대백점
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1. 개요
대백점은 토성의 대기 현상으로, 19세기부터 관측이 시작되어 현재까지 연구가 진행되고 있다. 대백점은 토성의 북반구에서 동지 이후에 주로 나타나며, 계절 변화에 따른 대기 역학적 요인과 관련이 있다. 초기에는 지상 망원경을 통해 관측되었으며, 이후 보이저 탐사선, 허블 우주 망원경, 주노 탐사선 등의 우주 탐사선을 통해 대백점의 구조, 깊이, 대기 성분 등에 대한 상세한 정보를 얻었다. 대백점은 거대한 폭풍으로, 암모니아, 물 얼음, 황화수소 암모늄 등으로 구성되며, 뇌우와 번개가 발생하기도 한다. 한반도에서도 대백점 관측이 가능하며, 토성 대기 연구와 행성 기상학 발전에 기여할 수 있다.
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| 대백점 | |
|---|---|
| 현상 개요 | |
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| |
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| |
| 명칭 | |
| 한국어 명칭 | 대백점 |
| 영어 명칭 | Great White Spot (GWS) |
| 특징 | |
| 발생 주기 | 약 30년 주기 |
| 현상 | 토성의 북반구에서 발생하는 거대한 폭풍 대규모의 밝은 흰색 구름 형태로 나타남 |
| 크기 | 지구 크기와 비슷하거나 더 큼 |
| 지속 시간 | 몇 주에서 몇 달 동안 지속 시간이 지나면서 점차 약화됨 |
| 역사적 관측 | |
| 첫 번째 관측 | 1876년 |
| 주요 관측 연도 | 1903년 1933년 1960년 1990년 1994년 2006년 2010/2011년 |
| 2010/2011년 대백점 | |
| 특징 | 특히 강력하고 오랫동안 지속됨 https://www.wired.com/2012/10/saturn-largest-hottest-vortex/를 생성함 |
| 관측 | http://www.skyandtelescope.com/news/122329429.html 우주선과 지상 망원경을 통해 관측됨 |
| 원인 | |
| 추정 원인 | 토성의 대기 깊은 곳에서 발생하는 열에너지 방출과 관련 있을 것으로 추정 |
| 추가 연구 | 정확한 원인 규명을 위한 지속적인 연구 진행 중 |
2. 관측 역사
대백점은 약 28.5년 주기로 발생하며, 이는 토성의 북반구가 태양을 향해 최대로 기울어지는 시기와 일치한다. 1876년 아사프 홀이 처음 관측한 이래, 1903년 에드워드 바너드, 1933년 윌 헤이 등 여러 천문학자들이 대백점을 관측했다. 특히 윌 헤이의 관측은 역대 가장 유명한 기록으로 남아있다.
1994년에는 허블 우주망원경과 지상 관측자들이 대백점을 함께 연구했으며,[17] 2010년에는 카시니 우주 탐사선이 대백점의 현장 사진을 촬영하는 데 성공했다.[18][19] 카시니 탐사선은 대백점 내에서 포스핀 양의 증가, 아세틸렌 결핍, 비정상적인 온도 하강 등을 확인했으며, 폭풍이 가라앉은 후에는 열과 에틸렌이 분출되는 현상도 관측했다.[22][23][24]
