이한 것이지만 궤도 경사도는 미미하다.[21]이 반지의 기이한 점은 그 반지의 밝기가 궤도의 궤도에 걸쳐서 반지의 밝기를 변화시킨다.반경방향으로 통합된 ε링의 밝기는 apapapsis 근방에 가장 높고 periapsis 근방에 가장 낮다.[22]최대/최소 밝기 비율은 약 2.5–3.0이다.[15]이러한 변화는 고리 폭의 변화로 연결되는데, 그것은 페리압시 19.7 km, 아포압시 96.4 km이다.[22]링이 넓어질수록 입자 간 그림자 양이 줄고 더 많은 입자가 시야에 들어오면서 통합 밝기가 높아진다.[18]폭의 변화는 보이저 2 이미지에서 직접 측정되었는데, ε 링은 보이저 카메라로 해결한 단 두 개의 고리 중 하나였기 때문이다.[10]이런 행동은 반지가 광학적으로 얇지 않다는 것을 나타낸다.실제로 지상과 우주선에서 행해진 신비 관측 결과 정상 광학[c] 깊이는 0.5~2.5로 변화해 [22][23]근막 부근이 가장 높았다.ε 고리의 등가 깊이는[d] 약 47km이며 궤도를 중심으로 불변한다.[22]

천왕성의 (위에서 아래로) Δ, γ, η, β 및 α 고리의 클로즈업 보기입니다.분해된 η 링은 광학적으로 얇은 넓은 구성 요소를 나타낸다.

ε링의 기하학적 두께는 정확히 알려져 있지 않지만, 확실히 매우 얇다. 어떤 사람들은 150m의 얇은 링은 확실히 매우 얇다.[16]그러한 극미량의 두께에도 불구하고, 그것은 여러 겹의 입자로 이루어져 있다.ε 링은 0.008부터 0.06까지 서로 다른 소스로 추정된 압착점 부근에 충진계수가 있는 다소 혼잡한 곳이다.[22]링 입자의 평균 크기는 0.2–20.0m이며,[16] 평균 분리는 반지름의 약 4.5배이다.[22]이 고리에는 먼지가 거의 없는데, 아마도 천왕성의 확장된 대기 코로나로부터의 공기역학적 끌림 때문일 것이다.[3]razor링은 면도날처럼 얇기 때문에 엣지온으로 보면 보이지 않는다.이는 2007년 링 비행기 교차가 관측되면서 발생했다.[17]

보이저 2호 우주선은 무선잠복 실험 도중 ε링에서 나오는 이상한 신호를 관측했다.[23]그 신호는 링의 아포캡시스 근처에 있는 파장 3.6 cm의 전방 조준기의 강력한 향상처럼 보였다.이렇게 강한 산란에는 일관성 있는 구조의 존재가 필요하다.ε 링이 그러한 미세한 구조를 가지고 있다는 것은 많은 신비한 관찰에 의해 확인되었다.[16]ε 링은 좁고 광학적으로 밀집된 여러 링크로 구성되는 것으로 보이며, 그 중 일부는 호가 불완전할 수 있다.[16]

ε링에는 각각 코델리아오필리아 등 내·외부의 셰퍼드 달이 있는 것으로 알려져 있다.[24]링의 안쪽 가장자리는 코델리아와 24:25 공명이며, 바깥쪽 가장자리는 오필리아와 14:13 공명이 있다.[24]달의 질량은 반지 질량의 최소 3배 이상이어야 효과적으로 억제할 수 있다.[9]ε링의 질량은 약 1016 kg으로 추정된다.[9][24]

Δ 링

전방 가시광선후방 가시광선에서의 천왕성 고리 비교 (1986년 보이저 2호가 입수한 영상)

