유로파 (위성)
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1. 개요
유로파는 1610년 갈릴레오 갈릴레이가 발견한 목성의 위성이다. 목성을 약 3.5일 주기로 공전하며, 표면은 두꺼운 얼음층으로 덮여 있고 그 아래에 액체 상태의 바다가 존재할 것으로 추정된다. 유로파는 이오, 가니메데와 궤도 공명을 하며, 조석 가열로 내부가 따뜻하게 유지된다. 유로파의 지름은 약 3,100km로 달보다 약간 작고, 산이나 충돌구가 적어 매끄러운 표면을 가지고 있다. 과학자들은 유로파의 지하 바다에 외계 생명체가 존재할 가능성을 연구하고 있으며, 유로파 클리퍼와 같은 탐사 계획을 통해 유로파를 탐사할 예정이다.
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| 유로파 (위성) | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 이름 | 유로파 |
| 다른 이름 | 목성 II |
| 로마자 표기 | Europa |
| 형용사 | 유로판 |
| 명명 유래 | 에우로페 |
| 발견 | |
| 발견자 | 갈릴레오 갈릴레이, 시몬 마리우스 |
| 발견일 | 1610년 1월 8일 |
| 궤도 특성 | |
| 모행성 | 목성 |
| 궤도 | 갈릴레오 위성 |
| 궤도 기준점 | 2004년 1월 8일 |
| 평균 궤도 반지름 | 670,900 km |
| 궤도 이심률 | 0.009 |
| 근점 | 664,862 km |
| 원점 | 676,938 km |
| 공전 주기 | 3.551181일 |
| 평균 공전 속도 | 13,743.36 m/s |
| 궤도 경사 | 0.470° (목성의 적도 기준) 1.791° (황도 기준) |
| 물리적 특성 | |
| 평균 반지름 | 1,560.8 ± 0.5 km (지구의 0.245배) |
| 표면적 | 3.061 × 10^7 km² (지구의 0.061배) |
| 부피 | 1.593 × 10^10 km³ (지구의 0.015배) |
| 질량 | 4.79984 × 10^22 kg (지구의 0.008배) |
| 평균 밀도 | 3.013 ± 0.005 g/cm³ (지구의 0.546배) |
| 표면 중력 | 1.314 m/s² (0.134 g) |
| 관성 모멘트 계수 | 0.346 ± 0.005 (추정치) |
| 탈출 속도 | 2.025 km/s |
| 자전 | 동기 |
| 축 기울기 | 0.1° (목성 기준) |
| 북극 방향 | 적경 268.08°, 적위 64.51° |
| 반사율 | 0.67 ± 0.03 |
| 겉보기 등급 | 5.29 (충) |
| 표면 온도 | |
| 최소 온도 | ≈ 50 K |
| 평균 온도 | 102 K (-171 °C) |
| 최대 온도 | 125 K |
| 대기 | |
| 대기 존재 여부 | 예 |
| 표면 압력 | 0.1 μPa (10^-12 bar) |
2. 발견과 명명
유로파는 목성을 약 3.5일 주기로 공전하며, 궤도 긴반지름은 약 670,900 km이다. 궤도 이심률은 0.009로 매우 작아 거의 원궤도에 가깝고, 목성의 천구적도에 대한 궤도 경사는 0.470°이다.[226] 다른 갈릴레이 위성들처럼 유로파는 조석 고정되어 있어 항상 같은 면이 목성을 향한다. 이 때문에 유로파 표면에는 "목성 직하점"이 존재하며, 이 지점에서 목성은 관측자 머리 위, 즉 천정에 고정되어 있는 것처럼 보인다. 유로파의 본초 자오선은 이 지점을 통과한다.[227]
유로파는 이오, 가니메데, 칼리스토와 함께 1610년 1월에 갈릴레오 갈릴레이가 발견했다. 시몬 마리우스도 같은 시기에 독립적으로 발견했을 가능성이 있다. 갈릴레오가 처음으로 목성의 위성을 발견한 것은 1610년 1월 7일로, 파도바 대학교에서 굴절 망원경을 사용하여 목성 주위에 있는 세 개의 천체를 발견했다. 하지만 당시 망원경 배율이 낮았기 때문에 이오와 유로파를 분리할 수 없었고, 이 두 개는 단일 광점으로만 관측되었다. 그 다음 날인 1610년 1월 8일에 갈릴레오는 이오와 유로파를 처음으로 별개의 천체로 인식했다. 따라서 국제천문연맹에서는 가니메데와 칼리스토의 발견일을 1610년 1월 7일로 하고 있지만, 유로파와 이오에 대해서는 처음으로 개별 천체로 관측된 날인 1610년 1월 8일을 발견일로 하고 있다. 갈릴레오에 의해 발견된 이 네 개의 위성은 함께 갈릴레오 위성이라고 불린다.
