금성의 대기
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1. 개요
금성의 대기는 크리스티안 호이겐스에 의해 처음으로 존재가 가설로 제기되었으며, 이산화 탄소가 주성분이다. 금성 대기는 표면 근처에서 높은 기압과 약 500℃의 평균 온도를 가지며, 고도 50km에서 65km 사이에서는 지구와 비슷한 환경을 보인다. 금성 대기는 이산화 탄소(96.5%)와 질소(3.5%)로 구성되어 있으며, 소량의 다른 기체도 포함한다. 금성 대기에서는 포스핀 논란, 암모니아 감지, 대류권, 구름, 번개, 생명체 존재 가능성, 진화에 대한 연구가 이루어지고 있다. 금성의 대기는 지상 관측, 우주 탐사를 통해 연구되었으며, 아카쓰키, 비너스 익스프레스, DAVINCI+ 등 여러 탐사선이 금성 대기 연구에 기여했다.
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| 금성의 대기 | |
|---|---|
| 금성 대기 | |
 | |
| 높이 | 250 km |
| 평균 표면 압력 | 92 bar |
| 질량 | 4.8E+20 kg |
| 조성 | |
| 화학 종 | 몰 분율 |
| 이산화탄소 | 96.5 % |
| 질소 | 3.5 % |
| 이산화황 | 150 ppm |
| 아르곤 | 70 ppm |
| 수증기 | 20 ppm |
| 일산화탄소 | 17 ppm |
| 헬륨 | 12 ppm |
| 네온 | 7 ppm |
| 염화수소 | 0.1–0.6 ppm |
| 플루오린화 수소 | 0.001–0.005 ppm |
2. 역사
크리스티안 호이겐스는 1698년 자신의 저서 《코스모테오로스》에서 금성에 대기가 존재한다는 가설을 처음으로 제시했다. 그는 금성을 둘러싼 대기가 화성이나 목성의 대기보다 더 두껍고 단단하여 금성 표면을 볼 수 없게 하고, 태양 광선을 반사한다고 주장했다.[5]
금성의 대기는 크게 대류권, 중간권, 열권, 외기권으로 나뉜다.
1761년 러시아 상트페테르부르크의 미하일 로모노소프는 금성 일면 통과 현상을 관측하여 금성 대기의 존재를 결정적으로 증명했다.[6]
3. 구조 및 구성
금성 대기의 대부분은 이산화 탄소로 이루어져 있다. 금성 표면 근처의 기압은 매우 높아 평균 온도는 500℃에 달한다. 이 때문에 금성에 보내진 탐사선은 대부분 표면에 도달하기 전에 찌그러지거나, 도달해도 짧은 시간만 지구와 통신할 수 있었다. 그러나 고도 약 50km에서 65km에서는 기압과 온도가 지구와 거의 같아, 이 층은 태양계에서 지구와 가장 비슷한 환경으로 여겨진다.[118]
2006년 유럽 우주국의 비너스 익스프레스는 금성의 낮 지역에서는 밀도가 높은 구름이 고도 20km에, 일반적인 구름은 65km까지 이어지지만, 밤 지역에서는 구름이 고도 95km까지 이어진다는 사실을 발견했다.[119] 금성의 밤은 약 58일 동안 계속되는데, 구름 때문에 낮과 밤의 온도는 거의 같다.