Δ 링은 원형으로 약간 기울어져 있다.[21]그것은 정상적인 광학적 깊이와 폭에서 설명되지 않은 방위각의 상당한 변화를 보여준다.[16]한 가지 가능한 설명은 이 링이 방위각 파동 같은 구조를 가지고 있다는 것인데, 바로 그 안쪽에 있는 작은 달팽이에 의해 흥분된다.[25]Δ 링의 날카로운 바깥쪽 가장자리는 코델리아와 23:22 공명으로 되어 있다.[26]Δ 링은 좁은 광학적으로 밀집된 구성 요소와 광학 깊이가 낮은 넓은 내측 어깨의 두 가지 구성 요소로 구성된다.[16]좁은 부품의 폭은 4.1–6.1 km이고 등가 깊이는 약 2.2 km로, 약 0.3–0.6의 정상적인 광학적 깊이에 해당한다.[22]링의 넓은 구성부품은 폭 약 10-12km이고 등가 깊이는 0.3km에 가까워 정상 광학 깊이가 3 × 10인−2 것을 나타낸다.[22][27]이는 보이저 2의 영상 실험이 Δ 링을 분해하는 데 실패했기 때문에 신비화 데이터로만 알려져 있다.[10][27]보이저 2에 의해 전방-스캐터링 기하학에서 관측했을 때 Δ 링은 비교적 밝게 나타났으며, 이는 넓은 구성 요소에 있는 먼지의 존재와 호환된다.[10]넓은 구성요소는 좁은 구성요소보다 기하학적으로 두껍다.이는 Δ 링이 가시적으로 남아 있던 2007년의 링 평면 교차 사건의 관측에 의해 뒷받침되는데, 이는 기하학적으로 두껍고 광학적으로 얇은 링의 동작과 일치한다.[17]

γ 반지

γ고리는 좁고, 광학적으로 밀도가 높으며 약간 기이하다.궤도경사는 거의 0이다.[21]링의 폭은 3.6~4.7km 범위에서 변화하지만 등가 광학 깊이는 3.3km로 일정하다.[22]γ링의 정상적인 광학 깊이는 0.7-0.9이다.2007년 링 평면 교차 이벤트 도중 γ 링이 사라졌는데, 이는 ε 링처럼[16] 기하학적으로 얇고 먼지가 없다는 것을 의미한다.[17]γ링의 폭과 정상 광학 깊이는 방위각의 큰 변화를 나타낸다.[16]이렇게 좁은 고리의 구속 메커니즘은 알 수 없지만, but 고리의 날카로운 내측 가장자리가 오필리아와 6:5 공명에 있다는 것이 눈에 띄었다.[26][28]

η링

η 링은 궤도 이심률과 기울기가 제로다.[21]Δ 링과 마찬가지로 좁은 광학 밀도 부품과 광학 깊이가 낮은 넓은 외측 어깨 등 두 가지 요소로 구성된다.[10]좁은 부품의 폭은 1.9–2.7 km이고 등가 깊이는 약 0.42 km이며, 이는 약 0.16–0.25의 정상적인 광학적 깊이에 해당한다.[22]넓은 구성부품의 폭은 약 40km이고 등가 깊이는 0.85km에 가까워 정상 광학 깊이가 2 × 10인−2 것을 나타낸다.[22]보이저 2 영상에서 해결되었다.[10]전방 가시광선에서는 η고리가 밝게 보였는데, 이는 아마도 넓은 구성 요소에서 이 링에 상당한 양의 먼지가 있음을 나타낸다.[10]넓은 성분이 좁은 성분보다 훨씬 두껍다(기하학적으로).이러한 결론은 2007년 링 평면 교차 이벤트의 관측에 의해 뒷받침되는데, 이때 η 링은 밝기가 증가하여 링 시스템에서 두 번째로 밝은 형상이 되었다.[17]이것은 기하학적으로 두껍지만 동시에 광학적으로 얇은 고리의 동작과 일치한다.[17]대부분의 다른 링과 마찬가지로 η 링은 정상적인 광학 깊이와 폭에서 방위각의 상당한 변화를 보인다.좁은 부품은 심지어 어떤 곳에서는 사라지기도 한다.[16]

