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이 약한 자기 모멘트는 가니메데의 주변 우주 공간에 약하면서 목성의 자기장에 포함되는 약한 자기권을 형성한다. 이 '기능'을 갖고 있는 위성은 태양계에서 오직 가니메데밖에 없다. 이것의 직경은 4~5 "R"G("R"G = 2,631.2 km)이다. 가니메데의 자기권은 하전 입자(전자 및 이온)들이 갇혀 있는 위도 30°부근에 밴 앨런대와 같은 종류의 자기력선 모양으로 존재해 있다. 자기권에 존재하는 주요 이온으로는 산소 원자의 단일 이온화물인 O+이다. 이는 가니메데의 얕은 산소층 대기와 맞는 이온이다. 30° 이상의 고위도 극관 지역에서는 자기력선이 열려 있으며 목성의 전리층과 가니메데가 이어져 있다. 이 지역에서는 수십~수백 keV 정도의 에너지를 갖고 있는 전자와 이온이 검출되었으며, 이는 가니메데 극 주변에 관측되는 오로라의 원인으로 생각된다. 또한, 무거운 이온은 지속적으로 가니메데의 극 표면으로 침전되면서 스퍼터링하고 얼음을 어둡게 만든다.
가니메데의 자기장과 목성의 플라스마 사이의 상호 작용은 지구 자기권과 태양풍의 상호작용과 유사한 점이 많다. 목성과 같이 회전하는 플라스마는 가니메데의 역행 자기장에 충돌하며, 이는 태양풍이 지구 자기장과 충돌하는 것과 비슷하다. 둘의 차이점은 플라스마 흐름의 속도인데, 지구에서의 충돌 속도는 초음속이며, 가니메데에서의 충돌 속도는 아음속이다. 아음속 플라스마 흐름 때문에 가니메데의 역행 반구에서는 뱃머리 충격파가 존재하지 않는다.
고유한 자기 모멘트에 더하여, 가니메데에는 쌍극자 유도 자기장을 가지고 있다. 그 존재는 가니메데 근처에서 목성의 자기장이 변화하는 것으로 관측된다. 유도 모멘트는 행성 자기장의 변화 부분을 따라 목성에서 들어가거나 나오는 방사형 모향을 띄고 있다. 유도 자기 모멘트는 고유 자기 모멘트보다는 세기가 역하다. 자기장 적도의 유도장 전계 강도는 60 nT로 목성 주변 전계 강도의 절반 정도이다. 가니메데의 유도 자기장은 높은 전기 전도성을 가지고 지하 바다가 있는 것으로 추측되는 칼리스토, 유로파와 유사하다.
가니메데는 완전히 차별화된 금속의 핵을 가지고 있다는 것을 감안하여, 고유한 자기권은 아마도 지구와 유사한 방식으로 형성되는 것으로 추측한다. 이 방식은 위성 내부에서 전도성 물체가 움직이면서 형성되었다는 것이다. 가니메데 주위에서 검출되는 자기장은 핵의 대류 조성으로 만들기 쉬우며, 자기장은 발전기 작용 또는 마그네토 운반 작용으로 형성되는 것으로 추측한다.
철로 된 핵의 존재에도 불구하고, 가니메데의 자기장은 비슷한 크기의 위성보다 적은 자기장으로 인해 수수께끼로 남아 있다. 일부 연구에서는 상대적으로 작은 크기의 핵이 충분히 냉각되면서 유체의 움직임과 자기장이 차례로 계속해서 지속되지 않을 것이라는 가설을 내놓고 있다. 동일한 궤도의 공명이 표면에서 지속하는 자기장을 없앤 것이라는 설명도 존재한다. 가니메데의 편심적인 운동과 조석 가열이 공명을 일으켜 맨틀이 냉각되며 핵이 절연 상태가 된다는 설명이다. 또 다른 설명으로는 맨틀에 남은, 위성이 과거에 만들어낸 더 강한 자기장이 남아있는 규산염 암석의 자화가 방해한다는 설명이다.
기원과 진화.
가니메데는 아마도 목성 준성운이 형성된 이후 목성 주변의 가스와 먼지 덩어리에서 강착으로 형성된 것으로 추측한다. 가니메데의 강착은 1만년 정도로 추측되며, 강착에 10만년이 걸렸다고 추정하는 칼리스토보다는 짧다. 목성 준성운은 갈릴레이 위성이 형성되면서 상대적으로 "기체가 적은 상태"였을 수도 있다. 이는 칼리스토의 강착 시간이 유독 긴 이유를 설명해준다. 반면, 가니메데는 준성운의 밀도가 짙은 목성 근처에서 형성하면서 상대적으로 짧은 시간 척도에서 형성되었다. 이러한 상대적으로 빠른 형성은 부가적인 열을 잃는 것을 방지하여 얼음이 용융하여 얼음과 암석이 분화되는 등 행성 분화 과정으로 흘렸을 수도 있다. 이로 인해, 암석이 중앙부분으로 모이며 핵으로 변했다. 이 점에서, 가니메데는 녹는 데 실패하고 형성 속도가 매우 느려 부가적인 열의 손실을 가져온 칼리스토와는 분명히 구분된다. 이는 두 위성이 비슷한 질량과 구성비를 가지고 있음에도 불구하고 전혀 비슷하게 보이지 않는 이유를 설명한다. 이 이론 외의 대체 이론에서는 조력 굴곡에 의한 가니메데의 거대한 기초적 가열 또는 후기 운석 대충돌기 동안 여러 충돌체로 인해 강렬한 충격을 받은 것으로 설명하고 있다.
형성 이후, 가니메데의 핵은 형성 과정에서 생겨난 열을 '유지'했고, 그 후 마치 열을 저장하는 건전지처럼 천천히 얼음 맨틀에 열을 전달했다. 그 다음, 맨틀은 대류에 의해 열을 표면으로 전달하였다. 이후 암석 내의 방사성 원소가 붕괴하면서 핵을 더욱 가열시키고, 이것은 분화를 촉진시켰다. 또한, 내부에서는 철과 황화 철로 구성된 핵이 규산염 성분의 맨틀을 만들었다. 이와 함께, 가니메데는 완전히 분화된 구조로 변했다. 이와 비교하여, 미분화한 칼리스토의 방사성 가열은 내부에서 얼음의 대류를 일으켜 위성 전체가 냉각되어 얼음의 융해와 행성 분화 작용을 막았다. 칼리스토의 대류 운동은 암석과 얼음을 일부만 분리시켰다. 오늘날, 가니메데는 천천히 냉각하고 있다. 핵에서 열이 방출되면서 지하에 규산염 맨틀 형태의 바다가 존재하며, 철과 황화 철로 구성된 핵의 느린 냉각은 대류 운동을 일으키면서 자기장을 형성한다. 오늘날 가니메데의 방출 열 유속은 칼리스토가 방출하는 것보다 더 높다.
가니메데 좌표계.
아나트라는 충돌구가 있고, 이 충돌구가 가니메데의 좌표 체계를 정하기 위한 기준점의 역할을 한다. 좌표에 정의된 값에 의하면, 아나트는 경도 128도에 있다.
여러 탐사선은 목성을 지나쳐 가거나 궤도에 진입하여 가니메데를 더 밀접하게 살펴 보았다. 현재까지 진행한 통과로는 1970년에 일어났던 네 번의 근접 통과와 1990년대와 2000년대에 여러 근접한 통과가 있었다.
파이어니어 10호는 1973년에 목성을 지나쳐 갔고, 파이어니어 11호는 1974년에 지나쳐 갔으며, 위성에 대한 정보를 지구로 보냈다. 이 때 표면에서 400 km 정도의 거리에 대한 더 구체적인 물리적 정보를 받아 낼 수 있었다. 파이어니어 호가 최고로 가니메데에 접근한 거리는 446,250 km이다.