마젤란 탐사선이 보낸 정보에 따르면, 금성은 고도 50km 이상부터 기압과 기온이 지구와 비슷해진다. 고도 52.5km와 54km 사이의 기온은 20~37℃이며, 고도 49.5km에서는 기압이 지구 해발 0m와 같다.[120]
3. 1. 구성
금성 대기는 주로 이산화 탄소(96.5%)와 질소(3.5%)로 구성되며, 이산화 황 등 다른 기체도 미량 포함되어 있다.[7] 금성 대기는 지구보다 훨씬 두꺼워 총 질소 함량은 지구보다 약 4배 더 많다.[22][8]
대기에는 염화 수소(HCl), 불화 수소(HF) 등 수소 기반 화합물과 일산화 탄소, 수증기, 원자 산소 등 다양한 화합물이 미량 존재한다.[40][30]
금성 대기에 수소가 상대적으로 부족한 이유는 과거에 많은 양의 수소가 우주로 손실되었기 때문으로 추정된다.[9] 이는 금성 대기에서 측정된 매우 높은 D-H 비율(지구의 100–150배)을 통해 알 수 있다.[30][40][10] 금성 상층 대기의 D/H 비율은 대기 전체 평균보다 1.5배 더 높다는 측정 결과도 있다.[40]
금성 대기는 대부분 이산화 탄소로 이루어져 있고, 표면 근처 기압이 매우 높아 온도는 평균 500℃에 달한다. 이 때문에 금성에 보내진 탐사선은 대부분 표면에 도달하기 전에 파괴되거나, 도달해도 짧은 시간만 작동했다. 그러나 고도 약 50km에서 65km에서는 기압과 온도가 지구와 거의 같아, 태양계에서 지구와 가장 비슷한 환경으로 여겨진다.
2006년 유럽 우주국의 비너스 익스프레스는 금성의 낮 지역에서는 밀도가 높은 구름이 고도 20km에, 일반적인 구름은 65km까지 이어지지만, 밤 지역에서는 구름이 고도 95km까지 이어진다는 사실을 발견했다.[119]
마젤란 탐사선이 보낸 정보에 따르면, 금성은 고도 50km 이상부터 기압과 기온이 지구와 비슷해진다. 고도 52.5km와 54km 사이의 기온은 20~37도이며, 고도 49.5km에서는 기압이 지구 해발 0m와 같다.[120]
3. 1. 1. 포스핀 논란
2020년에는 금성 대기 중에 포스핀(PH3)이 미량으로 존재할 수 있는지에 대한 논의가 많았다. 포스핀은 생명체가 존재한다는 것을 나타내는 잠재적인 생체 지표이기 때문에 주목받았다. 2020년 9월, 포스핀이 미량 검출되었다는 발표가 나오면서 이러한 논의가 촉발되었다. 금성에서 알려진 비생물학적 방법으로는 검출된 양의 포스핀을 생성할 수 없었다.[13][14] 그러나 검토 결과, 포스핀의 스펙트럼 특징을 포함한 여러 가짜 스펙트럼 선을 생성하는 보간 오류가 발견되었다. 수정된 알고리즘으로 데이터를 다시 분석한 결과 포스핀이 검출되지 않거나,[15][16] 1ppb의 훨씬 낮은 농도로 검출되었다.[86]
이 발표는 파이오니어 비너스 계획 데이터의 재분석을 촉진하여, 염소의 일부와 황화 수소의 모든 스펙트럼 특징이 포스핀과 관련이 있음을 발견했다. 이는 생각보다 낮은 염소 농도와 황화 수소의 미검출을 의미한다.[17] 2015년 NASA 적외선 망원경 시설에서 보관된 적외선 스펙트럼 측정을 다시 분석한 결과, 금성 대기에서 포스핀이 전혀 나타나지 않아 포스핀 농도의 상한선을 5ppb로 설정했는데, 이는 9월에 보고된 분광 값의 4분의 1에 해당한다.[18]
2022년에는 금성 고도 75–110 km에서 0.8ppb의 상한 농도로 포스핀이 검출되지 않았다고 발표되었다.[19]
2024년 9월, JCMT-비너스 데이터의 예비 분석 결과, 고도 55 km에서 300ppb 농도로 금성 대기에 포스핀이 존재함이 확인되었다. 금성 구름층 더 깊은 곳에서의 포스핀 농도를 측정하기 위해서는 추가적인 데이터 처리가 필요하다.[20]
3. 1. 2. 암모니아
베네라 8호와 파이오니어 비너스 멀티프로브에 의해 금성 대기 중 암모니아가 잠정적으로 감지되었지만, 당시에는 금성의 환경에서 센서의 특성이 제대로 파악되지 않았고, 강력한 산화 환경인 금성 대기에서 암모니아가 화학적으로 불안정하다고 여겨져 감지가 기각되었다.[21]
3. 2. 대류권
대류권은 금성 대기 중 가장 밀도가 높은 부분으로, 표면에서 65km까지 뻗어 있다. 표면 근처에서는 바람이 느리지만,[22] 대류권 상단에서는 온도와 압력이 지구와 유사한 수준에 도달하고 구름은 초속 100m (360km)h영어)까지 속도를 낸다.[30][38] 금성의 바람 속도는 고도에 따라 매우 다르다. 지상에서는 바람이 아주 느린 0.3m~1m 밖에 안 되지만,[127] 높은 구름층에서는 바람이 갑자기 95m가 된다. 이러한 현상을 super rotation영어 (초회전)이라고 부른다.