α 및 β 고리

ε 고리 다음에 α와 β 고리는 천왕성의 고리 중에서 가장 밝다.[15]ε링처럼 밝기와 폭이 일정한 편차를 보인다.[15]그들은 가장 밝고 가장 넓은 아포아포시스로부터 30°, 가장 어둑하고 가장 좁은 페리옵시스로부터 30°[10][29]α 및 β 링은 상당한 궤도 이심률과 비굴절 경사를 가지고 있다.[21]이들 링의 폭은 각각 4.8–10 km, 6.1–11.4 km이다.[22]등가 광학 깊이는 3.29km, 2.14km로 정상 광학 깊이는 각각 0.3–0.7, 0.2–0.35이다.[22]2007년 링 평면 교차 이벤트 동안 링이 사라졌는데, 이는 링이 ε 링처럼 기하학적으로 얇고 먼지가 없다는 것을 의미한다.[17]같은 사건으로 β 고리 바로 바깥에 굵고 광학적으로 얇은 먼지 띠가 나타났는데, 이 띠는 앞서 보이저 2에서도 관측되었다.[10]α 및 β 링의 질량은 약 5 × 1015 kg (각각)으로 추정되며, α 링의 질량의 절반이다.[30]

반지 6, 5, 4

6, 5, 4번 고리는 천왕성의 좁은 고리 중에서 가장 안쪽에 있고 가장 희미한 것이다.[15]이들은 가장 기울어진 고리로서, 궤도 이심률은 ε고리를 제외하고 가장 크다.[21]실제로 이들의 기울기(0.06°, 0.05°, 0.03°)보이저 2호가 24~46km의 천왕성 적도 상공에서 그들의 고도를 관측할 수 있을 만큼 컸다.[10]고리 6, 5, 4는 각각 1.6–2.2 km, 1.9–4.9 km, 2.4–4.4 km의 넓이로 천왕성에서 가장 좁은 고리이기도 하다.[10][22]이들의 등가 깊이는 0.41km, 0.91km, 0.71km로 정상 광학 깊이는 0.18–0.25, 0.18–0.48 및 0.16–0.3이다.[22]이들은 폭이 좁고 먼지가 적어 2007년 링플라이 크로스 행사 때는 보이지 않았다.[17]

더스티 링

λ 반지

장노출, 고상각(172.5°)[15]천왕성의 내부 고리를 찍은 보이저 2 이미지.이 가려진 조명에서는 인식된 고리뿐만 아니라 다른 이미지에서는 보이지 않는 먼지 띠를 볼 수 있다.

λ 반지는 1986년 보이저 2호가 발견한 두 개의 반지 중 하나이다.[21]그것은 ε 링 바로 안쪽에 위치한 좁고 희미한 고리인데, 그것과 양치기 달 코델리아 사이에 있다.[10]이 달은 λ링 바로 안쪽에 어두운 차선을 비춘다.백스캐터 빛으로 볼 때, [e]ring 링은 매우 좁다(약 1–2 km), 파장 2.2 μm에서 등가 광학 깊이가 0.1–0.2 km이다.[3]정상 광학 깊이는 0.1–0.2이다.[10][27]λ 고리의 광학 깊이는 강한 파장 의존성을 보여 천왕성 고리계에는 비정형이다.등가 깊이는 스펙트럼의 자외선 부분에서 0.36km까지 높아 보이저 2에 의한 UV 항성 발암에서만 λ 링이 처음 검출된 이유를 설명한다.[27]파장 2.2 μm에서 별빛 암술 중 검출은 1996년에야 발표되었다.[3]

1986년 전방 가시광선으로 관측되면서 λ링의 외관이 극적으로 바뀌었다.[10]이 기하학에서 이 고리는 천왕성 고리계의 가장 밝은 특징이 되어 ε 고리보다 더 빛났다.[13]이 관측은 광학 깊이의 파장 의존성과 함께 λ링에 상당한 양의 마이크로미터 크기의 먼지가 포함되어 있음을 나타낸다.[13]이 먼지의 정상적인 광학 깊이는 10-10이다−4−3.[15]in 고리는 천왕성 고리계에서 가장 밝은 특징 중 하나가 되었기 때문에 고리 평면 교차 행사 중 2007년 케크 망원경에 의해 관측된 결과 이러한 결론이 확인되었다.[17]

