수성의 역사

-수성의 형성과 역사

수성(水星, 라틴어: Mercurius)은 태양에서 평균 5,800만km 떨어져 태양계의 행성 중 가장 가까운 궤도를 도는 행성입니다. 반지름은 2 43,924km로 가장 작은 내행성이기도 합니다.공전 주기는 88일 주기는 58일이며 5.427g/㎤입니다.핵은 수성 전체 반지름 70% 이상을 차지하고 철을 주성분으로 할 것으로 추정됩니다.규산염으로 구성된 맨틀이 그 바깥을 차지하며 달과 비슷하게 충돌구가 많으며 식으면서 수축할 때 형성된 거대한 절벽이 존재합니다. 나트륨, 칼륨 등으로 구성된 대기가 있지만 지구의 1조분의 1로 매우 희박합니다.또한 자기장도 존재하는 것으로 확인되었습니다. 행성 중 태양에 가장 가깝기 때문에 강력한 중력의 영향을 많이 받아 매년 조금씩 궤도가 움직입니다.그래서 태양이 생겨나고 남은 가스 구름 및 먼지로 이루어진 원반 모양의 ‘태양 성운’에서 여러 행성이 생성되었다고 여겨진다고 합니다.현재 인정받는 행성 생성 이론은 강착(降着) 이론이며 이론에 따르면 행성들은 중심부의 원시별 주위를 도는 먼지 알갱이들이 뭉치면서 생겨났습니다. 이 알갱이들은 직접 서로 충돌하면서 지름이 1~10킬로미터에 이르는 천체, 곧 미행성으로 자라났습니다.이 미행성은 작은 천체를 빨아들이면서 수백만 년에 걸쳐 매년 15센티미터 정도씩 지름이 커졌습니다.태양과 가까운 지역(4AU 이내)은 온도가 높아서 물이나 메테인과 같은 휘발성 분자들이 압축될 수 없었기 때문에 생겨난 미행성들은 금속류(철, 니켈, 알루미늄) 및 규산염 암석 등과 같이 녹는점이 높은 물질로만 이루어지게 되었습니다.이런 암석 천체는 종국적으로 수성과 함께 금성, 지구, 화성과 같은 지구형 행성이 되었습니다.지구형 행성을 이루는 물질은 우주에서 매우 희귀한 존재이기 때문에(성운 질량 0.6퍼센트에 불과하다.) 행성은 크게 자라날 수가 없었습니다.암석 행성은 현 지구 질량 약 10퍼센트 수준까지 자랐고 생성 후 약 10만 년 동안 물질을 끌어모으는 것을 멈췄습니다.이후 이들은 충돌하고 뭉쳐지는 과정을 다시 시작했는데 충돌 과정은 약 1억 년 동안 지속되었습니다.이들 원시 행성은 서로 중력으로 영향을 미쳤을 것으로 보이며, 각자의 공전 궤도를 끌어당기면서 서로 충돌했고 크기로 자라나게 되었습니다.

 

-구조와 이론

수성은 지구형 행성 중 하나로 암석으로 이루어져 있으며 태양계 행성 중 가장 반지름이 작은 행성으로 크기는 2439.7km입니다.특히 내 위성 중 타이탄은 수성보다 반지름이 크다고 합니다.그러나 수성은 이들보다는 더 무겁습니다).수성은 질량의 70%는 금속 30%는 규산염 물질로 이루어져 있습니다.수성의 밀도는 지구의 5.515 g/cm³다음으로 큰 5.427 g/cm³이며 자체 중력의 영향으로 내부 물질이 더 조밀하게 뭉쳐 있기 때문에 않은 조건에서 비교할 경우 수성의 밀도는 5.3 g/cm³으로 지구의 4.4 g/cm³보다 크다고 합니다.이를 통해 실질적으로 수성이 태양계 행성 중 가장 밀도가 큰 천체임을 알 수 있습니다.수성의 밀도를 알아내서 내부 구조를 추측할 수 있고 밀도는 수치상으로는 크지만 사실 자체 중력으로 인해 내부가 압축된 상태임에 반해 부피가 지구보다 훨씬 더 작고 내부 또한 그리 압축되어 있지 않으며 같은 수성의 큰 밀도는 내부 핵 크기가 크고 포함된 철 함량이 풍부하다는 것을 의미합니다.지질학자들은 수성의 핵 부피가 전체 대비 42%일 것이라고 추측하며, 특히 연구로 수성의 핵이 용융 상태라는 것이 밝혀졌습니다.중심핵 바깥쪽에는 두께가 600km인 맨틀이 존재하는데 수성이 생성된 뒤 얼마 지나지 않아 수백 km에 이르는 천체가 수성을 강타하여 존재했던 맨틀 상당량을 날려 보내고 지금의 얇은 맨틀만을 남겼을 것이라고 추측하고 있습니다.만약 미지의 천체가 수성을 강타한 게 사실이라면 전 수성의 맨틀 두께는 훨씬 두꺼웠을 것입니다.수성 핵에는 다른 태양계 행성보다 많은 철로 이루어져 있다는 이론 여러 종류가 제시되었습니다.그 중 널리 인정되는 이론 3가지가 있습니다.첫 번째 이론은 수성질랑은 지금보다 2.25 배 컸으며 암석 물질과 함께 콘드라이트 운석과 비슷한 규산염 및 철질 구조로 이루어져 있었는데 형성 초기 시절 6분의 1에 달하는 거대한 미행성과 충돌하여 원시 수성의 지각과 맨틀 상당량이 우주로 날아갔고 상대적으로 무거운 물질만 남아서 지금 같은 형태를 이루게 되었다는 이론입니다.두 번째 이론은 태양이 내뿜었던 열기로 인해 수성 표면이 증발했다는 이론이며 태양의 복사 에너지 방출량이 안정되기 전 태양 성운에서 형성되었고 질량 두 배 정도 크기였지만 태양이 수축하면서 수성 근처 온도는 2,500 - 3 상승하여(심지어 10 높은 온도 때문에 수성 표면의 대부분이 '암석 증기' 형태로 변해, 항성풍에 실려 날아갔다는 이론입니다.마지막으로 세 번째 이론은 성운에서 수성이 생겨나면서 당착 단계에 접어들면서 가벼운 입자들을 끌어당겼다는 이론입니다.이 이론 중에 앞으로 수성 관측을 담당하게 될 메신저와 베리 콜롬보 미션은 세 이론 중 어느 것이 옳은지를 검증하는 기회를 제공할 것입니다.