그 다음으로는 보이저 1호와 보이저 2호가 가니메데를 관찰했다. 1979년에 목성을 지나쳤다. 탐사선은 위성의 크기를 더 정확하게 알아내었고, 이 위성의 크기는 토성의 위성 타이탄보다 더 컸다. 이로 인해 예전 관측 결과에 비해 더 커졌다. 관측 도중 파인 지형도 보였다.
1995년, 갈릴레오 호는 목성 궤도에 진입한 후 가니메데에서 1996년부터 2000년까지 여섯 번의 근접통과를 실시했다. 이들 근접통과는 G1, G2, G7, G8, G28, G29라고 불린다. 가장 가까웠던 근접통과는 —G2—였다. 갈릴레오는 가니메데 표면에서 264 km 떨어진 곳을 지나갔다. G1 근접통과가 1996년에 이뤄지고, 이 때 가니메데의 자기장이 발견되었다. 바다의 발견은 2001년에 발표되었다. 갈릴레오 우주선은 여러 가지의 스펙트럼을 전송하고, 이 이미지로 가니메데 표면에 존재하는 물을 발견했다.
가장 최근에 가니메데를 마주한 탐사선은 뉴 허라이즌스 탐사선이다. 명왕성으로 가는 속력을 얻기 위해 목성 근접통과를 한 것이다. 탐사선은 가속하면서 가니메데의 지형 지도를 만들었다.
추후 탐사 계획.
2020년에 유로파 목성계 임무(EJSM) 발사가 예정되었다. 미항공우주국과 유럽우주국은 가니메데를 포함한 목성의 위성 탐사를 공동 추진했다. 2009년 2월, 미항공우주국과 유럽우주국은 유로파 목성계 임무의 우선 순위를 타이탄 토성계 임무보다 높였다. EJSM은 미항공우주국이 주도하는 목성 유로파 궤도선과, 유럽우주국이 주도하는 목성 가니메데 궤도선, 그리고 (아마도) 일본 우주항공연구개발기구가 주도하는 목성 자기권 궤도선으로 구성되어 있다. 유럽우주국 내부에서 프로젝트별 자금 확보 경쟁이 일어났다. 하지만, 2012년 5월 2일 유럽우주국 주도 부분이 목성 얼음 위성 탐사선(JUICE)으로 바뀌게 되고, 2022년 L1 발사대에서 아리안 5호로 발사된다는 것이 확정되었다. 유럽우주국의 우주과학 탐사가 발전하게 되었다. 우주선은 칼리스토와 유로파를 가깝게 지나쳐 가고, 가니메데 궤도에 들어서 여러 자료를 수집한다.
현재 러시아 연방 우주국은 가니메데 착륙선(GL) 임무가 우주생물학을 발전시킬 수 있을지를 집중 평가하고 있다. 가니메데 착륙선과 파트너가 될 것으로 보이는 탐사선은 목성 얼음 위성 탐사선이다. 이 계획이 채택된다면, 2024년에 발사될 것이고 이 일정은 목성 얼음 위성 궤도선과 맞을 수 있다.
주노 탐사선은 2010년에 행성 과학 규모 과학적 조사 연구회에서 제안되었다. 가능한 장비는 중간 정도의 해상도를 가진 카메라를 포함해서 플럭스 게이터 자기계, 가시광선/근적외선 분광계, 레이저 고도계, 저에너지 또는 고에너지 플라즈마 검출계, 이온 및 중성 질량 분석계, 자외선 분광계, 라디오 및 플라즈마 신호 감지계, 좁은 각도의 카메라, 표면 레이다가 있다.
가니메데의 궤도에 진입하는 취소된 제안 중 하나는 목성 얼음 위성 궤도선이 있다. 목성 얼음 위성 궤도선은 핵분열을 사용하도록 설계되었고, 이온 엔진으로 추력을 내게 하여 이전보다 더 상세하게 가니메데를 연구할 수 있게 하는 것이 목적이었다. 그러나 예산 삭감으로 2005년에 취소되었다. 또 다른 오래된 제안은 '가니메데의 웅장함'이라고 불렸다.
유로파 또는 에우로파(Europa)는 대부분 그리스 신화 또는 유럽에 관련된 이름으로 쓰인다.
명왕성(冥王星, ; 상징: 와 ) 또는 134340 명왕성(소행성체명 : 134340 Pluto)은 카이퍼 대에 있는 왜행성이다. 암석과 얼음으로 이루어져 있으며, 지구의 위성인 달에 비교하면 질량은 , 부피는 정도이다. 태양으로부터 29~49 AU 떨어진 타원형 궤도를 돌고 있으며, 공전 주기는 약 248년, 자전 주기는 6일 9시간 43분이다. 이심율이 큰 타원형 궤도 때문에 해왕성의 궤도보다 안쪽으로 들어올 때도 있다. 2014년 기준으로 태양에서 32.6 AU 거리에 있다.
태양에서 아주 멀리 떨어져 있어서 기온이 매우 낮다. 평균 표면 온도는 -233℃이다. 산소와 메테인 등이 고체로 존재하고 있어 인간이 자원을 획득하는 데 가장 좋은 태양계 천체처럼 알려져 있지만, 지구와의 거리가 매우 멀고 기온이 낮기 때문에 실효성이 낮다. 명왕성의 중력은 지구의 약 7% 정도이다. 지구에서 몸무게가 약 60kg인 사람이 명왕성에 가면 약 4kg가 된다. 질량은 60kg으로 일정하다.
1930년에 미국의 클라이드 톰보가 처음으로 발견했으며, 2006년까지 태양계의 9번째 행성으로 인정됐었다. 하지만 명왕성과 비슷한 타원 궤도를 도는 유사한 천체들이 잇따라 발견되면서, 명왕성이 행성으로 적합한가에 관한 논란이 발생했다. 2005년에 발견된 왜행성 에리스는 당시 명왕성보다 질량이 27% 정도 더 큰 것으로 파악되었다.&lt;ref name="hubblesite2007/24"&gt;&lt;/ref&gt; 즉 명왕성이 태양계 외곽의 여러 얼음 천체들 중 하나에 불과하다는 것이 밝혀졌다. 그래서 명왕성 하나만 행성으로 분류할 수는 없다는 의견이 나왔고, 카론, 명왕성, 세레스 등을 모두 행성으로 분류할지 아니면 모두 제외할지에 대한 논의가 이루어졌다. 결국 국제천문연맹은 2006년 8월 24일 총회에서 행성의 기준을 새로 정하면서 명왕성, 에리스, 세레스 등을 함께 묶어 왜행성 및 명왕성형 천체라는 새로운 분류에 집어넣었다. 미국을 비롯한 일부 국가의 과학자들은 명왕성이 여전히 행성으로 분류되어야 하며 새로 발견된 천체들도 행성으로 인정해야 한다고 주장하기도 하지만, 왜소왕성은 현재 왜행성으로 분류되어 134340이라는 식별 번호가 붙어있다.
당초 명왕성 주변에서 발견된 5개의 천체가 위성으로 알려져 있었다. 그 중 가장 큰 천체인 카론은 1978년에 발견되었고, 닉스와 히드라는 2005년에, 케르베로스와 스틱스는 각각 2011년, 2012년에 발견되었다. 그러나 명왕성이 카론에 지배적인 영향을 주지 못하고 카론에 휘둘리기도 하는 사실이 확인됐는데, 이 둘의 질량 중심이 명왕성 내부가 아닌 두 천체 사이에 위치하였기 때문이다. 그러나 국제천문연맹은 아직 이 현상에 대해 공식적인 정의를 내놓지는 않았고, 카론은 일단 명왕성의 위성으로 정의되어 있다.
명왕성은 1930년 2월 18일에 클라이드 톰보(Clyde Tombaugh)에 의해 발견되었다.
