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핵 (행성)

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목차

1. 개요

행성 핵은 행성 내부의 고밀도 영역으로, 행성의 형성과 진화에 중요한 역할을 한다. 지구를 비롯한 암석형 행성들은 주로 철을, 가스 행성들은 암석이나 얼음 핵을 가지고 있으며, 수성, 목성, 토성 등은 자기장을 생성한다. 핵의 형성은 행성 분화, 충돌, 강착 등 다양한 과정을 통해 이루어지며, 다이너모 이론을 통해 자기장 생성 원리를 설명한다. 핵은 행성의 열원 역할을 하며, 태양계 외의 행성 핵은 별의 스펙트럼 분석을 통해 추론한다.

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핵 (행성)
천문학적 핵
정의행성 또는 위성의 중심 부분
구성 요소철
니켈
규산염
행성 핵의 특징
크기행성 전체 크기의 상당 부분 차지
밀도매우 높음
온도매우 높음
지구 핵
구성주로 철과 니켈
내핵고체 상태
외핵액체 상태
외핵의 움직임지구 자기장 생성
기타 행성 핵
수성 핵상대적으로 매우 큼
화성 핵작고 밀도가 낮음
목성 및 토성 핵무거운 원소로 구성된 핵 존재 가능성
핵의 역할
행성 자기장 생성지구와 일부 행성
행성 내부 열원방사성 원소 붕괴
행성 진화행성 형성 및 진화 과정에 영향

2. 역사

헨리 캐번디시는 1797년 지구의 평균 밀도를 계산하여 지구 내부에 고밀도 물질이 존재할 것이라는 가설을 제시했다.[7] 1898년 비헤르트는 철 운석 연구를 통해 지구와 철 운석의 구성 성분이 유사하며, 철이 지구 내부로 가라앉아 핵을 형성했다는 이론을 제안했다.[8] 1906년 리처드 딕슨 올덤은 P파 암영대 발견을 통해 액체 상태의 외핵 존재를 확인했다.[9] 1936년, 지진학자들은 핵의 크기와 외핵-내핵 경계를 규명했다.[10]

이후 달 및 기타 행성의 핵은 우주 탐사선의 관측 데이터를 통해 연구되고 있다.

2. 1. 지구 핵의 발견

1797년 헨리 캐번디시는 지구의 평균 밀도를 물 밀도의 5.48배(이후 5.53배로 수정)로 계산하여, 지구 내부에 고밀도 물질이 존재한다는 가설을 제시했다.[7] 1898년 비헤르트는 철 운석 연구를 통해 지구와 철 운석의 구성이 유사하며, 철이 지구 내부로 가라앉아 핵을 형성했다는 이론을 제안하고, 지구 밀도 계산에서 누락된 철과 니켈을 핵의 구성 물질로 포함시켰다.[8] 1906년 리처드 딕슨 올덤은 P파 암영대 발견을 통해 액체 상태의 외핵 존재를 확인했다.[9] 1936년, 지진학자들은 핵의 크기와 외핵-내핵 경계를 규명했다.[10]

2. 2. 달 및 기타 행성 핵의 발견

1974년 아폴로 계획의 달 지진으로 수집된 지진 데이터를 사용하여 달의 내부 구조를 파악했다.[11] 달의 핵은 반경이 300km이다.[12] 달의 철 핵은 액체 외부 층이 핵 부피의 60%를 차지하며, 고체 내부 핵이 있다.[13]

