아드라스테아 (위성) 문서 원본 보기

{{위키데이터 속성 추적}}
{{For|1955 ~ 1975년 동안 명칭이 "아드라스테아"였던 위성|아난케 (위성)}}
{{위성 정보
| 이름            = 아드라스테아
| 로마자이름      = Adrastea
| 그림            = adrastea.jpg
| 그림설명        = [[갈릴레오 (우주선)|갈릴레오]] 탐사선이 촬영한 아드라스테아.
| 발견자          = [[데이비드 C. 제위트]]<br>[[G. 에드워드 다니엘슨]]
| 발견일          = [[1979년]] [[7월 8일]]
| 임시 이름       = S/1979 J 1
| 다른 이름       = 목성 XV
| 역기점          = 
| 모행성          = [[목성]]
| 긴반지름     = 129,000 km<ref name="Evans Porco et al. 2002">{{저널 인용|성=Evans |이름=M. W.|성2=Porco |이름2=C. C. |성3=Hamilton |이름3=D. P. |날짜=2002-09 |제목=The Orbits of Metis and Adrastea: The Origin and Significance of their Inclinations |저널=Bulletin of the American Astronomical Society |권=34 |쪽=883 |bibcode=2002DPS....34.2403E}}</ref><ref name="Burns Simonelli et al. 2004" />
| 근점            = 
| 원점            = 
| 공전 주기       = 0.29826 일<ref name="Evans Porco et al. 2002" /><ref name="Burns Simonelli et al. 2004" /><br>(7시간 9.5분)
| 공전 속도       = 31.378 km/s{{refn|공전 속도는 긴반지름(''a'')과 [[표준 중력 변수]](''μ'')로부터 파생된다: <math>\sqrt{\mu \over a}</math>|group=내용주}}
| 궤도 경사       = 0.03°<ref name="Evans Porco et al. 2002" /><ref name="Burns Simonelli et al. 2004" /><br><small>([[목성]]의 [[적도]] 기준)</small>
| 이심률          = 0.0015<ref name="Evans Porco et al. 2002" /><ref name="Burns Simonelli et al. 2004" />
| 반지름          = 8.2 ± 2 km<ref name="Thomas Burns et al. 1998" />
| 표면적          = 
| 부피            = 2345 km<sup>3</sup>{{#tag:ref|부피는 반지름(''r'')으로부터 파생된다: <sup>4</sup>/<sub>3</sub>π''r''<sup> 3</sup>|group=내용주}}
| 밀도            = 
| 질량            = 
| 중력            = 
| 탈출 속도       = 
| 반사율          = 0.1 ± 0.045<ref name="Thomas Burns et al. 1998" />
| 자전 주기       = 0.29826 일<br><small>([[조석 고정|동주기 자전]])</small>
| 자전축 기울기   = 0°<ref name="Thomas Burns et al. 1998" />
| 겉보기등급      = 
| 절대등급        = 
| 최저 온도       = 
| 평균 온도       = 122 K
| 최고 온도       = 
| 대기압          = 
| 구성성분        = 
| 구성성분 1 이름 = 
| 구성성분 1 비율 = 
| 구성성분 2 이름 = 
| 구성성분 2 비율 = 
| 구성성분 3 이름 = 
| 구성성분 3 비율 = 
| 구성성분 4 이름 = 
| 구성성분 4 비율 = 
| 구성성분 5 이름 = 
| 구성성분 5 비율 = 
| 구성성분 6 이름 = 
| 구성성분 6 비율 = 
| 구성성분 7 이름 = 
| 구성성분 7 비율 = 
| 구성성분 8 이름 = 
| 구성성분 8 비율 = 
| 구성성분 9 이름 = 
| 구성성분 9 비율 = 
}}

'''아드라스테아'''({{llang|en|Adrastea}}{{IPAc-en|æ|d|r|ə|ˈ|s|t|iː|ə}}, {{llang|el|Αδράστεια}})는 [[목성]]의 [[위성]]으로, 목성과 두 번째로 가까운 위성이다. 아드라스테아는 1979년 [[보이저 2호]]가 촬영한 사진에서 발견되었으며, 최초로 [[우주 탐사선]]을 통해 발견된 위성이다.<ref name="IAUC 3454" /> "아드라스테아"라는 이름은 [[그리스 신화]]에서 어린 [[제우스]]를 키웠던 [[아드라스테이아]]에서 유래했다.<ref name="IAUC 3872" />