금성 표면의 대기압은 지구의 약 92배로, 해수면 아래 약 900m 지점의 압력과 유사하다. 표면의 공기 밀도는 65kg/m3이며,[23] 이는 지구의 액체 물 밀도의 6.5%이다.[24] 금성 표면에서 발견되는 압력은 이산화 탄소가 기술적으로 더 이상 기체가 아니라 초임계 유체가 될 정도로 높다. 이 초임계 이산화 탄소는 물 밀도의 6.5%인 일종의 바다를 형성하여 금성 전체 표면을 덮고 있다.[24] 이 초임계 이산화 탄소 바다는 열을 매우 효율적으로 전달하여 밤낮의 온도 변화(56 지구일)를 완화한다.[25]
금성 대기의 고도별 온도 및 압력은 다음 표와 같다.[27]
금성의 대류권은 질량으로 대기의 99%를 차지한다. 금성 대기의 90%는 표면에서 28km 이내에 있으며, 이에 비해 지구 대기의 90%는 표면에서 16km 이내에 있다. 50km 고도에서 대기압은 지구 표면과 거의 같다.[28] 금성의 밤쪽에서는 구름이 표면에서 80km 상공에서도 발견될 수 있다.[42]
지구와 가장 유사한 대류권의 고도는 대류권과 중간권 사이의 경계인 계면 근처로, 50km 약간 위에 위치해 있다.[38] ''마젤란''과 ''비너스 익스프레스'' 탐사선의 측정에 따르면, 52.5~54km 고도의 온도는 293,000와 310,000 사이이며, 표면에서 49.5km 고도는 압력이 지구 해수면과 같아지는 곳이다.[38][29]
금성 지표에서는 바람이 느리지만(평균 0.3m~1m),[121] 높은 구름에서는 풍속이 100m에 달한다. 이는 금성 자전보다 빨라 "대기 슈퍼로테이션"(초회전)이라고 불리며, 4일 만에 금성을 일주하여 "4일 순환"이라고도 한다.[122]
3. 2. 1. 순환
금성 대기권의 순환은 지균성 흐름을 따른다.[30] 풍속은 지대류에서 기압 경도와 원심력의 균형에 의해 결정된다.[30] 금성의 풍속은 상부 대류권(60~70 km, 상층 구름층)에서만 직접 측정이 가능하다.[31] 구름의 움직임은 자외선 영역에서 관찰된다.[31] 이 높이에서 풍속은 위도 50° 미만에서 약 100 ± 10 m/s이며, 극으로 갈수록 감소하여 0에 도달한다. 이 강한 바람은 대기권의 초회전을 일으켜 행성 자전보다 빠르게 행성 전체를 돈다.[30][32] 초회전은 차등적이어서 적도 대류권이 중위도보다 느리게 회전한다.[31] 바람은 대류권 깊은 곳에서 3 m/s per km의 속도로 감소한다.[30] 금성 표면 근처의 바람은 시간당 몇 킬로미터(보통 2 m/s 미만, 평균 0.3~1.0 m/s)로 느리지만, 높은 밀도 때문에 먼지와 작은 돌을 운반할 수 있다.[22][33]
금성의 바람은 대류에 의해 구동된다.[30] 적도에서 뜨거운 공기가 상승하여 극으로 흐르는 해들리 순환이 나타난다.[30] 자오선 공기 이동은 지대풍보다 훨씬 느리다. 해들리 셀의 극쪽 한계는 ±60° 위도 근처이며, 여기서 공기가 하강하여 구름 아래에서 적도로 돌아간다. 일산화탄소 분포도 ±60° 위도 근처에 집중되어 이를 뒷받침한다.[30] 60°–70° 위도에는 차가운 극 칼라가 존재하며, 주변보다 30–40 K 낮은 온도를 보인다.[34] 이는 공기 상승과 단열 냉각 때문이며, 더 조밀하고 높은 구름(70–72 km 고도)으로 뒷받침된다.[30] 차가운 칼라와 140 m/s의 고속 중위도 제트(55~60° 위도) 사이에 연결이 있을 수 있다.[31]
