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2006년 중국우체국은 난징루쿠에 급행물류센터 건립을 시작해 급행우편 서비스를 처리했다. 시설과 기능이 지속적으로 추가되어 2009년까지 초기 공사가 완료되었다. 최종 프로젝트는 계획대로라면 아시아에서 가장 규모가 크고, 세계에서도 세 번째로 규모가 클 것이다.
2009년, 공항은 천만 명의 승객을 처리했다. 2013년, 이 숫자는 터미널의 설계 운영 능력보다 300만 명이 많은 1,500만 명을 돌파했다. 난징이 주최하는 2014년 하계 청소년 올림픽을 대비해 3년여의 공사 끝에 제2터미널이 완공됐다. 또한 유도로가 있는 새로운 평행 활주로와 새로운 타워, 새로운 항공기 주차 위치, 그리고 새로운 화물 처리 시설들이 완공되었다. 2014년 7월 12일, 모든 항공편이 터미널 2로 이전되었고, 1터미널은 개보수 공사를 위해 폐쇄되었다.
난징 공항은 추가 수용량으로 항공기 이동과 전체 승객 모두에서 급속한 증가를 보였다. 2015년 전체 승객 수는 1,900만 명(12월 28일까지)을 넘어 2014년 기준 287만 명으로 전년 동기 대비 17.7% 증가했다. 공항은 2016년 1월과 2월에 29,210개의 항공기 운항과 339만 명의 승객을 처리한 것으로 2015년 같은 기간에 비해 각각 16.9%, 21.2% 증가했다.
갈색왜성(褐色矮星, brown dwarf)은 제일 무거운 가스행성과 가장 가벼운 항성 사이 질량 범위에 존재하는 아항성 천체이다. 그 질량 범위는 최소 목성질량의 13배(약 )에서 최대 약 75~80배(대략 ) 사이이다. 이 범위의 바로 아래 천체는 준갈색왜성(떠돌이 행성으로 불릴 때도 있다.)이며, 바로 위는 가장 가벼운 적색왜성이다. 갈색왜성은 내부가 화학적으로 분화되거나 여러 층을 이루지 않고, 전부 대류층으로 되어 있을 것이다.
주계열상의 항성들과는 달리 갈색왜성은 질량이 작아서 중심핵에서 일반적인 경수소(1H)를 헬륨으로 핵융합할 수 없다. 그러나 갈색왜성의 질량이 목성의 13배가 넘으면 중수소(2H)를, 65배가 넘어가면 리튬(7Li)을 핵융합할 수 있다고 여겨진다. 다만 상기 임계질량값은 논쟁의 대상이다. 갈색왜성을 생성과정과 핵융합 반응 중 어느 쪽에 기준하여 정의할 것인지도 논의되고 있다.
항성과 마찬가지로 갈색왜성은 분광형에 따라 M, L, T, Y형으로 분류한다. 이름과는 달리 갈색왜성들은 분광형에 따라 색이 다르다. 갈색왜성 다수는 인간의 눈에 자홍색 혹은 오렌지색이나 빨간색으로 보인다. 갈색왜성은 가시광선 파장대에서 그다지 밝게 보이지 않는다.
갈색왜성을 공전하는 것으로 알려진 행성들로 2M1207b, MOA-2007-BLG-192Lb, 2MASS J044144b 등이 있다. 알려진 갈색왜성 중 지구에서 가장 가까운 것은 약 6.5 광년 떨어져 있는 루만 16이다. 루만 16은 2013년 발견되었으며 갈색왜성 둘로 이루어진 쌍성계이다. 2017년 12월 기준 NASA 외계행성 저장소에 따르면 HR 2562 b는 발견된 외계행성 중 가장 무거운 천체로, 그 질량은 행성과 갈색왜성을 가르는 '목성질량 13배'의 두 배임에도 행성으로 분류되고 있다.
초기 이론.
현재 '갈색왜성'으로 불리는 천체들은 1960년대 시브 S. 쿠마르가 이론을 세웠다. 처음 명칭은 '흑색왜성'으로, '우주 공간을 자유롭게 떠돌아다니는 어두운 아항성(substar)으로, 질량이 작아 수소 핵융합을 할 수 없는 천체'로 정의했다. 그러나 (가) '흑색왜성'은 차갑게 식은 백색왜성을 일컫는 단어로 이미 쓰이고 있었으며 (나) 적색왜성은 수소 핵융합을 하는데다 (다) 이 천체들은 태어난 후 얼마 동안은 가시광선 파장에서 밝게 보일 수 있다. 이러한 개념상 충돌 때문에 '플래니타'(planetar)나 '아항성'(substar)처럼 이들을 정의하는 다른 명칭들이 제시되었다. 1975년 질 타터는 갈색왜성(brown dwarf) 단어를 제시했다. '갈색'은 대략적인 색채를 뜻한다.
'흑색왜성' 용어는 지금도 '더 이상 막대한 양의 빛을 뿜지 않는 지점까지 냉각된 백색왜성' 뜻으로 쓰이고 있다. 그러나 질량이 가장 작은 백색왜성조차 빛을 발산하지 않는 온도까지 식는 데 걸리는 시간은 현 우주의 나이보다 길기 때문에, 흑색왜성은 아직 존재하지 않는 것으로 보인다.
초저질량 항성의 본질 및 수소연소 한계를 다룬 초창기 이론에서는, 태양질량 7% 미만의 종족 I 천체나 태양질량 9% 미만의 종족 II 천체는 평범한 항성진화 과정을 절대 겪지 않고 완전축퇴 항성으로 진화할 것이라 추측했다. 수소를 태울 수 있는 천체의 최소 질량을 자체 모순 없는 계산식을 이용하여 최초로 구한 값은, 종족 I 천체의 경우 태양질량의 7%에서 8% 사이에 있었다.
중수소 융합.
1980년대 후반에 태양질량의 1.2% 이상을 만족하는 천체에서 중수소 연소가 가능하다는 것과, 갈색왜성의 차가운 바깥쪽 대기에서 먼지가 생겨날 수 있다는 연구결과가 나왔고, 이 결과들은 그때까지의 갈색왜성 이론들에 의구심을 갖게 만들었다. 그러나 갈색왜성은 가시광선을 거의 뿜지 않기 때문에 찾아내기가 어려웠다. 이런 천체는 적외선 스펙트럼에서 에너지를 제일 강하게 뿜는데, 당시 지상에서 관측하는 적외선 탐지기는 그다지 정확하지 않았기에 갈색왜성을 식별해 낼 수 없었다.
이후 다양한 관측법을 통해 수많은 갈색왜성들이 발견되었다. 대표적인 관측법으로는 시야 내 항성들을 다색촬영법을 이용해 탐사하거나, 주계열성과 백색왜성의 희미한 동반천체를 촬영하여 연구하거나, 젊은 성단을 조사하거나, 근접동반천체의 시선속도를 측정하는 것 등이 있다.
GD 165B와 분광형 L.
여러 해 동안 갈색왜성을 찾아내려는 시도들을 했으나 성과가 없었다. 그런데 1988년 백색왜성들을 적외선으로 탐사하던 중, 항성 GD 165의 희미한 동반천체가 발견되었다. 동반천체 GD 165B의 스펙트럼은 매우 붉고 기묘해서 질량 작은 적색왜성이 지닐 것으로 기대했던 특징들을 하나도 보여주지 않았다. GD 165B는 그때까지 알려졌던 가장 온도 낮은 분광형 M형 왜성보다 훨씬 더 차가운 천체로 분류될 필요가 있음이 명백해졌다. 2MASS가 유사한 색과 분광 특질을 보이는 천체들을 다수 발견하기 전까지 거의 10년 동안 GD 165B는 독특한 존재로 남아 있었다.
