시네스티아
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1. 개요
시네스티아는 천문학에서 거대 충돌 후 형성되는 고리 모양의 회전하는 기체 덩어리를 의미한다. 시네스티아는 공공전 지역, 전이 지역, 도넛 지역의 세 부분으로 구성된다. 거대충돌 가설에 따르면, 지구와 달은 시네스티아 상태에서 형성되었으며, 시네스티아의 냉각과 진화를 통해 지구와 달이 생성되었고, 이 이론은 두 천체의 동위원소비가 유사하고 달에 휘발성 물질이 더 많이 남아있는 현상을 설명한다.
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| 시네스티아 | |
|---|---|
| 개요 | |
| 명칭 | 시네스티아 (Synestia) |
| 유형 | 가설적 천체 |
| 특징 | 도넛 모양의 고온, 부분적으로 증발한 암석으로 구성된 천체 구조 |
| 존속 시간 | 짧은 기간 동안만 존재 (행성으로 진화하거나 원반으로 붕괴) |
| 이론적 배경 | |
| 제안 시기 | 2017년 |
| 제안자 | 사이먼 록 (Simon J. Lock), 사라 T. 스튜어트 (Sarah T. Stewart) |
| 관련 연구 | 행성 충돌 연구 |
| 형성 과정 | |
| 주요 원인 | 거대한 충돌체의 충돌 (각 행성의 질량의 상당 부분을 차지하는 충돌) |
| 충돌 조건 | 높은 각운동량, 격렬한 충돌 |
| 결과 | 행성 물질의 증발 및 혼합 도넛 모양의 구조 형성 |
| 구조 및 특징 | |
| 형태 | 거대한 회전하는 도넛 또는 토러스 형태 |
| 온도 | 섭씨 수천 도 (암석이 녹고 증발할 정도) |
| 구성 물질 | 녹은 암석, 증발된 물질 (일부 액체 상태 유지) |
| 표면 | 명확한 표면이 존재하지 않음 (내부와 외부가 점진적으로 연결) |
| 자전 | 매우 빠른 자전 (하루가 몇 시간 정도로 짧음) |
| 진화 | |
| 주요 경로 | 행성으로의 진화: 냉각 및 수축을 통해 구형 행성 형성 원반으로의 붕괴: 각운동량 손실로 인해 원반 모양의 구조 형성 (위성 형성 가능) |
| 존속 시간 | 상대적으로 짧은 기간 (수백 년에서 수천 년) |
| 시네스티아와 달의 기원 | |
| 달 형성 가설 | 원시 지구와 테이아 (Theia)의 충돌 시 시네스티아 형성 후 달이 생성 |
| 특징 | 달의 구성 성분 설명에 유리 (지구와 달의 유사한 동위원소 구성 설명) |
| 추가 정보 | |
| 중요성 | 행성 형성 과정에 대한 새로운 시각 제공, 특히 거대 충돌의 역할 강조 |
| 연구 과제 | 시네스티아의 안정성, 진화 과정, 그리고 행성과의 상호 작용에 대한 추가 연구 필요 |
2. 구성
시네스티아는 크게 세 부분으로 나뉜다: 최내곽의 공공전 지역, 중간의 전이 지역, 최외곽의 도넛 지역.[11][4]
2. 1. 공공전 지역
공공전 지역은 고체처럼 함께 자전하는 영역이며, 시네스티아의 주요 특징으로는 뜨겁고, 엔트로피가 크며, 각속도 또한 높다는 것이 있다.[11][4]2. 2. 전이 지역
전이 지역은 시네스티아 안쪽의 공공전 지역과 바깥쪽의 도넛 지역을 점진적으로 연결하는 영역이다. 컴퓨터 시뮬레이션에 따르면, 이 지역에서는 거리(반지름)에 따라 속력과 온도가 점진적으로 감소한다.[11][4] 안쪽의 뜨거운 암석 기체가 바깥쪽의 차갑고 응고된 물질과 섞이며 온도가 점차 낮아지고, 시간이 지나면서 암석 기체 형태로 평형을 이룬다.[11] 초기 각운동량, 질량, 엔트로피에 따라 전이 지역의 모습은 크게 달라진다.[11][4]2. 3. 도넛 지역
시네스티아의 가장 바깥쪽 영역으로, 고리 형태를 띤다.[11] 디스크형 영역이라고도 한다.[4]3. 거대충돌 가설과 시네스티아