아드라스테아는 목성의 자전 주기보다 자신의 공전 주기가 짧아, 이론적으로는 목성에서 하루에 아드라스테아가 2번 뜨거나 지는 것을 볼 수 있다. 아드라스테아는 [[목성의 고리#주 고리|목성의 주 고리]] 가장자리를 돌며, [[목성의 고리|고리]]를 이루는 물질들을 고리에 공급해 준다고 추정되고 있다. 1990년대 [[갈릴레오 (우주선)|갈릴레오]] 탐사선이 아드라스테아를 조사했음에도 불구하고, 아드라스테아의 상세한 물리적 정보는 거의 없다시피하다.

== 발견 및 관측 ==
[[파일:Adrastée FDS 20630.png|섬네일|300px|left|1979년 7월 8일 [[보이저 2호]]가 촬영한 사진으로, 아드라스테아가 사진 중앙 부근에 목성 고리와 함께 위치하고 있다. 이 사진은 아드라스테아가 처음으로 찍힌 발견 사진이다.]]

아드라스테아는 [[데이비드 C. 제위트]]와 [[G. 에드워드 다니엘슨]]이 1979년 7월 8일 [[보이저 2호]]가 촬영한 사진 속에서 발견하였으며, [[천문학의 임시 명칭|임시 이름]] {{nowrap|S/1979&nbsp;J&nbsp;1}}을 부여받았다.<ref name="IAUC 3454">{{저널 인용|성=Marsden |이름=Brian G. |날짜=1980-02-25 |제목=Editorial Notice |저널=IAU Circular |권=3454 |url=http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/03400/03454.html |확인날짜=2012-03-28 |url-status=dead |보존url=https://web.archive.org/web/20110725035158/http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/03400/03454.html |보존날짜=2011-07-25}}</ref><ref name="Jewitt Danielson et al. 1979">{{저널 인용|doi=10.1126/science.206.4421.951 |성=Jewitt |이름=David C. |성2=Danielson |이름2=G. Edward |성3=Synnott |이름3=Stephen P. |날짜=1979-11-23 |제목=Discovery of a New Jupiter Satellite |저널=Science |권=206 |호=4421 |쪽=951 |pmid=17733911 |bibcode=1979Sci...206..951J}}</ref> 아드라스테아는 [[우주 탐사선]]이 발견한 최초의 위성이었다. 이후 1983년에 위성의 명칭이 공식적으로 "아드라스테아"로 확정되었으며, 이름은 [[그리스 신화]]에서 어린 [[제우스]]를 맡아 키웠던 님프 [[아드라스테이아]]에서 따 왔다.<ref name="IAUC 3872">{{저널 인용|성=Marsden |이름=Brian G. |날짜=1983-09-30 |제목=Satellites of Jupiter and Saturn |저널=IAU Circular |권=3872 |url=http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/03800/03872.html |확인날짜=2012-03-28}}</ref>

1998년 [[갈릴레오 (우주선)|갈릴레오]] 탐사선이 아드라스테아의 모습을 찍긴 했지만, 저화질에 머물렀다.<ref name="Thomas Burns et al. 1998">{{저널 인용|doi=10.1006/icar.1998.5976 |성=Thomas |이름=P. C. |성2=Burns |이름2=J. A. |성3=Rossier |이름3=L. |성4=Simonelli |이름4=D. |성5=Veverka |이름5=J. |성6=Chapman |이름6=C. R. |성7=Klaasen |이름7=K. |성8=Johnson |이름8=T. V. |성9=Belton |이름9=M. J. S. |저자10=Galileo Solid State Imaging Team |날짜=1998-09 |제목=The Small Inner Satellites of Jupiter |저널=Icarus |권=135 |호=1 |쪽=360–371 |bibcode=1998Icar..135..360T}}</ref> 2016년 목성에 도착한 [[주노 (우주선)|주노]] 탐사선은 목성 그 자체에 집중하고 있지만, 여건이 된다면 아드라스테아의 사진도 찍을 수 있을 것이다.<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2015AGUFM.P41B2066H JunoCam: Science and Outreach Opportunities with Juno<!-- Bot generated title -->] Hansen, C. J.; Orton, G. S. American Geophysical Union 12/2015</ref>