보이저 2 영상에 대한 상세한 분석 결과 λ링의 밝기에 방위각 변화가 나타났다.[15]그 변화는 주기적인 것으로 보이며, 마치있는 파도와 같다.λ고리에 이 미세한 구조의 기원은 미스테리로 남아 있다.[13]

1986U2R/노즐 링

1986U2R 링의 검색 이미지

1986년 보이저 2호는 링 6 안쪽으로 넓고 희미한 물질을 감지했다.[10]이 반지는 임시로 1986U2R로 지정되었다.정상적인 광학 깊이가 10−3 이하였고 극도로 희미했다.보이저 2의 단일 이미지에서만 볼 수 있었다.[10]이 고리는 천왕성 중심에서 37,000~39,500km 사이에 위치하거나 구름 위 약 12,000km에 불과했다.[3]케크 망원경이 6번 링 바로 안쪽에서 넓고 희미한 물질을 발견했을 때인 2003-2004년까지 다시 관찰되지 않았다.이 반지는 ζ반지로 불렸다.[3]회수된 ζ링의 위치는 1986년에 관측된 것과 크게 다르다.현재 그것은 행성 중심에서 37,850에서 41,350 킬로미터 사이에 위치해 있다.천왕성의 대기권까지 최소 32,600km,[3] 심지어 27,000km까지 점점 희미해지는 내부 확장이 있다.이러한 확장은 각각 ζc 링과 ringscc 링으로 라벨이 붙어 있다.[31]

ζ 링은 2007년 링 평면 교차 이벤트에서 다른 링을 모두 합친 것보다 더 밝게 링 시스템의 가장 밝은 특징이 되었을 때 다시 링 시스템의 가장 밝은 특징이 되었다.[17]이 고리의 등가 광학 깊이는 1km(내부 확장의 경우 0.6km)에 가까운 반면, 정상 광학 깊이는 다시 10km−3 미만이다.[3]1986U2R과 ζ 링의 다소 다른 외관은 2003-2007년의 백캐터링 기하학 및 1986년의 사이드캐터링 기하학 등 다른 보기 기하학적 기하학 때문에 발생할 수 있다.[3][17]링에서 우세하다고 생각되는 분진 분포의 지난 20년 동안의 변화도 배제할 수 없다.[17]

기타 더스트 밴드

1986U2R/1998년 및 λ링 외에도 천왕성 링 시스템에는 다른 극도로 희미한 먼지 띠가 있다.[10]이들은 전방 가시광선에서는 밝지만 광학 깊이는 미미하기 때문에 신비한 동안 보이지 않는다.[13]보이저 2의 전방 가시광선 이미지는 λ과 Δ 링 사이, η과 β 링 사이, α 링과 링 4 사이의 밝은 먼지 띠의 존재를 드러냈다.[10]이들 대역의 상당수는 2003~2004년 펙 망원경에 의해, 그리고 2007년 링플레인 건널목에서 백스캐터 빛으로 다시 검출되었지만, 이들의 정확한 위치와 상대 밝기는 보이저 관측 때와는 달랐다.[3][17]먼지 밴드의 정상적인 광학 깊이는 약 10−5 또는 그 이하이다.먼지 입자 크기 분포는 p = 2.5 ± 0.5인 전력 법칙을 따르는 것으로 생각된다.[15]

천왕성 고리의 시스템은 별도의 먼지 띠 외에도, 정상 광학 깊이가−3 10을 초과하지 않는 넓고 희미한 먼지 시트에 담그는 것처럼 보인다.[31]