현 시점에서 GD 165B는 이른바 'L형 왜성'의 원형으로 알려져 있다.
GD 165B를 발견하고 나서 얼마 후 다른 갈색왜성 후보들이 보고되었다. 그러나 이들 대다수는 자격을 충족하지 못했는데 그 이유는 리튬이 없어서 보통 항성임이 드러났기 때문이었다. 항성은 지니고 있던 리튬을 1억 년 남짓한 시간 내에 다 태우나, 갈색왜성(항성에 근접한 유효온도와 광도를 지니는 부류까지 포함)은 그러지 못한다. 따라서 나이가 1억 년을 넘는 천체의 대기에서 리튬이 검출되면 그 천체는 갈색왜성임이 확실하다.
메테인 왜성 글리제 229B와 분광형 T.
1995년 반론할 여지가 없는 두 아항성급 천체 테이데 1과 글리제 229B가 발견되면서 갈색왜성 연구에는 큰 변화가 일어났다. 이 두 천체에서 670.8 nm 리튬선의 존재가 확인되었는데 후자의 경우 유효온도와 광도가 항성의 범위로부터 넉넉히 벗어나 있었다.
글리제 229B의 근적외선 스펙트럼상 2 마이크로미터에서 메테인 흡수대(帶) 하나가 선명하게 나타났는데, 이 특징은 가스행성 및 토성의 위성 타이탄에서만 관측되었던 것이다. 주계열성의 온도대에서는 메테인 흡수를 관측할 수 없다. 이 발견으로 기존의 L형 왜성보다 더 차가운 새로운 분광형 'T형 왜성' 개념이 정립되었으며, 글리제 229B가 원형별이 되었다.
최초로 검증된 갈색왜성은 1994년 스페인 천체물리학자 라파엘 레볼로가 이끄는 연구진이 발견했다. 플레이아데스 산개성단 내에서 발견된 이 천체는 이름으로 '테이데 1'을 받았다. 이 연구 논문은 1995년 5월 네이처 지에 제출되었고 동년 9월 14일 발행되었다. 네이처는 해당 호 표지에 다음 문구를 기재했다. "갈색왜성이 공식적으로 발견되었다."
테이데 1은 IAC 팀이 테이데 천문대 소재 80 cm 망원경(IAC 80)을 이용하여 모은 사진들에서 1994년 1월 6일 발견되었으며, 테이데 1의 스펙트럼은 로크 데 로스 무차초스 천문대 소재 4.2 m 윌리엄 허셜 망원경 관측을 통해 1994년 12월 최초로 기록되었다. 이 천체는 젊은 플레이아데스 성단의 구성원이었기 때문에 지구로부터의 거리, 화학적 조성, 나이를 알아낼 수 있었다. 연구팀은 당시 기준으로 가장 진보된 항성 및 아항성 진화 모형을 이용하여 테이데 1의 질량을 목성의 55 ± 15 배로 잡았는데 이는 항성질량의 하한선 아래 값이다. 이 천체는 이후 젊은 갈색왜성을 연구하는 논문에서 기준이 되었다.
이론상으로 목성질량 65배 이하의 갈색왜성은 진화과정 내내 열핵융합으로 리튬을 태울 수 없다. 이 사실은 낮은 광도에 낮은 표면온도를 보이는 아항성을 판별하는 데 사용하는, 리튬 시험의 원칙들 중 하나이다.
1995년 11월 켁 1 망원경이 찍은 고품질 분광자료는 테이데 1이 자신 및 플레이아데스 항성들이 태어난 분자구름에 있던 리튬을 내부에 그대로 갖고 있음을 보여줬으며, 동시에 테이데 1 중심핵에서는 열핵반응이 일어나지 않고 있음이 증명되었다. 이 관측으로 테이데 1이 갈색왜성이라는 사실과, 분광 리튬 시험이 효율적임이 보다 확실해졌다.
발견 후 얼마 동안 테이데 1은 직접 관측을 통해 발견한 태양계 밖 천체들 중 가장 작은 존재라는 지위를 유지했다. 이후 갈색왜성 1800개 이상이 발견되었으며 일부는 인디언자리 엡실론 Ba, Bb나 루만 16처럼 지구로부터 매우 가까운 곳에 있었다. 전자는 지구에서 약 12 광년 떨어져 있으며 중력으로 묶여 있는 갈색왜성 쌍성계이고, 후자는 지구에서 6.5 광년 떨어져 있으며 역시 갈색왜성 둘로 이뤄진 쌍성계이다.
항성탄생의 과정은 가스와 먼지로 이루어진 차가운 성간구름이 중력에 의해 붕괴되면서 시작된다. 구름은 수축하면서 켈빈-헬름홀츠 기작에 의해 뜨거워진다. 과정 초반에 수축하는 가스는 빠르게 에너지를 방출하여 붕괴가 지속되게 만든다. 결국 중심부는 충분히 밀집되어 에너지가 밖으로 나가기 힘들게 된다. 붕괴된 구름 중심부의 온도와 밀도는 시간이 지나면서 극적으로 올라가 수축속도를 늦추며, 이 과정은 원시별의 중심핵이 충분히 뜨겁고 조밀해져서 열핵반응이 일어날 때까지 계속된다. 항성 중심부에서 일어나는 열핵융합반응으로 가스압과 복사압이 발생하여 항성이 중력 때문에 수축하는 것을 막게 되는데, 이렇게 정역학평형이 이루어지고 별은 주계열성으로서 남은 일생 대부분을 수소를 융합하여 헬륨으로 바꾸면서 살게 될 것이다.
그러나 만약 원시별의 질량이 태양의 8% 미만이라면 중심핵에서 일반적인 수소 열핵융합 반응이 일어나지 않는다. 중력수축은 작은 원시별을 그다지 효율적으로 가열시키지 못하며, 중심핵의 온도가 핵융합을 할 수 있는 수준만큼 뜨거워지기 전, 전자가 빼곡하게 뭉쳐 양자 전자축퇴압을 발생시키는 수준까지 밀도가 올라간다. 전형적인 갈색왜성 내부의 밀도, 온도, 압력은 다음과 같을 것이다.
이 조건을 만족하는 원시별은 질량이 크지 않고 밀도가 높지 않아 수소융합을 유지하는 데 필요한 조건에 이르지 못할 것임을 알 수 있다. 전자축퇴압은 유입되는 물질이 수소융합에 필요한 밀도와 압력에 이르는 것을 방해한다.
리튬은 보통 갈색왜성에 존재하며 저질량 항성에는 없다. 수소 핵융합이 가능할 정도로 뜨거운 항성은 가지고 있던 리튬을 빠르게 고갈시킨다. 리튬-7과 양성자 하나가 융합하면 헬륨-4 원자핵 두 개가 생겨난다. 이 리튬 연소 반응에 필요한 온도는 수소 핵융합에 필요한 온도보다 약간 낮다. 저질량 항성의 대류 작용은 항성 내부 전체에 있는 리튬을 종국적으로 고갈시킨다. 따라서 갈색왜성 후보의 스펙트럼에 리튬 선이 나타난다는 것은 그 천체가 항성 바로 아래 질량 천체임이 확실하다는 뜻이다.
리튬 시험.
리튬을 이용하여 갈색왜성 후보들을 저질량 항성과 구별하는 것을 보통 '리튬 시험'이라고 부른다. 이 방법은 라파엘 레볼로, 에두아르도 마틴, 안토니오 마가주가 창안했다.