== 물리적 성질 ==
아드라스테아의 크기는 20×16×14&nbsp;km로,<ref name="Thomas Burns et al. 1998" /> 4개 [[목성의 내부 위성|내부 위성]]들 중 가장 작다. 아드라스테아의 표면적은 840 ~ 1,600 km<sup>2</sup>로 추정된다. 아드라스테아의 구성 성분과 질량은 아직 알려진 바가 없지만, 평균 밀도는 [[아말테아 (위성)|아말테아]]와 비슷하게 0.86&nbsp;g/cm<sup>3</sup>이라고 예상된다.<ref name="Burns Simonelli et al. 2004" /><ref name="Anderson Johnson et al. 2005">{{저널 인용|doi=10.1126/science.1110422 |성=Anderson |이름=J.  D. |성2=Johnson |이름2=T. V. |성3=Schubert |이름3=G. |성4=Asmar |이름4=S. |성5=Jacobson |이름5=R. A. |성6=Johnston |이름6=D. |성7=Lau |이름7=E. L. |성8=Lewis |이름8=G. |성9=Moore |이름9=W. B. |성10=Taylor |이름10=A. |성11=Thomas |이름11=P.  C. |성12=Weinwurm |이름12=G. |날짜=2005-05-27 |제목=Amalthea's Density is Less Than That of Water |저널=Science |권=308 |호=5726 |쪽=1291–1293 | pmid=15919987 |bibcode=2005Sci...308.1291A}}</ref> 이 추정 밀도에 따르면 아드라스테아의 질량은 약 2{{E|15}}&nbsp;kg이며 [[얼음]]의 [[공극률]]은 10–15%이다.<ref name="Anderson Johnson et al. 2005" />

아드라스테아가 저해상도로만 찍혔기 때문에, 표면 지형들은 하나도 알려진 바가 없다.<ref name="Thomas Burns et al. 1998" />

== 궤도 ==
아드라스테아는 [[목성의 내부 위성]] 중 목성과 2번째로 가까우며, 목성과의 거리는 약 129,000&nbsp;km(목성 반지름의 1.806배)로 목성 [[목성의 고리#주 고리|주 고리]] 바깥쪽 끝에 위치한다. 아드라스테아의 공전 주기는 목성의 자전 주기보다 짧으며, [[궤도 이심률]]과 [[궤도 경사]](목성 적도 기준)는 각각 0.0015, 0.03°으로 매우 작은 편이다.<ref name="Burns Simonelli et al. 2004" />

아드라스테아는 목성에 [[조석 고정]]되어 있기 때문에, [[달]]처럼 목성에 항상 같은 면을 보여준다. 이 때 가로 방향(긴 쪽)이 목성을 바라본다.<ref name="Thomas Burns et al. 1998" /> 또한 아드라스테아가 조석 고정되어 있기 때문에, [[조석 감속]] 현상에 의해 아드라스테아의 궤도느 서서히 붕괴되고 있는 중이며, 언젠가는 목성과 충돌할 것이다. 아드라스테아는 목성의 [[로슈 한계]] 안쪽에 있지만, 아드라스테아가 부서지지 않고 있기 때문에 아드라스테아는 강체에 가까움을 알 수 있다.<ref name="Burns Simonelli et al. 2004">{{백과사전 인용|성=Burns |이름=Joseph A. |성2=Simonelli |이름2=Damon P. |성3=Showalter |이름3=Mark R. |성4=Hamilton |이름4=Douglas P. |성5=Porco |이름5=Carolyn C. |성6=Throop |이름6=Henry |성7=Esposito |이름7=Larry W. |날짜=2004 |쪽=241–262 |제목=Jupiter's Ring-Moon System |백과사전=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere |출판사=Cambridge University Press |편집자성=Bagenal |편집자이름=Fran |편집자성2=Dowling |편집자이름2=Timothy E. |편집자성3=McKinnon |편집자이름3=William B. |url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf |형식=PDF |bibcode=2004jpsm.book..241B |isbn=978-0-521-81808-7}}</ref>

아드라스테아의 공전 속도는 31.378&nbsp;km/s로, [[목성의 위성]]들 중 두 번째로 공전 속도가 빠르다.