외측 링 시스템

2005년 허블우주망원경 이미지 속 천왕성(R/2003 U1 및 U2)의 μ와 μ 링

2003-2005년 허블우주망원경은 이전에는 알려지지 않았던 한 쌍의 고리를 발견했는데, 현재는 외경 고리라고 불리며, 알려진 천왕성 고리의 수를 13개로 늘렸다.[11]이 고리들은 그 후에 μ와 μ 링으로 명명되었다.[14]μ 링은 쌍의 가장 바깥쪽이며, 밝은 η 링에 비해 행성과의 거리가 두 배나 된다.[11]바깥쪽 고리는 여러 측면에서 안쪽 좁은 고리와 다르다.그들은 폭이 넓고, 각각 17,000km와 3,800km이며, 매우 희미하다.이들의 최고 정상 광학 깊이는 각각 8.5 × 10과−6 5.4 × 10이다−6.이에 따른 등가 광학 깊이는 0.14km, 0.012km이다.링에는 삼각형 방사형 밝기 프로필이 있다.[11]

μ 링의 최고 밝기는 거의 정확하게 작은 천왕성 달 마브의 궤도에 놓여 있는데, 이것은 아마도 링의 입자의 근원이 될 것이다.[11][12]ν 고리는 포르티아로잘린드 사이에 위치하며 그 안에 달이 들어 있지 않다.[11]보이저 2의 전방 가시광선 영상을 재분석하면 μ와 μ 링이 선명하게 드러난다.이 기하학에서 고리는 훨씬 더 밝으며, 이는 고리에 마이크로미터 크기의 먼지가 많이 포함되어 있음을 나타낸다.[11]천왕성의 바깥 고리는 E 고리가 극히 넓고 엔셀라두스로부터 먼지를 받기 때문에 토성의 G, E 고리와 유사할 수 있다.[11][12]

μ 링은 큰 입자가 전혀 없이 전체적으로 먼지로 구성될 수 있다.이 가설은 케크 망원경이 수행한 관측에 의해 뒷받침되는데, 이는 2.2μm에서 근적외선 속의 μ 링을 검출하지는 못했지만 μ 링을 검출했다.[20]이 실패는 μ 링의 색이 파란색이라는 것을 의미하며, 이는 그 안에 매우 작은(하위계) 먼지가 지배한다는 것을 나타낸다.[20]그 먼지는 물 얼음으로 만들어질지도 모른다.[32]이와는 대조적으로 ν링의 색상은 약간 붉은색이다.[20][33]

역학 및 기원

Voyager 2 이미지에서 도출된 내부 링의 향상된 색상 도식

좁은 천왕성의 고리를 지배하는 물리학에 관한 두드러진 문제는 그들의 감금이다.그들의 입자들을 함께 고정시키는 어떤 메커니즘이 없다면, 고리는 방사상으로 빠르게 퍼져나갈 것이다.[9]그런 메커니즘이 없는 천왕성 고리의 수명은 100만 년 이상이 될 수 없다.[9]골드레이치트레메인이 초기에 제안한 이러한 감금을 위한 가장 널리 인용되는 모델은 한 쌍의 가까운 달, 즉 바깥쪽과 내측 셰퍼드가 각각 반지와 중력적으로 상호작용하고 각운동량(또는 동등하게 에너지)이 과도하고 불충분하여 싱크대와 기증자처럼 행동한다는 것이다.[34]따라서 양치기들은 고리 입자를 제자리에 유지하지만 점차적으로 고리 자체에서 멀어진다.[9]효과적이 되려면 목자의 질량이 적어도 2~3배는 반지의 질량을 초과해야 한다.이 메커니즘은 코델리아오필리아가 양치기 역할을 하는 ε링의 경우에 작용하는 것으로 알려져 있다.[26]코델리아는 Δ 링의 외양자, 오필리아는 Δ 링의 외양자.[26]다른 고리 근처에는 10km 이상의 달은 알려져 있지 않다.[10]ε링에서 코델리아와 오필리아의 현재 거리는 반지의 나이를 추정하는 데 사용할 수 있다.이 계산은 ε 반지가 6억 년 이상 될 수 없다는 것을 보여준다.[9][24]