1614년 시몬 마리우스가 출판한 『''Mundus Jovialis''』에서 마리우스는 갈릴레오의 발견보다 1주일 전인 1609년에 유로파와 다른 갈릴레오 위성들을 발견했다고 주장했다. 갈릴레오는 이 주장에 의문을 제기하며 마리우스의 저서는 표절이라고 일축했다. 마리우스의 관측 기록은 율리우스력 1609년 12월 29일부터 시작되는데, 이는 갈릴레오가 사용했던 그레고리력으로는 1610년 1월 8일에 해당한다. 갈릴레오가 마리우스보다 먼저 발견을 발표했기 때문에 갈릴레오가 발견자로 기록되어 있다.
유로파의 명칭은 그리스 신화의 인물에서 유래했다. 유로파는 제우스가 사랑에 빠진 티로스의 공주 에우로페(Εὐρώπη)에서 유래한 이름이며, 그 라틴어 형태이다. 에우로페는 페니키아의 고대 도시 티로스의 왕의 딸이다. 또한 제우스는 로마 신화의 유피터(Jupiter)에 해당하는 존재이다.
같은 어원을 가진 동명의 소행성으로 에우로파(52 Europa)가 있다.
발견자인 갈릴레오는 이 네 개의 위성에 대한 명명권을 주장하며, 메디치 가문의 코시모 2세에게 경의를 표하여 네 개의 위성을 통틀어 "Cosmica Sidera"(코시모의 별들)이라고 명명했고, 이는 후에 "Medicea Sidera"(메디치 가문의 별들)라는 이름으로 자리 잡았다. 프랑스의 천문학자 니콜라-클로드 파브리 드 페레스크는 이들 위성에 메디치 가문에 빗댄 개별적인 이름을 제안했지만, 그의 제안은 채택되지 않았다. 갈릴레오와 발견을 다툰 마리우스는 이 네 개의 위성에 "목성의 토성"(칼리스토), "목성의 목성"(가니메데), "목성의 금성"(유로파), "목성의 수성"(이오)이라고 명명하려 했지만, 이것 또한 정착되지 않았다. 이후 마리우스는 요하네스 케플러의 조언을 받아 유로파 등 현재 정착된 명칭을 다시 제안했다.
마리우스가 제안한 이 명칭들은 오랜 시간 동안 주목받지 못했고, 20세기 중반까지는 일반적이지 않았다. 초기 천문학 문헌에서는 주로 갈릴레오가 도입한 로마 숫자를 사용한 표기인 '''Jupiter II''' 또는 "목성의 두 번째 위성"이라는 이름으로 언급되었다. 토성의 위성이 발견된 후에야 케플러와 마리우스의 명칭이 목성의 위성에 사용되기 시작했다.
발견 당시에는 안쪽에서 두 번째로 공전하는 위성으로 인식되었지만, 1892년에 갈릴레오 위성보다 안쪽을 공전하는 아말테아가 발견되면서 유로파는 안쪽에서 세 번째 위성이 되었다. 1979년의 보이저에 의한 관측에서는 더욱 세 개의 내측 위성이 발견되어 유로파는 안쪽에서 여섯 번째 위성이 되었지만, Jupiter II라는 명칭은 현재도 사용되고 있으며, 유로파는 목성의 제2위성으로 인식되고 있다.
3. 공전과 자전
유로파는 이오, 가니메데와 궤도 공명을 일으킨다. 이오와 유로파는 2:1, 유로파와 가니메데는 2:1, 전체적으로는 1:2:4의 궤도 공명을 이룬다. 즉, 가니메데가 목성을 한 바퀴 돌 때 유로파는 두 바퀴, 이오는 네 바퀴를 돈다. 이러한 복잡한 궤도 공명은 라플라스 공명이라고 불린다.
