우리 태양계에서 천왕성에서 7 번째로 먼 행성은 중간 규모의 정규 위성 미란다, 아리엘, 우 브리 엘, 티타니아, 오베론 ( 그림 1 에 의해 궤도에 올랐습니다. ). 가장 내면의 달 미란다는 가장 작고 (직경 472km), 중간 달 아리엘과 우 브리 엘은 크기 (각각 1158km와 1170km의 직경)의 중간 두이기도하며, 바깥 달의 티타니아와 오베론은 각각 1578km 및 1524 km의 직경입니다.
).
지구의 달과 마찬가지로, 5 개의 큰 우라 니아 위성은 깔끔하게 잠긴 궤도에 있습니다. 즉, 각 달까지 천왕성에 걸리는 시간의 양은 각 달에 걸쳐 한 번의 회전을 완료하는 데 걸리는 시간과 동일합니다 (가장 안쪽 미란다의 경우 약 13.5 일까지의 가장 오베 톤의 경우 약 13.5 일). 결과적으로, 동일한 선도 반구는 앞으로 방향으로 향하고 같은 후행 깔끔하게 잠긴 천왕성 달이 궤도를 완성함에 따라 반구는 뒤로 방향을 향합니다. 지질 학적 시간 범위에 걸쳐, 깔끔하게 잠긴 물체의 주요 및 후행 반구는 다른 프로세스 및/또는 다른 속도로 수정 될 수 있습니다.
천왕성의 큰 달의 표면 조성은 H 2 에 의해 지배됩니다. 숯과 유사한 반사 특성과 얼음과 어두운 물질의 혼합물 (예 :Cruikshank et al., 1977). "더티 아이스 (Dirty Ice)"의이 기본 구성을 과도하게 프린트하는데, 스펙트럼-레드 재료 (즉, 파장이 증가함에 따라 밝기가 증가하는 재료)는 주로 에서 감지되었습니다. 외부 달의 반구 인 Titania와 Oberon의 반구 (Buratti and Mosher, 1991). 수치 모델링은이 빨간 물질의 가장 가능성이 높은 원인은 역행 인 불규칙한 위성의 스펙트럼 레드 표면에서 먼지임을 나타냅니다. 궤도 (즉, 천왕성 회전의 반대 방향으로 궤도와 5 개의 큰 prograde 일반 달) (Tamayo et al., 2013).
이러한 모델링 노력은 역행 불규칙한 위성의 붉은 표면에서 먼지 입자가 천왕성 주위의 궤도에 들어간다는 것을 나타냅니다. 수백만 년에 걸쳐,이 먼지 곡물의 궤도는 포인팅 로버트슨 드래그 (Burns et al., 1979)로 인해 천천히 향으로 떨어집니다. 결국, 먼지 곡물의 궤도는 5 개의 큰 일반 달의 궤도 영역으로 붕괴되며, 이들은 주로 외부 달 타이타니아와 오베론의 주요 반구와 충돌합니다. 소량의 널리 퍼진 먼지는 티타니아와 오베론을 우회하여 내부 달의 주요 반구와 충돌하여 아리엘과 우 브리 엘이지만 본질적으로 먼지가 가장 안쪽 달 미란다와 충돌하기 위해 살아남지 못합니다.
큰 천년의 달에있는 빨간색 물질의 검출은 서브 솔 포인트가 81 ° S에 가까울 때 (즉, 남부 여름 동지에 가깝다) 우라 니아 시스템의 Voyager 2 플라이 비기 동안 수집 된 데이터를 사용하여 이루어졌다. 결과적으로 Voyager 2에 의해 수집 된 데이터 세트는 주로 Southern 를 샘플링했습니다. 그들의 북부 이기 때문에이 달의 위도 위도는 겨울의 어둠으로 가려졌습니다. 불규칙한 위성의 붉은 먼지는 큰 천왕성 달의 남쪽과 북부 위도에 상당히 균등하게 축적되어야합니다.
