토성의 위성 Iapetus는 1671 년 Giovanni Cassini에 의해 처음 발견되었지만 그 행동은 매우 이상했습니다. 1705 년이 되어서야 카시니가 마침내 동부에서 이아페투스를 관측했지만, 이아페투스가 동쪽으로 향했을 때 제시된 측면이 2 배 더 어둡기 때문에 더 나은 망원경을 사용했습니다. 카시니 (Cassini)는 이것이 이페 투스가 서쪽에있을 때 나타나는 반구, 갯벌 잠금으로 인해 동쪽에있을 때 보이는 어두운 반구 때문이라고 추측했다.
망원경이 발전함에 따라이 어두운 분할의 이유는 많은 연구의 주제였습니다. 첫 번째 설명은 1970 년대에 나 왔으며 최근의 논문은이 매혹적인 위성에 대한 지금까지 수행 한 작업을 요약하고 위성을 다른 토성의 다른 달의 더 넓은 맥락으로 확장했습니다.
Carl Sagans의 공동 저술가 중 한 명인 Steven Soter가 Iapetus의 고르지 않은 디스플레이의 현재 모델의 기초를 처음 제안했습니다. 코스모스 시리즈. 소터는 국제 천문 연합 (International Astronomical Union) 콜로키움 기간 동안 토성의 다른 위성 인 페베 (Pheobe)에 대한 미세 석회 공격이 안쪽으로 표류하여 이아페투스 (Iapetus)가 집어 들었다고 제안했다. Iapetus는 항상 한쪽면이 토성을 향하고 있기 때문에 먼지 입자를 우선적으로 픽업 할 수있는 최첨단을 제공합니다. 이 이론의 가장 큰 성공 중 하나는 카시니 레지오 (Cassini Regio)로 알려진 어두운 지역의 중심이 운동 경로를 따라 직접 위치한다는 것입니다. 또한, 2009 년에 천문학 자들은 피비의 퇴행 궤도에 따라 토성 주위에서 새로운 고리를 발견했는데, 달 내부는 약간 달랐지만 포인팅-로버트슨 효과로 인해 먼지 입자가 안쪽으로 표류해야한다는 의혹을 더했습니다.
2010 년에 카시니 미션의 이미지를 검토 한 천문학 자 팀은 채색에 소터의 이론에 맞지 않는 특성이 있다고 언급했습니다. 먼지로부터의 퇴적이 이야기의 끝이라면, 어두운 영역과 빛 사이의 전이는 표면에 부딪 치는 각도가 길어지고 들어오는 먼지가 퍼지면서 매우 점진적 일 것으로 예상되었습니다. 그러나 Cassini 임무는 전이가 갑자기 갑작스럽게 일어난다는 것을 보여주었습니다. 또한 Iapetus의 극도 밝았으며 Soter가 제안한 것처럼 먼지 축적이 단순하다면 약간 코팅해야합니다. 또한, Cassini Regio의 스펙트럼 이미징은 스펙트럼이 Phoebe의 스펙트럼과 현저히 다르다는 것을 보여주었습니다. 또 다른 잠재적 인 문제는 어두운 표면이 선단을지나 10도 이상 연장되었다는 것입니다.
수정 된 설명은 곧 나올 것입니다. Cassini 팀은 갑작스런 전이가 폭주 가열 효과에 의한 것이라고 제안했습니다. 어두운 먼지가 쌓이면 더 많은 빛을 흡수하여 열로 변환하여 더 많은 밝은 얼음을 승화시키는 데 도움이됩니다. 결과적으로 전체 밝기가 감소하고 다시 가열이 증가합니다. 이 효과는 채색을 증폭 시켰기 때문에 이미지의 대비를 조정하면 색상 간 점진적인 전환이 선명 해지는 것과 거의 같은 방식으로 더 급격한 전환을 설명 할 수 있습니다. 이 설명은 또한 승화 된 얼음이 달의 먼 쪽을 돌아 다니며 다른 쪽과 극의 밝기를 동결시키고 향상시킬 수 있다고 예측했습니다.
스펙트럼 차이를 설명하기 위해 천문학 자들은 피비가 유일한 기여자가 아닐 수도 있다고 제안했습니다. 토성의 위성 시스템 내에는 어두운 표면을 가진 30 개 이상의 불규칙한 위성이 있으며, 이로 인해 화학적 구성이 변경 될 수 있습니다. 그러나 이것은 매우 간단한 해결책처럼 들리지만 확인에는 추가 조사가 필요합니다. 코넬 대학의 다니엘 타마 요 (Daniel Tamayo)가 이끄는이 새로운 연구는 다른 여러 달이 먼지를 생성 할 수있는 효율과 이아페투스가 떠날 수있는 가능성을 분석했다. 흥미롭게도, 지름 18km에 불과한 이미르 (Ymir)는“피페 (Phoebe)만큼 이아페투스 (Iapetus)에 먼지를 제공하는 데 중요한 역할을해야한다. 다른 달들 중 어느 것도 독립적으로 먼지의 원천을 강하게 보지 않았지만, 불규칙하고 어두운 달이 남아있는 먼지의 합은 적어도 Ymir 나 Phoebe만큼 중요한 것으로 밝혀졌습니다. 따라서 스펙트럼 편차에 대한이 설명은 잘 정립되어 있습니다.
달의 앞면을지나 먼지를 퍼뜨리는 것의 마지막 어려움은 또한 새로운 논문에서 설명됩니다. 연구팀은 먼지 궤도의 편심으로 인해 지구가 반구에서 멀어지면서 이상한 각도로 달을 칠 수 있다고 제안했다. 이러한 편심은 원천의 궤도가 편심하지 않더라도 태양 복사에 의해 쉽게 생성 될 수있다. 연구팀은 이러한 효과를 면밀히 분석하여 최첨단의 먼지 분포와 일치 할 수있는 모델을 제작했습니다.
이러한 개정의 조합은 Soter의 기본 전제를 확보하는 것으로 보입니다. 또 다른 테스트는 Iapetus와 같은 다른 큰 위성들도 먼지가 쌓이는 징후를 보 였는지 여부를 확인하는 것입니다. 대부분의 다른 위성에는 동기 궤도가 없기 때문에 별이 많이 나뉘 지 않았더라도 말입니다. 실제로, Hyperion 달은 2007 년에 Cassini가 거의 없었을 때 분화구에서 더 어두운 지역이 풀링되는 것으로 밝혀졌습니다.이 어두운 지역은 또한 Cassini Regio와 유사한 스펙트럼을 나타 냈습니다. 토성의 가장 큰 달인 타이탄은 또한 정체되어 있으며 가장자리에서 입자를 쓸어 낼 것으로 예상되지만, 두꺼운 대기 때문에 먼지가 달 전체에 퍼질 수 있습니다. 확인하기는 어렵지만 일부 연구에 따르면 이러한 먼지는 타이탄의 대기 전시회에 도움이 될 수 있습니다.