유로파의 궤도는 근처 다른 위성들이 미치는 중력 때문에 약간 찌그러져 있는데, 이는 유로파의 목성 직하점이 평균 위치 근처에서 왔다 갔다 하게 만든다. 유로파가 목성에 가까워지면 중력이 강해져 유로파가 변형되고, 멀어지면 중력이 약해져 원래 모습으로 되돌아간다. 이러한 운동은 표면을 쥐어짜 조석 가속 현상을 일으킨다. 유로파의 궤도 이심률은 이오와의 궤도 공명으로 유지된다.[229] 이 조석 가속은 유로파 내부 마찰열을 만들어, 바다가 얼지 않게 하는 에너지를 만든다.[215][229] 이 에너지의 근본적인 원인은 목성의 자전이며, 이오는 목성에 일으키는 조수를 통해 그 에너지를 받아 궤도 공명을 통해 유로파와 가니메데로 전달한다.[41][42]
과학자들은 유로파 표면의 선 모양 지형과 얼음이 갈라지는 현상으로부터 유로파가 과거에 자전축이 기울어져 있었을 가능성을 제기했다. 이 가설이 맞다면, 유로파 표면에 있는 많은 지형들의 생성 원인을 설명할 수 있다. 자전축 기울기는 표면층 나이, 조석 현상으로 인한 내부 바다의 열 발생량, 바다의 액체 상태 유지 기간 등을 계산하는 데 영향을 줄 수 있다. 다만, 이 자전축 변화가 언제, 얼마나 기울어졌는지는 밝혀지지 않았다.[231]
4. 물리적 성질
유로파의 지름은 약 3,100km로, 달보다 약간 작다. 태양계에서 여섯 번째로 큰 위성이자 15번째로 큰 천체이다. 갈릴레이 위성 중에서는 크기와 질량이 가장 작지만, 유로파보다 작은 모든 태양계 위성들을 합친 것보다 무겁다.[44][206] 유로파의 밀도는 지구형 행성과 비슷하게 주로 규산염 암석으로 구성되어 있음을 시사한다.[232][45]
4. 1. 내부 구조
유로파에는 얼음 지각 밑에 깊이 100km의 바다가 존재할 가능성이 있다고 여겨지고 있다. 갈릴레오 탐사선의 자기장 데이터에서는 유로파가 목성과의 상호 작용을 일으키는 유도된 자기장을 가지고 있음을 보여 주었고, 이는 밑에 전기가 통하는 전도층이 있음을 나타낸다.[233] 이 전도층의 정체에 대한 가설 중 하나는 유로파의 지하에 염류가 있는 바다가 존재한다는 것이다. 얼음이 맨틀에 붙어있지는 않은 것으로 보이는데, 특히 지각의 일부 지역은 80도 정도 회전해서 거의 뒤집힌 것처럼 보이기 때문이다(진극배회 참조).[234] 유로파는 금속 상태의 철 중심부를 가진 것으로 추측된다.[235]
과학자들은 액체 상태의 물이 유로파 표면 아래에 존재할 것이라는 가설에 동의하며, 그 지하 바다를 유지하는 열은 조석 가속에 의해 발생한다고 추측한다.[215][257] 유로파의 표면 온도는 적도 부분에서 약 110 K(−160 °C)이고, 극 지방은 약 50 K(−220 °C)이며, 이 낮은 온도는 유로파의 표면을 화강암 정도의 굳기로 단단하게 유지시켜 준다.[256] 지하 바다의 존재를 나타내는 첫 번째 단서는 조석 가열이었다. 유로파의 궤도가 미세하게나마 찌그러져 있고, 다른 갈릴레이 위성들과 궤도 공명이 일어나기 때문에 조석 가열이 일어날 수 있다. 갈릴레오 사진 분석팀은 갈릴레오와 보이저 탐사선의 사진을 근거로 지하 바다의 존재를 주장하였다.[257]
가장 극적인 예시는 혼란 지형이다. 혼란 지형은 지하 바다의 물이 얼음 지각을 뚫고 나와서 얼어붙은 유로파에서 일반적인 지형이라고 해석하기도 하는데, 이 해석은 논쟁의 여지가 충분하다. 일반적으로 유로파에 대해 연구하는 행성 지질학자들은 두꺼운 얼음 이론(Thick Ice model)을 선호하는데, 이 이론에서는 직접 표면과 상호작용할 수 있는 지하 바다는 거의 존재하지 않는다.[258] 얼음 지각의 두께를 추측한 이론들은 몇 킬로미터에서 수십 킬로미터 사이의 각각 다른 값을 산출해 낸다.[259]
두꺼운 얼음 이론을 증명하는 최고의 증거는 유로파의 대형 충돌구들이다. 가장 큰 충돌구는 동심형 모양이며, 상대적으로 평평하고, "신선한" 얼음으로 이루어져 있다. 이러한 시각적 관찰과 조석 가열로 얻어지는 열의 값을 수학적으로 계산하면, 얼음 지각의 깊이는 "따뜻한 얼음 층"을 포함하여 10~30 km 정도로 추측되고, 이는 지하 바다의 깊이가 약 100km 정도 될 수 있다는 것을 의미한다.[240][260] 만약 이 계산이 맞다면, 유로파의 바다는 부피가 3 × 1018 m3가 되고, 지구의 바다보다 약 2배 정도 큰 바다가 유로파에 존재할 것이다.
