수성의 대기
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1. 개요
수성의 대기는 매우 희박한 외기권으로, 태양풍과 지각에서 기원하는 다양한 원소들로 구성된다. 1974년 매리너 10호의 관측을 통해 수소, 헬륨, 산소가 처음 발견되었고, 이후 나트륨, 칼륨, 칼슘, 마그네슘 등 다양한 원소와 분자들이 확인되었다. 수성 외기권의 입자 밀도는 매우 낮으며, 온도는 원소와 위치에 따라 다르다. 태양 복사로 인해 수성 뒤쪽에는 혜성의 꼬리와 유사한 형태의 꼬리가 형성되는데, 주로 나트륨으로 구성되어 있으며 칼슘과 마그네슘도 발견되었다. 수성은 태양에 매우 가까워 탐사가 어려우며, 우주 탐사선은 태양의 중력으로 인해 역추진 로켓을 사용하여 속도를 제어해야 한다.
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| 수성의 대기 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 조성 및 밀도 | |
| 수소 (기둥 밀도) | ~ 3E+9 cm⁻² |
| 수소 (표면 밀도) | ~ 250 cm⁻³ |
| 분자 수소 (기둥 밀도) | < 3E+15 cm⁻² |
| 분자 수소 (표면 밀도) | < 1.4E+7 cm⁻³ |
| 헬륨 (기둥 밀도) | < 3E+11 cm⁻² |
| 헬륨 (표면 밀도) | ~ 6E+3 cm⁻³ |
| 산소 (기둥 밀도) | < 3E+11 cm⁻² |
| 산소 (표면 밀도) | ~ 4E+4 cm⁻³ |
| 분자 산소 (기둥 밀도) | < 9E+14 cm⁻² |
| 분자 산소 (표면 밀도) | < 2.5E+7 cm⁻³ |
| 나트륨 (기둥 밀도) | ~ 2E+11 cm⁻² |
| 나트륨 (표면 밀도) | 1.7–3.8E+4 cm⁻³ |
| 칼륨 (기둥 밀도) | ~ 2E+9 cm⁻² |
| 칼륨 (표면 밀도) | ~ 4000 cm⁻³ |
| 칼슘 (기둥 밀도) | ~ 1.1E+8 cm⁻² |
| 칼슘 (표면 밀도) | ~ 3000 cm⁻³ |
| 마그네슘 (기둥 밀도) | ~ 4E+10 cm⁻² |
| 마그네슘 (표면 밀도) | ~ 7.5E+3 cm⁻³ |
| 아르곤 (기둥 밀도) | ~ 1.3E+9 cm⁻² |
| 아르곤 (표면 밀도) | < 6.6E+6 cm⁻³ |
| 물 (기둥 밀도) | < 1E+12 cm⁻² |
| 물 (표면 밀도) | < 1.5E+7 cm⁻³ |
2. 역사
쥬피는 1639년 수성의 상 변화를 관측했지만, 1882년까지 수성의 표면은 지도로 만들어지지 못했다. 지상에서의 관측은 수성이 동주기 자전운동을 한다는 착각을 심어주었다.[43]
수성의 외기권은 태양풍과 지각에서 비롯한 다양한 물질들로 이루어져 있다.[49] 1974년 마리너 10호가 자외선 광도계로 수소 원자, 헬륨, 산소 원자를 처음 발견했다. 2008년 메신저 탐사선은 수소 원자의 존재를 재확인했으며, 1974년에 검출된 것보다 더 많은 양을 발견했다.[50]
1974년 매리너 10호가 방문하기 전까지 수성 대기의 존재 가능성은 논쟁거리였다.[44] 태양과의 거리로 인한 높은 온도 때문에 빠른 속도로 대기가 흩어진다는 주장과,[45] 어두운 반구는 가스가 냉각될 만큼 차가운데, 밝은 반구 쪽에서 열을 전달하기 위해서는 5mbar의 이산화탄소 대기가 있어야 하거나 혹은 아르곤과 같이 낮은 응결 온도의 가스 대기가 있어야 한다는 주장이 대립했다.[46]