지구형 행성의 핵은 처음에는 미국 항공우주국(NASA)의 마리너 10호와 같이 수성과 금성을 지나면서 표면 특성을 관찰한 우주선의 데이터를 분석하여 특징을 나타냈다.[14] 다른 행성의 핵은 표면에 지진계를 사용하여 측정할 수 없으므로, 이러한 비행 관측에서 계산을 기반으로 추론해야 한다. 질량과 크기는 행성 내부를 구성하는 요소에 대한 1차 계산을 제공할 수 있다. 지구형 행성의 구조는 행성의 평균 밀도와 관성 모멘트에 의해 제한된다.[15] 분화된 행성의 관성 모멘트는 0.4 미만인데, 이는 행성의 밀도가 중심에 집중되어 있기 때문이다.[16] 수성의 관성 모멘트는 0.346으로, 이는 핵이 있다는 증거이다.[17] 에너지 보존 계산과 자기장 측정은 조성과 행성 표면 지질을 제한할 수 있으며, 표면 지질은 행성이 형성된 이후의 분화를 특징지을 수 있다.[18] 수성, 금성, 화성의 핵은 각각 반지름의 약 75%, 50%, 40%이다.[19][20]

3. 형성

행성계는 먼지와 가스로 이루어진 원반에서 형성되며, 이 물질들이 강착되어 미행성체를 형성하고, 중력 작용으로 행성 원시체로 성장한다. 행성 핵 강착 모델에 따르면, 목성과 토성은 암석 또는 얼음 덩어리 주위에서 형성되어 가스 거대 행성의 핵이 되었다.[5]

행성 분화는 균질한 천체가 여러 이질적인 구성 요소로 분리되는 과정으로, 하프늄-182/텅스텐-182 동위원소 시스템을 통해 연구된다.[21] 초기 태양계에서 행성 크기 천체 간의 충돌은 행성과 핵 형성에 중요한 역할을 했다. 거대 충돌 가설에 따르면, 테이아와의 충돌로 지구와 달이 형성되었다.[23][24][25]

3. 1. 강착

행성계는 먼지와 가스가 평평하게 뭉쳐진 원반에서 형성되며, 이는 수천 년 안에 빠르게 강착되어 직경 약 10km의 미행성체로 성장한다. 여기서 중력의 작용으로 달에서 화성 크기의 행성 원시체가 형성되며(105 – 106년), 이는 추가로 1,000만 년에서 1억 년에 걸쳐 행성체로 발달한다.[21]

목성과 토성은 이전에 존재하던 암석 및/또는 얼음 덩어리 주위에서 형성되었을 가능성이 크며, 이로 인해 이전의 원시 행성은 가스 거대 행성의 핵이 되었다.[5] 이것이 행성 형성의 행성 핵 강착 모델이다.

3. 2. 행성 분화

행성 분화는 일반적으로 하나의 대상에서 여러 대상, 즉 균질한 몸체에서 여러 이질적인 구성 요소로 발달하는 것을 의미한다.[22] 하프늄-182/텅스텐-182 동위원소 시스템은 반감기가 9백만 년이며, 45백만 년 후에 소멸된 시스템으로 추정된다. 하프늄은 친석원소이고 텅스텐은 친철원소이다. 따라서 금속 분리(지구의 핵과 맨틀 사이)가 45백만 년 이내에 발생한 경우, 규산염 저장소는 양의 Hf/W 이상을 보이고, 금속 저장소는 분화되지 않은 콘드라이트 물질에 비해 음의 이상을 보인다.[21] 철 운석에서 관찰된 Hf/W 비율은 금속 분리가 5백만 년 이내에 일어났음을 보여주며, 지구 맨틀의 Hf/W 비율은 지구의 핵이 25백만 년 이내에 분리되었음을 나타낸다.[21] 금속 핵의 분리를 제어하는 여러 요인에는 페로브스카이트의 결정화가 포함된다. 초기 마그마 바다에서 페로브스카이트의 결정화는 산화 과정이며, 원래의 규산염 용융물로부터 철 금속의 생성 및 추출을 유도할 수 있다.

3. 3. 충돌

초기 태양계에서 행성 크기의 천체 간 충돌은 행성과 행성핵 형성과 성장에 중요한 측면이었다.

