지구형 행성: 첫번째 수성 Mercurius

 

 

 

우주의 행성들은 '지구형 행성'인 수성, 금성, 지구(달), 화성 과 '목성형 행성'인 목성, 토성, 천왕성, 해왕성으로 나누어 볼 수 있습니다. 오늘은 지구형 행성의 첫번째인 수성을 살펴보려고 합니다. 

 

 

 

 

수성(水星, 라틴어: Mercurius)은 태양에서 평균 5,800만 km 떨어진 가장 가까운 궤도를 도는 행성입니다. 또한, 반지름 약 2,400km, 둘레 439,264km로 가장 작은 내행성이기도 합니다. 공전 주기는 88일, 자전 주기는 58일이며, 밀도는 5.427g/cm3입니다. 핵은 수성 전체 반지름 70 % 이상을 차지하고 철을 주성분으로 할 것으로 추정되며, 규산염으로 구성된 맨틀이 그 바깥을 차지합니다.

 

수성과 달, 지구의 크기 비교. 왼쪽 하단이 수성.

 

 

수성의 탄생

태양이 생겨나고 남은 가스 구름 및 먼지로 이루어진, 원반 모양인 ‘태양 성운’에서 여러 행성이 생성되었다고 여겨지는데, 현재 인정받는 행성 생성 이론은 강착(降着) 이론입니다. 강착 이론으로 설명하면, 행성들은 중심부의 원시별 주위를 도는 먼지 알갱이들이 뭉치면서 생겨났으며 이 알갱이들은 직접 서로 충돌하면서 지름이 1~10킬로미터에 이르는 천체, 곧 미행성으로 자라났고 이 미행성은 작은 천체를 빨아들이면서 수백만 년에 걸쳐 매년 15센티미터 정도씩 지름이 커졌습니다. 

태양과 가까운 지역은 온도가 높아서 물이나 메테인과 같은 휘발성 분자들이 압축될 수 없었기 때문에, 여기서 생겨난 미행성들은 금속류(철, 니켈, 알루미늄) 및 규산염 암석 등과 같이 녹는점이 높은 물질로만 이루어지게 되었습니다. 이런 암석 천체는 수성과 함께 금성, 지구, 화성과 같은 지구형 행성이 되었습니다. 지구형 행성을 이루는 물질은 우주에서 매우 희귀한 존재이기 때문에(성운 질량 0.6퍼센트에 불과하다.) 지구형 행성은 크게 자라날 수가 없었습니다. 아기 암석 행성은 현 지구 질량 약 10퍼센트 수준까지 자랐고, 태양 생성 후 약 10만 년 동안 물질을 끌어모으는 것을 멈췄으며 이후 이들은 충돌하고 뭉쳐지는 과정을 다시 시작했는데, 이 충돌 과정은 약 1억 년 동안 지속되었습니다. 이들 원시 행성은 서로 중력으로 영향을 미쳤을 것으로 보이며, 각자의 공전 궤도를 끌어당기면서 서로 충돌했고, 지금의 크기로 자라나게 됩니다. 이 충돌 과정 중 수성을 강타한 충돌은 수성의 외포층을 날려 보냈습니다.

지금으로부터 40억 년 전(태양계가 생겨나고 5~6억 년 뒤) 후기 대충돌이 있었는데 수성 표면에 있는많은 충돌구(운석 구덩이, 크레이터)는 이 때 생겼다고 보여집니다.

 

 

수성의 특징

수성은 태양계 행성들 중 가장 반지름이 작은 행성으로, 구체적인 크기는 2439.7 km입니다. 특히, 태양계 내 위성 중, 가니메데나 타이탄은 수성보다 반지름이 큽니다.(그러나 수성은 이들보다는 더 무겁다). 수성은 질량의 70 %는 금속, 나머지 30 %는 규산염 물질로 이루어져 있으며 수성의 밀도는 지구의 5.515 g/cm³다음으로 큰 5.427 g/cm³입니다. 그러나 지구는 자체 중력의 영향으로 내부 물질이 더 조밀하게 뭉쳐 있기 때문에, 압축되지 않은 조건에서 비교할 경우 수성의 밀도는 5.3 g/cm³으로 지구의 4.4 g/cm³보다 큽니다. 이를 통해 실질적으로 수성이 태양계 행성들 중 가장 밀도가 큰 천체임을 알 수 있습니다.