리튬 시험이 완벽한 것은 아니다. 리튬은 태어난 지 얼마 되지 않아 갖고 있는 리튬을 아직 다 태우지 않은 항성에서 검출될 수 있다. 태양처럼 좀 더 무거운 항성에서도 리튬이 바깥쪽 층에 존재할 수 있는데 이는 해당 층이 리튬을 태울 정도로 뜨겁지 않은데다 항성의 대류층이 리튬이 빠르게 고갈되는 중심핵과 섞이지 않기 때문이다. 이렇게 큰 항성은 크기와 광도로 갈색왜성과 쉽게 구별할 수 있다. 반대로 갈색왜성 중 질량 최상위 무리(목성질량 65배 이상)에 속하는 것들은 나이가 5억 년이 안 될 경우 매우 뜨거워 리튬을 태울 수 있다.
대기 중 메테인.
나이 많은 갈색왜성들 중 일부는 항성과는 달리 대기가 충분히 차가워서, 매우 긴 시간에 걸쳐 지구에서 관측 가능할 정도로 충분한 양의 메테인을 대기 중에 모을 수 있다. 이 메테인은 보다 뜨거운 천체들에서는 생성될 수 없다. 이런 상태에 있는 대표적인 갈색왜성으로 글리제 229B를 들 수 있다.
철의 비.
주계열성은 식어도 최종적으로는 최소복사광도를 만족하기에 지속적으로 핵융합을 할 수 있다. 갈색왜성은 일생에 걸쳐 식으면서 어두워지는데 나이를 많이 먹은 갈색왜성은 너무 어두워서 관측하기가 어렵게 될 것이다.
'철이 비 형태로 내리는 것'은 왜성 대기의 대류 과정 중 일부로, 오직 갈색왜성에서만 가능하며 질량 작은 항성에서는 일어나지 않는 현상일 것이다. '철의 비'에 대한 분광학 연구는 지금도 진행 중이지만 모든 갈색왜성이 이런 이례적인 대기 상태를 언제까지나 유지하지는 않을 것이다. 2013년 루만 16 항성계의 동반천체 B를 촬영, 대기에 철을 포함한 여러 물질이 섞여 있음을 밝혀냈다.
항성처럼 갈색왜성은 홀로 태어나거나 다른 항성 가까이에서 생겨날 수 있다. 다른 점이라면 이들은 항성과는 달리 질량이 작아 '불이 붙지 않는다'. 일부 갈색왜성은 항성을 공전하며, 행성처럼 타원형 공전궤도를 그릴 수 있다.
갈색왜성들은 대충 목성과 반지름이 비슷하다. 질량 상한선 범위(목성 질량의 60~90배)에서 어떤 갈색왜성 하나의 부피는 백색왜성과 마찬가지로 주로 전자 축퇴압에 의해 지배받는다. 반면 질량 하한선(목성 질량의 10배)에서의 부피는 행성처럼 주로 쿨롱 압력에 의해 결정된다. 그 결과 갈색왜성의 반지름은 가능한 질량 범위 전체에 걸쳐 고작 10~15% 정도 편차를 보이며 이 때문에 갈색왜성을 행성과 구별하기 힘들어진다.
덧붙여 갈색왜성 다수에서는 핵융합 작용이 일어나지 않는다. 목성질량 13배 이하 왜성들은 차가워서 중수소를 융합할 수 없으며, 목성질량 60배 정도의 아주 무거운 왜성들조차 빠르게 식기 때문에 탄생 후 1천만 년이 지나면 핵융합을 할 수 없게 된다.
열 스펙트럼.
엑스선과 적외선 스펙트럼은 숨길 수 없는 갈색왜성의 징표들이다. 일부는 엑스선을 방출하는 반면, '따뜻한' 갈색왜성 전부는 행성 비슷한 온도(1000 켈빈 이하)로 떨어질 때까지 적색 및 적외선 스펙트럼에서 지속적으로 강하게 빛난다.
가스행성에 갈색왜성의 특징 중 일부가 나타난다. 태양처럼 목성, 토성은 둘 다 조성물 대부분이 수소와 헬륨이다. 태양계의 가스행성 넷 중 셋(목성, 토성, 해왕성)은 태양으로부터 받은 열보다 훨씬 많은(최대로 약 2배까지) 열을 방출하며, 천왕성까지 포함한 네 행성 전부 각자만의 '미니 행성계'를 거느리고 있다.
현재 IAU의 기준.
목성질량 13배 하한선은 정교한 물리적 의미라기보다는 주먹구구식 수치라 할 수 있다. 이 선보다 무거운 천체들은 갖고 있던 중수소 대부분을 태울 것이며 가벼운 천체들은 극히 일부만을 태울 것인데, 목성질량 13배는 두 무리의 질량 사이 어딘가에 있다. 열핵융합에 쓰이는 중수소의 양은 천체에 헬륨과 중수소 등 물질이 존재하는 양 및 중원소가 차지하는 비율에 따라 어느 정도 결정된다. 중원소 함량은 대기의 불투명도와 방사성 냉각 비율을 결정한다.
Extrasolar Planets Encyclopaedia(외계행성 백과사전)는 목성질량 25배 천체들까지 목록에 포함하고 있으며 Exoplanet Data Explorer(외계행성 자료 탐색기)는 행성 상한선을 목성질량 24배까지로 설정하고 있다.
준갈색왜성.
과학자들 중 일부는 이들을 자유부유행성(free-floating planets)으로 부르기도 한다.
갈색왜성의 분광형.
분광형 M.
이들은 분광형 M6.5 혹은 그보다 차가운 갈색왜성으로 '차가운 M형 왜성'으로도 불린다. 천문학자들 중 일부는 이들을 적색왜성으로도 분류할 수 있다고 본다.
분광형 L.
주계열 항성의 분광형 중 가장 차가운 M형의 특질은 산화 타이타늄(II)(TiO)과 산화 바나듐(II)(VO) 분자의 흡수대가 강렬하게 나타나는 광학 스펙트럼이라 할 수 있다. 그러나 백색왜성 GD 165의 차가운 동반천체 GD 165B에는 위 M형 왜성의 TiO 특질이 전혀 나타나지 않는다. GD 165B와 같은 천체들이 이후 다수 발견되면서 새로운 분광형 L형 왜성이 정의되었다. L형 스펙트럼에서 붉게 보이는 영역은 금속산화물(TiO, VO)의 흡수대가 아니라, 금속수소화물(FeH, CrH, MgH, CaH)의 휘선대 및 뚜렷한 알칼리 금속(NaI, KI, CsI, RbI)의 원자선들로 정의된다. 2013년 기준으로 등록된 L형 왜성은 900개 이상이며 이들 중 대부분은 2MASS, DENIS, SDSS 등 광역탐사로 발견되었다. 이 분광형에 갈색왜성만 속해 있는 것은 아니며, 목성질량의 80배가 넘어가는 주계열성 중 분광형 L2나 L3처럼 차가운 별도 있다.
분광형 T.
GD 165B가 L형 왜성의 원형별인 것과 마찬가지로 두 번째로 등장한 분광형인 T형 왜성의 원형별은 글리제 229B라 할 수 있다. L형 왜성의 근적외선 스펙트럼을 H2O와 일산화탄소의 흡수대(帶)가 압도하는 것과는 달리 글리제 229B의 스펙트럼에는 태양계의 가스행성이나 타이탄에서만 발견되는 메테인(CH4)의 흡수대가 뚜렷하게 나타난다. 글리제 229B의 색은 CH4, H2O, 분자수소(H2)의 충돌유도흡수(CIA)로 인해 푸른 근적외선 색을 보여준다. 이 천체의 가파르게 경사지고 붉은 광학 스펙트럼에는 L형 왜성을 상징하는 FeH, CrH 띠가 없으며 대신 알칼리 금속 나트륨과 칼륨에서 나오는 넓은 흡수선들이 나타난다. 커크패트릭은 이 차이들로부터 'H-와 K-대 CH4 흡수'가 나타나는 T 분광형을 제안했다. 2013년 기준으로 등록된 T형 왜성은 355개이다. Adam Burgasser와 Tom Geballe는 T형 왜성의 근적외선 분류계획을 만들었다. 이론상 L형에는 초저질량 항성과 아항성 천체(갈색왜성)가 섞여 있지만 T형에는 갈색왜성만 속해 있다. T형 왜성 스펙트럼 중 초록색 부분에서 나트륨과 칼륨의 흡수가 일어나기 때문에 사람의 눈에 보이는 T형 왜성의 실제 색은 갈색이 아니라 자홍색이다. WISE 0316+4307과 같이 지구에서 100 광년 떨어져 있는 T형 갈색왜성들이 발견된 바 있다.