1840년대 위르뱅 르베리에와 존 카우치 애덤스는 천왕성 궤도의 섭동을 분석하여, 당시에 아직 발견되지 않았던 해왕성의 존재와 그 위치를 계산하여 예측하였다. 그러나 해왕성 발견 후, 이 행성의 궤도에도 오차가 있는 것으로 밝혀졌다. 이 사실은 해왕성 바깥쪽에 다른 행성이 존재한다고 여겨지게 하였다. 화성의 운하를 관측한 것으로 유명한 천문학자 퍼시벌 로웰은 해왕성 너머로 궤도에 영향을 미치는 또 다른 행성이 있을 것으로 추정하고 이를 행성 X라 불렀다. 그러나 사실 명왕성의 크기는 매우 작은데다가, 명왕성보다 훨씬 큰 해왕성의 궤도에 지장을 주기에는 질량이 너무나도 작다. 그래서 계산에 의하기보다는 우연히 발견했다고 봐도 큰 무리가 없다. 나중에 관측 여건이 좋지 않아서 이러한 오차가 생긴 것임을 알게 되었다.
로웰은 애리조나에 천문대를 건설하고, 9번째 행성을 찾기 위한 프로젝트에 돌입했다. 명왕성이 해왕성에게 섭동을 주어 궤도 오차가 생긴것으로 인식하고 그 궤도를 계산해냈고, 1909년에는 행성 X의 예상 위치가 몇 개 제안되었다. 이 프로젝트는 1916년 로웰이 사망하기까지 진행되었지만, 명왕성을 찾지는 못했다. 로웰은 알지 못했지만 1915년에는 명왕성의 흐릿한 이미지가 찍혔는데도 이를 알아채지 못하고 지나간 적이 있었다. 그 외에도 15번 정도 사전 포착된 적이 있었으며, 가장 오래된 것은 1909년 버크스 천문대에서 사전 포착된 것이다.
로웰 사후에는 그 미망인 콘스턴스 로웰이 천문대의 지분에 대해 유산 상속 권리를 주장해 법정 싸움이 이어지는 통에, 행성 X에 대한 탐사는 1929년 23세의 클라이드 톰보가 탐사 업무를 인계받을 때까지 재개되지 못했다. 톰보는 당시 최신 기술이었던 천체 사진을 이용하여 빈 동일한 지역의 사진을 2주 간격으로 두 장을 촬영한 후, 그 이미지 사이에서 위치가 바뀐 천체를 분석하는 방법으로 탐색을 진행했다. 촬영한 방대한 사진을 열심히 분석한 결과, 톰보는 1930년 2월 18일에, 같은 해 1월 23일 및 1월 29일 촬영된 사진에서 움직이고 있다고 생각되는 천체를 발견했다. 1월 20일에 찍힌 사진도, 질은 나빴지만 움직임을 확정하기에는 충분했다. 로웰 천문대는 더욱 확증적인 사진을 얻기 위해 노력했고, 이후 발견 소식을 1930년 3월 13일에 하버드 대학 천문대에 전보로 보냈다. 그 후 명왕성의 사진은 1915년 3월 19일까지 거슬러 발견되었다. 이와 같은 경위로 발견된 날짜는 일반적으로 1930년 2월 18일이지만, 소행성 센터에 등록된 목록에서 발견 일은 같은 해 1월 23일로 되어 있다.
명왕성의 발견은 전 세계적인 화제가 되었고, 이 새로운 별을 명명할 권리를 가지고 있었던 로웰 천문대는 ‘아틀라스’부터 ‘자이멀’("Zymal")에 이르는 이름까지 전 세계에서 1000건 이상의 제안을 받았다. 톰보는 다른 사람보다 빨리 이름을 제안하라고 베스토 멜빈 슬리퍼를 재촉했다. 콘스턴스 로웰은 제우스를 제안했다가, 퍼시벌("Percival") 그리고 결국에는 그녀 자신의 이름인 콘스턴스로 제안을 했다. 이러한 제안들은 모두 기각되었다.
명왕성(Pluto)라는 이름을 제안한 이는 베네티아 버니(1918–2009)로 잉글랜드 옥스포드의 11살 소녀였다. 베네티아는 고전 신화와 천문학 모두 관심을 가지고 있었으며, 그 이름을 로마 신화의 저승의 신이 어둡고, 추울거라고 생각되는 세상에 적합한 이름이라고 생각했다. 그녀는 그 이름을 옥스포드 대학 보들레이안 도서관 전 사서였던 할아버지 팔코너 마단과 상의를 통해 결정했다. 마단은 그 이름을 허버트 홀 터너 교수에게 전달했고, 그는 미국의 동료들에게 전보를 보냈다.
명왕성이 공식적으로 명명된 것은 1930년 3월 24일이었다. 로웰 천문대원은 세개의 목록에 있는 것 중 하나를 투표할 수 있었다. 미네르바(이것은 당시에 이미 소행성의 이름이었다.), 크로노스(이것은 당시 인지도가 높지 않던 토머스 제퍼슨 잭슨 씨에 제안되었지만 명성을 잃어버렸다.)와 플루토가 그 목록에 오른 이름이었다. 결과적으로 플루토가 만장일치로 뽑혔다. 이 이름은 1930년 3월 1일에 공표되었다. 이 이름이 공표되자마자 마단은 손녀 베네티아에게 5파운드를 주었다. 이 명칭 "Pluto"의 첫 두 글자가 퍼시벌 로웰의 이니셜인 PL과 일치한다는 것도 결정에 일부 영향을 주었다. 또한 명왕성의 천문 기호(, unicode ♇)는 P와 L을 한 글자로 겹쳐놓은 것이다.&lt;ref name="JPL/NASA Pluto's Symbol"&gt;&lt;/ref&gt; 명왕성의 점성술 기호()는 해왕성()과 비슷하지만, 삼지창의 가운데에 원이 그려져 있다.
이 이름은 곧 널리 사용되기 시작했다. 1930년 월트 디즈니는 미키 마우스의 개 동료로 플루토를 만들었는데, 디즈니 애니메이터 벤 샤프스틴은 왜 그런 이름이 붙여졌는지 확언하지 못했다. 1941년에 글렌 T. 시보그는 우라늄 (천왕성), 넵투늄 (해왕성) 등 새롭게 발견된 행성의 이름을 원소의 이름에 붙이던 관습에 따라 명왕성 다음으로 만들어진 새 원소에 플루토늄이라는 이름을 붙였다.
이 플루토(그리스 신화에서는 하데스)에 해당하는 한자 문화권에서 사용하고 있는 「명왕성(冥王星)」이라는 이름은 일본인 노지리 호에이(野尻抱影)의 아이디어로, 《과학화보》 1930년 10월호에서 새로 발견된 행성에 붙일 이름으로 ‘유왕성’(幽王星)이라는 이름과 함께 제안한 것이며, Pluto의 한자의역이라 할 수 있다. 중국에서는 1933년 무렵에 이 이름을 채택해 사용하기 시작했으며, 한국어 명칭인 명왕성은 정확히 채택된 시기는 알 수 없으나, 일본, 중국과 같은 한자이기 때문에 비슷한 시기에 일본을 통해 자연스럽게 보급된 것으로 보인다. 같은 한자권이지만 베트남어에서는 이 행성에 힌두교와 불교에서 지옥의 수호신인 염마(閻魔)에서 따온 Diêm Vương Tinh(염왕성 閻王星) 또는 Sao Diêm Vương(염마의 별)이라는 독자적 명칭을 쓰고 있다.
모양새, 표면.
명왕성의 겉보기등급은 평균 15.1등급이고, 근일점에서는 13.65 등급까지 밝아진다. 맨눈으로는 관측할 수 없고 구경이 30 cm 정도 되는 망원경이 필요하다. 각지름이 0.11" 밖에 되지 않기 때문에 그냥 별처럼 보이고, 큰 망원경으로도 고리 등은 관측할 수 없다.