1876년 이전의 대백점 관측 기록이 없는 것은 미스터리로 남아있다. 1876년 대백점은 60mm 구경의 작은 망원경으로도 관측될 만큼 뚜렷했기 때문에, 이전 기록이 단순히 부실했던 것인지, 아니면 1876년 대백점이 망원경 시대 최초의 사례였는지는 확실하지 않다.[20]
1992년 마크 키저는 대백점 발생에 세 가지 규칙성이 있다고 주장했다. 하지만 2010년에 발생한 대백점은 키저가 예측했던 2016년이 아닌 더 이른 시기에 발생하여 그의 예측이 완벽하게 들어맞지는 않았다는 것을 보여주었다.[21]
2. 1. 주요 관측 연도
대백점은 약 28.5년 간격으로 토성의 북반구가 태양을 향해 최대로 기울어질 때 발생한다. 주요 관측 연도와 그 특징은 다음과 같다.| 연도 | 관측자 | 특징 |
|---|---|---|
| 1876년 | 아사프 홀 | 대백점을 이용해 토성의 공전주기를 측정 |
| 1903년 | 에드워드 바너드 | |
| 1933년 | 윌 헤이 | 역대 관측 기록 중 가장 유명 |
| 1960년 | JH 보텀 | 남아프리카 공화국에서 관측 |
| 1990년 | 스튜어트 윌버 | 9월 24일부터 11월까지 관측 |
| 1994년 | 허블 우주망원경과 지상 관측자들이 연구[17] | |
| 2006년 | Erick Bondoux와 Jean-Luc Dauvergne | |
| 2010년 | 앤서니 웨슬리 | 최초 관측, 카시니 우주 탐사선이 2010년부터 2011년까지 현장 사진 촬영[18][19] |
1992년 마크 키저는 대백점 발생에 세 가지 규칙성이 있다고 주장했다.[21]
# 대백점들은 위도를 바꿔가면서 등장한다. 북쪽 온난 지대(NTZ) 또는 그보다 고위도에서 나타나면, 다음 대백점은 적도 지대(EZ)에서만 나타난다.
# 고위도 대백점들은 저위도 대백점들보다 재생성되는 시간 간격이 짧다.(전자는 최대 27년, 후자는 최대 30년)
# 고위도 대백점들은 비슷한 시기 적도에 나타나는 대백점들에 비해 뚜렷한 정도가 덜하다.
키저는 이러한 규칙성을 바탕으로 2016년에 다음 대백점이 북쪽 온난 지대에서 생겨날 것이며, 1990년 대백점에 비해 뚜렷하지 않을 것이라고 예측했으나, 실제로는 2010년부터 2011년 사이에 발생했다.[21]
2. 2. 관측 장비 및 연구
1876년부터 관측된 대백점 기록은 다음과 같다.| 연도 | 관측자 | 비고 |
|---|---|---|
| 1876년 | 아사프 홀 | 토성의 공전주기 측정에 이용 |
| 1903년 | 에드워드 바너드 | |
| 1933년 | 윌 헤이 | 역대 관측기록 중 가장 유명 |
| 1960년 | JH 보텀 | 남아프리카 공화국 |
| 1990년 | 스튜어트 윌버 | 9월 24일~11월까지 관측 |
| 1994년 | 허블 우주망원경 외 | 지상 관측자들과 함께 연구[17] |
| 2006년 | Erick Bondoux, Jean-Luc Dauvergne | |
| 2010년 | 앤서니 웨슬리 | 카시니 우주 탐사선이 2010년부터 2011년까지 현장 사진 촬영[18][19] |
대백점은 1933년과 1990년의 사례처럼 흩어져 있는 '점' 형태로 시작하여 빠르게 경도 방향으로 확장되는 특징을 보인다. 1990년대 초까지는 대기 중 거대한 용승(湧昇)이 열적 불안정성 때문에 발생한다고 추정했지만,[26] 2015년 칼테크 연구진이 더 자세한 발생 메커니즘을 제안했다.[27]
1992년 마크 키저는 대백점 발생에 세 가지 규칙성이 있다고 주장했다.