얇은 얼음 이론(Thin Ice model)은 유로파의 얼음 지각이 기껏해야 몇 킬로미터밖에 되지 않을 것이라고 예측한다. 그러나 대부분의 행성 지질학자들은 이 이론이 목성의 조석력을 지각의 맨 윗층에서만 계산했다고 말한다. 굴곡 분석은 유로파의 표면을 평면이나 구로 계산하여 무게를 줄 때 탄성력이 생겨 굴곡이 생겨나는 현상을 분석하는 것이다. 얇은 얼음 이론은 표면에서 굴곡이 일어나는 부분이 200m 정도로 얇다고 예상한다. 만약 유로파의 얼음 지각이 몇 킬로미터밖에 되지 않는다면, 얇은 얼음 이론은 지하의 액체가 표면과 주기적으로 접촉하여 혼란 지형을 생성할 수 있다고 예측한다.[259]
갈릴레오 탐사선은 유로파가 목성의 자기장이 살짝 변형된 형태인 자기 모멘트를 가지고 있음을 발견했다. 적도 부근에서의 자기장의 세기(약 120 nT)는 가니메데의 6분의 1 정도이고, 칼리스토의 6배 정도이다.[263] 이렇게 자기장이 생겨나려면 유로파 내부에 높은 전도성을 지닌 물질이 있어야 함을 나타낸다. 보이저 탐사 이후, 과학자들은 이 물질의 정체를 알아내기 위해 노력했다.[264] 이 물질의 정체에 관한 가장 가능성 있는 가설은 염류가 있는 거대한 지하 바다가 자기장을 전도시킨다는 추측이다.[235]
4. 2. 표면의 모습
유로파는 태양계에서 가장 매끄러운 천체 중 하나로, 산맥이나 충돌구와 같은 대규모 지형이 부족하다.[236] 그러나 적도에는 높이 10m의 얼음 페니텐트가 존재할 가능성이 제기된다.[237] 이는 햇빛으로 얼음이 녹아 균열이 생기면서 형성된 것으로 추측된다. 유로파 표면의 십자형 지형은 알베도 지형으로, 페니텐트가 낮은 곳에 있음을 시사한다.
표면의 충돌구는 상대적으로 젊은데, 이는 판 구조론과 유사한 원리로 표면이 끊임없이 활동하기 때문으로 추측된다.[238][239] 얼음 지각 반사율은 0.64로, 태양계에서 반사율이 높은 천체 중 하나이다.[226][239] 혜성 충돌 빈도로 계산한 표면 나이는 약 2천만 년에서 1억 8천만 년 정도이다.[240] 표면 활동 이론은 통일된 견해가 없다.[241]
표면에는 방사선 분해로 산소 분자로 된 옅은 대기가 있다. 하루 동안 표면에 내리쬐는 방사선 양은 5400 밀리시버트(540 rem)이며,[242] 이는 인간에게 심각한 질병을 초래할 수 있다.[243]
유로파 표면의 가장 두드러진 특징은 리네아(Lineae|리네아la)라고 불리는 선형 지형이다. 이 외에도 렌티큘러(Lenticulae|주근깨la)라고 불리는 원형 또는 타원형 지형, 혼란 지형 등이 있다.
4. 2. 1. 표면의 선 (리네아)
유로파에서 가장 눈에 띄는 지형은 유로파 전체를 뒤덮고 있는 선(Lineae|리네아la)들이다. 이 선들은 유로파의 얼음 지각이 열리고 따뜻한 층이 노출되면서, 따뜻한 얼음이 분출되어 만들어진 것으로 추정된다.[245] 큰 선은 폭이 20 km 정도이며, 바깥쪽으로 밀려난 어두운 부분과 중앙의 밝은 물질로 이루어져 있다.[244]
이러한 지형의 형성은 지구의 해령과 유사하게 목성과의 조석 가속에 의한 것으로 추측된다. 유로파는 목성에 조석 고정되어 항상 같은 면을 향하고 있기 때문에, 힘이 가해지는 독특한 무늬가 생겼을 것이라는 추측이 유력하다. 그러나 유로파 표면 중 가장 어린 지역만이 이 예측에 부합하고, 다른 선들은 다른 방향으로 뻗어 있다. 이는 유로파의 표면이 내부보다 약간 빠르게 회전하기 때문일 수 있는데, 지하의 바다가 표면과 맨틀을 분리하고 목성이 표면을 당기기 때문으로 추측된다.[246] 보이저 탐사선과 갈릴레오 탐사선의 사진을 통해 이 효과의 상한선을 정했으며, 유로파 내부와 외부의 상대적인 전체 회전은 약 12,000년에 한 번 발생한다고 추측된다.[247]
보이저와 갈릴레오의 연구 결과는 유로파의 균열들이 지구의 해령과 유사하며, 유로파에서 표면 섭입이 일어난다는 증거를 발견했다.[248][249] 이는 얼음 지각이 지구의 지각판처럼 움직여, 얼음판이 선 지형에서 생겨나고 다른 판과 합쳐지는 현상으로, 지구가 아닌 다른 천체에서 판 구조론이 성립한다는 첫 번째 사례이다.[216][248][249]
4. 2. 2. 기타 지질 구조
유로파의 다른 특징으로는 원형이나 타원형의 렌티큘러(Lenticulae|주근깨la)가 있다. 렌티큘러는 돔 모양의 봉우리, 구덩이, 매끄럽고 어두운 점 등 다양한 형태로 나타나며, 거칠게 뒤섞인 모습을 띠기도 한다. 돔의 꼭대기는 주변 평야 지대와 나이가 비슷하여, 평야 지대의 얼음이 아래에서 위로 밀려 올라와 돔이 형성된 것으로 추정된다.[250] 이렇게 뒤섞여 형성된 렌티큘러를 혼란 지형이라고 부른다.