거대 충돌 가설에 따르면, 이론적인 화성 크기의 행성인 테이아와 초기 지구 간의 충돌로 현재의 지구와 달이 형성되었다.[23] 이 충돌 과정에서 테이아와 지구의 철 대부분이 지구의 핵에 통합되었다.[24]

원시 화성과 다른 분화된 행성체의 핵 병합은 1,000년에서 30만 년까지 걸릴 수 있었다(두 핵의 점성에 따라 다름).[25]

4. 구성 성분

콘드라이트 표준 모델을 사용하여 지각과 맨틀의 조성을 참고하면, 내핵과 외핵의 조성을 추정할 수 있다. 지구 핵은 바나듐과 크롬의 절반, 상당량의 니오브와 탄탈럼을 포함하며, 게르마늄과 갈륨은 고갈되어 있다.[26]

황은 친철원성이 강하고 휘발성이 중간 정도이며 규산염 지구에서 고갈되었으므로 지구 핵의 1.9 중량%를 차지할 수 있다.[21] 인은 최대 0.2 중량%까지 존재할 수 있지만, 수소와 탄소는 휘발성이 매우 높아 초기 강착 과정에서 손실되었을 것이므로 각각 0.1~0.2 중량%만 차지하는 것으로 추정된다.[21] 규소와 산소는 지구 핵의 나머지 질량 결손을 차지하는 주요 원소로 추정된다.[21]

지구 핵에 방사성 원소가 포함되었다는 지화학적 증거는 없지만,[26] 칼륨-40이 핵 형성과 관련된 온도에서 강하게 친철원성이 될 수 있으므로, 행성 핵에 존재할 가능성이 제기된다.[27]

하프늄/텅스텐 (Hf/W) 동위원소 비율은 콘드라이트와 비교했을 때 규산염 지구에서 농축을 보여 지구 핵에서의 고갈을 나타내며, 철 운석 또한 고갈되어 있다.[21] 니오브/탄탈 (Nb/Ta) 동위원소 비율은 콘드라이트와 비교했을 때 전체 규산염 지구와 달에서 약간 고갈되었다.[28]

팔라사이트는 초기 미행성체의 핵-맨틀 경계에서 형성된 것으로 여겨지지만, 최근에는 충격으로 생성된 핵과 맨틀 물질의 혼합물일 수 있다는 가설도 제기된다.[29]

4. 1. 지구 핵

지구의 구조


지구의 핵은 지름 약 7,000km(반지름 3,500km)로, 지표면에서 지하 2,900km 아래에 위치한다. 철운석의 성분으로 미루어 보아, 주로 철(85%)과 니켈(5%)로 이루어져 있다고 여겨진다.[21]

구조는 액체 상태인 외핵 (지하 2,900km - 5,100km)과 고체 상태인 내핵 (지하 5,100km - 6,400km)으로 구성되어 있다. 중심 온도는 태양의 표면 온도와 거의 같은 약 6,000 K(약 5,700℃)이다. 액체 상태인 외핵의 유동으로 유도 기전력이 발생하여 핵 내에 전류가 흐르고, 그로 인해 지자기가 발생한다고 여겨진다.

외핵에는 규소, 산소, 황 등 가벼운 원소들이 5-10% 포함되어 지구 핵 전체 질량의 부족분을 설명한다.[21][26]

칼륨-40은 핵 형성과 관련된 온도에서 강하게 친철원소가 되므로 행성 핵에 존재할 가능성이 있으며, 초기 지구의 다이너모에 중요한 열원을 제공했을 수 있다.[27]

내핵과 외핵의 지진학적 경계면은 레만 불연속면이라고 불린다. 코어-맨틀 경계(core-mantle boundary)는 CMB로 약칭된다. 또한, 지진학적으로 외핵과 맨틀의 경계면은 구텐베르크 불연속면이라고 불린다.

4. 2. 기타 행성 및 위성 핵

수성은 행성 반지름의 85%를 차지하는 거대한 핵을 가지고 있으며, 이는 태양계 행성 중 가장 큰 비율이다.[33] 이는 태양계 초기에 수성 표면의 상당 부분이 유실되었을 가능성을 시사한다.[33] 수성의 핵은 고체 금속 외핵층, 액체 핵층, 그리고 고체 내핵층으로 구성될 수 있다.[33] 핵의 구성은 불확실하지만, 니켈, 규소, 황, 탄소 및 미량의 다른 원소를 포함할 가능성이 높다.[34] 수성은 금속 핵 내부에서 생성되는 것으로 보이는 자기장을 가지고 있다.[28]

금성의 핵 구성은 사용된 모델에 따라 크게 다르다.[35] 다음은 금속 핵의 구성 성분을 나타내는 표이다.