차가운 극 칼라 안에는 극 소용돌이라는 거대한 허리케인과 같은 폭풍이 있다.[30] 각 소용돌이에는 두 개의 "눈"이 있고, S자형 구름 구조로 연결된 회전 중심을 가지며, 극 쌍극자라고도 한다.[34] 소용돌이는 약 3일 주기로 회전하며, 외부 가장자리 근처 풍속은 35–50 m/s이고 극에서는 0이다.[34] 각 극 소용돌이 구름 상단 온도는 250 K (−23 °C)이다.[34] 극 소용돌이는 중심에서 하강하고 차가운 극 칼라에서 상승하는 반사이클론으로 해석되며, 지구의 겨울 극 반사이클론 소용돌이와 유사하다. 극 근처 반사이클론 순환은 50 km 고도(구름 기저)까지 침투한다.[34] 극 상부 대류권과 중간권은 매우 역동적이며, 2007년 1월 9~13일 ''금성 익스프레스(Venus Express)'' 관측에서 남극 지역이 30% 밝아지는 현상이 나타났다. 이는 이산화황 주입으로 인한 헤이즈 형성 때문일 수 있다.[31] 소용돌이의 두 눈은 아직 설명되지 않았다.[36]
1978년 파이오니아 비너스가 북극에서 첫 번째 소용돌이를 발견했고,[35] 2006년 여름 ''금성 익스프레스''가 남극에서 두 번째 "이중 눈" 소용돌이를 발견했다.[36]
''아카쓰키'' 궤도선 이미지는 고도 45~60 km의 저층 및 중간 구름 지역에서 제트 기류와 유사한 현상을 보여주었다. 풍속은 적도 근처에서 최대화되었고, 2017년 9월 JAXA 과학자들은 이를 "금성 적도 제트"라고 명명했다.[37]
금성 지표에서는 바람이 느리지만(평균 0.3~1.0 m/s),[121] 높은 구름에서는 풍속이 100 m/s에 달한다. 이는 금성 자전보다 빨라 "대기 슈퍼로테이션"(초회전)이라고 불리며, 4일 만에 금성을 일주하여 "4일 순환"이라고도 한다.[122]
2020년까지 슈퍼로테이션을 완전히 설명하는 가설은 없었지만, 아카쓰키의 관측 데이터 분석을 통해 "열조석파"가 가속 기구임이 밝혀졌다.[123]
3. 3. 상층 대기 및 전리층
금성의 중간권은 고도 65km에서 120km까지이며, 열권은 약 120km에서 시작하여 대기의 상한선(외기권)인 약 220~350km에 도달한다.[38] 외기권은 대기가 너무 희박해져서 공기 분자당 평균 충돌 횟수가 1회 미만이 될 때 시작된다.금성의 중간권은 두 층으로 나눌 수 있는데, 낮은 층은 62~73km,[39] 높은 층은 73~95km이다.[38] 첫 번째 층에서는 온도가 약 230K(-43°C)로 거의 일정하다. 이 층은 상층 구름층과 일치한다. 두 번째 층에서는 온도가 다시 감소하기 시작하여 95km 고도에서 약 165K(-108°C)에 도달하며, 여기서 중간권계면이 시작된다.[38] 이곳은 금성 주간 대기에서 가장 추운 부분이다.[40]