1960년대, 버나드 리오와 오두인 돌푸스는 편광 측정법으로 수성 표면압이 0.1mbar–10mbar임을 알아내는등 수성에 옅은 대기가 있다는 증거들이 드러났다.[47] 그리고 분광학 연구로 수 메가바의 표면압과 이산화탄소로 이루어진 대기가 존재한다는 것이 밝혀졌다.[47] 마이크로파 영역에서의 관측으로 수성의 야간 온도가 생각보다 높다는 것도 드러났다.[46]
그러나 이런 증거는 후에 의문을 낳았다. 수성이 동주기 자전을 하지 않는다는 사실로는 밤에 온도가 높아지는 현상을 설명하지 못했다.[46] 향상된 분광학적 측정으로 수성 대기압의 상한선이 0.0001mbar 아래로 내려갔다.[48] 편광 측정법의 정확성도 의문이 제기됐다.[47] 결국 1974년, 수성에서는 달처럼 거의 대기가 없다고 결론이 맺어졌으며, 매리너 10호의 플라이바이로 아주 약한 외기권만 확인됐다.[44]
3. 구성
1985년에는 나트륨이,[51] 1998년에는 칼슘이,[54] 2009년에는 마그네슘이 발견되었다.[32] 2008년, 메신저 탐사선은 이온화된 물 분자(H₂O⁺)와 이온화된 황화 수소(H₂S⁺)를 포함한 여러 분자 이온을 발견했다.[56] 하이드로늄 이온(H₃O⁺), 수산기(OH), O₂⁺, Si⁺ 등도 존재한다.[57]
3. 1. 분포
수성 대기에서 네 번째로 많이 검출된 물질은 나트륨이다. 1985년 드류 포터(Drew Potter)와 톰 모건(Tom Morgan)이 589nm와 589.6nm의 프라운호퍼 선 관측을 통해 발견했다.[27] 나트륨의 평균 기둥 밀도는 대략 1011 cm−2로 추정된다. 나트륨은 수성의 극 부근에서 많이 관측되었으며, 빛점을 형성했다.[28] 그 양은 해질녘 쪽의 명암 경계선보다 해돋이 쪽의 명암 경계선에서 더 많았다.[29] 몇몇 연구에서는 나트륨의 존재량과 칼로리스 분지나 복사의 밝은 장소 등 특정 지표면의 특성이 상관관계가 있다고 하지만,[27] 이러한 결과는 아직 논의 중이다.
나트륨 발견 1년 후, 포터와 모건은 칼륨도 수성의 외기권에 존재한다고 보고했다. 칼륨의 기둥 밀도는 나트륨에 비해 2자리수 정도 낮지만, 이들 외의 점에서는 두 원소의 특성과 공간 분포는 매우 비슷하다.[30] 1998년에는 칼슘이 나트륨의 3자리수 아래의 기둥 밀도로 검출되었다.[31] 2009년 메신저 탐사선의 관측에 의해, 극 부근에 많은 나트륨과 칼륨과는 반대로, 칼슘은 주로 적도 부근에 있다는 것을 알게 되었다.[32]
2009년 플라이바이 동안, 수성 대기·표면 조성 분광기(MASCS)의 자외선·가시광선 분광기(UVVS)는 수성 외기권에 마그네슘이 존재하고 있음을 처음으로 밝혀냈다. 새롭게 검출된 성분은 표면 근처에 풍부하며, 나트륨의 존재량에 필적한다.[32]
3. 2. 기원
수성의 외기권은 끊임없이 우주로 탈출하고 다시 재공급되는 과정을 반복한다. 수소와 헬륨은 태양풍에서 기원한 것으로 추정되며, 다른 원자나 분자들은 수성의 지각에서 기원한 것으로 추정된다. 수성의 궤도는 이심율이 커서 태양빛의 변화가 크고, 플레어 또한 이러한 변화에 영향을 미쳐 수성 외기권은 매우 변화무쌍하다.[62]
1974년 마리너 10호 우주 탐사선의 자외선 광도계 관측을 통해 수소 원자(H), 헬륨(He), 산소 원자(O)가 처음 발견되었다. 2008년 MESSENGER 탐사선은 수소 원자의 존재를 재확인했으며, 1974년 추정치보다 더 높은 농도를 확인했다.[4] 수소와 헬륨은 태양풍에서, 산소는 지각에서 유래한 것으로 보인다.[3]