분광형 Y.
Y형 왜성으로 부를 수 있는 천체들이 존재하는지에 대해 논란이 있다. 이들은 T형 왜성보다 훨씬 차가울 것으로 예상된다. 이 분광형은 모형화는 되었으나 아직 제대로 정의된 스펙트럼 계열이나 원형 별은 없다.
2009년 당시 기준으로 가장 차가운 갈색왜성들의 유효온도가 500 ~ 600 켈빈으로 측정되어 분광형 T9를 받았다. 여기에 해당되는 사례는 CFBDS J005910.90-011401.3, ULAS J133553.45+113005.2, ULAS J003402.77−005206.7 세 천체가 있었다. 이 천체들의 스펙트럼은 1.55 마이크로미터 근처에서 흡수 피크가 형성된다. Delorme 연구진은 이 특징이 암모니아에 의한 흡수 때문이며, 이를 T형에서 Y형으로 전이되는 것으로 받아들여서 이런 천체들에 분광형 Y0을 부여해야 한다고 주장했다. 그러나 상기 특징은 물과 메테인에 의한 흡수와 구별하기 어려우며 Y0 분광형을 부여하는 것은 시기상조라는 주장도 나왔다.
2010년 4월 새로 발견된 극저온 준갈색행성 두 개(UGPS 0722-05, SDWFS 1433+35)를 Y0 분광형의 원형별로 삼아야 한다는 주장이 나왔다.
2011년 2월 루만 연구진은 지구에서 가까운 백색왜성의 '갈색왜성' 동반천체를 발견했다. 이 천체의 온도는 300 켈빈에 질량은 목성의 7배 수준이었다. 로드리게스 연구진은 이 천체가 행성급 질량임에도 불구하고 평범한 행성들과 같은 과정을 거쳐 태어나지는 않은 것 같다고 주장했다.
WISE의 자료로부터 새로운 갈색왜성 수백 개가 발견되었다. 이들 중 Y형 왜성으로 분류된 천체는 14개였다. Y형 왜성 중 하나인 WISE 1828+2650은 2011년 8월 기준으로 가장 차가운 갈색왜성 기록의 보유자였고 가시광선을 전혀 발산하지 않는다. 이런 천체 유형은 항성보다는 자유부유행성에 보다 가깝다. WISE 1828+2650은 원래는 대기온도가 300 켈빈보다 차가운 것으로 측정되었다. 참고로 실온의 상한선은 298 켈빈(섭씨 25도)이다. 이 천체의 온도 예측치는 이후 250 ~ 400 켈빈(섭씨 −23 ~ 127도) 사이로 수정되었다.
2014년 4월 천문학자들은 WISE 0855−0714의 예상 온도 범위를 225 ~ 260 켈빈(섭씨 −48 ~ −13도)으로, 질량은 목성의 3 ~ 10배로 예측했다. 이 천체의 시차 역시 평범하지 않아 계산된 지구로부터의 거리는 7.2 ± 0.7 광년에 불과했다.
2019년 WISE 카탈로그를 조사하여 갈색왜성 CWISEP J1935-1546을 발견했다. 이 천체의 온도는 매우 차가운 갈색왜성의 반열에 들어갈 수준으로 그 값은 270 ~ 360 켈빈이다.
L, T형 왜성에서 방출되는 플럭스 대부분은 근적외선 범위인 1~2.5 마이크로미터에 있다. '차가운 M', L, T형 왜성들은 온도가 낮고 시간이 지나면서 식기 때문에, 중성원자 종류들의 상대적으로 좁은 선부터 분자물질의 넓은 띠까지 다양한 종류의 근적외선 스펙트럼을 보여준다. 이 스펙트럼들 모두는 온도, 중력, 금속함량에 각각 다른 의존도를 보인다. 게다가 이처럼 낮은 온도 조건에서는 가스가 응축되어 낟알 구조(grains)가 되기 쉬워진다.
갈색왜성의 일반적인 대기 온도 범위는 최고 2200 ~ 최저 750 켈빈에 걸쳐 있다. 내부에서 지속적으로 핵융합을 일으켜 스스로를 가열시킬 수 있는 항성과는 달리 갈색왜성은 시간이 지나면서 빠르게 식는다. 다만 질량이 클수록 식는 속도는 느려진다.
관측 기술.
코로나그래프는 밝은 항성을 도는 희미한 천체를 식별하는 데 최근 들어 사용되고 있다. 글리제 229B는 이 방법으로 발견한 대표적인 갈색왜성이다.
CCD를 장착한 고성능 망원경은 멀리 떨어진 성단 내에서 희미한 천체를 찾아내는 데 쓰이고 있다. 이 방법으로 발견한 대표적인 천체가 테이데 1이다.
광각탐사(Wide-field search)를 이용, 어두우면서 독립적으로 존재하는 천체들이 발견되었다. 케일루-1은 이 방법으로 찾아낸 천체로 지구로부터 약 30 광년 떨어져 있다.
갈색왜성은 외계 행성을 찾는 중 자주 발견된다. 외계행성을 찾아내는 방식들은 갈색왜성 탐사에 그대로 활용될 수 있으며, 갈색왜성은 행성보다 훨씬 찾기 쉽다.
갈색왜성들은 강한 자기장을 지니고 있기에 강력한 전파 방출원이 될 수 있다. 아레시보 천문대와 장기선 간섭계에서 수행되는 관측 프로그램에서 이런 천체가 십여 개 발견되었는데, 이들은 이 분광형에 속하는 다른 천체들과 흡사한 자성(磁性)을 띠고 있기 때문에 초저온 왜성이라고도 불린다. 갈색왜성에서 방출되는 전파를 관측하여 이들의 자기장 세기를 직접 측정할 수 있다.
이정표.
메테인 갈색왜성이 최초로 확인됨. 남부 캘리포니아 팔로마 천문대 60인치 반사 망원경에 화상의 품질을 높이기 위해 적응광학 코로나그래프를 사용, 지구로부터 20 광년 거리에 있는 적색왜성 글리제 229A를 공전하는 갈색왜성 글리제 229B를 발견했다. 200인치 헤일 망원경을 이용, 적외선 분광법으로 후속연구를 한 결과 B에 메테인이 풍부함이 밝혀졌다.
중심부에 강력한 에너지원이 될 핵이 없는 대신 갈색왜성 내부는 빠르게 끓어오르는 대류 상태에 있다. 대류활동은 갈색왜성 대다수에서 나타나는 빠른 자전과 합쳐져서 강력하고 뒤얽혀 있는 자기장이 천체 표면 근처에 발달할 조건을 만든다. 찬드라가 관측한 LP 944-20의 플레어는 항성 표면 아래 격렬하면서 자화(磁化)된 뜨거운 물질이 그 근원일 수 있다. 표면 아래 플레어는 대기로 열을 전도하여 전류가 흘러 낙뢰 비슷한 엑스선 플레어가 만들어지게 할 수 있다. LP 944-20에 플레어가 없는 시기에 엑스선이 발생하지 않는 것 역시 의미있는 결과이다. 플레어가 없을 때 갈색왜성이 지속적으로 생산하는 엑스선의 양은 가장 낮은 한계점을 기록하며, 왜성의 표면온도가 2800 K 밑으로 떨어져 전자적으로 중성이 되면 코로나가 사라짐을 보여준다.
