목성의 고리는 토성과 천왕성에 이어 태양계에서 세 번째로 발견된 고리이다. 목성의 고리는 1979년 보이저 1호가 처음으로 발견한 이후[1] 지상에서 관측하여 오고 있으며,[2] 또한 1990년대 갈릴레오 탐사선이 고리를 상세히 조사하였다.[3][4] 목성의 고리는 주로 먼지로 이루어져 있어 매우 어둡고,[1][5] "헤일로 고리", "주 고리", " 촬영한 고해상도 사진을 통해 해당 고리들의 구조를 밝혀내었다.[6] 가시광선 및 근적외선 대역에서는, 헤일로 고리(무색 또는 청색)를 제외한 모든 고리는 붉은색을 띈다.[2] 고리 먼지의 크기는 매우 다양하며, 헤일로 고리를 제외하고는 약 15 μm 정도의 먼지가 최대 크기이다.[7] 헤일로 고리는 1 μm 이하의 먼지들로 구성되었다고 추정된다. 고리의 총 질량은 거의 알려지지 않았지만, 1011 ~ 1016 kg 사이로 여겨지고 있다.[8] 고리의 나이 또한 밝혀지지 않았으며, 목성의 형성 때부터 존재했다고 추측되고 있다.[8] 히말리아의 궤도에 고리가 존재할 가능성이 있는데, 이는 작은 위성이 히말리아와 충돌하여 히말리아 표면의 물질들을 날려 보내서 형성되었다고 추측된다.[9] 형태 및 구조 목성의 고리와 위성들의 위치를 표시한 그림. 고리의 가장 바깥쪽 지점은 목성의 위성 중 가장 목성과 가까운 아드라스테아의 궤도와 동일하며, 해당 지점은 약 129,000 km (1.806 Rj[참조 1])가량에 위치한다.[3][5] 고리의 가장 안쪽 지점에는 어떠한 위성도 존재하지 않으며, 해당 지점은 약 122,500 km (1.72 Rj)가량에 위치한다.[3] 따라서, 주 고리의 폭은 약 6500 km이다. 주 고리의 모습은 관측 위치에 따라 달라지는데,[8] 전방 산란광[참조 2]을 통해 측정한 주 고리의 밝기는 128,600 km 지점(아드라스테아 궤도보다 약간 안쪽)에서부터 감소하기 시작하여, 129,300 km 지점(아드라스테아 궤도보다 약간 바깥쪽)에서 배경과 같아질 정도로 감소한다.[3] 따라서, 아드라스테아(129,000 km 지점)는 확실한 양치기 위성이다.[3][5] 목성 쪽으로 가까워질수록 고리의 밝기는 증가하며, 고리의 중간 지점인 126,000 km 지점에서 최대가 되는데, 이 지점은 특이하게도 메티스(128,000 km 지점)가 고리에 간극을 만드는 지점이다.[3] 주 고리의 안쪽 부분은 124,000 km 지점에서 120,000 km 지점까지 천천히 어두워져 헤일로 고리와 결합하는 듯 보인다.[3][5] 위쪽의 사진은 뉴 허라이즌스 탐사선이 후방 산란광으로 촬영한 주 고리의 모습이며, 바깥쪽의 구조가 관측된다. 아래쪽의 사진은 전방 산란광으로 촬영한 고리이며, 메티스 간극을 제외하고는 구조가 거의 보이지 않는다. 하지만 후방 산란광[참조 3]으로 관측하면 모습은 많이 달라진다. 129,100 km 근방에 위치한 주 고리의 바깥쪽 끝, 즉 아드라스테아 궤도보다 살짝 바깥쪽에 위치한 부분에서, 고리의 밝기는 매우 급격하게 어두워진다.[8] 이 어두워지는 지점에는 작은 고리 입자(ringlet)가 존재한다고 여겨진다. 다른 고리 입자들도 주 고리에 존재하는데, 두 번째 고리 입자는 아드라스테아 궤도보다 살짝 안쪽에 위치한 지점(약 128,500 km 지점)에 존재하며,[8] 세 번째 고리 입자는 메티스 궤도 바깥쪽, 주 고리의 중앙 부분에 존재한다. 고리의 밝기는 메티스 궤도 바로 바깥쪽에서 급격하게 감소하여, 메티스 간극을 형성한다.[8] 메티스 궤도 안쪽 부분에서는, 전방 산란광에 비해서 밝기의 증가량이 매우 적다.[4] 따라서 후방 산란광에서는 주 고리가 두 개의 구조, 세 개의 작은 고리 입자를 포함하는 좁은 지역(128,000 ~ 129,000 km)과, 전방 산란광에서 볼 수 있는 구조 대부분이 관측되지 못하는 어두운 안쪽 부분(122,500 ~ 128,000 km)으로 나누어지며, 메티스 간극이 경계선 역할을 한다.[8][11] 주 고리의 전체적인 구조는 갈릴레오 탐사선을 통해 알려졌으며, 2007년 초 뉴 허라이즌스 탐사선의 후방 산란광 관측을 통해 상세히 밝혀졌다.[6][12] 이보다 전에 이루어졌던 허블 우주 망원경,[2] 켁 천문대,[4] 카시니-하위헌스 탐사선을 통한 초기 관측에서는 화질 문제로 인하여 이 구조를 찾아내지 못하였다.[7] 하지만 이후 2002 ~ 2003년에 켁 천문대에서 적응광학을 이용하여 주 고리의 구조를 관측하는 데 성공하였다.[13] 후방 산란광을 통한 주 고리 관측에서, 주 고리가 수직 방향으로 30 km가 넘지 않을 정도로 매우 얇다는 것이 밝혀졌다.[5] 측면 산란광에서는 이 값이 80 ~ 160 km로 나타났고, 이는 목성 방향으로 갈수록 두께가 다소 증가함을 나타낸다.