한 가지 이론에 따르면, 렌티큘러는 지하의 따뜻한 얼음이 마그마굄과 비슷하게 외부의 차가운 얼음을 뚫고 올라오면서 다이어피어처럼 형성되었다고 한다.[250] 어두운 점들은 따뜻한 얼음이 나올 때 생기는 해빙수에 의해 형성되었을 것으로 추측된다. 혼란 지형은 얼어붙은 바다에 떠다니는 빙산과 비슷한 원리로 형성되었을 것으로 보인다.[251]
일부 학자들은 혼란 지형이 정말 렌티큘러 형태로 되어 있는지에 대해 의문을 제기한다. 이들은 돔이나 구덩이가 갈릴레오 탐사선이 보내온 낮은 해상도의 사진에서 비롯된 오해라고 주장하며, 얼음이 렌티큘러 형성 과정인 대류를 하기에는 다이어피어가 너무 낮다고 지적한다.[252][253]
2011년 11월, 텍사스 대학교 오스틴 연구진은 네이처 학술지에 혼란 지형이 호수와 같은 물 위에 떠 있다는 내용의 논문을 발표했다.[254][255] 이 호수는 얼음 밑 지하 바다와는 다른 개념으로, 호수의 존재를 확인하려면 직간접적으로 얼음층을 조사하는 탐사선 발사가 필요할 것이다.
4. 3. 지하 바다
과학자들은 유로파 표면 아래에 액체 상태의 물이 존재한다는 데 대체로 동의하며, 이 바다는 조석 가열로 인해 유지되는 것으로 추정된다.[215][257] 유로파의 표면 온도는 적도에서 약 110,000 (-160 °C), 극지방에서 약 50,000 (-220 °C)로, 표면 얼음은 화강암 수준으로 단단하다.[256]
조석 가열은 유로파의 궤도가 약간 찌그러져 있고 다른 갈릴레이 위성들과 궤도 공명을 일으키기 때문에 발생한다. 갈릴레오 탐사선과 보이저 탐사선의 사진 분석 결과, 혼란 지형 등에서 지하 바다의 존재 증거가 발견되었다.[257]
얼음 지각의 두께는 수 km에서 수십 km까지 다양하게 추정된다.[259] 두꺼운 얼음 이론에 따르면, 얼음 지각은 "따뜻한 얼음층"을 포함하여 10km 에서 30km 두께이며, 지하 바다는 약 100km 깊이에 있을 수 있다.[240][260] 이 경우 유로파의 지하 바다는 지구 바다의 약 2~3배 부피에 달한다.[84][85] 얇은 얼음 이론은 얼음 지각이 수 km에 불과하다고 주장하지만, 대부분의 행성 지질학자들은 목성의 조석력이 지각 최상층에만 작용한다고 본다.[259]
2008년에는 로스비 파동이 지하 바다를 유지하는 추가적인 열원으로 작용할 가능성이 제기되었다.[261][262] 로스비 파동은 매우 느리게 움직이지만 큰 운동 에너지를 가지며, 유로파의 자전축 기울기가 0.1도일 때, 기존 조석력 파동보다 2,000배 큰 에너지를 가질 수 있다.
갈릴레오 탐사선의 자기장 데이터는 유로파가 목성과 상호작용하여 유도 자기장을 생성하며, 이는 지하에 전기가 통하는 층이 있음을 나타낸다.[233] 염분이 있는 지하 바다가 이 전도층 역할을 할 가능성이 높다.[235]
유로파 표면의 어둡고 붉은 줄무늬와 물질은 황산 마그네슘과 같은 염류,[265] 또는 황산 수화물,[266] 혹은 황 화합물[267]로 구성되었을 가능성이 있다.