NASA의 찬드라 엑스선 관측선을 이용하여 과학자들은 다중성계 내 질량 작은 갈색왜성에서 엑스선이 나오는 것을 잡아냈다. 이는 어머니 항성(태양과 비슷한 항성들인 TWA 5A)에 가까이 붙은 갈색왜성을 엑스선을 이용하여 분리 식별해 낸 최초 사례이다. 도쿄 주오 대학 츠보이 요코는 엑스선의 출처가 갈색왜성의 섭씨 3백만 도에 이르는 코로나 플라스마이며, 왜성의 질량은 태양의 2%가 안 되지만 엑스선 파장에서는 태양만큼 밝고, 질량 큰 행성들도 젊을 때에는 스스로 엑스선을 발산할 수 있다고 주장했다.
갈색왜성은 최대 6 kG에 이르는 위력의 자기장을 지닐 수 있다. 몬테카를로 방법과 갈색왜성의 평균공간밀도에 기초하면 대략 갈색왜성들 중 5~10%가 강력한 자기장이 있어 전파를 발산하며, 태양으로부터 25 파섹 이내에 이런 자기장 갈색왜성이 40개 정도 있으리라 예측된다. 이런 갈색왜성들의 전파방향은 주기적으로 반대로 바뀌는데, 왜성의 자기장이 주기적으로 방향을 바꾸는 것에서 나온 결과로 보인다. 이러한 방향 반전은 태양 주기처럼 갈색왜성의 자기활동 주기가 가져온 결과일 수 있다.
최근의 연구 성과.
지구에서 카멜레온자리 방향으로 500 광년 떨어져 있는 갈색왜성 Cha 110913-773444 주변에서는 '태양계 축소판'이 생겨나고 있는 중으로 보인다. 펜실베이니아 주립 대학교 소속 천문학자들은 태양계를 만들어낸 것과 유사한 것으로 보이는 가스 및 먼지 원반을 이 천체 주위에서 발견했다. Cha 110913-773444는 당시 기준으로 발견된 갈색왜성들 중 가장 가벼웠으며(목성질량의 8배) 만약 행성계가 형성되어 있다면 이 왜성은 행성계를 거느린 가장 작은 천체가 될 것이다.
최근 갈색왜성 후보 천체들을 관측한 결과 적외선 방출이 밝아졌다가 어두워졌다가 하는 패턴이 감지되었다. 이 현상은 상대적으로 차갑고 불투명한 구름들의 패턴이 뜨거운 내부를 가리고 있으며, 이 구름들이 극심한 바람에 의해 움직임으로서 나오는 것으로 보인다. 이런 천체들의 날씨는 극도로 격렬할 것이며 그 극심함은 목성의 폭풍을 아득히 초월할 것으로 보인다.
2013년 1월 8일 NASA의 허블 및 스피처 망원경을 사용한 천문학자들은 갈색왜성 2MASS J22282889-431026을 탐사하여 당대 기준으로 최고 정교한 갈색왜성의 '날씨지도'를 만들었다. 이 지도는 바람에 의해 움직여 다니는 행성 크기 구름들을 보여준다. 이 연구는 갈색왜성을 넘어 태양계 너머 행성들의 대기에 대한 이해를 넓히는 계기가 되었다.
NASA의 WISE 계획에서 갈색왜성 200개 정도가 발견되었다. 지구 근처 갈색왜성의 밀도는 이전에 생각했던 것보다 높지 않다. 종전에는 항성 하나당 갈색왜성 한 개 꼴로 존재하리라 여겼으나 수정된 비율은 항성 여섯 개당 갈색왜성 한 개 꼴이다.
2017년 8월 출판된 논문에 따르면 NASA 스피처 우주 망원경은 다양한 두께의 구름으로 인해 생기는 적외선의 밝기 편차를 모니터링했다. 관측 결과 거대한 규모의 파장들이 갈색왜성의 대기 중에 퍼져나가는 현상이 발견되었는데, 이는 태양계의 해왕성 및 나머지 가스행성들의 대기와 비슷하다. 이 대기 중 파장들은 구름들의 두께를 조절하고 있으며, 각각 다른 속도로 퍼져나가는데 이 속도 차이는 아마 차등회전 때문에 생겼을 것이다.
갈색왜성 주위의 행성.
어머니 왜성을 멀리 떨어져 돌고 있는 슈퍼목성급 천체 2M1207b와 2MASS J044144는 강착이 아니라 분자구름 붕괴로 생겨난 것으로 추측되기에 행성이 아니라 준갈색왜성으로 보인다. 이는 상대적으로 큰 질량과 공전궤도로부터 추정한 것이다. 시선속도법으로 갈색왜성 ChaHα8을 도는 질량 작은 동반천체 하나를 발견했는데 이 연구결과는 이후 수 AU 혹은 그보다 짧은 거리에서 갈색왜성을 도는 행성들을 찾는 계기를 마련했다. 그러나 동반천체와 ChaHα8의 질량비는 약 0.3이어서 이 계(系)는 항성-행성이라기보다는 쌍성계와 흡사하다. 이후 2013년 상대적으로 작은 궤도에서 갈색왜성을 도는 행성급 질량 천체 OGLE-2012-BLG-0358L b가 발견되었다. 2015년 OGLE-2013-BLG-0723LBb가 갈색왜성을 도는 암석행성급 질량 천체로서 최초 발견되었다.
갈색왜성 주위 원반은 항성 주위 원반이 지니는 특징 다수를 똑같이 지니고 있었다. 따라서 이런 갈색왜성 주위에서는 물질의 강착으로 행성들이 태어날 것으로 보인다. 갈색왜성 원반의 질량이 작음을 고려하면 행성 대다수는 가스행성이 아니라 암석행성일 것이다. 만약 가스행성이 갈색왜성과 우리 시선방향 사이를 돈다면 이 둘의 지름은 거의 같기에 통과법에 의해 행성을 쉽게 감지할 수 있을 것이다. 갈색왜성 주변의 행성 강착 영역은 왜성과 매우 가까워 조석력이 강한 영향을 미칠 것이다.
생명체 거주 가능성.
갈색왜성을 도는 가상 행성에 생명체가 살 가능성은 꾸준히 연구되어 왔다. 갈색왜성이 생명체가 살 수 있는 행성을 거느릴 조건은 매우 까다로운데, 생물권이 원래 좁은데다 시간이 지나 갈색왜성이 식으면서 크기가 더 줄어든다. 가상행성이 어머니 갈색왜성의 강력한 조석력을 회피하려면 공전궤도의 이심률이 극도로 낮아야 할 것이다. 왜성의 조석력은 행성에 온실 효과를 발동시켜 생명체가 살 수 없도록 만들 것이다.
다롄 저우수이쯔 국제공항(, )은 중국 랴오닝성 다롄시에 있는 공항으로 시내 동쪽에서 10킬로미터 떨어져 있다.