금성은 고도 120~300km에 확장된 전리층을 가지고 있다.[38] 전리층은 열권과 거의 일치한다. 높은 수준의 이온화는 행성의 주간에만 유지된다. 야간에는 전자의 농도가 거의 0이다.[38] 금성의 전리층은 세 층으로 구성된다: 120~130km 사이의 v1, 140~160km 사이의 v2, 200~250km 사이의 v3.[38] 180km 근처에 추가 층이 있을 수 있다. 최대 전자 체적 밀도는 3×1011 m−3이며 태양 하점 근처의 v2 층에서 도달한다.[38] 전리층의 상한(이온권계면)은 220~375km 고도에 위치하며 행성 기원의 플라즈마를 유도된 자기권의 플라즈마에서 분리한다.[45][46] v1 및 v2 층의 주요 이온 종은 O2+ 이온이고, v3 층은 O+ 이온으로 구성된다.[38]
3. 4. 유도 자기권
금성은 자기장이 없는 것으로 알려져 있다.[45][46] 그 이유는 명확하지 않지만, 금성 맨틀의 대류 강도 감소와 관련이 있을 수 있다. 금성은 태양풍에 의해 운반되는 태양의 자기장에 의해 형성된 유도 자기권만 가지고 있다.[45] 이 과정은 자기력선이 장애물(이 경우 금성)을 감싸는 것으로 이해할 수 있다. 금성의 유도 자기권은 활충격파, 자기권 외피, 자계 경계면 및 전류 시트가 있는 자력미를 가지고 있다.[45][46]
태양 하강점에서는 활충격파가 금성 표면 위 1900km (0.3 Rv, 여기서 Rv는 금성의 반지름)에 위치한다. 이 거리는 2007년 태양 활동 최소 시에 측정되었다.[46] 태양 활동 최대 시에는 행성에서 몇 배 더 멀리 떨어져 있을 수 있다.[45] 자계 경계면은 300km 고도에 위치한다.[46] 전리층의 상한(이온층계면)은 약 250km이다. 자계 경계면과 이온층계면 사이에는 자기 장벽이 존재하는데, 이는 최소한 태양 활동 최소 시에는 태양 플라즈마가 금성 대기 깊숙이 침투하는 것을 막는 자기장의 국부적인 강화이다. 장벽의 자기장은 최대 40 nT에 이른다.[46] 자력미는 행성에서 최대 10반경까지 이어진다. 이는 금성 자기권에서 가장 활발한 부분이다. 미 부분에서는 재결합 현상과 입자 가속이 발생한다. 자력미의 전자 및 이온의 에너지는 각각 약 100 및 1000 eV이다.[48]
금성에는 고유 자기장이 없기 때문에 태양풍이 비교적 깊숙이 행성 외기권으로 침투하여 상당한 대기 손실을 유발한다.[47] 손실은 주로 자력미를 통해 발생한다. 현재 손실되는 주요 이온 유형은 O+, H+ 및 He+이다. 수소 대 산소 손실의 비율은 약 2 (즉, 물에 대해 거의 화학 양론적임)이며, 이는 물의 지속적인 손실을 나타낸다.[48]
4. 구름
금성의 구름은 두껍고 주로 75~96%의 황산 방울로 구성되어 있다.[49] 이 구름은 가시광선으로 금성 표면을 관측하는 것을 어렵게 하며, 태양광의 약 75%를 반사한다.[50][22] 이는 태양계 행성 중 가장 높은 수치이다. 이 덕분에 구름 상단을 탐사하는 탐사선은 태양 전지를 우주선 어디에든 장착하여 충분한 태양 에너지를 얻을 수 있다.[108]
구름의 밀도는 매우 가변적이며, 가장 밀도가 높은 층은 약 48.5km에 위치하며, 밀도는 0.1 g/m3에 달한다.[51] 구름은 금성이 받는 태양광의 60% 이상을 반사하여 표면의 일반적인 광도를 14,000 럭스로 만든다. 이는 흐린 날씨의 지구와 비슷한 수준이다.[52] 가시거리는 약 3km이지만, 바람 조건에 따라 달라질 수 있다. 두껍고 반사율이 높은 구름 때문에 금성 표면이 받는 총 태양 에너지는 지구보다 적다.