원소운석 모델평형 응축 모델파이롤라이트 모델
철88.6%94.4%78.7%
니켈5.5%5.6%6.6%
코발트0.26%알 수 없음알 수 없음
황5.1%0%4.9%
산소0%알 수 없음9.8%



화성은 과거에 핵에서 생성된 자기장을 가졌을 가능성이 있으며,[28] 이 자기장은 행성 형성 후 5억 년 이내에 중단되었다.[2] 화성 운석 자이미에서 추출한 동위원소는 화성의 빠른 핵 분화를 나타내며, 이는 1000만 년 이내에 일어났다.[23] 칼륨-40은 초기 화성 자기장을 작동시키는 주요 열원이었을 수 있다.[27]

달의 핵 존재 여부는 논쟁 중이다.[36] 만약 핵이 존재한다면, 거대 충돌 가설에 따라 태양계 시작 후 4500만 년에 형성되었을 것이며,[36] 초기에는 지구 자기 역학을 가졌을 수 있다.[28]

가니메데는 금속 핵 내부에서 생성되는 자기장을 가지고 있다.[28]

목성은 지구 질량의 10~30배에 달하는 암석 또는 얼음 핵을 가지며, 이 핵은 가스 외피에 용해될 가능성이 있다.[5] 목성은 금속성 물질의 존재를 시사하는 자기장을 가지고 있으며,[3] 이 자기장은 태양 다음으로 태양계에서 가장 강력하다. 열 수축/진화 모델은 금속 수소가 핵 내에 존재함을 뒷받침한다.[3]

토성은 금속 핵 내부에서 생성된 자기장을 가지며,[3] 금속 수소는 핵 내부에 존재한다(목성보다 적은 양).[3] 토성은 지구 질량의 10~30배에 달하는 암석 또는 얼음 핵을 가지며, 이 핵은 가스 외피에 용해될 수 있다.[5] 열 수축/진화 모델은 핵 내부에 금속 수소가 존재함을 뒷받침한다.[3]

5. 역학

다이너모 이론은 지구와 같은 천체가 자기장을 생성하는 방법을 설명하며, 행성 핵의 역학을 이해하는 데 중요한 역할을 한다. 행성 핵은 행성 외부 층의 열원 역할을 하며, 지구 핵-맨틀 경계면의 열 흐름은 12TW이다.[30]

소행성 크기의 행성 핵은 핵 내부의 상 변화와 관련된 파괴적인 에너지 방출을 경험할 수 있다. 램지(Ramsey, 1950)는 이러한 상 변화로 방출되는 총 에너지가 1029줄에 달할 것이라고 밝혔는데, 이는 지질 시대 동안 발생한 지진으로 인한 총 에너지 방출량과 맞먹는 규모이다. 이러한 현상은 소행성대를 설명하는 데 사용될 수 있다. 상 변화는 특정 질량 대 부피 비율에서만 발생하며, 고체 핵 성분의 급격한 형성 또는 용해가 그 예시이다.[31]

지구의 핵은 지름 약 7000km (반지름 3500km)로, 지표면에서 지하 2900km 아래에 위치한다. 운석의 성분으로 미루어 보아, 주로 철과 니켈로 이루어져 있다고 여겨진다. 액체 상태의 외핵 (지하 2900km - 5100km)과 고체 상태의 내핵 (지하 5100km - 6400km)으로 구성되어 있으며, 중심 온도는 태양의 표면 온도와 거의 같은 약 6,000 K (약 5700℃)이다. 액체 외핵의 유동으로 유도 기전력이 발생하여 핵 내에 전류가 흐르고, 그로 인해 지자기가 발생한다고 여겨진다.