표면 지도는 1980년대에 최초로 만들어지기 시작했는데, 위성 카론과의 식에 의한 밝기 변화를 이용했다. 예를 들어 카론이 명왕성의 밝은 부분을 가렸을 때와, 어두운 부분을 가렸을 때 전체 밝기가 변화하는 정도가 다르므로, 이를 이용해 표면의 어느 부분이 밝고 어느 부분이 어두운지를 알아낼 수 있다. 여러 관측 결과들을 컴퓨터를 이용해 처리해서, 최종적인 밝기 지도를 만들 수 있었다. 이 방법으로 시간에 따른 밝기의 변화 또한 추적할 수 있었다.
현재의 지도는 훨씬 높은 분해능을 가지는 허블 우주 망원경을 이용해 만들어낸 것으로, 수백 킬로미터 단위의 변화를 확인할 수 있고, 극지방과 가장 밝은 지역을 확인할 수 있는 등 조금 더 상세하다. 이 지도를 만드는 데에도 허블 망원경이 보내온 몇 픽셀에 가장 잘 맞는 표면 지도를 찾기 위해서 매우 복잡한 컴퓨터 처리가 필요했다. 여기에 사용된 허블 망원경의 2개 카메라는 더 이상 작동하지 않기 때문에, 2015년까지는 이 지도가 명왕성의 가장 정밀한 지도가 되었다.
이 지도들이나 명왕성의 적외선 스펙트럼의 주기적인 변화 등을 참고해 보면, 명왕성의 표면은 색상이나 밝기가 꽤 다양고 변화가 큰 편으로, 태양계에서 색상 대비가 가장 뚜렷한 별들 중 하나에 속한다. 표면 색상은 차콜 블랙이나 어두운 오렌지색에, 흰색도 보인다. 화성보다는 훨씬 붉은 기가 적고, 색상으로 따지면 이오와 훨씬 비슷하고 오렌지색이 좀더 강하다.
1994년과 2002년-2003년에는 명왕성 표면에 변화가 있는데, 북극 지방이 밝아지고 남쪽 반구는 어두워졌다. 또한 전체적으로 붉은색이 2000년-2002년 사이에 크게 증가했는데, 이런 변화는 계절 변화와 더불어 명왕성 대기의 승화 작용이 명왕성의 큰 궤도 경사각과 이심률로 인해서 증폭되었기 때문인 것 같다.
표면을 분광학적으로 분석해 보면 98% 이상이 고체 질소로 구성되어 있고, 메탄과 일산화탄소도 약간 존재한다. 카론을 향한 쪽 반구에 메탄 얼음이 더 많고, 반대쪽 반구에는 질소와 일산화탄소 얼음이 조금 더 많다.
허블 망원경의 관측에 따르면 명왕성의 밀도는 1.8 ~ 2.1 g/cm3 정도 되고, 내부 조성은 질량의 대략 50~70% 정도는 바위층이, 30~50% 정도는 얼음이 차지할 것으로 보인다. 방사성 붕괴를 일으키는 원소들이 얼음을 충분히 가열해 주어 바위층과 얼음층은 분리되어 있을 것으로 생각되고, 바위층은 밀도가 높은 핵을 형성하고 얼음층은 맨틀을 형성하고 있을 것이다. 핵의 지름은 대략 1700 km 정도일 것으로 가정하고 있고, 이는 명왕성 직경의 70%이다. 내부 가열이 오늘날까지 지속되고 있다면 핵과 맨틀 사이에 100~180 km 정도 두께의 액체 물층이 형성되어 있을 수도 있다. 독일 우주항공 센터의 행성 연구 기관의 계산에 따르면 명왕성의 밀도-반지름 비율은 (천왕성이나 토성의 위성들 같은) 얼음 위성들과 (목성의 이오 같은) 바위 위성들의 중간쯤에 위치하고, 트리톤과도 비슷하다.
명왕성의 질량은 지구의 0.2퍼센트 정도인 1.303kg이고, 부피는 약 0.6퍼센트인 6.97km3이다. 지름은 2372 km, 표면적은 1.795km2이며, 이는 러시아의 면적과 비슷한 수준이다. 적도 중력은 지구 중력의 약 6퍼센트에 불과한 0.063g이다.
1978년 위성 카론의 발견으로 인해서, 케플러 제 3법칙을 이용하여 명왕성의 질량을 알아내는 것이 가능해졌고, 적응 제어 광학의 발명으로 카론과의 식을 이용해서 명왕성의 직경 및 모양새도 더 정확하게 측정할 수 있었다. 2015년 뉴 허라이즌스 호가 탐사하기 전까지는 대기권 때문에 정확한 행성체 크기를 알아내기가 어려웠다. 알베도는 0.49-0.66 사이에서 변화한다.
명왕성은 지구형 행성들에 비해서도 훨씬 질량이 작고, 달 질량에 비해도 20%도 되지 않는다. 위성인 가니메데나 타이탄, 칼리스토, 이오, 유로파, 트리톤 등도 명왕성보다 질량이 크다. 왜행성이자 소행성대에서 가장 큰 천체인 세레스와 비교하면, 직경은 2배, 질량은 12배 크다. 반면 2005년에 발견된 에리스보다는 가볍다.
명왕성의 대기와 탄화수소 안개 때문에 정확한 크기의 추정이 다소 어렵다. 2014년에는 명왕성 대기의 메탄 비율을 고려했을 때 직경은 2360 km 이상이라는 연구 결과가 발표되기도 했는데 이에 따르면 명왕성이 에리스보다는 조금 큰 것이다. 2015년 7월 13일에 뉴 허라이즌스 호에 탑재된 망원정찰영상기(LORRI)가 보내온 사진과 다른 관측 장비를 통해 분석한 결과 명왕성의 직경은 2,370km로 판단되었고, 이후 7월 24일에 2,372km인 것으로 수정되었다.
명왕성의 대기는 표면의 물질들로부터 만들어진 질소, 메탄 및 일산화탄소의 얇은 층으로 구성되어 있다. 표면 기압은 6.5~24μbar가량 된다. 명왕성의 잡아늘려진 궤도는 이 대기권에 매우 큰 영향을 준다. 명왕성이 태양으로부터 멀어지면, 대기의 물질들은 얼어붙어 지표면에 떨어진다. 태양에 다시 가까워지면, 표면의 온도가 올라가 이 물질들이 다시 승화를 일으켜 대기권으로 올라간다. 이에 따라 땀을 흘리면 몸이 시원해지는 것처럼 온실 효과와는 반대 현상이 발생한다. 표면의 물질들이 승화하면서 열을 빼앗아가는 것이다. 과학자들은 서브밀리미터 집합체를 사용해서 명왕성의 표면 온도가 약 43K로 예상치보다 10K 정도 더 낮다는 것을 알아냈다.
강력한 온실 가스인 메탄의 존재로 인해서 대기는 10 km 정도 고도에 표면보다 36K 정도 더 따뜻한 역전층을 형성한다. 대기권 하층부가 상층부보다 메탄을 더 많이 포함하고 있다.
명왕성 대기권의 존재 증거는 이스라엘 와이즈 천문대의 노아 브로치와 하임 멘델슨에 의해 1985년에 최초로 제기되었고, 1988년에 카이퍼 에어본 천문대가 명왕성이 주변의 다른 별들을 가리는 것을 관측하여 발견했다. 대기권이 없는 천체가 다른 별 앞으로 움직이면, 별은 '갑자기' 사라진다. 명왕성의 경우에는 별이 흐릿해지면서 천천히 사라졌다. 흐릿해지는 정도를 봤을 때 기압은 약 0.15 파스칼로 밝혀졌고, 이는 지구의 약 70만 분의 1이다.