4. 4. 화산
허블 우주 망원경은 2012년 유로파의 남극 부근에서 물 화산으로 보이는 수증기 기둥을 촬영하였다.[268] 이 사진을 통해 유로파가 주기적으로 에베레스트산보다 20배가량 높은, 200km 높이의 물 기둥을 뿜어낸다는 가능성이 제기되었다.[218][269][270] 이 물 기둥들은 유로파가 목성으로부터 받는 기조력을 계산한 이론과 일치하며, 2016년 9월 허블 우주 망원경은 추가적인 이미지 자료를 얻어냈다.[271][272][273]
2012년, 허블 우주 망원경은 유로파 남극 근처에서 분출되는 수증기 기둥으로 해석되는 이미지를 촬영했다.[113][112] 기둥의 높이는 약 200km로 에베레스트 산 높이의 20배가 넘을 수 있지만, 최근 관측 및 모델링에 따르면 일반적인 유로파의 기둥은 훨씬 작을 수 있다.[116][117][118] 기둥이 존재한다면 간헐적[119]일 것이며, 유로파가 목성에서 가장 멀리 떨어져 있을 때 나타날 가능성이 높다는 제안은 조석력 모델링 예측과 일치한다.[120] 2016년 9월, 허블 우주 망원경은 추가 영상 증거를 제시했다.[121][122]
2018년에는 1995년부터 2003년까지 목성을 공전한 갈릴레오 탐사선이 얻은 데이터에 대한 최신의 엄밀한 분석을 바탕으로, 유로파에서의 물 분출 활동의 존재를 뒷받침하는 추가적인 증거가 얻어졌다. 갈릴레오는 1997년 유로파 표면에서 206km 이내라는 매우 가까운 거리를 통과했는데, 이때의 자기장 및 플라즈마 변동 데이터는 이때 탐사선이 분출 속을 통과했을 가능성을 시사했다. 이러한 분출 활동은 위성 표면에 착륙하지 않고 유로파의 지하 바다에서의 생명 탐사를 돕는다고 과학자들은 생각하고 있다.
유로파가 받는 기조력은 달이 지구에 주는 영향보다 1000배 더 강하다. 유로파의 물질 분출 속도는 초당 7000kg으로 추정된다. 태양계에서 물 기둥을 분출하는 다른 유일한 위성은 엔셀라두스밖에 없으며,[218] 엔셀라두스의 분출 속도는 초당 200kg이다.[274][275] 분출의 존재가 확인된다면, 탐사선이 분출을 통과하는 플라이바이를 수행할 가능성이 높아지며, 위성에 착륙하여 수 킬로미터 깊이의 얼음 지각을 굴착하지 않고도 현장에서 내부 바다 성분을 분석하기 위한 샘플을 얻을 수 있을 것으로 기대된다.
4. 5. 대기권
1995년 허블 우주 망원경의 고다드 고해상도 분광기를 사용한 관측에서, 유로파가 산소 분자(O2)로 이루어져 있는 아주 옅은 대기를 가지고 있다는 것이 밝혀졌다.[276][277] 유로파 표면에서의 대기압은 0.1 μPa로, 이는 지구 대기의 10−12배 정도이다.[278] 1997년 갈릴레오 탐사선은 유로파에서 전리층의 존재를 확인했고,[279][280] 대기권의 존재에 대한 증거를 보여주었다.
지구의 대기권과는 다르게, 유로파의 대기권은 생물학적으로 생겨난 것이 아니라 분자들이 방사선 분해가 되어 생성되었다.[281] 태양에서 오는 자외선과 목성의 자기권에서 오는 대전 입자(이온이나 전자)가 유로파의 물 분자를 때려, 수소와 산소로 나눠 대기 중으로 스퍼터링되거나 흡수되게 만든다. 같은 방사선이 이 흡수된 물질들을 때어내고, 두 작용이 알맞게 균형을 이루는 대기권을 만들어낸다.[282] 산소 분자는 수명이 길기 때문에 대기의 주요 구성 성분이 된다. 왜냐하면 산소 분자와 같은 물질들이 표면으로 돌아가면 물이나 과산화수소와 같은 분자로 만들어지는 것이 아니라 빠져나와 다른 작용을 시작하기 때문이다. 수소 분자는 가볍기 때문에 유로파의 중력에서 벗어나기 쉽고, 다시는 표면으로 돌아가지 못한다.[283][284]
표면을 관찰한 결과 방사선 분해에 의해서 생겨나는 산소 중 일부는 표면을 떠나지 않는다고 밝혀졌다. 표면이 지하 바다와 상호작용을 할 수 있기 때문에(기타 지질 구조 문단을 참조), 산소 분자는 밑쪽의 바다와 상호작용하여 생물학적 작용에 도움을 줄 수도 있다.[285] 어떤 가설은 유로파의 표면 중 가장 오래된 표면에서 이 순환률을 측정했다. 방사선 분해에 의해 생성되어 흡수된 산소가 지하 바다에서 생명 활동에 지장이 없을 정도로 산소 농도를 높이며 거의 모든 생물이 산소 부족 없이 생활할 수 있다고 추측된다. 이 산소 농도는 지구의 깊은 바다 정도의 수준이라고 여겨진다.[286]
산소 원자나 분자와 함께 유로파의 중력을 탈출한 수소 분자는 유로파의 궤도 부근에 가스 원반을 형성한다. 이 중성 구름은 카시니와 갈릴레오에 의해 감지되었으며, 목성의 내부 위성인 이오 주위에 있는 황산 구름보다 더 크다. 이론은 결국 유로파의 모든 분자가 목성의 궤도로 빠져나와 이온화될 것으로 예상하고 있다.[287]
유로파의 대기는 1995년 천문학자 D. T. 홀(D. T. Hall)과 그의 동료들이 허블 우주 망원경의 고다드 고해상도 분광기(Goddard High Resolution Spectrograph)를 이용하여 처음 발견했다.[149]
5. 탐사
유로파 탐사는 1973년 파이어니어 10호와 1974년 파이어니어 11호가 목성을 지나가면서 시작되었다. 파이어니어 10호가 찍은 유로파 사진은 해상도가 낮았다.