1985년에는 나트륨(Na)이 발견되었고,[5] 극 근처에 집중되어 밝은 지점을 형성하며, 새벽 터미네이터 근처에서 더 풍부하게 나타난다.[6][7] 1년 후 칼륨(K)이 발견되었고,[8] 1998년에는 칼슘(Ca)이 발견되었다.[9] 2009년 MESSENGER 탐사선 관측 결과 칼슘은 주로 적도 근처에 집중되어 있음이 밝혀졌다.[10] 2014년에는 엔케 혜성과 관련된 유성우와 산발적인 유성에 의해 표면에서 증발된 물질이 대기를 보충한다는 사실이 보고되었다.[11]
2008년 MESSENGER 탐사선의 고속 영상 플라즈마 분광기(FIPS)는 H2O+(이온화된 수증기) 및 H2S+(이온화된 황화 수소)를 포함한 여러 분자와 이온을 발견했다.[12] 또한 H3O+(하이드로늄), OH(수산기), O2+ 및 Si+와 같은 다른 이온도 존재한다.[13] 2009년에는 마그네슘(Mg)의 존재가 처음으로 밝혀졌다.[10]
| 발견 연도 | 성분 | 기원 | 특징 |
|---|---|---|---|
| 1974년 | 수소 원자(H), 헬륨(He) | 태양풍 | 마리너 10호가 처음 발견, 2008년 MESSENGER가 수소 농도 재확인 |
| 1974년 | 산소 원자(O) | 지각 | 마리너 10호가 처음 발견 |
| 1985년 | 나트륨(Na) | 지각 | 극 근처 집중, 밝은 지점 형성, 새벽 터미네이터 근처에 더 풍부[5][6][7] |
| 1986년 | 칼륨(K) | 지각 | 나트륨과 유사한 특성 및 공간 분포[8] |
| 1998년 | 칼슘(Ca) | 지각 | 주로 적도 근처에 집중[9][10] |
| 2008년 | H2O+, H2S+ 등 | 태양풍과 지각 물질의 상호작용 | MESSENGER 탐사선이 발견[12] |
| 2009년 | 마그네슘(Mg) | 지각 | MESSENGER 탐사선이 발견[10] |
4. 성질
매리너 10호의 자외선 관측에 따르면, 수성 외기권의 입자 밀도는 최대 105개/cm³이며, 표면 압력은 10⁻¹⁴ 바 (1 nPa) 이하이다.[58][14][35] 외기권 온도는 물질과 위치에 따라 다르다. 수소 원자의 경우 약 420 K로, 매리너 10호와 메신저 탐사선이 관측한 값과 일치한다.[50][4][26] 나트륨의 온도는 이보다 훨씬 높아 적도에서는 750–1500 K, 극지방에서는 1,500–3,500 K에 달한다.[59][15][36] 일부 관측에서는 수성이 12,000-20,000 K 온도의 칼슘 원자 코로나로 둘러싸여 있다는 결과도 나왔다.[54][9]
4. 1. 꼬리
태양 복사는 중성 원자를 태양에서 멀리 밀쳐내어, 수성 뒤쪽에 혜성의 꼬리와 비슷한 것을 만든다.[60] 꼬리의 주 구성물은 나트륨인데, 이 꼬리는 모성에서 56000km 떨어져 있으며, 이는 수성 지름의 약 23배에 해당한다.[60][37] 나트륨 꼬리는 지름이 17500km에서 20000km까지 빠르게 퍼져나간다.[61] 2009년, 메신저는 꼬리에서 칼슘과 마그네슘을 발견했지만,[60] 이러한 원소는 수성 지름의 8배 이내 거리에서만 관찰되었다.[17]
5. 탐사의 어려움
수성은 태양과 매우 가깝기 때문에 지구에서 관측하기 어렵다. 허블 우주 망원경과 같은 고성능 망원경도 태양의 강한 복사 때문에 직접 수성을 관측할 수 없다.[16]
수성 탐사는 근접 비행 및 궤도 임무를 통해서만 가능하다. 수성은 명왕성보다 지구에 더 가깝지만, 지구에서 수성으로 가는 전이 궤도는 더 많은 에너지를 필요로 한다. 수성이 태양에 매우 가깝기 때문에, 우주 탐사선은 태양 중력에 의해 가속된다. 이로 인해 탐사선은 더 나은 장비 대신 연료를 사용하는 역추진 로켓을 사용해야 한다.[20]
참조
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