황산은 대기 상층부에서 이산화탄소, 이산화황, 수증기에 대한 태양의 광화학 작용으로 생성된다.[53] 169 nm 미만의 파장을 가진 자외선 광자는 이산화탄소를 일산화탄소와 단원자 산소로 광분해할 수 있다. 단원자 산소는 반응성이 매우 높아 이산화황과 반응하여 삼산화황을 생성하며, 이는 다시 수증기와 결합하여 황산을 생성한다.[54]
금성 표면의 습도는 0.1% 미만이다.[55] 금성에서는 황산 비가 내리지만, 버가 현상으로 인해 지표면에 닿기 전에 증발한다.[56] 초기 화산 활동으로 대기 중에 황이 방출되었고, 높은 온도로 인해 황이 표면의 고체 화합물로 포획되지 못했을 것으로 추정된다.[57]
2009년에는 대기에서 밝은 지점이 관측되었고, ''비너스 익스프레스''가 이를 촬영했다. 원인은 아직 밝혀지지 않았지만, 표면 화산 활동이 원인일 가능성이 제기되었다.[59]
4. 1. 번개
금성의 구름은 번개를 생성할 수 있지만,[67] 이에 대한 논쟁이 계속되고 있다.[60][61] 소련의 베네라 9호와 10호 궤도선은 번개의 모호한 광학적 및 전자기적 증거를 얻었다.[62][63] 유럽 우주국(ESA)의 ''비너스 익스프레스''는 2007년에 번개에서 기인할 수 있는 휘슬러파를 감지했다.[66] 휘슬러파 관측에 따르면, 번개 발생률은 지구의 절반 이상이며[67] 어쩌면 비슷할 수도 있다.[65] 그러나 일본 우주 항공 연구 개발 기구(JAXA)의 아카츠키 우주선 데이터는 매우 낮은 섬광률을 나타낸다.[68]번개는 대기 화학에 영향을 미치고,[65] 우주선에 잠재적인 위험이 될 수 있으므로[64] 연구가 진행되고 있다.
5. 생명체 존재 가능성
금성 표면은 섭씨 450도가 넘는 고온으로, 극단적인 생물체의 생존 범위조차 넘어선다.[72] 그러나 구름 상층부의 온도는 상대적으로 낮아 생명체가 존재할 가능성이 있으며, 이는 지구 구름 속에서 박테리아가 발견된 것과 유사하다.[73] 다만, 금성 구름은 고농도 황산 환경이므로, 생명체가 존재한다면 초산성 생물이어야 할 것이다.[73] 또한, 두꺼운 대기 속 미생물은 황 화합물에 의해 태양 복사로부터 보호될 수 있다.[72]
금성 대기에서는 황화 수소, 이산화 황, 황화 카르보닐 등 평형 상태를 벗어난 화합물이 발견되어 추가 조사가 필요하다.[72] 특히, 황화수소와 이산화황은 서로 반응하는 기체이므로, 이들의 동시 존재는 무언가가 이들을 지속적으로 생성하고 있음을 의미한다.[73] 황화 카르보닐은 무기적으로 생성되기 어렵지만, 금성 대기에 존재하며, 화산 활동이 그 원인일 수 있다.[73]
한편, 금성 대기의 "알 수 없는 UV 흡수체"는 미생물이 자외선을 흡수하는 현상으로 설명될 수 있다는 가설이 제기되었다.[75][76] 칼 세이건은 1963년에 이 가설을 제안했으며,[77] 이후 연구에서 이황산화 이황이 UV 흡수체의 유력한 후보로 확인되었다.[79] 이 "알 수 없는 UV 흡수체"의 어두운 반점은 금성의 날씨에 영향을 줄 정도로 눈에 띈다.[80] 2021년에는 "알 수 없는 UV 흡수체"가 농축 황산에 용해된 혼합 유기 탄소 화합물인 "레드 오일"과 색상이 일치한다는 주장도 제기되었다.[81]
2020년 9월에는 금성 대기에서 포스핀이 감지되었는데, 이는 비생물학적 방법으로는 생성되기 어려운 물질이다.[82] 그러나 이 발견은 추가 검증이 필요하며, 거짓 긍정 신호일 가능성도 제기되었다.[16] 이후 연구에서는 포스핀 신호가 실제 존재하며, 이산화황에 의한 오염 가능성은 낮은 것으로 확인되었다.[87]
6. 진화