내핵과 외핵의 지진학적 경계면은 레만 불연속면이라고 불린다. 코어-맨틀 경계 (core-mantle boundary)는 CMB로 약칭된다. 또한, 지진학적으로 외핵과 맨틀의 경계면은 구텐베르크 불연속면이라고 불린다.

5. 1. 다이너모 이론

다이나모 이론은 지구와 같은 천체가 자기장을 생성하는 메커니즘을 설명하기 위해 제안된 이론이다. 자기장의 유무는 행성 핵의 역학을 제한하는 데 도움이 될 수 있다. 자세한 내용은 지구 자기장 문서를 참조하라. 다이나모는 추진력으로 열 및/또는 조성 부력의 근원을 필요로 한다.[28] 냉각되는 핵으로부터의 열 부력만으로는 모델링에서 나타나는 바와 같이 필요한 대류를 유발할 수 없으므로, 상전이로부터의 상 변화와 같은 조성 부력이 필요하다. 지구에서 부력은 내부 핵의 결정화로부터 유도되는데, 이는 온도의 결과로 발생할 수 있다. 조성 부력의 예로는 철 합금이 내부 핵으로 침전되거나 액체 비혼화성이 있으며, 이는 모체와 관련된 주변 온도 및 압력에 따라 대류에 긍정적 및 부정적으로 영향을 미칠 수 있다.[28] 자기장을 나타내는 다른 천체로는 수성, 목성, 가니메데, 토성 등이 있다.[3]

5. 2. 핵의 열원

행성의 핵은 행성 외부 층의 열원 역할을 한다. 지구에서 핵-맨틀 경계면의 열 흐름은 12TW이다.[30] 이 값은 서냉, 경원소의 분화, 코리올리 힘, 방사성 붕괴, 그리고 결정화의 잠열로부터 계산된다.[30] 모든 행성체는 초기 열 값, 즉 강착으로부터의 에너지 양을 가지고 있다. 이 초기 온도에서의 냉각을 서냉이라고 하며, 지구에서 핵의 서냉은 열을 단열 규산염 맨틀로 전달한다.[30] 내핵이 성장함에 따라 결정화의 잠열이 맨틀로의 열 흐름에 추가된다.[30]

6. 태양계 내 행성 핵

지구형 행성과 달은 철이 지배적인 핵을 가지고 있다. 금성과 화성의 핵은 철-니켈 또는 철-황으로 구성되어 있을 것으로 추정된다. 암석 행성의 궤도 반경이 증가함에 따라 핵의 크기는 감소하는 경향을 보인다.[15] 가스 행성과 얼음 거대 행성은 암석 핵을 가지고 있으며, 목성과 토성은 액체 금속 수소와 헬륨 영역을 포함한다.[19]

16 프시케는 잔해 행성 핵일 가능성이 제기되고 있으며, 프시케 탐사를 통해 연구될 예정이다.[38] 수성의 핵은 행성 반지름의 85%를 차지하며, 태양계에서 행성 크기에 비해 가장 큰 핵을 가지고 있는데, 이는 태양계 초기에 수성 표면의 상당 부분이 유실되었을 수 있음을 나타낸다.[33]

금성 핵의 구성은 핵을 계산하는 데 사용된 모델에 따라 다르며, 다음 표와 같다.[35]

원소운석 모델평형 응축 모델파이롤라이트 모델
철88.6%94.4%78.7%
니켈5.5%5.6%6.6%
코발트0.26%알 수 없음알 수 없음
황5.1%0%4.9%
산소0%알 수 없음9.8%



달의 핵 존재 여부는 논쟁 중이지만, 존재한다면 거대 충돌 가설에 따라 태양계 시작 후 4500만 년에 형성되었을 것이다.[36] 소행성 중에는 금속층과 암석층이 분화되어 금속 핵을 가진 것이 있으며, 베스타가 대표적인 예이다.