2002년에 파리 천문대의 브루노 시카르디, MIT의 제임스 L. 엘리엇, 윌리엄스 대학의 제이 파사초프 등이 이끄는 연구팀은 명왕성이 다른 별을 가리는 것을 관측했다.&lt;ref name="Sicardy 10.1038/nature01766"&gt;&lt;/ref&gt; 이 때는 명왕성이 1988년에 비해 태양에서 더 멀었기 때문에 더 추운 날씨로 엷어진 대기를 가져야 하는데, 놀랍게도 표면 기압은 0.3 파스칼 정도로 계산되었다. 이 모순에 대해, 1987년에 명왕성의 남극이 120년만에 햇빛을 받아 더 많은 질소가 극관으로부터 승화했을 것이라는 설명이 있다. 질소가 승화해서 대기를 채우고 다시 어두운 북극에서 얼어붙기까지는 수십 년이 걸린다는 것이다. 같은 연구에서 명왕성 대기에 바람이 불고 있다는 최초의 증거도 제시되었다. 2006년에도 호주에서 명왕성이 또다른 별을 가리는 현상을 제임스 엘리엇과 제이 파사초프, 그리고 레즐리 영 등이 이끄는 사우스웨스트 연구소 팀이 호주에서 관측을 진행했다.
2006년 10월에 뉴 허라이즌스 공동연구자인 NASA/Ames 연구 센터의 데일 크뤽생크와 그 동료들은 분광기를 이용한 명왕성 표면 조사에서 에탄의 존재를 발견했다고 발표했다. 이 에탄은 명왕성 표면과 대기의 얼어붙은 메탄이 햇빛에 의한 광분해 또는 대전된 입자들에 의한 방사성 분해에 의해 만들어진다.
명왕성에는 5개의 위성이 존재한다. 추가로 더 발견할 수도 있다. 1978년 제임스 크리스티가 발견한 카론과, 2005년 발견된 닉스와 히드라, 그리고 2011년 발견된 케르베로스와 2012년 발견된 스틱스이다.
명왕성의 위성들은 다른 행성계에 비해 유독 명왕성 가까이에 자리 잡고 있다. 예를 들어 해왕성의 위성 프사마테는 해왕성을 힐 권의 40% 반경에서 공전한다. 명왕성의 경우, 위성들은 명왕성의 힐 권 반경의 최대 53% 거리에서 (역행 궤도로 돈다면 최대 69%) 공전 가능하나, 모든 위성들은 힐 권 안쪽 3% 반경 이내에 위치한다. 발견자에 따르면, 명왕성계는 고도로 압축되고 비어 있다. 그러나 고리를 포함해서 다른 천체들이 추가로 존재할 가능성도 지적되었다.
카론.
카론은 명왕성의 위성중 가장 크다. 몇몇 천문학자는 명왕성-카론을 이중행성으로 보기도 한다.
명왕성과 카론은 서로 같은 면만을 바라보며 마치 아령처럼 서로 공전한다. 이 두 천체의 관계는 다른 천체-위성의 관계처럼 주종 관계가 아니라 공존하는 관계로 보인다. 작은 위성인 닉스와 히드라는 명왕성과 카론의 주위를 동시에 돌고 있다. 그리고, 과거에 세레스(소행성)이 있었는데
히드라와 닉스.
2005년 5월 15일, 허블 우주망원경을 통해 명왕성의 위성 둘이 추가로 발견되었다. 이 두 위성에는 임시로 S/2005 P 1과 S/2005 P 2라는 이름이 붙여졌다. 2006년 6월 21일 국제천문연맹은 이 두 위성에 그리스 신화의 밤의 여신 닉스(이전 이름 P 2)와 목이 아홉개인 물뱀 히드라(이전 이름 P 1)라고 정식으로 이름붙였다.
닉스의 크기는 51×41×36 km, 히드라의 크기는 55×40 km정도이고, 카론보다 2배 이상 먼 거리에 있다.
케르베로스.
2011년 7월 20일 미항공우주국(NASA)은 허블 우주망원경을 이용하여 명왕성의 새로운 위성을 발견했다고 발표하였다. 이 위성은 임시로 P4(또는 S/2011 P 1)란 명칭이 부여되었으며 명왕성으로부터 약 59,000 km 거리에서 위성 닉스의 공전 궤도 바깥쪽, 위성 히드라의 공전 궤도 안쪽을 약 31일 주기로 공전하는, 직경 13~34 km 정도의 작은 위성으로 확인되었다. 이 위성은 명왕성의 고리를 찾던 가운데 2011년 6월 28일 처음으로 관측되었고, 뒤이어 7월 3일과 7월 18일의 관측에 의해 그 존재가 확정되었으며 공전 궤도와 공전 주기도 계산되었다. 2011년 7월 현재 명왕성의 고리는 확인되지 않고 있다.
스틱스.
2012년 7월 11일 미국항공우주국(NASA)과 유럽우주국(ESA) 과학자들은 허블 우주망원경을 이용해 명왕성 주위를 공전하는 다섯 번째 위성을 발견했다.”고 발표했다. 이 위성은 임시 명칭인 P5 또는 S/2012로 명명되었으며 2013년 7월 2일 국제천문연맹(IAU)에서 스틱스(Styx)라는 현재의 명칭이 확정되었다. 허블망원경에 의한 초기 관측에서는 지름이 10 km 내지 24 km 정도인 것으로 추정되었으나 2015년 7월 13일 뉴 허라이즌스 호가 촬영하여 2015년 10월 5일 지구에 전송된 사진을 분석한 결과 장축 약 7 km, 단축 약 5 km 정도로, 예상보다 더 작은 천체인 것으로 나타났다. 이는 2011년에 발견된 케르베로스의 크기보다 작아, 2015년 10월 현재 알려져 있는 명왕성의 5개 위성 중 스틱스가 가장 작은 위성이라 할 수 있다.
스틱스는 불규칙한 모양이며 명왕성에서 약 90,300 km 떨어진 곳에서 다른 명왕성의 위성들처럼 질서정연한 동심원 궤도를 돌고있으며, 이는 지구와 달간의 거리인 38만Km의 8분의 1정도의 거리이다. 이에 대해 미국 SETI 연구소의 행성천문학자 마크 쇼월터는 “마치 러시아 인형처럼 차곡차곡 쌓인 궤도를 돌고 있다.”고 설명했다. 당시 이러한 위성들의 발견은 2015년 NASA의 탐사선 뉴 허라이즌스 호가 더욱 안전하게 길을 찾는 데 도움을 줄 것으로 기대되었다.
탐사선.
현재 처음으로 명왕성을 방문한 탐사선은 NASA의 뉴 허라이즌스이다. 2006년 1월 19일 발사된 뉴 허라이즌스는 목성의 중력을 이용하여 2015년 7월 명왕성에 도착하였으며, 명왕성 표면으로부터 약 1만 2천550km 거리까지 접근하였다. 이 계획은 2000년 비용과 발사체 문제로 취소된 플루토 카이퍼 익스프레스 계획을 대체하는 계획이다.
태양계 행성 지위 상실.
명왕성이 최초에 발견된 1930년대에는 지구 정도의 크기로 알려졌으나 실제로는 달보다도 작은 크기이며, 질량과 중력이 행성이라 보기엔 너무 작고 공전 궤도 또한 심한 타원형으로 찌그러져 있어 해왕성의 궤도 안쪽까지 침범하기도 한다. 이에 국제천문연맹은 새 행성 기준을 마련해 2006년 8월 24일자로 새롭게 정한 행성 기준에 맞지 않는 명왕성을 공식적으로 왜소행성으로 분류했으며, 소행성번호 134340을 부여해 태양계 행성 지위를 박탈하였다.