현재 구름 구조와 표면 지질에 대한 연구, 그리고 약 38억 년 전부터 태양의 광도가 25% 증가했다는 사실을 고려하면, 초기 금성의 환경은 표면에 액체 물이 있었던 지구와 더 유사했을 것으로 추정된다.[88] 금성의 진화 과정에서 어느 시점에 온실 효과가 발생하여 현재의 온실 가스가 지배적인 대기로 이어졌다. 지구와 유사한 환경에서 벗어나는 시점은 알려져 있지 않지만, 약 40억 년 전에 발생한 것으로 추정된다. 이 온실 효과는 표면 물의 증발과 그에 따른 온실 가스 수치의 상승에 의해 발생했을 수 있다. 따라서 금성의 대기는 지구의 기후 변화를 연구하는 사람들의 많은 관심을 받아왔다.[89][90]
명왕누대 시대의 초기 지구는 약 40억 년 전까지 금성과 유사한 대기를 가지고 있었고, 약 100bar의 CO2와 230°C의 표면 온도를 가지고 있었으며, 심지어 황산 구름까지 있었을 것으로 추정된다. 이 시기까지 판 구조론이 완전히 작동하고 초기 바다와 함께 대기에서 CO2와 황을 제거했다.[93] 따라서 초기 금성은 지구와 같은 물의 바다를 가지고 있었을 가능성이 높지만, 금성이 바다를 잃었을 때 판 구조론은 종료되었을 것이다. 금성의 표면은 약 5억 년 된 것으로 추정되므로 판 구조론의 증거를 보이지 않을 것으로 예상된다.[94]
7. 관측 및 측정
미하일 로모노소프는 1761년 금성의 태양면 통과 현상을 관측하면서 금성에 대기가 존재한다는 사실을 확인했다.[6] 1940년, 루퍼트 와일트는 금성 대기 중의 이산화탄소(CO2) 양이 표면 온도를 물의 끓는점 이상으로 높일 것이라고 계산했는데,[97] 이는 1962년 마리너 2호의 온도계 측정을 통해 확인되었다.
금성의 상층 대기는 금성이 태양을 통과하는 희귀한 현상인 금성의 태양면 통과 때 지구에서 측정할 수 있다. 2004년과 2012년의 태양면 통과는 금성 대기 연구에 중요한 데이터를 제공했다.[99][100] 특히 2004년 통과 동안, 파장에 따른 대기 중의 흡수는 해당 고도에서 기체의 특성을 드러냈고, 기체의 도플러 효과는 바람 패턴을 측정할 수 있게 했다.[100]
일본 우주항공 연구 개발 기구(JAXA)의 아카쓰키는 2010년에 발사되어 금성의 대기 구조와 활동을 연구했으나, 궤도 진입에 실패했다가 2015년에 성공했다.[101] 아카쓰키는 금성 궤도를 도는 최초의 기상 위성으로, 여러 카메라를 통해 두꺼운 구름 아래 대기를 탐사하고 미량 성분 분포를 확인한다.[102][103]
NASA의 뉴 프런티어 프로그램에서 제안된 비너스 인시투 익스플로러(Venus In-Situ Explorer)는 금성의 기후 변화 과정을 이해하고 샘플 반환 임무의 길을 열어줄 탐사선으로 제안되었다.[105]
2021년 6월, NASA는 2020년대 후반에 DAVINCI+(DAVINCI+) 임무를 선정하여 금성 대기 조성을 측정하고, 행성에 바다가 있었는지 여부를 확인할 예정이다. 이 임무는 1978년 이후 미국이 주도하는 최초의 금성 대기 임무가 될 것이다.[117]
7. 1. 지상 관측
미하일 로모노소프는 1761년 금성의 태양면 통과 현상을 관측하면서 금성에 대기가 존재한다는 사실을 확인했다.[6] 1940년, 루퍼트 와일트는 금성 대기 중의 CO2 양이 표면 온도를 물의 끓는점 이상으로 높일 것이라고 계산했는데,[97] 이는 1962년 마리너 2호의 온도계 측정을 통해 확인되었다.금성의 상층 대기는 금성이 태양을 통과하는 희귀한 현상인 금성의 태양면 통과 때 지구에서 측정할 수 있다. 2004년과 2012년의 태양면 통과는 금성 대기 연구에 중요한 데이터를 제공했다.[99][100] 특히 2004년 통과 동안, 파장에 따른 대기 중의 흡수는 해당 고도에서 기체의 특성을 드러냈고, 기체의 도플러 효과는 바람 패턴을 측정할 수 있게 했다.[100]