1. 지각:100–300 km 두께
2. 맨틀:600 km
3. 핵:반지름 1,800 km

 

수성 중심핵 바깥쪽에는 두께가 600km인 맨틀이 존재하는데, 과학자들은 수성이 생성된 뒤 얼마 지나지 않아  수 백 km 에 이르는 천체가 수성을 강타하여, 원래 존재했던 맨틀 상당량을 날려보내고 지금의 얇은 맨틀층만을 남겼을 것이라고 추측하고 있습니다. 만약 미지의 천체가 수성을 강타한 게 사실이라면, 강타 전 수성의 맨틀 두께는 훨씬 두꺼웠을 것입니다.

매리너 10호 자료와 지구상에서 관측하여 수성의 지각 두께는 약 100 – 300 km 인 것이 밝혀졌습니다. 수성 표면에는 수많은 좁은 계곡들이 존재하는데, 이들 중 일부는 수 백 km 길이로 펼쳐져 있으며, 이들은 지각이 식었을 때 수성의 핵과 맨틀이 수축하면서 생겨난 것으로 보입니다.

 

지금까지 알려진 수성 지질에 관한 정보는 매리너 10호와 지상에서 관측하여 알려진 것이며전체적으로 수성 표면은 달에 있는 바다와 유사한 평원과, 수십억 년 동안 활동하지 않는 큰 충돌구가 있습니다. 특히, 최근 메신저의 탐사로 정보량이 더 증가했습니다. 2008년 10월, 메신저에서 전송된 수성 표면에 관한 자료는 연구자들에게 큰 도움을 주었습니다. 이 자료로 수성 표면은 화성이나 달 표면보다 더 이질적라는 것이 밝혀졌습니다. 한 예로, 그릇 형태로 된 퍼진 충돌구가 발견되었는데, 과학자들은 이를 "거미(the spider)" 라고 부릅니다. 

46억년 전부터 38억 년 전까지, 수성 표면에 혜성과 소행성이 충돌하는 기간이 있었는데, 이 기간을 후기 대폭격기라고 하며 이 기간동안에는 수성은 전체적으로 폭격을 받아 충돌구가 급격히 늘어났습니다. 이는 지구와 달리 수성은 대기가 희박하기 때문에, 충돌체의 속도가 감소하지 않았기 때문으로 보입니다. 또, 이 시기에는 화산 활동도 활발했습니다. (칼로리스 분지는 마그마로 가득 차 있었다) 

 

 

수성의 온도와 대기

 

수성 평균 온도는 442.5 K입니다. 그러나 일반적인 기온은 100 K - 700 K 로 극단적입니다. 이는 대기가 거의 존재하지 않고 적도와 극의 온도 차가 크기 때문인데 수성의 태양 직하점의 온도는 원일점에 있을 때는 550 K 이며, 근일점에 있을 때는 700 K 까지 상승합니다. 반면, 밤인 쪽 평균 온도는 110 K 입니다. 수성 표면에서 태양빛의 세기는 태양 상수가 지구의 태양 상수보다 4.59 - 10.61배 크기 때문에 매우 강합니다.이렇게 표면 온도가 높지만 수성을 관측하면 얼음이 존재한다는 것을 알 수 있다. 왜냐하면 극의 깊숙한 곳에 있는 분화구는 직접적으로 태양빛을 받지 않아, 온도가 102 K 아래로 내려가기 때문입니다. 얼음으로 덮인 지역은 1014–1015 kg 상당의 얼음이 있을 것으로 추정되며,표토층으로 덮여있을 것이라고 추측됩니다. 얼음의 기원은 아직 밝혀지지 않았지만, 두 가지 설이 유력하게 제기되고 있습니다. 하나는 행성 내부의 물이 기화했다는 설이고, 다른 하나는 혜성과 충돌하여 얼음이 퇴적되었다는 설입니다.

수성은 대기를 오랜 시간동안 잡아 두기에는 자체 중력이 너무 작습니다. 수성의 외기권은 수소, 헬륨, 산소, 나트륨, 칼슘, 칼륨과 여러 미량 원소를 포함하고 있으며, 수성의 외기권은 불안정하며 끊임없이 소멸하고 다시 생성됩니다. 수소와 헬륨 원자는 태양풍에서 온 것으로 추측되는데, 다시 우주로 탈출하기 전에 수성의 자기장으로 흩어집니다. 

 

메신저(탐사선)는 많은 비율의 칼슘, 헬륨, 하이드록시기, 마그네슘, 산소, 칼륨, 실리콘, 나트륨을 발견했습니다. 지금 존재하는 수증기는 혜성과 충돌한을것 비롯한 여러가지 현상이 복합적으로 작용하여 생성된 것이며 특히, 많은 양의 물과 관련된 이온(O+, OH-, H2O+이 발견된 것은 놀라운 일이었습니다. 왜냐하면, 과학자들이 이런 종류의 이온은 수성의 우주 환경에서는 태양풍에 의해 날아간다고 추측했기 때문입니다.