1979년 보이저 탐사선이 목성계를 통과하면서 유로파의 얼음 표면을 보여주는 더 선명한 사진을 보내왔다. 이 사진은 많은 과학자들이 얼음 아래에 바다가 존재할지도 모른다고 추측하는 계기가 되었다.
갈릴레오 탐사선은 1995년부터 2003년까지 목성 주위를 8년간 공전하며 갈릴레이 위성의 상세한 사진을 보내왔다. 특히 유로파를 많이 탐사하였었기 때문에, "갈릴레오 유로파 임무" 라고도 불렸다.[288]
뉴 허라이즌스 탐사선은 명왕성으로 가는 도중 목성을 지나치며 유로파의 사진을 보내왔다.
2022년, 주노 궤도선은 유로파에 352km까지 근접하여 관측을 수행했다.[20][154]
5. 1. 미래 탐사 계획
외계 생물이 존재할지도 모른다는 점은 외계 생물 존재에 관한 많은 데이터를 얻기 위한 탐사 계획을 이끌어냈다.[289][290] 이러한 탐사 계획들의 공통적인 목적은 유로파의 화학 성분을 검사하여 지하 바다에 생명체가 있는지 확인하는 것이다.[291] 유로파 탐사선은 유로파와 목성 주변의 엄청난 방사선을 견딜 수 있도록 설계되어야 한다. 유로파는 하루에 5.40 시버트의 방사능을 받는다.[242]2011년 행성 과학 규모 과학적 조사 연구회에서 유로파 탐사 계획이 추진되었다.[292] 같은 해, 미국 항공우주국(NASA)은 유로파 클리퍼와 유로파 궤도선 계획을 포함한 유로파 탐사 연구를 의뢰했다.[293][294] 궤도선은 지하 바다 연구에, 근접 통과 탐사선(클리퍼)은 화학 물질 분석과 에너지 연구에 주력한다. 2014년 1월 13일, 미국 하원 세출위원회는 유로파 탐사 계획 연구에 8천만 달러를 지원하는 법안을 발표했다.[295][296]
- 유로파 클리퍼 — 2013년 7월 제트 추진 연구소와 응용 물리 연구소가 유로파 클리퍼의 새 계획안을 발표했다.[297] 이 탐사선의 목적은 유로파에 외계 생명체가 존재하는지 탐구하고, 미래 유로파 착륙선의 착륙 지점을 찾는 것이다. 유로파 클리퍼는 유로파 궤도를 돌지 않고, 유로파를 약 45회 스쳐 지나간다. 2015년 5월, NASA는 유로파 클리퍼 계획을 승인하고 탐사선 탑재 장비를 공개했다.[298] 얼음 관통 레이다, 단파 적외선 분광계, 지형 사진기, 이온 중성 질량 분석계, 열 감지기 등 9개 장비가 실릴 예정이다.[299] 2024년 10월 14일 팰컨 헤비로 발사되었다.[165]
- 목성 얼음 위성 탐사선(JUICE) — 2012년 유럽 우주국은 목성 얼음 위성 탐사선 계획을 승인했다.[219][300] 이 탐사선은 유로파를 몇 차례 지나가지만, 가니메데를 주요 탐사 대상으로 한다. 2023년에 발사되어, 네 번의 중력 도움과 8년의 비행 후 2031년 7월에 목성에 도착할 예정이다.[157]
- 유로파 착륙선 — 현재 NASA는 유로파 착륙선을 연구 중이다.
5. 2. 오래된 계획
2000년대 초, 미국 항공우주국(NASA)과 유럽우주국(ESA)은 목성의 얼음 위성 탐사를 위해 유로파 목성계 임무(EJSM)를 공동으로 제안했다. 이 계획은 NASA 주도의 목성 유로파 궤도선(Jupiter Europa Orbiter)과 ESA 주도의 목성 가니메데 궤도선(Jupiter Ganymede Orbiter)으로 구성되었으며, 2020년 발사를 목표로 했다.[302] 2009년에는 타이탄 토성계 임무(Titan Saturn System Mission)보다 EJSM에 우선순위가 부여되었으나,[303] 다른 탐사 계획들과의 예산 경쟁에 직면했다.[304] 일본우주항공연구개발기구(JAXA)는 목성 자기권 궤도선(Jupiter Magnetospheric Orbiter)을 제안했다.