== 목성 고리와의 관계 ==
{{본문|목성의 고리#주 고리}}
[[목성의 고리]]는 [[목성의 내부 위성|내부 위성 4개]]에서 [[충돌 사건]]으로 인해 방출된 물질들이 모여서 형성되었다고 여겨지며,<ref group="내용주">위성의 크기와 [[질량]]이 작을수록 [[로슈 한계]]가 표면 근처에 있어 물질이 방출되기 쉬워진다.</ref> 아드라스테아는 4개 위성 중 목성 고리에 물질을 가장 많이 공급한다고 추정되는데,<ref name="Burns Simonelli et al. 2004" /> 이는 아드라스테아 궤도 근처에, 정확히는 궤도 안쪽에 있는 [[목성의 고리#주 고리|주 고리]]가 고리 중 가장 크기 때문이다.<ref name="Ockert-Bell Burns et al. 1999">{{저널 인용|doi=10.1006/icar.1998.6072 |성=Ockert-Bell |이름=M. E. |성2=Burns |이름2=J. A. |성3=Daubar |이름3=I. J. |성4=Thomas |이름4=P. C. |성5=Veverka |이름5=J. |성6=Belton |이름6=M. J. S. |성7=Klaasen |이름7=K. P. |날짜=1999-04-01 |제목=The Structure of Jupiter's Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment |저널=Icarus |권=138 |호=2 |쪽=188–213 |bibcode=1999Icar..138..188O}}</ref><ref name="Burns Showalter et al. 1999">{{저널 인용|doi=10.1126/science.284.5417.1146 |성=Burns |이름=Joseph A. |성2=Showalter |이름2=Mark R. |성3=Hamilton |이름3=Douglas P. |성4=Nicholson |이름4=Philip D. |성5=de Pater |이름5=Imke |성6=Ockert-Bell |이름6=Maureen E. |성7=Thomas |이름7=Peter C. |날짜=1999-05-14 |제목=The Formation of Jupiter's Faint Rings |저널=Science |권=284 |호=5417 |쪽=1146–1150 |pmid=10325220 |bibcode=1999Sci...284.1146B}}</ref>

목성 고리의 모습은 관측하는 빛의 방향에 따라서 달라지는데, 전방 산란광<ref group="내용주">전방 산란광(forward-scattered light)은 태양 광선과 이루는 각도가 작도록 산란된, 즉 입사광과 거의 같은 방향으로 나가는 빛을 의미한다.</ref>으로 관측하면 아드라스테아와 주 고리는 상당히 떨어져 있지만,<ref name="Ockert-Bell Burns et al. 1999" /> 후방 산란광<ref group="내용주">후방 산란광(back-scattered light)은 태양 광선과 이루는 각도가 거의 180°를 이루도록 산란된 빛을 의미하며, 보통 더 큰 입자들이 관측된다.</ref>으로 관측하면 아드라스테아 궤도 바깥쪽에 옅게 고리 입자들이 존재함을 확인할 수 있다.<ref name="Burns Simonelli et al. 2004" />

== 각주 ==
;내용주
<references group="내용주" />

;참조주
{{각주}}

== 외부 링크 ==
* {{언어링크|en}} [http://solarsystem.nasa.gov NASA 태양계 탐사 웹사이트] 에서의 [https://web.archive.org/web/20130317224600/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Adrastea 아드라스테아 프로필]

{{목성}}
{{목성의 위성}}

[[분류:목성의 위성]]
[[분류:1979년 발견한 천체]]