목성형 행성

3. 특징

목성형 행성은 주성분이 기체로 이루어져 있으며, 밀도가 낮고^[18] 크기가 거대하다. 지구형 행성과 달리 단단한 지표면이 없으며, 중심부에 가까워질수록 행성을 구성하는 수소 기체가 압력에 의해 액체 상태로 변하고, 더 깊어짐에 따라 수소는 액체 금속 상태가 되는 것으로 생각된다.^[18] 금속 수소층 아래에는 암석, 금속, 얼음 물질 등으로 이루어진, 지구 질량의 10배 정도 되는 중심핵이 존재할 것이라고 추정된다.

3. 1. 태양계 내 가스 행성의 공통적인 특징

4. 세부 분류

태양계의 가스 행성은 목성, 토성, 천왕성, 해왕성의 4개가 있다. 이들은 크게 목성과 토성, 천왕성과 해왕성의 두 그룹으로 나눌 수 있다.^[17][18]

"가스 행성(gas giant)"이라는 용어는 1952년 제임스 블리시가 만들었으며, 원래는 모든 거대 행성을 가리키는 데 사용되었다. 하지만 행성 부피 대부분에서 압력이 매우 높아 물질이 기체 상태가 아니기 때문에, "유체 행성(fluid planet)"이라는 용어가 더 정확할 수 있다.

행성 과학자들은 행성 구성 요소를 나타내는 약어로 "암석", "기체", "얼음"을 사용한다. 외태양계에서는 수소와 헬륨을 "기체", 물, 메탄, 암모니아를 "얼음", 규산염과 금속을 "암석"으로 지칭한다. 천왕성과 해왕성은 목성, 토성과 구성 성분이 달라, 일부 과학자들은 천왕성과 해왕성을 얼음 행성으로 따로 분류하기도 한다.^[9]

중수소 융합을 시작할 만큼 충분히 큰 천체(13목성 질량 이상)는 갈색왜성이라고 하며, 이들은 큰 거대 행성과 질량이 가장 작은 항성 사이의 질량 범위를 차지한다. 13목성 질량 기준은 경험적인 규칙이며, 연소되는 중수소의 양은 행성의 구성, 특히 헬륨과 중수소의 양에 따라 달라진다.^[7][5]

4. 1. 목성과 토성

4. 2. 천왕성과 해왕성 (얼음 행성)

5. 태양계 외 가스 행성

1990년대 이후 간접적인 관측 방법을 통해 태양 외 다른 항성에도 외계 행성이 존재함을 알게 되었다. 태양처럼 수소 핵융합 작용을 하는 항성 주위에서 발견된 최초의 행성은 목성과 같이 질량이 큰 가스 행성이었다. 비록 외계 행성의 겉모습을 직접 관측하기는 어렵지만, 간접적인 방법으로 얻은 자료를 통해 이들이 지구와 같은 암석 행성보다는 목성이나 토성과 같은 가스 행성과 더 유사하다는 결론을 내릴 수 있었다.

5. 1. 초저밀도 행성 (Super-Puffs)

6. 목성의 형성

운석의 방사성 동위원소를 이용한 연대 측정에 따르면, 약 46억 년 전에 태양계가 형성된 것으로 추정된다.^[1]

현재의 소행성대보다 바깥쪽 영역에서는 태양으로부터 멀리 떨어져 있어 온도가 낮아 물, 일산화탄소, 이산화탄소, 메탄 등이 얼어 있었다.^[1] 이들은 암석과 금속보다 양이 많았기 때문에, 이 영역의 미행성들은 주로 얼음으로 구성되었다.^[1] 그 결과, 구성 물질이 많아져 더 큰 원시 행성 핵이 형성되었다.^[1]

원시 행성 핵은 중력으로 주변의 원시행성계 원반 가스를 대기로 끌어들였다.^[1] 원시 행성 핵의 질량이 지구 질량의 약 10배가 되면 대기가 붕괴하기 시작하여 행성의 구성 물질로 추가된다.^[1] 이렇게 되면 원시 행성은 주변의 가스를 계속 흡수하여 빠르게 성장한다.^[1] 이러한 과정을 통해 지구 질량의 300배가 넘는 원시 목성이 생성되었다.^[1]

현재의 목성은 형성 당시부터 수축이 계속되고 있으며, 중력 에너지 방출로 인해 태양으로부터 받는 에너지보다 더 많은 에너지를 방출하고 있다.^[1]

7. 가스 행성의 역할

또한, 그 거대함에서 비롯된 강한 중력을 가지고 있으며, 이로 인해 내부 태양계로의 혜성 침입을 막는 측면이 지적되고 있다. 이 설은 슈메이커-레비 9 혜성의 목성 충돌이 여실히 보여주고 있으며, 이 특성으로 인해 지구로의 치명적인 혜성 충돌이 회피되어 생명이 장기간 생존하고 진화할 수 있었다는 설도 있다.^[18] 이 설에서 목성이나 토성과 같이 거주가능 영역 외부에 이심률이 작은 궤도를 가지는 목성형 행성은 좋은 목성(グッド・ジュピター)이라고 불린다.

참조

_[1] 논문 Mixing of Condensable Constituents with H–He during the Formation and Evolution of Jupiter 2022-04-01
_[2] 서적 Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere Cambridge University Press 2004
_[3] 논문 Growth of Jupiter: Formation in disks of gas and solids and evolution to the present epoch 2021
_[4] 서적 Exoplanets http://www.uapress.a[...] University of Arizona Press, Tucson, AZ 2011
_[5] 논문 The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets 2011-01-20
_[6] 서적 Exoplanets versus brown dwarfs: the CoRoT view and the future 2016
_[7] 논문 Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion 2013
_[8] 논문 The Exoplanet Orbit Database 2010
_[9] 웹사이트 Formation of Giant Planets http://www.astrosmo.[...] 2006-01-16
_[10] 논문 Rocky core solubility in Jupiter and giant exoplanets 2012-03-14
_[11] 서적 Encyclopedia of the Solar System (2nd ed.) https://archive.org/[...] Academic Press 2007
_[12] 논문 Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets
_[13] 논문 The Featureless Transmission Spectra of Two Super-Puff Planets 2020-01-20
_[14] 웹사이트 Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters http://astro.berkele[...] 2008-06-01
_[15] 서적 系外惑星 東京大学出版会
_[16] 서적 太陽系と惑星 日本評論社
_[17] 웹사이트 惑星系形成論 ： 最新 “ 太陽系の作り方 ” https://web.archive.[...] 2007-08-01
_[18] 웹사이트 太陽系の構成 https://web.archive.[...]
_[19] 서적 https://archive.org/[...]
_[20] 웹사이트 Jupiter: Moons http://solarsystem.n[...] NASA 2013-07-05
_[21] 서적 Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere Cambridge University Press 2004
_[22] 서적 https://archive.org/[...]