따라서이 불규칙한 위성 먼지 축적 가설을 더욱 테스트하기 위해, 우리는 현재 관찰 가능한 Northern 에 대한 새로운 데이터를 수집했습니다. NASA의 적외선 망원경 시설에서 SPEX 분광기를 사용 하여이 달의 위도 (Subsolar Point ~ 20 ~ 40 ° N) (Rayner et al., 2003). 우리의 결과이 달의 북쪽 위도는 남부 위도에 붉어지는 비슷한 경향을 나타내며 외부 달의 주요 측면에서 더 많은 스펙트럼이 붉어 졌다는 것을 나타냅니다 ( 그림 2 . ), 그로 인해 천왕성의 큰 달에서 감지 된 빨간색 구성 요소에 대한 불규칙한 위성 기원을지지합니다.
따라서, 천왕성 위성 시스템은 우리가 원래 의심했던 것보다 더 복잡하며, 천왕성의 큰 달 표면은 역행 불규칙한 위성에서 붉은 먼지가 축적되어 수정 될 수 있습니다. 먼지 축적이 현재 발생하는지 여부, 먼 과거에 붉은 물질이 축적되었는지 여부는 여전히 알려져 있지 않습니다. 토성 시스템에서, 카시니 우주선에있는 악기는 불규칙한 위성 피비 주위의 분진 구름을 감지했습니다 (Verbiscer et al., 2009; Tamayo et al., 2014).
이 먼지 구름이 결국 안쪽으로 이동하여 큰 토성 달 Iapetus의 주요 반구에 축적 될 가능성이 높습니다. 천왕성 불규칙 위성 주변의 유사한 먼지 구름을 감지하면 큰 일반 달에 먼지 축적이라는 강력한 증거를 제공 할 것입니다. 그러나 우라 니아 시스템에서 카시니와 같은 궤도 우주선의 이점없이 이러한 종류의 확산 된 먼지 구름을 감지하는 것은 어려운 일입니다. NASA의 James Webb Space Telescope (2021 년에 출시 될 예정)와 같은 미래 세대의 지상 및 우주 망원경은 천년의 불규칙한 위성 주변의 희미한 먼지 구름을 감지하는 데 필요한 민감도를 가질 수 있습니다.
이 결과는 천왕성의 큰 달에있는 빨간 물질이라는 제목의 기사에 설명되어 있습니다 :불규칙한 위성의 먼지? 최근 ICARUS 저널에 출판되었습니다. 이 작품은 Seti Institute, Joshua P. Emery의 Richard J. Cartwright와 테네시 대학교의 Michael P. Lucas, Central Florida University의 Noemi Pinilla-Alonso, John Hopkins University Applied Physics Laboratory의 Andy S. Rivkin 및 Northern Arizona University의 David E. Trilling에 의해 수행되었습니다.
참조 :
- Buratti, B.J., Mosher, J.A., 1991. 우라 니아 위성의 비교 글로벌 알베도 및 컬러 맵. Icarus 90 (1), 1.
- Burns, J.A., Lamy, P.L., Soter, S., 1979. 태양계의 작은 입자에 대한 방사선 힘. 이카루스 40 (1), 1.
- Cruikshank, D.P., Morrison, D., Pilcher, C.B., 1977. 외부 태양계에서 새로운 부류의 위성 식별. 천체. J. 217, 1006.
- Rayner, J.T., et al., 2003. SPEX :NASA 적외선 망원경 시설의 중간 해상도 0.8–5.5 미크론 분광기 및 이미저. ASTRON. 사회 태평양 115, 362.
- Tamayo, D., Burns, J.A., Hamilton, D.P., 2013a. 우라 니아 위성의 반구형 색상의 비대칭에 대한 혼란스러운 먼지 역학 및 시사점. Icarus 226 (1), 655.
- Tamayo, D., Hedman, M.M., Burns, J.A., 2014. 광학 조명에서 Phoebe 링의 첫 관찰. Icarus 233, 1.
- Verbiscer, A.J., Skrutskie, M.F., Hamilton, D.P., 2009. 토성의 가장 큰 반지. 자연 461 (7267), 1098.