7. 2. 우주 탐사
일본 우주항공 연구 개발 기구(JAXA)의 아카쓰키는 2010년에 발사되어 금성의 대기 구조와 활동을 연구했으나, 궤도 진입에 실패했다가 2015년에 성공했다.[101] 아카쓰키는 금성 궤도를 도는 최초의 기상 위성으로, 여러 카메라를 통해 두꺼운 구름 아래 대기를 탐사하고 미량 성분 분포를 확인한다.[102][103] 매우 이심률이 높은 궤도를 통해 활화산과 번개 존재도 확인할 수 있을 것으로 기대된다.[104]NASA의 뉴 프런티어 프로그램에서 제안된 비너스 인시투 익스플로러(Venus In-Situ Explorer)는 금성의 기후 변화 과정을 이해하고 샘플 반환 임무의 길을 열어줄 탐사선으로 제안되었다.[105] 비너스 탐사 분석 그룹(VEXAG)은 베누스 모바일 익스플로러(Venus Mobile Explorer)를 제안하여 약 90일 동안 표면과 대기의 조성, 동위원소(isotopic) 측정을 연구하고자 했으나, 발사로 선정되지는 않았다.[106]
혹독한 표면 환경 때문에 관심이 다른 행성으로 옮겨간 후, 여러 임무가 제안되었는데, 이 중 다수는 상층 대기와 관련이 있다. 1985년 소련의 베가 계획(Vega program)에서 투하한 두 기구는 이틀 만에 작동이 중단된 이후, 상층 대기 탐사는 없었다. 2002년, NASA 계약업체 글로벌 에어로스페이스(Global Aerospace)는 수백 일 동안 상층 대기에 머무를 수 있는 기구를 제안했다.[107]
제프리 A. 랜디스(Geoffrey A. Landis)는 높은 알베도를 가진 금성의 특성을 이용해 상단과 하단에 태양 전지를 부착한 태양 비행기를 제안했다.[32][108] 이 비행기는 햇빛, 기압, 풍속을 이용해 지속적으로 공중에 머물 수 있으며, 황산 구름에 대한 보호 장치를 갖추면 45km와 60km 사이에서 장기간 측정이 가능하다. 랜디스는 또한 스피릿 (로버)(Spirit)과 오퍼튜니티 (로버)(Opportunity)와 유사한 로버가 표면을 탐사할 수 있다고 제안했는데, 이는 비행기에 있는 컴퓨터로 제어되는 "멍청한" 로버가 될 것이다.[109]
러시아 우주 과학 계획에는 2029년 베네라-D(Venera-D) 탐사선 발사가 포함되어 있으며,[111] 대기 구조 및 화학 조성, 상층 대기, 전리층, 전기적 활동 등을 조사할 예정이다.[112] 노스롭 그러먼이 설계한 비너스 대기 기동 플랫폼(Venus Atmospheric Maneuverable Platform)(VAMP)이라는 팽창식 항공기를 베네라-D와 함께 비행하는 것이 제안되었다.[113][114][115]
고고도 금성 운용 컨셉(HAVOC)은 금성에 대한 유인 탐사를 위한 NASA의 컨셉으로, 비행선을 사용하여 승무원을 상층 대기로 보내는 방식이다. 2010년대 후반의 다른 제안으로는 베리타스 (우주선)(VERITAS), 비너스 오리진스 익스플로러(Venus Origins Explorer), 비너스 인 시투 대기 및 지구화학 탐사선(VISAGE), 비너스 인 시투 조성 조사(VICI) 등이 있다. 2018년 6월, NASA는 풍속 변화를 활용하는 금성 글라이더 개념 연구를 위해 블랙 스위프트 테크놀로지스에 계약을 수여했다.[116]
2021년 6월, NASA는 2020년대 후반에 DAVINCI+(DAVINCI+) 임무를 선정하여 금성 대기 조성을 측정하고, 행성에 바다가 있었는지 여부를 확인할 예정이다. 이 임무는 1978년 이후 미국이 주도하는 최초의 금성 대기 임무가 될 것이다.[117]
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