[3][7] 전방 산란광에서는 두께가 약 300 km 정도로, 상당히 두껍게 측정된다.[3] 갈릴레오 탐사선은 옅고 상대적으로 두꺼운(약 600 km) 주 고리의 "먼지 구름"이 주 고리 내부를 감싸고 있는 것을 발견하였다.[3] 이 "먼지 구름"은 고리의 내부로 갈수록 두께가 증가하며, 헤일로 고리와 연결된다.[3] 갈릴레오 탐사선이 보낸 사진들을 정밀 분석한 결과, 주 고리의 밝기 변화와 관측 시점 간의 관련성은 없다는 것이 밝혀졌으며, 또한 고리에 크기 500~1000 km 정도의 "얼룩"[3][8]이 존재함도 알아내었다. 2007년 2~3월, 뉴 허라이즌스 탐사선은 주 고리 내부의 작은 위성들을 집중적으로 연구하였다.[14] 0.5 km 이상의 위성들은 발견되지 않았으며, 고리에서 7개의 작은 "먼지 뭉치"들을 발견하였다. 이 먼지 뭉치들은 아드라스테아 궤도 안쪽에 있는 고리 입자보다 바로 안쪽에서 공전한다.[14] 이 고리 뭉치들은 각각 5개, 2개가 속한 군으로 서로 분류될 수 있다. 이 뭉치들에 대해서 아직 자세히 알려진 바는 없지만, 메티스와 114:115 또는 115:116 궤도 공명을 일으키는 것으로 보이는 점을 토대로[14] 상호작용에 의해 파동 모양을 이루고 있을 수도 있다고 추측된다. 스펙트럼 및 입도 분포 갈릴레오 탐사선이 전방 산란광으로 관측한 주 고리의 모습으로, 메티스 간극이 선명하게 보인다. 허블 우주 망원경,[2] 켁 천문대,[15] 갈릴레오 탐사선[16] 및 카시니-하위헌스 탐사선[7]을 통한 주 고리의 스펙트럼 분석에서는 입자들이 적색으로 나타났으며, 이는 곧 파장이 긴 빛에서의 반사율이 더 높음을 나타낸다.[7] 특정한 화합물들이 나타내는 스펙트럼 상의 특징들은 고리 스펙트럼에서는 전혀 나타나지 않았으나, 카시니 탐사선이 0.8 ~ 2.2 μm 대역에서 흡수선의 존재를 밝혀내었다.[7] 주 고리의 스펙트럼은 아드라스테아, 아말테아와 매우 유사하다.[2][15] 후방 산란광보다 전방 산란광이 상당히 강하다는 주 고리의 성질은 고리에 0.1–10 μm 크기의 먼지가 상당히 많이 포함되어 있다는 가설을 통해 설명할 수 있다.[8][11] 하지만, 고리의 바깥쪽 부분의 강한 후방 산란광을 설명하기 위해서는 더 큰 먼지들이 필요하다.[8][11] 고리의 스펙트럼 데이터와 위상 변화를 통해, 주 고리를 이루는 작은 입자들의 입도 분포는 멱법칙을 따른다는 것이 밝혀졌다.[7][17][18] n ( r ) = A × r − q {\displaystyle n(r)=A\times r^{-q}} 여기서 n(r) dr은 반지름 r ~ r + dr 사이의 먼지들의 수를 나타내며, A {\displaystyle A}는 고리에서 나오는 총 빛 선속을 일치시키기 위한 정규화 매개변수이다. 변수 q는 r < 15 ± 0.3 μm 범위의 입자들에 대해서는 2.0 ± 0.2의 값을 가지며, r > 15 ± 0.3 μm 범위의 입자들에 대해서는 5 ± 1의 값을 가진다.[7] 밀리미터에서 킬로미터 범위의 비교적 큰 입자들의 입도 분포는 현재 아직 정해지지 못하였다.[8] 이 이론에서의 빛 산란은 반지름 15 μm 근방의 입자들에 의하여 결정된다.[7][16] 위의 멱법칙을 통해, 주 고리의 광학적 깊이 τ {\displaystyle \scriptstyle \tau }은, 큰 입자들은 τ l = 4.7 × 10 − 6 {\displaystyle \scriptstyle \tau _{l}\,=\,4.7\times 10^{-6}}, 먼지들은 τ s = 1.3 × 10 − 6 {\displaystyle \scriptstyle \tau _{s}=1.3\times 10^{-6}}로 추측되었다.[7] 이 광학적 깊이 값은 고리 내 입자들의 총 단면적이 약 5000 km2임을 의미한다.[참조 4][8] 이 입자들의 모습은 비구체, 즉 구체가 아닐 것이라고 추정된다.[7] 작은 입자들(먼지)의 총 질량은 약 107−109 kg으로 추정되며,[8] 메티스와 아드라스테아를 제외한 큰 입자들의 질량은 약 1011−1016 kg이다.[참조 5] 이 질량값은 입자의 최대 크기에 따라 결정되며, 최대 크기가 약 1 km라는 관측 결과와 부합한다.[8] 입자들이 두 가지 집단으로 나뉜다는 점을 통해서, 고리가 전후방 산란광에 따라서 달라 보이는 이유를 설명할 수 있다.[18] 먼지는 빛을 주로 앞쪽으로 산란시키며, 아드라스테아 궤도 주변에 두꺼운 균질의 고리를 형성한다.[8] 이와 대조적으로, 큰 입자들은 빛을 주로 뒤쪽으로 산란시키며, 메티스와 아드라스테아 사이에 좁은 고리를 만든다.[8][11] 유래 및 연령
카테고리 없음