1905년 러일 전쟁이 종결되자 일본의 조차지가 되어 종전을 맞은 1945년까지 일본이 다롄을 통치했다. 1927년 항공 법의 시행과 함께 체신성은 정기 항공 수송의 구상을 내놓고 도쿄(하네다)·오사카(후네쵸)·후쿠오카(나시마 수상 비행장)에 비행장 신설·정비를 시작한 국제 항공 우편도 도쿄~다롄(주 태아 비행장과 다롄 관동주 체신국), 오사카~상하이를 개설했다. 민간 항공의 발전과 더불어 저우 태아 비행장에는 만주 항공 회사 정기 편이 하루에 2,3편 취항하는 정도였지만, 1937년 중일 전쟁의 시작과 함께 군용기들이 많이 진출하는 해군의 군용 임시 편의 틈새를 비집고 민간의 더글러스 DC-3이 세세히 운항되고 있던 상태에서 비행장의 크기도 길이 약 800m, 폭 약 400m의 평탄한 토지였다고 한다.
개항 때부터 지금의 정식 명칭에도 포함되어 있다"주 태아"이란 이름은 여기가 저우 태아란 지명했던 것이 유래에서, 근처에 저우 태아 역도 있다. 시가지의 북서쪽에 위치한 뤼순 북로에 면하고 거리의 중심지로부터 자동차로 약 20분 자리에 있다. 또 다롄 공항은 민군 공용 공항이기 때문에 중국 인민 해방군의 군용기도 계류·이착륙할 수 있다.
최근에는 중국 내에서의 경제 성장에 따른 국내선·국제선 함께 편수가 증가하고 있다. 그 결과, 다롄 공항 설비적 문제나 주변 항로의 혼잡에 따른 당국으로부터 출발 허가가 좀처럼 내려가지 않는 것이 많이 눈에 띄고 30분~1시간 내외의 지연도 드물지 않다. 또 탑승권의 뒷면에는 빠른 탑승을 촉구하는 기술이 간간이 보인다. 더욱 입지상 자연의 영향(짙은 안개, 강풍, 강설, 황사 등)에서 출발·도착 시간 변경, 주변 공항(베이징-칭다오·옌타이·선양 등)에 잠수사도, 결항되고 반항이 적지 않다.
2008년 연간 실적에서는 이용객 수 820만명(전년 대비+12.6%), 발착 횟수 7만 2700회(전년 대비+15.4%), 물동량 13만톤(전년 대비+7.0%)와 중국 동북 지구에서 최대를 자랑하며 2009년 1월 현재 중국 국내 57도시로 98노선, 국외 15개국 39도시로 46노선의 정기 항공 편이 취항하고 있지만 현재 다롄 공항 시설로는 비좁고 있다. 거기에서 다롄 공항 대신 새로운 공항을 진저우 구 진저우 만, 삼십리 보에 건설하려 했다. 2015년경에 개업하는 방향으로 계획이 진행되고 있지만 2011년 3월 현재 착공되지 않았다. 신공항 건설에는 4~5년의 기간이 소요되므로 2009년 3월부터 2010년 말까지 약 2년간 「주 태아 공항 제3기 공사」로 다롄 공항 확장 공사를 하며, 이 공사 완공 후 연간 1600만~1800만명의 이용을 가능하게 한다. 또 주 태아 공항 제3기 공사와 병행하고 화물 수송구 우편 속달구 보세의 3가지 기능을 갖춘 "공항 물류원구 공사"도 2009년 3월부터 시작되었다.
사정변경의 원칙(事情變更-原則)이란 법률행위에 있어서 그 기초가 된 사정이 그후에 당사자가 예견하지 못한 또는 예견할 수 없었던 중대한 변경을 받게 되어, 당초에 정하여진 행위의 효과를 그대로 유지하거나 강제한다면 대단히 부당한 결과가 생기는 경우에는, 당사자는 그러한 행위의 결과를 신의성실의 원칙(신의칙)에 맞도록 적당히 변경할 것을 상대방에게 청구하거나, 또는 계약을 해제ㆍ해지할 수 있다는 원칙이다. 사정변경에 의한 해제에서 "사정"이란 객관적 사정일 뿐, 주관적 사정은 해당하지 않는다.대한민국의 민법상 지상권의 지료증감청구권은 사정변경의 원칙을 입법화한 것이다.
제12보병사단은 1934년에 "Infanterieführer II"라는 이름으로 창설되었다. 진짜 이름을 가지게 된 것은 독일 국방군의 창설이 선언된 후인 1935년 10월의 일이다. 1939년 폴란드 침공에 참가했으며, 1940년에 프랑스 침공에 참가했고, 1941년 5월까지 점령군 임무를 수행했다.
1941년 6월, 제12보병사단은 독일 북부집단군 예하로 바르바로사 작전에 참가했고, 1943년 말까지 그 지휘를 받았다. 1944년 초, 사단은 독일 중부집단군으로 배속되었고, 소련의 바그라치온 작전에서 포위망에 갇혀 항복했다.
1944년 10월, 사단은 12 국민척탄병사단이라는 이름으로 재구성되어 전쟁의 남은 기간 동안 B 집단군 소속으로 계속 참전했다. 아헨 방어전에 투입되었으며, 휘르트겐 숲 전투, 벌지 전투에도 참가했다. 1945년 4월, 사단은 루르 포위망이 붕괴하면서 부퍼탈에서 연합군에 항복했다.
초상권(肖像權)이란 자기 자신의 초상에 대한 독점권을 말한다. 헌법상 인정되는 인격권의 하나로서, 자기의 초상이 승낙 없이 전시되었을 경우에는 손해배상을 청구할 수 있다. 초상권에는 인격권으로서의 초상권과 재산권으로서의 초상권이 있는데, 후자는 퍼블리시티권과 유사하다.
데이모스는 포브스와 함께 원래 소행성대에 있었다가 강력한 목성의 인력으로 소행성대를 튀어나와 근처를 지나가던 화성에게 포획되었다는 설이 가장 인정받고 있다. 데이모스는 가장 긴 축이 화성을 향하고 있어서 자전주기와 공전주기가 일치한다. 데이모스의 표면은 회색이며 매우 어둡고 평균 밀도(2g/cm3 이하)는 낮아 데이모스가 탄소질로 이루어졌음을 나타내며, 우주공간을 떠돌다 화성의 인력에 붙들린 소행성일 수도 있음을 시사하고 있다. 데이모스는 화성에서 점점 멀어지고 있으므로 언젠가는 화성을 탈출해 사라지게 될 것으로 예상하고 있다.
포보스()는 화성의 두 위성 중 하나이다. 1877년 8월 18일에 미국의 천문학자 아사프 홀이 발견했다. 홀이 동시에 발견한 또 다른 화성의 위성인 데이모스보다 크며, 비교적 안쪽 궤도를 돈다. 포보스는 그리스 신화에 나오는 신의 이름인, 아레스의 아들 포보스('공포'를 의미한다)에서 따왔다.
포보스는 작으며 불규칙한 모양을 하고 있는데, 화성의 중심부에서 9,377 km, 표면에서 6,000 km 떨어진 곳을 돌고 있다. 이 거리는 태양계 내 어떤 위성들보다도 어머니 행성과 가까운 값이다.
포보스는 매 100년마다 1m씩 화성 표면에 가까워지고 있다. 따라서 5000만 년 뒤에는 화성 표면과 충돌하거나 화성의 고리가 됨으로써 깨어지게 될 것으로 예측된다. 포보스의 표면기온은 햇볕 드는 곳과 그림자 지는 곳에서 각각 영하 4도 ~ 영하 170도 범위에 든다.
화성의 위성은 포보스와 데이모스로 두 개이다. 이들의 겉모습은 불규칙하게 생겼다. 두 위성 모두 아사프 홀이 1877년 8월 발견했으며 그리스 신화에서 전장에 아버지 아레스와 함께 나가는 쌍둥이 형제인 포보스(공황)와 데이모스(두려움)의 이름을 땄다. 전쟁의 신 아레스는 로마인들에게는 마르스(Mars, 화성의 영문명)로 알려져 있었다.