# 대백점은 위도를 번갈아 가며 나타난다. 북쪽 온난 지대(NTZ) 또는 그보다 고위도에서 나타나면, 다음 대백점은 적도 지대(EZ)에서만 나타난다. (예: 1960년 대백점은 고위도, 1990년 대백점은 적도)
# 고위도 대백점은 저위도 대백점보다 재생성되는 시간 간격이 짧다. (최대 27년 대 최대 30년)
# 고위도 대백점은 비슷한 시기 적도에 나타나는 대백점보다 뚜렷하지 않다.
카시니-하위헌스 호는 2010년부터 2011년까지 대백점을 관측했다.[19] 카시니의 자료를 통해 대백점 내 포스핀 양이 증가했고, 하얀 구름에 아세틸렌이 결핍되었으며, 폭풍 중심부 온도가 비정상적으로 낮아졌음을 확인했다.[23] 2012년 폭풍이 가라앉은 뒤 열점 두 곳에서 열과 에틸렌이 분출되는 것이 확인되었다.[22][24]
3. 특징 및 원인
토성의 고리는 토성의 동지 시기 북반구에서 발생하는 대백점을 지구에서 관측하기 어렵게 만든다.[28]
3. 1. 물리적 특징
대백점은 보통 흩어져 있는 '점' 형태로 시작되지만, 1933년과 1990년의 대백점처럼 경도 방향으로 빠르게 크기가 커진다. 1990년 대백점은 행성을 한 바퀴 두를 정도로 길어졌다.[25] 이 폭풍은 보통 며칠 만에 10,000km가 넘는 크기로 성장하는 복잡한 "머리" 부분을 형성한다. 이 머리 부분은 행성을 둘러싸는 와류를 만들어 행성 규모의 폭풍으로 발달한다. 1990년과 2010년 대백점은 주변 구름보다 40~50km 더 높이 솟아올랐고, 반사율이 더 높았다. 이 높은 반사율은 폭풍 속 입자들이 신선한 물 얼음으로 덮여 있기 때문으로 보인다.[5]
1990년대 초 컴퓨터 모형은 이러한 거대한 대기의 용승(湧昇)이 열적 불안정성 때문에 발생한다고 추정했다.[26] 그러나 2015년 칼테크 행성과학자 두 명은 더 자세한 메커니즘을 제시했다.[27] 이 이론에 따르면, 토성 상층부 대기가 계절적으로 냉각되면서 처음에는 무거운 물이 비처럼 쏟아져 내린 뒤 밀도가 낮아진다. 이후 밀도가 최저점을 지나고, 남아있는 수소와 헬륨이 냉각되면서 밀도가 다시 높아진다. 밀도가 낮은 상층부 기체는 대류를 억제하지만, 밀도가 높은 상층부는 불안정하여 아래층으로 붕괴하면서 번개를 일으킨다. 이 이론은 냉각되어야 할 대기의 양이 매우 많기 때문에 폭풍은 동지가 한참 지나서야 발생한다고 설명한다. 연구진은 목성의 상층부 대기에 수증기가 거의 없기 때문에 목성에서는 비슷한 폭풍이 발생하지 않는다고 주장했다.
2010년 대백점의 폭풍 머리는 아마도 55% 암모니아, 22% 물 얼음, 23% 황화수소 암모늄으로 구성되었을 것으로 추정된다. 물 얼음은 토성 대기 200km 깊이에서 발생하는 강력한 대류에 의해 공급된다.[14] 2010년 대백점에서는 번개 발생 빈도도 증가했다. 초당 10회의 토성 정전 방전(SED)이 발생했는데, 이는 토성의 종관 규모 폭풍에서 초당 몇 회의 SED가 발생하는 것에 비해 매우 높은 수치이다.[5]
토성의 고리는 토성의 동지 시기 북반구에서 발생하는 대백점을 지구에서 관측하기 어렵게 만든다.[28]
3. 2. 발생 메커니즘
토성의 상층부 대기는 계절에 따라 냉각된다. 이 과정에서 처음에는 무거운 물이 비처럼 내리면서 대기 밀도가 낮아진다. 이후 밀도가 최저점을 지나면, 남아있는 수소와 헬륨이 계속 냉각되면서 밀도가 다시 높아진다.[27][13] 밀도가 낮은 상층부 기체는 대류를 억제하는 경향이 있지만, 밀도가 높은 상층부 대기층은 불안정해져 아래로 붕괴하면서 번개를 동반한 뇌우를 발생시킨다.[27][13]
이 이론에 따르면, 냉각되어야 할 대기의 양이 매우 많기 때문에 폭풍은 동지가 한참 지난 후에야 발생한다.[13][27] 2015년 칼테크 연구진은 목성의 상층 대기에는 수증기가 거의 없기 때문에 목성에서는 이와 비슷한 폭풍이 발생하지 않는다고 주장했다.[13][27]
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