명왕성의 행성 지위를 상실할 당시 명왕성은 태양계에서 유일하게 미국인 학자(클라이드 톰보)가 발견했다는 점 때문에 미국 천문학계의 반발이 있었으며, 정치적 논쟁거리로 비화되기도 하였다. 이전에도 미국 천문학계는, 명왕성의 행성 지위를 공고히 하기 위하여, 명왕성과 비슷한 성질의 천체들을 태양계 행성으로 추가 지정해야 한다고 주장하였으나 받아들여지지 않았다. 명왕성 문제로 인해 그동안 행성에 대한 뚜렷한 기준이 없었던 천문학계가 행성의 정의를 논의할 동기를 마련하였다는 점에서, 명왕성의 발견부터 행성지위 조정까지의 과정은 오히려 클라이드 톰보의 명예로운 업적으로 볼 수도 있다.
빛의 도달 시간.
궤도가 타원형이기 때문에 태양빛이 도달하는 시간이 명왕성의 위치에 따라 차이를 보이며, 해왕성 궤도 안쪽에 위치하는 경우 명왕성이 해왕성보다 태양빛을 먼저 받게 된다. 평균적으로는 명왕성과 태양 간 거리는 평균 59억 638만km으로 태양빛이 도달하려면 5시간 27분이 걸린다.
과거에 명왕성이 행성이었을 때, 명왕성은 1979년에서부터 1999년까지 해왕성 궤도 안쪽으로 들어왔다. 이 20년 동안 해왕성은 태양에서 가장 먼 행성이 되었다. 1999년에 명왕성이 해왕성 궤도 바깥 범위로 빠져 나왔기 때문에 다시 명왕성이 태양에서 가장 먼 행성이 되었다. 그러나, 2006년에 명왕성이 행성 지위를 잃으면서 현재는 해왕성이 태양에서 가장 먼 행성이다. 명왕성은 1930년부터 49년, 1999년부터 단 7년 동안만 가장 먼 행성의 지위를 차지했다.
에우로페(, )는 그리스 신화에 등장하는 여성이다. 대륙 유럽의 이름과 위성 유로파, 원소 유로퓸의 이름은 그녀에게서 따온 것이다.
문헌들에 따르면 에우로페의 가족에 관해서는 세부적으로 약간씩 차이난다. 그러나 그녀는 페니키아인이며 이오의 후손이다. 이오는 제우스의 사랑을 받은 전설적인 요정으로 제우스가 아내 헤라의 질투를 피하기 위해 그녀를 암소로 변하게 하였다.
에우로페는 티레의 페니키아 왕 아게노르와 여왕 텔레파사의 딸이였다고 언급된다. 그러나 호메로스의 "일리아스"에 따르면 그녀는 포이닉스의 딸이다. 그녀에게는 남자 형제가 있었는데 카드모스와 킬릭스가 그들이었다. (몇몇 전승에서는 포이닉스도 그 형제들에 포함된다.)
제우스가 꽃을 따러 나온 에우로페의 아름다움에 반했다. 제우스는 하얗고 멋진 황소로 변해서 그녀에게 접근했고 그녀를 등에 업고 바다로 들어가 크레타로 납치해서 그녀와 정을 통한다. 한편 아게노르는 딸이 행방불명이 되자 아들들을 불러 여동생을 찾아오기 전에는 돌아오지 말라고 엄명을 내렸다. 이에 카드모스와 킬릭스는 동생을 찾아 사방을 헤매게 되는데 카드모스는 아폴론의 도움으로 테베에 정착하여 도시를 세우고, 그리스에 문자를 가져왔다고 한다. 킬릭스는 소아시아의 킬리키아의 왕이 되어 그의 이름이 나라 이름이 되었다. 포이닉스는 세 번째 형제로 기록되기도 한다.
크레타에 도달한 후에 제우스는 에우로페에게 헤파이스토스가 만들어 준 목걸이를 선물했는데 그 목걸이는 영원히 미모와 젊음을 유지할 수 있다. 에우로페는 크레타에서 여왕이 되었고 제우스와의 사이에서 세 아들을 낳았는데 그 아들들의 이름은 미노스, 라다만티스, 사르페돈이다.
유럽의 이름.
그녀의 이름은 스트라보와 같은 그리스 고대 지리학자들에 의해 유럽 대륙의 이름으로 차용되었다. 이 이름은 그리스어 "Ευρώπη"에서 비롯되어 거의 모든 유럽어족에서 사용되었다.
칼리스토(Callisto)는 다음 뜻으로 쓰인다.
핵물리학(核物理學, )은 원자핵을 연구하는 물리학의 분과다. 이름에 ‘핵’이 들어가기 때문에 원자물리학(atomic physics)과 혼동되기도 하지만, 다른 분야다.
핵물리학의 시작에 대해서는 의견이 분분하다. 1896년에 앙리 베크렐이 방사선을 발견하면서 시작되었다고 하기도 하고, 1911년에 어니스트 러더포드가 원자는 양전하를 띤 핵과 핵을 둘러싸는 전자로 구성되어 있음을 밝히면서 시작되었다고도 한다.
오늘날 핵물리학의 영역은 점점 확대되고 있다. 핵 자체가 가지고 있는 특성, 핵 속에 존재하는 핵자들 사이의 상호작용, 경입자와 중간자, 핵자의 상호작용, 핵자를 구성하는 쿼크와 글루온의 상호작용 등이 모두 핵물리학의 영역이며, 더 나아가 일반 모형의 옳고 그름을 판단하는 도구로도 사용된다.
핵 물리학 분야는 원자 물리학분야와는 다른 분야이다. 핵 물리학의 역사는 1896년 우라늄염에서 인광현상을 연구하던 앙리 베크렐이 방사선의 발견하면서 시작된다.
톰슨에 의한 전자의 발견은 원자가 내부 구조를 가진다는 것을 의미했다. 20세기의 전환점에서 채택된 원자의 모형은 톰슨의 원자 모형이었다. 그 원자는 양전하를 띄며 음전하를 가진 전자를 포함한다. 전환점에서 물리학자들은 또한 원자로부터 발산하는 세 종류의 방사선을 발견해냈다. 그것들은 각각 알파선, 베타선, 감마선으로 명명되었다. 오토 한의 1911년 실험과 1914년에 제임스 채드윅에 의해서 베타 붕괴 스펙트럼이 분리 되지 않고 연속적이라는 사실을 발견해냈다. 즉 감마선과 알파선 붕괴에서 관측되는 분리된 에너지로 보다는 전자는 원자로부터 특정한 범위의 에너지로 방출된다. 이 사실은 에너지 보존 법칙이 성립하지 않았기 때문에 그 당시 핵 물리학계에서 문제였다.
1905년에 아인슈타인은 질량 에너지 등가성을 공식화시켰다. 앙리 베크렐과 마리 퀴리에 의한 방사선 연구가 먼저 있었지만 방사선 에너지의 원천에 대한 설명은 핵 자신이 더 작은 구성요소인 핵자로 구성되어있다는 발견을 기다려야만 했다.
1907년에 어니스트 러더퍼드는 "Radiation of the α Particle from Radium in passing through Matter"을 편찬했다. 한스 가이거는 왕립 협회에서 러더퍼드와 함께 알파 입자가 공기, 알루미늄 호일과 금박을 통과시키는 실험으로 이 연구를 확장시켰다. 더 많은 연구가 1909년에 한스 가이거와 어니스트 마르스덴에 의해 편찬되었다. 그리고 더욱 크게 확장된 연구가 1910년에 가이거에 의해 편찬되었다. 1911~1912년에 러더퍼드는 한 실험을 설명하기 위해 왕립협회에 갔다. 그리고 우리가 지금 이해하고 있는 새로운 원자 핵 이론을 제출했다.