지구의 달과 비교하면 포보스와 데이모스는 작다. 포보스의 지름은 22.2 km이고 질량은 1.08 kg이며, 데이모스의 지름과 질량은 각각 12.6 km, 2.0 kg이다. 포보스가 화성에 더 가까이 붙어 공전하고 있으며 공전궤도 반지름은 9,377 km, 공전 주기는 7.66 시간이다. 반면 데이모스는 화성 중심으로부터 23,460 km 떨어져 있으며 공전 주기는 30.35 시간이다.
초기 추측.
목성의 위성이 발견된 후 화성에도 위성이 있지 않을까라는 추측이 시작되었다. 갈릴레오 갈릴레이는 토성의 양쪽에 돌출부 두 개가 있는 것을 관측했으나(이후 이 돌출부는 고리로 밝혀진다.), 이를 숨기기 위해 아나그램 "smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras" ("Altissimum planetam tergeminum observavi", "나는 가장 멀리 있는 행성이 3중의 형태를 하고 있음을 관측했다.")을 사용했다. 요하네스 케플러는 이를 "Salve umbistineum geminatum Martia proles" (안녕하신가, 분노에 찬 쌍둥이, 마르스의 아들들이여)로 잘못 해석했다.
케플러에게 영감을 받았을지도 모르는 (그리고 케플러의 제3 행성운동법칙을 언급한) 조너선 스위프트는 그의 1726년 풍자 소설 《걸리버 여행기》 3부 〈라퓨타로의 항해〉 편에서 화성에 달 두 개가 있다는 언급을 한다. 작품 속 라퓨타의 천문학자들은 화성을 도는 위성 두 개를 발견했으며, 두 위성은 각각 화성 지름의 3배, 5배 거리에서 행성을 각각 10시간, 21.5시간에 1회 공전하는 것으로 나온다. 포보스와 데이모스(둘 다 스위프트가 소설을 발표한 지 100년 넘게 지난 1877년 발견되었음)의 실제 공전궤도 거리는 각각 화성 직경의 1.4배, 3.5배이며 공전 주기는 각각 7.66시간, 30.35시간이다. 20세기에 접어들어 초창기 소련의 화성/금성 탐사선을 설계한 V. G. 페르미노프는 스위프트가 화성인들이 지구에 남긴 기록들을 찾아내서 해독했을 것이라고 추측했다. 그러나 천문학자 대다수는 스위프트가 당대 지식에 기초하여 "수성과 금성에는 위성이 없고, 지구는 위성을 1개, 목성은 4개(당시 밝혀진 개수) 거느리고 있으므로 그 중간에 있는 화성은 위성 2개를 가지고 있을 것이다."라고 유추한 것이라 보고 있다. 거기에다 화성의 위성들이 작고 행성에 가까이 붙어 있기 때문에 아직 발견하지 못한 것이리라고 추론할 수 있었을 것이므로, 스위프트는 위성들의 거리와 공전 주기를 실제와 얼추 비슷하게 맞출 수 있었던 것 같다. 덤으로 스위프트는 천문학적 계산에 수학자였던 친구 존 아버스넛의 도움을 받았을 수도 있다.
볼테르의 1752년작 단편 소설 《미크로메가스》는 지구를 방문한 외계인을 다루고 있는데 화성의 두 위성도 언급된다. 볼테르는 아마도 스위프트에게 영향을 받은 것 같다. 이상의 '예측들'을 인정하는 차원에서 데이모스에 있는 충돌구 두 개는 스위프트와 볼테르로 명명되었으며 포보스의 라퓨타 지역과 라가도 평원 둘 다 걸리버 여행기에 나오는 지역명으로, 전자는 하늘을 나는 섬의 이름이고 후자는 가상국가 발니바르비의 수도명이다. 포보스의 충돌구들 중 다수가 걸리버 여행기의 등장인물 이름을 딴 것들이다.
위성 발견에 사용된 도구는 26인치(66 cm) 반사 망원경으로 당시에는 포기보텀에 설치되어 있었다. 이 망원경은 1893년 렌즈가 재장착되었고 새로운 돔으로 옮겨져 지금에 이른다.
두 위성의 원래 영문명 철자는 이튼 학교의 이학 석사 헨리 마단(1838년~1901년)이 제안한 "Phobus" 와 "Deimus"였다. 그는 일리아스 제15권(공포와 경악을 소환하는 아레스가 등장한다.)에서 이 명칭을 가져왔다.
화성의 위성 괴담.
1959년 월터 스콧 휴스턴은 "Great Plains Observer" 4월호에 "시에라스 대학교의 아서 하얄 박사는 화성의 위성들이 사실은 인공위성이라고 발표했다."라는 만우절 장난 발언을 했다. 사실 하얄 박사라는 사람과 시에라스 대학교는 가공의 존재들이었다. 이후 소련 과학자 이오시프 시크로브스키가 휴스턴의 이 발언을 진지하게 되풀이하여, 휴스턴의 장난은 세계적인 관심을 끌게 되었다. 시크로브스키는 포보스의 밀도 추정치(이후 잘못된 수치임이 증명되었다.)에 근거하여 이 위성은 속이 비어 있는 금속 껍데기로 되어 있다고 주장했다.
천문학자들은 숨어 있을지도 모르는 화성의 위성들을 찾아 왔다. 2003년 스콧 셰퍼드와 데이빗 제빗은 불규칙 위성을 찾기 위해 화성의 힐 권역 내 거의 모든 곳을 조사했다. 그러나 화성으로부터 흩어져 나오는 빛 때문에 포보스와 데이모스가 있는 안쪽 수분각 영역을 탐색할 수 없었다. 이후 탐색 결과 안시한계적색등급 23.5(반지름 약 0.09 km, 반사율 0.07)보다 밝은 천체는 없었다.
만약 화성의 적도 근처에서 포보스를 바라본다면 만월(滿月) 형태 포보스의 크기는 대략 지구에서 보이는 보름달의 3분의 1 정도일 것이다. 각지름은 8'(떠오를 때)와 12'(중천에 있을 때) 사이로 보일 것이다. 포보스는 화성에서 가깝기 때문에 관측자가 화성의 적도로부터 멀어질수록 시야각이 작아질 것이고 궤도가 지평선에 점차 가까워지다가 화성의 극관 지대에서는 지평선 아래로 가려 보이지 않게 될 것이다. 데이모스는 화성 관측자의 눈에는 위성이라기보다는 밝은 별이나 행성처럼 보일 것이다. 사실 시야각도 지구에서 본 금성보다 약간 큰 정도인 2'에 불과하다. 반면 화성에서 본 태양의 시야각은 약 21'이기 때문에 두 위성 모두 태양을 완전히 가리지 못하여 화성에서는 개기일식을 볼 수 없다. 역으로 포보스 표면에서는 개기일식이 매우 흔하여 거의 매일 밤마다 일어날 것이다.
포보스와 데이모스의 움직임은 지구에서 보는 달과는 매우 다르게 보일 것이다. 재빠른 포보스는 서쪽에서 떠올라서 동쪽으로 지며 7시간 만에 다시 서쪽에서 떠오른다. 반면 데이모스는 동기궤도 바로 바깥에 있기 때문에 동쪽에서 떠오르기는 하나 하늘을 매우 천천히 횡단한다. 데이모스의 1 자전주기는 30시간이지만, 자전 주기가 화성의 자전 속도보다 약간 느리기 때문에 화성 표면에서 바라보는 데이모스가 서쪽으로 지는 데에는 2.7 화성일이 걸린다.