천왕성의 고리는 젊어 보이기 때문에 더 큰 육체의 충돌 단편화에 의해 지속적으로 새로워져야 한다.[9] 추정치는 퍽과 같은 크기의 달의 충돌 붕괴에 대항하는 수명은 몇 십억 년이라는 것을 보여준다.작은 위성의 수명은 훨씬 짧다.[9]따라서 현재의 모든 내부 달과 고리는 지난 40억 5천만 년 동안 여러 개의 퍽 크기의 인공위성이 붕괴한 산물이 될 수 있다.[24]그러한 모든 붕괴는 거의 모든 큰 물체를 먼지를 포함한 훨씬 작은 입자로 빠르게 갈아엎는 충돌 폭포를 시작했을 것이다.[9]결국 질량의 대다수는 소실되었고, 입자들은 상호 공명과 목자에 의해 안정되는 위치에서만 살아남았다.그러한 파괴적 진화의 최종 산물은 좁은 고리의 체계일 것이다.몇 마리의 달팽이가 현재도 고리 안에 박혀 있어야 한다.그러한 달팽이의 최대 크기는 약 10km 정도일 것이다.[24]

더스트 밴드의 기원은 덜 문제가 있다.이 먼지는 수명이 100-1000년 정도로 매우 짧으며, 천왕성계 밖에서 오는 더 큰 고리 입자, 달팽이, 유성체 사이의 충돌에 의해 지속적으로 보충되어야 한다.[13][24]모달렛과 입자의 허리띠는 광학 깊이가 낮아 그 자체가 보이지 않는 반면 먼지는 앞을 가린 빛으로 자신을 드러낸다.[24]좁은 메인 링과 먼지 띠를 만드는 월렛 벨트는 입자 크기 분포가 다를 것으로 예상된다.주요 고리는 미터 크기의 몸체를 가지고 있다.이러한 분포는 고리 안에 있는 물질의 표면적을 증가시켜 백스케이티드 광선에서의 높은 광학 밀도로 이어진다.[24]이와는 대조적으로 더스트 밴드는 상대적으로 큰 입자가 적어서 광학 깊이가 낮다.[24]

탐험

이 고리들은 1986년 1월 보이저 2호 우주선에 의해 철저히 조사되었다.[21]두 개의 새로운 희미한 고리가 발견되었는데, 그것은 바로 1986U2R이었다. 우리는 그 당시 총 수를 11개로 알고 있었다.고리는 무선,[23] 자외선[27], 광학 발화 결과를 분석하여 연구하였다.[16]보이저 2호는 태양에 상대적인 다른 기하학적 구조로 고리를 관측하여 백스커트, 전방스커트, 측면스커트 빛으로 영상을 제작했다.[10]이러한 영상의 분석은 링 입자의 완전한 위상 기능, 기하학적 기능 및 결합 알베도의 유도를 허용했다.[15]두 개의 고리인 ε과 η은 복잡한 미세 구조를 드러내는 이미지에서 해결되었다.[10]보이저 영상의 분석은 또한 ε고리의 두 개의 양치기 달인 코델리아와 오필리아를 포함한 천왕성의 11개의 내성을 발견하게 했다.[10]

속성 목록

이 표는 천왕성행성 고리 시스템의 특성을 요약한 것이다.

링 이름 반지름(km)[f] 폭(km)[f] Eq 깊이(km)[d][g] N. 선택 깊이[c][h] 두께(m)[i] 에크.[j] 포함(°)[j] 메모들
ζcc 26 840–34 890 8 000 0.8 ~ 0.001 ? ? ? ζc 링의 내부 확장
ζc 34 890–37 850 3 000 0.6 ~ 0.01 ? ? ? ζ 링의 내부 확장
1986U2R 37 000–39 500 2 500 <2.5 < 0.01 ? ? ? 희미한 더스트 링
ζ 37 850–41 350 3 500 1 ~ 0.01 ? ? ?
6 41 837 1.6–2.2 0.41 0.18–0.25 ? 0.0010 0.062
5 42 234 1.9–4.9 0.91 0.18–0.48 ? 0.0019 0.054
4 42 570 2.4–4.4 0.71 0.16–0.30 ? 0.0011 0.032
α 44 718 4.8–10.0 3.39 0.3–0.7 ? 0.0008 0.015
β 45 661 6.1–11.4 2.14 0.20–0.35 ? 0.0040 0.005
η 47 175 1.9–2.7 0.42 0.16–0.25 ? 0 0.001
ηc 47 176 40 0.85 0.2 ? 0 0.001 η 링의 바깥쪽 넓은 구성 요소
γ 47 627 3.6–4.7 3.3 0.7–0.9 150? 0.001 0.002
δc 48 300 10–12 0.3 0.3 ? 0 0.001 Δ 링의 내부 넓은 구성 요소
δ 48 300 4.1–6.1 2.2 0.3–0.6 ? 0 0.001
λ 50 023 1–2 0.2 0.1–0.2 ? 0? 0? 희미한 더스트 링
ε 51 149 19.7–96.4 47 0.5–2.5 150? 0.0079 0 코델리아오필리아가 양치기
ν 66 100–69 900 3 800 0.012 0.000054 ? ? ? 포르시아로잘린드 사이, 최대 밝기는 67 300km이다.
μ 86 000–103 000 17 000 0.14 0.000085 ? ? ? Mab에서 최대 밝기는 97 700km.