이 발표에 있어서 중요한 실험이 1910년 멘체스터 대학에서 시행되었다. 러더퍼드의 팀이 놀라운 가이거-마르스덴 실험을 한 것이다. 이 실험은 한스 가이거와 어니스트 마르스덴이 러더퍼드의 감독 아래에서 알파 입자(헬륨 원자핵)을 얇은 금박에 쏘아준 실험이었다. 톰슨의 원자 모형은 알파 입자의 궤적이 아주 약간 빗겨나가며 금박에서 나와야한다고 예측했다. 러더퍼드는 충격 받을 만한 것을 그의 팀이 실제로 관측하여 찾도록 시켰다. 약간의 입자는 큰 각도로 산란되었다. 심지어는 완전히 반대인 것도 있었다. 그는 이 실험을 티슈 페이퍼에 총알을 쏘아서 튕겨 돌아오는 것에 비유했다. 1911년에 러더포드 데이터의 해석에서 시작된 그 발견은 마침내 러더퍼드 원자 모형을 탄생시켰다. 그 원자는 아주 작고 원자의 대부분의 질량을 가진 밀집된 핵이다. 그리고 전하의 균형을 맞추기 위해 끼워진 전자를 가지며 양전하의 입자로 구성되어있다. 예를 들어 이 모델에서, 질소 14N는 14개의 양성자와 7개의 전자를 가진 핵으로 구성되었다. 그리고 핵은 7개의 궤도를 도는 또 다른 전자에 의해 둘러싸여져있다.
핵 스핀이 프란코 라세티에 의해 발견되기 전 까진 러더포드 모델이 주로 사용되었다. 1929년에 캘리포니아 공과 대학교에서 1925년까지는 양성자와 전자는 1/2의 스핀을 가진다고 알려졌고 질소 14N의 러더퍼드 모형에서, 21개의 핵 입자 중 20개는 서로 다른 것들의 스핀을 상쇄하기 위해서 짝지어져야했다. 그리고 마지막 홀수의 입자는 1/2의 순수한 회전의 상태여야만 했다. 그러나 라세티는 질소14N는 1의 스핀을 가졌다는 것을 알아냈다.
채드윅이 중성자 발견.
1932년에 제임스 채드윅(Sir James Chadwick)과 발터 보테(Walther Bothe)와 Herbert Becker, 이렌 졸리오퀴리(Irène Joliot-Curie), 프레데리크 졸리오퀴리(Jean Frédéric Joliot-Curie)에 의해 관측되었다는 방사선이 사실은 양성자와 거의 같은 질량을 가진 중성의 입자에 의한 것임을 깨달았다. 그것은 중성자라고 명명되었다. 같은 해에 러시아의 이론물리학자인 이바넨코는 중성자들이 사실 1/2 입자의 스핀이고 핵은 중성자를 포함한다고 주장했다. 양성자에 의한 질량이 아님을 설명하기 위해서 그리고 중성자와 양성자에는 전자가 없다고 주장했다. 중성자의 스핀은 즉시 질소 14N의 스핀 문제를 해결했다. 이 모델에서 한 짝지어지지 않은 양성자와 한 짝지어지지 않은 중성자 각각이 같은 방향으로 1/2의 스핀을 했고 전체 스핀이 1이 되었다.
중성자의 발견으로 과학자들은 마침내 각 핵이 가진 결합 에너지의 부분을 계산 할 수 있게 되었다. 그것을 구성한 양성자와 중성자를 이용해서. 이 방법으로 계산된 핵질량과 핵 반응이 측정되었을 때의 차이점은 아인슈타인의 질량 에너지 등가와 오차 1퍼센트 이내의 높은 정확성으로 일치하였다.
1935년 유카와 히데키는 핵이 서로를 어떻게 끌어당기는지 설명하기 위해 처음으로 강한 상호작용에 관한 중요한 이론을 제안했다. 유카와 상호 작용에서, 나중에 중간자라고 불린 가상의 입자는 중성자와 양성자를 포함하는 모든 핵자 사이에서 힘을 중개한다. 이 힘이 왜 핵들이 양성자의 전기적 반발에 의해 분리되지 않는지를 설명한다. 그리고 또한 왜 양성자간에서 강한 상호작용력이 전자기 상호작용력보다 더 제한된 범위를 가지는 것을 설명 해준다. 나중에 중간자 중의 하나인 파이온의 발견이 유카와의 입자의 성질을 가진다는 것을 보여줬다.
유카와의 논문에서, 원자의 현대 모델은 완벽했다. 원자의 중심에는 강력에 의해 묶인 중성자와 양성자의 단단한 구체가 있다. 너무 크거나 양성자와 중성자의 개수의 비가 불안정 하다면 핵은 붕괴하려 한다. 불안정한 핵은 3가지의 붕괴방법 사용하여 안정된 상태로 이동한다. 양성자2개와 중성자2개의 짝인 헬륨원자핵을 방출하는 알파 붕괴를 하거나, 또는 핵에 있는 양성자를 중성자로 전환 하거나 중성자를 양성자로 전환하는 베타 붕괴를 한다. 또한 특정 핵종들의 경우 입자선을 배출하는 경우가 아닌 감마선을 방출하여 안정된 상태로 가려하는 감마 붕괴 현상이 나타난다.
강한 상호작용과 약한 상호작용의 이해를 위한 연구에서 물리학자들은 핵과 전자를 아주 높은 에너지에서 충돌시켰다. 이 연구는 약력, 강력, 전자기력을 설명하는 표준 모형의 크라운 쥬웰인 소립자 물리학이 되었다.
현대 핵물리학.
중핵자는 수백 개의 핵자를 가질 수 있다. 추측해보면, 양자 역학 보단 뉴턴 역학으로써 간주 될 수 있다. 물방울 모형에서, 핵은 표면 장력과 양성자의 전기적 반발으로부터 부분적으로 증가하는 에너지를 가지고 있다. 물방울 모형은 핵 분열의 현상뿐만 아니라 질량수와 관련된 일반적인 결합 에너지의 경향을 포함하여 핵의 여러 특징들을 설명할 수 있다.
그러나 양자 역학 효과는 이 고전적인 그림에 중첩 되어 있다. 그것은 마리아 메이어의 큰 부분이 발달된 핵 껍질 모델을 사용함으로써 설명되었다. 중성자와 양성자의 특정한 숫자를 가진 핵은 그들의 껍질이 채워져 있기 때문에 특히 더 안정하다.
다른 더 정교한 핵 모델도 제안되었다. 예를 들면, 전자의 쿠퍼 쌍과 유사하게 중성자와 양성자의 쌍이 보손처럼 상호작용 한다는 상호 작용 보존 모델이 있다.
핵 물리학에서 현재 연구의 많은 부분은 극한 상황에서의 핵의 연구와 관련이 있다. 예를 들면 들뜸 에너지와 높은 회전이 있다. 핵은 또한 럭비 공과 비슷한 극단적인 모양과 중성자-양성자 비율을 가질 수 있다. 연구자들은 이온 빔을 입자 가속기에서 사용하여 인공적으로 유도된 분열 또는 핵자 변환 반응으로 그러한 핵을 만들어 낼 수 있다.
훨씬 더 높은 에너지를 가진 빔은 아주 높은 온도에서 핵을 만드는데 사용될 수 있다. 그리고 이 실험이 보통의 핵 물질로부터 상전이와 새로운 상태인 쿼크-글루온 플라즈마 상태를 만들었다는 증거가 있다. 거기서 쿼크들은 중성자와 양성자에 있는 것처럼 세 개로 분리되는 것 보다는 다른 것과 섞이게 된다.
핵 붕괴.
80개의 원소는 절대로 붕괴한다고 관측되지 않는 적어도 하나의 안정한 동위원소를 가지고 있다. 그 수는 전체 약 254개이다. 하지만 수 천 개의 동위원소들은 불안정한 특징을 가지고 있다. 이 방사성 동위원소는 수천분의 1초에서 몇 주, 몇 년, 수 백 만년 혹은 수 억 년에 걸쳐 붕괴된다.