지구 외의 행성이나 위성 등에서도, 중심부의 주변부보다 고밀도의 영역을 핵(core)이라고 부르며, '''금속핵''', '''암석핵''', '''고체핵''' 등으로도 불린다. 핵의 바깥쪽 층은 맨틀이라고 불린다. 대형 얼음 위성과 해왕성 바깥 천체는 얼음층 아래에 암석핵을, 암석핵 안에 금속핵을 가질 가능성이 높다.

6. 1. 암석 행성

모든 지구형 행성은 달과 마찬가지로 철이 지배적인 핵을 가지고 있다.[20] 금성과 화성은 핵에 추가적인 주요 원소를 가지고 있는데, 금성의 핵은 지구와 마찬가지로 철-니켈로 구성되어 있는 것으로 추정된다. 반면, 화성은 철-황 핵을 가지고 있으며, 내부의 고체 핵을 둘러싼 외부 액체층으로 분리되어 있는 것으로 추정된다.[20] 암석형 행성의 궤도 반경이 증가함에 따라, 행성 전체 반경에 대한 핵의 크기는 감소한다.[15] 이는 핵의 분화가 천체의 초기 열과 직접적인 관련이 있기 때문으로 여겨지며, 따라서 수성의 핵은 비교적 크고 활발하다.[15]

수성, 금성, 화성과 같은 지구형 행성은 자체 중력에 의한 압축을 고려하더라도 밀도가 암석보다 높기 때문에 지구와 마찬가지로 금속 핵이 존재한다고 추정할 수 있다. 행성에 대한 핵의 반지름 비율은 다양하며, 화성은 40%, 지구와 금성은 50%, 수성은 75%에 달한다. 금성이나 화성에는 지구와 같은 강한 자기장이 없기 때문에, 지구의 외핵과 같은 액체층은 존재하지 않는다고 (다이나모 효과가 작동하지 않음) 생각되지만, 수성의 핵은 지구와 마찬가지로 일부가 용융되어 자기장을 발생시키고 있다고 한다.[45]

6. 2. 가스 행성 및 얼음 거대 행성

목성・토성과 같은 목성형 행성은 부피의 대부분이 수소, 헬륨, 물, 암모니아, 메탄 등의 기체 또는 휘발성 성분으로 이루어져 있지만, 중심부에는 암석을 주체로 하는 고체 핵(암석 핵)이 존재한다. 핵은 행성 전체에 비해 작지만, 그래도 지구의 10배 전후의 질량을 가질 것으로 생각된다.[5]

천왕성과 해왕성은 목성이나 토성에 비해 수소, 헬륨의 양이 적다. 질량의 대부분은 물, 암모니아, 메탄의 얼음으로 이루어진 맨틀이 차지하고 있으며, 맨틀 내부에는 암석 핵이 존재한다고 여겨진다.

태양계 외행성에 대한 현재의 이해로는 얼음 거대 행성 및 가스 거대 행성은 암석으로 이루어진 작은 핵이 얼음층으로 둘러싸여 있으며, 목성과 토성 모델은 액체 금속 수소와 헬륨의 거대한 영역을 가지고 있다고 이론화한다.[19] 목성과 토성은 태양으로부터 방사되는 것보다 훨씬 더 많은 에너지를 방출하는 것으로 보이는데, 이는 수소와 헬륨층에서 방출되는 열 때문으로 여겨진다.[19]

목성은 지구 질량의 10~30배에 달하는 암석 및/또는 얼음 핵을 가지고 있으며, 이 핵은 위의 가스 외피에 용해될 가능성이 높고, 따라서 조성상 원시적이다. 핵이 여전히 존재하기 때문에 외부 외피는 원래 이전에 존재하던 행성 핵에 부착되었음에 틀림없다.[5]

토성은 지구 질량의 10~30배에 달하는 암석 또는 얼음 핵을 가지고 있으며, 이 핵은 위에 있는 가스 덮개에 용해될 수 있으므로 원시적인 구성 성분을 가지고 있다. 핵이 여전히 존재하기 때문에, 덮개는 원래 이전에 존재하던 행성 핵에 부착되었음에 틀림없다.[5]