2007년, ESA는 조비안 유로파 궤도선(Jovian Europa Orbiter)을 코스믹 비전 프로그램의 일환으로 연구했다. '아이스 클리퍼'(Ice Clipper)라는 또 다른 개념은 딥 임팩트와 유사하게 충돌체를 유로파 표면에 충돌시켜 발생하는 파편 기둥을 소형 우주선으로 채집하는 방식이었다.[307][308][309]
목성 얼음 위성 궤도선(JIMO)은 핵분열 엔진과 이온 추진기를 사용하는 탐사선으로, 프로메테우스 계획(Project Prometheus)의 일환으로 추진되었으나 2006년에 취소되었다.[290][310] JIMO에는 소형 핵 동력 유로파 착륙선이 포함될 예정이었으며, 이 착륙선은 궤도선을 통해 지구와 통신할 계획이었다.[311]
1999년에는 유로파 궤도선(Europa Orbiter)이 추진되었으나 2002년에 취소되었다. 이 궤도선의 목표는 유로파 해양의 범위와 심층부와의 상호작용을 밝히는 것이었으며, 무선 시스템, 레이저 고도계, 자력계, 랭뮤어 프로브, 매핑 카메라 등이 탑재될 예정이었다.[312][313] 특히, 지표 아래를 탐사할 수 있는 특수 얼음 투과 레이더가 탑재될 예정이었다.[236]
더욱 야심 찬 아이디어로는 충돌체와 열 드릴을 결합하여 얕은 지하에 얼어붙어 있을 수 있는 생체 지표를 찾는 계획이 제시되었다.[314][315]
2001년에는 원자력을 이용하여 얼음을 녹이는 대형 "용융 탐사선"(크라이오봇)을 사용하고, 물에 도달하면 자율무인잠수정(하이드로봇)을 배치하여 정보를 수집하는 계획이 제안되었다.[290][316][317] 크라이오봇과 하이드로봇은 지구 생명체에 의한 오염을 방지하고 토착 생명체 탐지에 혼란을 주지 않도록 철저한 살균 처리가 필요하다.[318] 그러나 이 계획은 아직 공식적인 개념 연구 단계에 머물러 있다.[319]
6. 외계 생명체 존재 가능성
유로파는 태양계에서 생명체가 존재할 가능성이 높은 천체 중 하나로 꼽힌다.[320] 생명체는 얼음 아래 바다에 존재하는 열수분출공과 비슷한 환경에서 존재할 가능성이 제기된다.[291] 지구의 심해 미생물과 유사한 생명체가 존재할 가능성이 있으며,[291] 조류나 박테리아처럼 얼음 지각 하부에 붙어 존재하거나 바다를 떠다닐 수도 있다.[324]
1977년, 탐사용 잠수정 DSV 앨빈이 갈라파고스 단층에서 탐사를 진행하던 중, 과학자들은 갈라파고스민고삐수염벌레, 조개, 갑각류, 담치류와 같은 생물들의 서식지를 발견했고, 이 서식지들은 열수분출공 주변에 분포하고 있었다. 이 생물들은 햇빛에 전혀 의존하지 않고, 독자적인 먹이 사슬을 가지고 있음도 곧 밝혀졌다. 식물을 대신해서 먹이 사슬의 맨 밑을 이루고 있던 생물은 수소나 황화 수소와 같이 지구 내부에서 올라오는 화학 물질에서 에너지를 얻는 세균이었다. 이렇게 태양에 전혀 의존하지 않고 화학합성을 통해 에너지를 얻는 생물이 발견됨에 따라 생물학 연구에 혁명을 가져왔다.
수염벌레와 같은 다른 다세포 진핵생물은 세포 호흡을 하면서 산소를 사용하기 때문에 간접적으로나마 광합성에 의존하고 있고, 이러한 생태계에 서식하는 혐기성 생물과 고균이 바로 유로파의 바다에서 살 수 있으리라 추정되는 생물종이다.[286]
2013년 3월 발표된 논문은 과산화 수소가 유로파 표면 대부분에 걸쳐서 풍부할 것이라고 추측했다.[326] 논문 저자는 만약 유로파의 바다에 생명체가 존재하고 과산화 수소가 지하 바다로 들어가 섞인다면, 단순한 형태를 띠고 있는 생명체의 중요한 에너지원이 될 수 있다고 주장했다.
2013년 12월 11일, NASA는 유기 물질과 관계가 있는 점토 광물(층상 규산염)이 유로파의 표면에서 검출되었다고 발표했다.[327] 과학자에 따라, 이 점토 광물은 소행성이나 혜성과의 충돌로 인해 생겨난 것이라고 보기도 한다.[327]
지구에서 소행성 충돌과 같은 원인으로 지구의 생명체가 우주로 튕겨져 나가, 유로파에 도착하였다는 가설도 있다. 이 가설은 배종발달설과 유사하다.[328]
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