핵의 안정성은 그것이 중성자와 양성자 비율이 특정한 비율에 있을 때 가장 안정하다. 너무 적거나 너무 많은 중성자는 오히려 원자를 붕괴시킬 수 있다. 예를 들어 베타 붕괴에서 질소16N 원자 (7개의 양성자와 9개의 중성자)는 생성된지 수 초만에 산소16N으로 바뀐다. (8중성자와 8양성자). 이 붕괴에서 질소 핵 안에 있는 중성자는 양성자, 전자와 반중성미자로 약한 상호작용에 의해 전환된다. 원소는 새로 생성된 양성자를 얻음으로써 다른 원소로 변형된다.
알파 붕괴에서 방사성 원소는 헬륨 원자핵(2양성자와 2중성자)를 방출함으로써 붕괴한다. 많은 경우에 이 과정은 다른 타입의 붕괴를 포함하여 안정한 원소가 생성 될 때까지 이러한 종류의 몇몇의 과정을 거쳐서 진행된다.
감마 붕괴에서, 들뜬 상태에서 더 낮은 에너지 상태로 감마선을 방출함으로써 핵은 붕괴한다. 원소는 감마 붕괴 과정에서 다른 원소로 바뀌지 않는다( 핵 변환 과정이 포함되어있지 않다)
더 많은 다른 붕괴도 가능하다. 예를 들어 내부 전환 붕괴에서 들뜬 상태의 핵에서 나오는 에너지는 궤도 안쪽의 전자를 원자로부터 떼어내는데 사용될 수 있다. 그 과정에서 베타 붕괴와는 달리 높은 속도의 전자를 생산한다. 또한 베타 붕괴와는 달리 한 원소가 다른 것으로 바뀌지는 않는다.
핵 융합 과정에서, 두 개의 낮은 질량의 핵은 서로 아주 가깝게 접촉하게 된다. 그리고 강력이 이 둘을 융합시킨다. 이 때 두 핵 사이의 반발력을 이겨내기 위해서 큰 에너지를 필요로 한다. 그리하여 핵 융합은 오직 아주 높은 온도나 높은 압력에서만 일어날 수 있다. 과정이 일단 계속되기만 하면, 큰 양의 에너지는 방출되고 결합된 핵은 더 낮은 에너지 준위를 가지게 된다. 핵자 당 결합 에너지는 질량수가 올라감에 따라 증가한다. (니켈62N까지)
태양 같은 항성은 4개의 양성자가 헬륨 핵으로 되는 융합 과정을 통해 에너지를 공급받는다. 수소가 헬륨으로 될 때 통제 되지 않는 핵융합은 열핵 폭주라고 알려져 있다. 자연적인 핵 융합의 기원은 태양을 포함한 모든 항성들의 핵에서 생성되는 에너지와 빛이다.
핵 분열.
핵분열은 핵융합 과정의 반대이다. 핵이 니켈62N보다 무겁다면 핵자 당 결합 에너지는 질량수가 올라감에 따라 감소한다. 그리하여 무거운 핵이 두 개의 더 가벼운 것들로 분열 될 때 에너지가 방출되는 것이 가능하다.
알파 붕괴의 과정은 본질적으로 자발적인 핵분열의 특별한 경우이다. 이 분열 과정은 아주 불균형하다. 왜냐하면 알파 입자를 구성하는 네 개의 입자는 특히 서로에 속박되어 있기 때문에 핵 분열중인 이 핵의 생산 확률을 높게 만든다. 분열 과정 중에 중성자를 생산하며 핵분열을 시작하기 위해서 쉽게 중성자를 흡수하는 특정한 가장 무거운 핵들에서는 스스로 불을 붙이는 중성자 시작 분열이 일어난다. 이는 소위 연쇄 반응이라고 불린다. 연쇄 반응은 물리에서 보다 화학에서 먼저 알려졌다. 그리고 사실 우리에게 많은 친근한 과정들인 불과 화학 폭발등은 화학적 연쇄 반응이다. 분열에서 생성된 중성자를 사용하는 핵 연쇄 반응은 핵 발전소와 분열 타입의 핵 폭탄의 에너지의 원천이다. 우라늄과 토륨과 같은 무거운 핵들은 또한 자발적인 분열과정을 겪을 수 있다 그러나 자발적인 분열 과정 보다는 알파 붕괴를 겪을 가능성이 훨씬 더 높다.
중성자 시작 연쇄 반응이 일어나기 위해서 특정한 조건 , 특정한 공간에 존재하는 원소의 임계 질량이 있어야 한다. 가장 작은 임계 질량의 조건은 방출 중성자와 중성자 감속재의 보존이다. 그래서 더 큰 중성자 단면적 또는 다른 분열을 시작하는 가능성이 있다. 아프리카의 가봉에서, 자연적인 핵 분열 원자로가 150만년 전부터 가동 중이었다. 자연적인 중성자 방출의 측정이 지구 코어로부터 발생하는 열의 거의 절반이 방사성 붕괴로부터 온다는 사실을 입증했다. 그러나 이러한 결과가 핵 분열 연쇄 반응으로부터 온지 아닌지는 알려져 있지 않다.
빅뱅 후에 우주가 냉각 되었다는 이론에 따르면, 결국 요즘 흔한 아원자 입자들(중성자 양성자와 전자)가 존재하는 것이 가능해졌다. 아직까지 쉽게 관측가능하고 가장 흔한 입자 빅뱅에서 생산된 것은 양성자와 전자이다.(같은 수이다) 양성자는 결국에 수소 원자핵을 형성한다. 빅뱅 후 첫 3분 만에 빅뱅에서 생산된 거의 모든 중성자는 헬륨4N에 흡수된다. 그리고 이 헬륨은 오늘날 우주에서 발견되는 대부분의 헬륨의 이유를 설명해준다.
중성자와 양성자가 서로에게 충돌하면서 (리튬, 베릴륨, 그리고 아마 약간의 보론)이 생성되었다. 그러나 모든 “더 무거운 원소” (원소 번호 6이상)은 일련의 융합 과정을 거쳐서 별 내부에서 생성되었다. 예를 들어 양성자-양성자 연쇄반응, CNO 사이클 그리고 triple-alpha process 같은 것에서, 점점 더 무거운 원소들이 별의 진화 과정에서 생성되었다.
핵자 당 결합 에너지가 철 부근에서 최고치를 찍기 때문에 이 지점 아래에서 일어나는 핵 분열 과정에서 에너지가 방출된다. 핵 융합에 의한 더 무거운 핵의 생성이 에너지를 필요로 하기 때문에 자연에서는 중성자 포획 과정이 일어난다. 중성자는 전하의 부족 때문에 쉽게 핵에 의해 흡수될 수 있다. 무거운 원소는 느린 중성자 포획 과정(소위 s 과정이라고 불린다) 또는 빠른 중성자 포획 과정 (r 과정이라고 불린다) 둘중 하나에 의해 생성된다. s 과정은 덥고 고동치는 항성에서 일어난다. (AGB 또는 asymptotic giant branch stars 라고 불림) 그리고 가장 무거운 원소인 납과 비스무트에 도달하는데까지 수백~ 수 천년이 걸린다. r과정은 초신성 폭발에서 생성된다. 왜냐하면 초신성 폭발에서 높은 온도와 높은 중성자 유입이 있고 방출되는 물질의 상태가 존재하기 때문이다. 이러한 항성의 상태는 연속적인 중성자 포획을 아주 빠르게 만들어준다.
강한 상호작용(强-相互作用, strong interaction)은 물리학에서 다루는 개념으로 원자핵이나 중간자들을 결합하고 상호작용하게 하는 힘이다. '강한 핵력'(强-核力, strong nuclear force), 또는 줄여서 '강력'(强力, strong force)이라고 일컬어지기도 한다.