외계 행성에 대해서도 질량과 반지름을 관측할 수 있는 경우에는 계산된 평균 밀도에 기초하여 내부 구조를 예측할 수 있다. 예를 들어, 고밀도 가스 행성인 HD 149026 b는 지구 질량의 100배 전후에 해당하는 거대한 핵을 가지고 있다고 추정된다.[46] 또한, 주성에 가까운 궤도를 가진 거대 행성에서는 표층의 휘발성 성분이 손실되어 고체 핵이 노출될 가능성이 있으며, 이러한 천체는 크토니아 행성이라고 불린다.[47]

7. 태양계 외 행성 핵

외계 행성 분야가 성장함에 따라 새로운 기술을 통해 다양한 외계 행성을 발견할 수 있게 되었고, 외계 행성의 핵에 대한 모델링이 진행되고 있다. 이는 외계 행성의 초기 조성에 따라 달라지며, 별의 방출 스펙트럼과 결합하여 개별 외계 행성의 흡수 스펙트럼을 사용하여 추론한다.

크토니아 행성은 가스 행성이 모항성과의 상호작용, 아마도 행성의 안쪽 이동으로 인해 외부 대기가 제거되어 생성된다. 이러한 상호 작용으로 인해 원래의 핵만 남게 된다.

탄소 행성은 이전에 별이었으며, 밀리초 펄서의 형성과 함께 형성된다. 처음 발견된 그러한 행성은 물의 밀도의 18배였고 지구 크기의 5배였다. 따라서 이 행성은 기체일 수 없으며, 탄소와 산소처럼 우주적으로 풍부한 무거운 원소로 구성되어야 한다. 이는 다이아몬드와 같은 결정체일 가능성이 높다는 것을 의미한다.[39]

PSR J1719-1438은 목성과 비슷한 질량을 가지고 있지만 밀도가 23g/cm3인 동반자를 가진 5.7 밀리초 펄서로, 이 동반자는 초저질량 탄소 백색 왜성일 가능성이 있으며, 이는 고대 별의 핵일 가능성이 높다는 것을 시사한다.[40]

밀도가 중간 정도인 외계 행성(목성형 행성보다 밀도가 높지만 지구형 행성보다 밀도가 낮음)은 GJ1214b와 GJ436과 같은 행성이 주로 물로 구성되어 있음을 시사한다. 이러한 물 행성의 내부 압력은 표면과 핵 내부에 물의 특이한 상을 형성하게 한다.[41]

외계 행성에 대해서도 질량과 반지름을 관측할 수 있는 경우에는 계산된 평균 밀도에 기초하여 내부 구조를 예측할 수 있다. 예를 들어, 고밀도 가스 행성인 HD 149026 b는 지구 질량의 100배 전후에 해당하는 거대한 핵을 가지고 있다고 추정된다.[46] 또한, 주성에 가까운 궤도를 가진 거대 행성에서는 표층의 휘발성 성분이 손실되어 고체 핵이 노출될 가능성이 있으며, 이러한 천체는 크토니아 행성이라고 불린다.[47]

8. 기타

일본어에서는 행성, 위성, 항성 등의 핵을 'core', 혜성, 활동 은하의 핵을 'nucleus'로 구분하여 부른다.

과거에는 지구 핵을 '지핵'이라고 불렀으나, '지각'과 혼동될 수 있기 때문에 최근에는 사용되는 경우가 적다.[44]

항성에서는 핵융합을 일으키는 영역을 핵(core)이라고 부른다.

혜성에서는 코마에 덮여있는 고체 본체를 핵(nucleus)이라고 한다.

세이퍼트 은하, 퀘이사 등의 활동 은하에서는 중심부의 극히 작은 영역을 활동 은하핵(active galactic nucleus)이라고 하며, 초대질량 블랙홀이 존재할 것으로 추정된다. 우리 은하계와 같이 활동성이 없는 은하에서도 작은 활동 영역을 은하핵(galactic nucleus)이라고 한다.

참조

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