두 위성 모두 조석 고정이 되어 있어서 언제나 같은 면만을 화성을 향해 보이고 있다. 포보스는 화성의 자전 속도보다 빠르게 화성을 공전하고 있기 때문에 조석력은 천천히 그러나 지속적으로 포보스의 공전 궤도를 작게 만들고 있다. 미래 어느 시점에 포보스가 화성에 충분히 가까이 다가가면(로슈 한계에 이르면) 포보스는 조석력에 의해 산산조각날 것이다. 반대로 데이모스는 충분히 멀리 떨어져 있어서 지구의 달과 마찬가지로 공전 궤도가 점차 커지고 있다.
화성의 위성들이 어디에서 온 것인지는 천문학계의 논쟁거리이다. 포보스와 데이모스 모두 탄소질의 C형 소행성이며 스펙트럼, 반사율, 밀도 모두 C 또는 D형 소행성들과 유사하다. 이처럼 소행성과 유사한 것에 기초하여 두 위성 모두 포획당한 소행성대 천체일 수 있다고 주장하는 가설이 있다. 그런데 두 위성은 모두 궤도가 원형에 가깝고 궤도면 역시 화성의 적도면과 거의 일치한다. 따라서 '포획 기원론'은 포획 당시 크게 찌그러져 있던 궤도가 원형으로 바뀌고, 궤도 경사각이 화성의 적도면에 맞춰지는 과정을 설명할 수 있어야 한다. 이 질문에 대해서는 화성의 대기가 천체를 끌어당기는 과정과 조석 고정이 함께 작용하여 현재의 위성계를 만들었으리라는 것이 가장 그럴 듯한 답변이다. 그러나 데이모스에 이 과정이 일어날 시간이 충분히 주어졌는지가 확실하지 않다. 포획이 일어나기 위해서는 에너지의 손실이 있어야 한다. 현재 화성의 대기는 포보스 크기 천체의 속도를 떨어뜨려 위성으로 삼기에는 너무 빈약하다. 제프리 랜디스는 원조 천체가 이중소행성이었고 이들이 조석력에 의해 분리되었다면 포획이 일어날 수 있었을 것이라고 지적했다.
화성이 한때 포보스 및 데이모스 크기의 천체 다수에 둘러싸여 있었다는 가설도 있다. Craddock은 화성 표면에 충돌구들이 연달아 형성되어 있는 구조는 과거 포보스 정도의 작은 위성들이 지면에 충돌한 증거일 것이라고 주장했다.
포보스는 화성과 동시에 태어난 게 아니라, 화성이 만들어진 후 화성 근처에서 물질이 다시 뭉쳐서 생겨난 '2세대 태양계 천체'일 수도 있다. 포보스 내부의 높은 다공도(밀도가 1.88 g/cm3임을 고려하면 포보스 속 비어 있는 부분의 비율은 전체 부피 중 25 ~ 35%에 이를 것으로 보인다.)는 소행성대 기원설과 일치하지 않는다. 열 적외선으로 포보스를 관측한 결과 필로규산염광물이 조성물 대부분을 차지하고 있었는데 이 광물은 화성 표면에 있는 것으로 잘 알려져 있다. 포보스의 스펙트럼들은 콘드라이트 운석들과 달라서 소행성대 기원설과 모순된다. 적외선 및 스펙트럼 자료는 화성을 타격한 대충돌 때 튀어나간 물질이 위성 궤도에서 다시 뭉쳐서 포보스가 만들어졌다는 가설에 힘을 실어주는데 이는 지구의 달이 생겨난 원인을 설명하는 거대충돌 가설과 비슷하다. 화성의 위성들은 화성이 화성 크기의 3분의 1에 이르는 원시행성과 충돌한 뒤 태어난 존재일 수 있다. 충돌 후 화성 주위에 고리 하나가 생겼는데 고리 안쪽 부분에서 커다란 위성 하나가 만들어졌다. 이 위성과 바깥쪽 고리 사이에 중력적으로 상호작용이 일어나 포보스와 데이모스가 형성된다. 이후 이 거대한 위성은 화성에 충돌했으나 작은 위성 둘은 궤도 상에서 살아남았다. 이 가설은 현재 두 위성 표면이 고운 입자로 덮여 있으며 내부에 빈 곳이 많다는 사실과 부합된다. 바깥쪽 고리가 위성 표면의 고운 입자 물질을 만들었을 것이다.
1997년과 1998년 NASA의 디스커버리 프로그램에서 알라딘 미션이 결선 진출작으로 선정되었다. 이 계획은 1. 포보스와 데이모스를 모두 방문, 두 위성에 발사체를 날린다. 2. 탐사선은 느린 플라이바이를 수행하면서 분출되어 나온 물질들을 수집한다. 3. 이 물질 샘플들은 연구를 위해 3년 후 지구로 되돌아오는 내용이었다. 그러나 종국적으로 NASA는 이 제안을 기각하고 수성 탐사 계획 메신저를 최종 승자로 선정했다.
2007년 유럽 우주국과 EADS 아스트리움은 2016년에 포보스를 방문하여 탐사선을 착륙시킨 뒤 샘플을 지구로 가져오는 계획을 입안했으나 성사되지 못했다. 2007년부터 캐나다 우주국은 포보스에 순회선과 착륙선을 보내는 PRIME 계획을 준비하고 있다. 2008년부터 NASA 글렌 연구 센터는 포보스/데이모스 샘플 회수 계획을 세우고 있다.
퍼지 논리(fuzzy logic)는 불분명한 상태, 모호한 상태를 참 혹은 거짓의 이진 논리에서 벗어난 다치성으로 표현하는 논리 개념이다. 퍼지 논리는 근사치나 주관적 값을 사용하는 규칙들을 생성함으로써 부정확함을 표현할 수 있는 규칙 기반기술(rule-based technology)이다.
퍼지의 원리는 모든 것이 정도의 문제라고 주장한다. 퍼지성은 둘 또는 그 이상 아마도 무한한 선택의 여지가 있는 스펙트럼을 의미한다. 퍼지성은 2진법이 아니라 흑과 백 사이의 무한한 회색의 농도인 아날로그를 의미한다.
확률론과의 차이.
퍼지 이론은 확률 이론과 근본적으로 다르다. 어떤 사람이 부엌과 침실 사이의 문간에 서 있다고 할 때, "그 사람은 50% 부엌, 50% 침실에 서 있다" 라고 말하는 것과 "그 사람은 50%의 확률로 부엌에 있거나 50% 확률로 침실에 있다"라고 말하는 것은 다르다.
퍼지 이론은 "회색 이론"이라는 별명으로도 불린다. 왜냐하면 흑백 사이의 수많은 회색을 상정하기 때문이다. 그리고 이 개념을 표현하는 방식으로 "매우", "조금", "약간", "보통의"라는 언어적 형용사를 사용한다. 그렇기 때문에 퍼지 이론을 "비수학적"이라고 생각하는 사람도 있다.
주요 응용분야인 퍼지제어기는 퍼지화기(fuzzifier), 규칙 베이스(rule base), 퍼지 추론기(fuzzy inference engine), 비퍼지화기(defuzzifier)로 구성되어 있다. 퍼지제어기는 복잡한 비선형 시스템의 제어시 퍼지집합을 분할하여 각 영역에 따른 규칙 베이스를 구성하면 기존의 비선형 제어기에 비해 훌륭한 성능을 얻을 수 있다.
퍼지 이론 사용의 실례.
손학규(孫鶴圭, 1947년 11월 22일 ~ )는 대한민국의 대학 교수 출신 정치인이다. 정계 입문 이전에는 서강대 정치외교학과 교수직을 지냈다. 이후 정계에 입문해 제33대 보건복지부 장관과 제31대 경기도지사 그리고 제14-16·18대 국회의원을 역임하였다. 본관은 밀양이며 경기도 시흥 출생이다.