 

-미래의 안정성과 태양의 진화

태양계는 궁극적으로는 다가오는 수십억 년 동안 어떤 행성도 태양계에서 이탈할 가능성이 없고 충돌할 가능성이 없다는 점에서 안전한 상태’라고 합니다.그러나 장기적으로 볼 때 행성의 궤도가 변화 가능성이 있다는 점에서, ‘혼돈 상태’입니다.태양계의 모든 천체는 제각기 다양한 리아프노프 시간(예측할 수 있는 행성의 궤도 시간, 2백만 년~2억 3천만 년)을 지닌다고 합니다.태양계 행성들의 궤도는 시간이 지날수록 혼돈 상태에 가까워지며 어떤 행성의 궤도가 종국적으로 어떻게 될지는 아무리 정확한 예측 기구를 이용해도 추측할 수 없다는 의미입니다.예를 들면 겨울과 여름이 오는 시기를 정확히 계산할 수 없는 것과 같은 이치라고 합니다.일부 천체는 궤도에 갑작스러운 변화가 올 가능성도 있고 혼돈은 이심률의 변화를 통해 가장 강하게 드러납니다.일부 행성의 궤도는 더욱 크게 찌그러지거나, 또는 원형에 가깝게 변할 수도 있습니다.또한 수성의 궤도 변화는 내행성의 궤도를 혼돈 상태에 빠지게 하며,태양계에서 튕겨 나가게 하거나 태양, 또는 지구와 같은 이웃 행성들과 충돌하게 될 수 있습니다.수성과 금성이 충돌할 경우 수성의 질량을 더한 새로운 행성이 태어날 것입니다. 그리고 태양은 진화합니다.먼 미래 태양이 나이를 먹으면서 진화하면 큰 변화가 일어날 것입니다.태양이 가지고 있던 수소를 거의 다 태우면 있는 연료를 태우면서 내부 온도는 더 뜨거워지며 태우는 속도는 더욱 빨라지며 결과 태양은 10억 년마다 11퍼센트씩 밝아집니다.지금으로부터 10억 년 후 태양의 복사량이 증가하면서 생물권은 지금보다 바깥쪽으로 물러날 것입니다.약 64억 년 후 중심핵에 있던 모든 수소 연료는 헬륨으로 치환되고 중심핵은 더는 내리누르는 압력을 이기지 못해 수축하기 시작하며 수축하면서 중심핵 바깥쪽의 온도가 수소를 태울 정도로 높아집니다.이 과정이 심화하면서 태양의 외곽 층은 막대하게 부풀어 오르게 되며 거성으로 불리는 진화 단계에 접어들게 되며 년 후 태양의 외곽 층은 1.2천문단위(지금 태양 반지름의 256배)까지 팽창할 것입니다.이 단계는 적색 거성 가지로 만큼 표면 온도는 2600K까지 내려가서 붉은색으로 빛나게 되며 지금의 2700배까지 올라갑니다.태양은 적색 거성 단계에서 항성풍 형태로 원래 지녔던 질량 10분의 1을 (목성 질량의 110배) 날려 보냅니다.태양은 적색 거성 단계에서 약 6억 년 머무를 것으로 추측되고 되면 수성은 태양으로 빨려 들어가며 카이퍼벨트의 얼음까지 녹아버리며 생물권은 50AU까지 밀려나게 된다고 합니다.