메모들

  1. ^ 전방 가시광은 태양 광선에 상대적인 작은 각도(상각 180°에 가까운 위상각)로 산란되는 빛을 말한다.
  2. ^ Off reposition은 물체-태양 방향과 물체-지구 방향 사이의 각도가 0이 아님을 의미한다.
  3. ^ a b 링의 정상적인 광학 깊이 τ은 링의 사각 영역에 대한 링 입자의 총 기하학적 단면의 비율이다.0에서 무한대까지의 값을 가정한다.링을 정상적으로 통과하는 광선은 계수 e에−τ 의해 감쇠된다.[15]
  4. ^ a b 링의 등가 깊이 ED는 링을 가로지르는 정상 광학 깊이의 적분으로 정의된다.즉, 여기서 r은 반지름이다.[3]
  5. ^ 백스케이티드 빛은 태양 광선에 대해 180°에 가까운 각도로 산란되는 빛을 말한다(위상 각도는 0°에 가깝다).
  6. ^ a b 6,5,4, α, β, η, η, Δ, λ, δ, ε, ε 등의 반지름을 에스포지토 외, 2002에서 가져갔다.[9]6,5,4, α, β, η, γ, Δ, ε 링의 폭은 2001년 카코슈카 외, Δ, δ.[22]ζ 및 1986U2R 링의 반지름과 너비는 2006년 de Patter 등으로부터 가져갔다.[3]λ 반지의 폭은 홀버그 외, 1987년이다.[27]μ 및 μ 링의 반지름과 너비는 Showalter 등, 2006에서 추출했다.[11]
  7. ^ 1986U2R과 ζccc 링의 등가 깊이는 그 폭과 정상적인 광학 깊이의 산물이다.6,5,4, α, β, η, γ, Δ 및 ε 고리의 등가 깊이는 2001년 카르코슈카 외에서 채취하였다.[22]λ, μ, μ, μ, μ 링의 등가 깊이는 각각 de Patter 등, 2006b의[3] μEW 값을 사용하여 도출한다.[20]이러한 링에 대한 μEW 값을 계수 20으로 곱했는데, 이는 링 입자의 5%로 가정된 알베도에 해당한다.
  8. ^ ζ, ζc, ζcc, ζ, 1986U2R, μ, ν를 제외한 모든 링의 정상 광학 깊이를 폭에 대한 등가 깊이의 비율로 계산했다.1986U2R 링의 정상적인 광학 깊이는 1986년 de Smith 등으로부터 채취되었다.[10]μ 및 μ 링의 정상 광학 깊이는 쇼월터 외, 2006년도의 피크 값이며,[11] μ, ζc, ζcc 링의 정상 광학 깊이는 Dunn eta al., 2010년의 값이다.[31]
  9. ^ 두께 추정치는 Lane 등, 1986년이다.[16]
  10. ^ a b 반지의 기이함과 성향은 스톤 외, 1986년과 1989년 프랑스 외에서 가져왔다.[21][28]

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외부 링크