일부 연구에 따르면, 지구와 달이 형성될 때 거대충돌 가설에 따른 초기 단계에서 시네스티아가 형성되었다고 한다. 이 모델에서 시네스티아는 높은 에너지와 높은 각운동량을 가진 물체와의 충돌 후에 형성되었다. 시네스티아의 표면 온도는 암석의 기화점인 약 2,300,000로 제한된다.[6]
결과적으로 시네스티아가 우주로 열을 방출하면서 냉각됨에 따라, 용융된 물질의 방울들이 외부 층에서 형성된 다음 수십 년에 걸쳐 안쪽으로 쏟아져 들어오면서 시네스티아가 수축했다.[6] 로슈 한계 밖에 남아있는 질량은 달 조각으로 뭉쳐졌고, 이후 합쳐져 달을 형성했다. 지구는 시네스티아가 회전 동기 한계 내로 떨어질 만큼 충분히 냉각된 후에 다시 형성되었다.[7]
3. 1. 시네스티아 형성
거대충돌 가설에 따르면 지구와 달이 생길 때 이 두 천체의 초기 형태는 시네스티아였다는 연구 결과가 있다. 시네스티아 이론에 따르면, 각운동량과 에너지가 큰 천체가 원시 지구와 충돌한 직후 시네스티아가 형성되었으며, 이 때의 온도는 암석의 기화 온도인 2,300,000 가량이었다.[13] 시네스티아의 열이 우주 공간으로 방출되며 온도가 감소함에 따라, 바깥쪽에서 마그마 방울이 생겨 안쪽으로 내리며 시네스티아가 수축하였다.[13] 공공전 지역의 로슈 한계 바깥쪽에 있는 물질은 작은 위성체를 형성해, 달을 형성하였다. 그 이후 시네스티아 전체가 공공전 지역으로 내려올 만큼 냉각된 이후 지구가 다시 형성되었다.이 이론에 따르면 달이 지구의 기화된 암석에서 형성되었기 때문에 두 천체의 동위원소비가 비슷한 이유를 설명할 수 있으며, 지구가 더 나중에 형성되었으므로 달에 휘발성 물질이 더 많이 남아있는 점 또한 설명할 수 있다.[14]
3. 2. 시네스티아 냉각 및 진화
거대충돌 가설에 따르면 지구와 달이 생길 때 이 두 천체의 초기 형태는 시네스티아였다는 연구가 있다. 시네스티아 이론에 따르면, 각운동량과 에너지가 큰 천체가 원시 지구와 충돌한 직후 시네스티아가 형성되었으며, 이때의 온도는 암석의 기화 온도인 2,300,000 가량이었다.[13] 시네스티아의 열이 우주 공간으로 방출되며 온도가 감소함에 따라, 바깥쪽에서 마그마 방울이 생겨 안쪽으로 내려가며 시네스티아가 수축하였다.[13] 공공전 지역의 로슈 한계 바깥쪽에 있는 물질은 작은 위성체를 형성해, 달을 형성하였다. 그 이후 시네스티아 전체가 공공전 지역으로 내려올 만큼 냉각된 이후 지구가 다시 형성되었다.이 이론에 따르면 달이 지구의 기화된 암석에서 형성되었기 때문에 두 천체의 동위원소비가 비슷한 이유를 설명할 수 있으며, 지구가 더 나중에 형성되었으므로 달에 휘발성 물질이 더 많이 남아있는 점 또한 설명할 수 있다.[14]
3. 3. 지구-달 동위원소 구성 비율의 유사성 설명
이 이론에 따르면 달이 지구의 기화된 암석에서 형성되었기 때문에 두 천체의 동위원소 비율이 비슷한 이유를 설명할 수 있으며, 지구가 더 나중에 형성되었으므로 달에 휘발성 물질이 더 많이 남아있는 점 또한 설명할 수 있다.[14] 달의 동위원소 비율이 지구와 유사한 이유는 달이 지구에서 기원한 증기 구름 내에서 형성되었기 때문이다. 시네스티아가 냉각된 후 지구가 형성되면서 달보다 더 많은 휘발성 원소를 축적했다.[7]참조
[1]
웹사이트
Where did the Moon come from? A new theory | Sarah T. Stewart
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[8]
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