지구에서 가장 가까운 태양계 행성 수성에 대해서

수금지화목토천해명. 오늘은 수성에 대해서 알아보려고 합니다.

태양이 탄생한 뒤 남은 가스 구름과 먼지로 구성된 원반 모양의 '태양 성운'에서 여러 행성이 탄생했을 것으로 추정됩니다. 현재 공인된 행성 형성 이론은 가 적이론입니다. 가적 이론으로 설명하면 행성은 중심 원시별 주위를 도는 먼지 입자들이 모여서 만들어집니다. 이 알갱이들은 서로 직접 부딪혀 지름 1~10km의 천체, 즉 꼬리 행성으로 자랐습니다. 이 행성은 작은 천체를 흡수하면서 수백만 년 동안 지름이 매년 15센티미터 정도 커졌습니다. 태양 인근 지역(4천 문 단위 이내)의 고온으로 물·메탄 등 휘발성 분자가 압축되지 않아 이곳에서 생산되는 비행성은 금속(철·니켈·알루미늄)·규산염 암석 등 녹는점이 높은 물질로만 구성돼 있습니다. 이 암석 천체들은 결국 수성과 함께 금성, 지구, 화성 등 지구형 행성이 됩니다. 지구형 행성을 구성하는 물질은 우주에서 매우 드물기 때문에(성운 질량의 0.6%) 지구형 행성은 성장할 수 없습니다. 이 작은 바위 행성은 성장했습니다 현재 지구 질량의 10% 정도가 태양 탄생 후 약 10만 년 동안 물질 흡수가 중단됩니다. 이후 약 1억 년 동안 지속된 충돌과 응집 과정을 다시 시작했습니다. 이 원시 행성들은 마치 중력의 영향을 받은 것 같습니다. 서로 궤도를 당기고 충돌하여 현재의 크기로 자랐습니다. 이번 충돌에서 수성을 들이받은 그 충돌로 수성의 커버가 벗겨졌습니다. 수성은 지구 상의 행성 중의 하나로 표면은 암석으로 이루어져 있습니다. 수성은 태양계에서 가장 작은 행성으로, 특정 크기는 2439.7km다. 특히 태양계 위성 중 가니메데스와 타이탄의 반지름은 수성보다 넓습니다(단, 수성은 그보다 무겁습니다). 수은은 금속 질량의 70%와 규산염 소재의 30%로 구성됩니다. 수성의 밀도는 5.427g/cm로 지구의 5.515g/cm 다음으로 높습니다. 하지만 지구 내부 물질이 자체 인력으로 더 밀집해 있기 때문에 수성의 밀도는 미 압축 조건에서 5.3g/cm로 지구의 4.4g/cm보다 높습니다. 이로써 수성은 사실상 태양계 행성 중 가장 밀도가 높은 천체임을 알 수 있습니다. 1. 지각: 두께 100~300km다. 2. 맨틀:600킬로미터입니다. 3. 핵: 반경 1800km다. 수성의 밀도를 알고 내부 구조를 추정할 수 있습니다. 지구 밀도는 수치상 매우 크지만, 실제로 수성의 내부는 자체 인력으로 인해 압축되지만, 수성의 크기는 지구보다 훨씬 작고 내부 압축 정도도 높지 않습니다. 수성의 밀도가 이처럼 높다는 것은 그만큼 내부 핵의 크기가 크고 핵에 철분이 풍부하다는 것을 의미합니다. 지질학자들은 수성 핵 체적을 지구 전체의 42%(17%)로 추정하고 있으며, 특히 최근 연구에 의하면 수성 핵이 녹은 상태라고 합니다. 과학자들은 핵 바깥쪽에 600km 두께의 맨틀이 있는데, 수성이 탄생한 뒤 수백km의 천체가 수성을 들이받으면서 원래 있던 맨틀의 상당수는 사라지고 현재의 얇은 맨틀 층만 남은 것으로 추정하고 있습니다. 만약 미지의 천체가 수성을 들이받았다면 수성의 맨틀 두께는 수성을 들이받기 전에 훨씬 두꺼워졌을 것입니다. 매리너 10호와 지구 관측 결과 수성의 지각 두께는 약 100~300km다. 수성의 표면에는 좁은 골짜기가 많으며, 그중 일부는 수백 킬로미터에 달합니다. 이들은 수성 지각이 냉각될 때 수성 지핵과 맨틀이 수축되면서 발생할 수 있습니다. 몇 가지 이론은 물 원자핵이 다른 태양 행성보다 철을 더 많이 함유하고 있다고 주장합니다. 이 가운데 널리 받아들여지는 이론이 세 가지 있습니다. 첫 번째 이론은 물의 질이 지금보다 2.25배 더 크고 규산염과 철구조로 되어 있어 연골 운석과 비슷하다는 것입니다. 태양계 형성 초기에 상당수의 원시 수성 지각과 맨틀이 우주로 날아갔습니다. 두 번째 이론은 원시 태양에서 방출된 열 때문에 물 표면이 증발한다는 것입니다. 수성은 태양 복사에너지가 안정되기 전에 태양 성운에서 형성돼 지금보다 두 배 커졌지만 원시 태양이 수축하면서 수성 부근의 온도는 25003500 켈빈(심지어 1만 켈빈 이상)까지 올라갔습니다. 고온으로 인해 수성의 표면은 대부분 '암석 증기'로 바뀌어 항성풍에 끌려갑니다. 세 번째 이론은 수성이 태양 성운에서 형성되고 강수 단계에 접어들면서 빛의 입자를 흡수한다는 것입니다. 위의 세 가지 이론은 물 표면 구성이 현재 서로 다른 상태라고 가정하지만, 앞으로 물 관측을 담당할 메신저와 베피 콜롬보 임무는 세 가지 이론 중 어느 것이 옳은지를 확인하는 기회를 제공합니다. 수성의 궤도 이심률은 0.21로 모든 행성 중 가장 큽니다. 궤도는 태양의 4600만 킬로미터에서 7000만 킬로미터까지 확장됩니다. 수성은 이 궤도를 도는 데 88일이 걸립니다. 오른쪽 사진은 수성의 현재 궤도와 같은 긴 반지름의 원형 궤도를 보여줍니다. 5일마다 근일점 근처에서 혁명이 훨씬 빨라집니다. 또한, 천구의 크기는 태양 주위에서 변합니다. 수성은 3:2의 비율로 공명 궤도를 돌기 때문에 표면 온도는 복잡하게 변합니다. 이 공명 때문에 수성의 날은 수성 2년(176년 지구의 날)입니다. 수성의 궤도는 오른쪽과 같이 지구 궤도에 대해 7° 기울어져 있습니다. 따라서, 수성의 통과는 황도가 지구와 태양 사이에 있고 수성이 교차할 때 일어납니다. 수성의 기울어진 궤도입니다. 수성의 자전축은 0.027°의 기울기를 가지며 이는 0°에 가깝습니다. 이것은 두 번째로 작은 목성(3.1°) 보다 작으며 수성의 극에 관측자가 있을 때 태양이 수평선 위로 떠오르는 것을 볼 수 없음을 나타냅니다. "수성 표면에서, 관측자들은 태양이 한낮에 뜨는 하얀 밤과 비슷한 현상을 볼 수 있습니다." 이것은 수성의 궤도와 각속도가 근일점에 도달하기 약 4일 전에 같기 때문에 태양의 표면 운동이 멈추고 태양이 뒤로 움직이는 것처럼 보이기 때문입니다. 근일점에서는, 태양의 정상적인 표면 운동이 4일 후에 계속됩니다. 예를 들어, 라즈 니스 크레이터처럼, 태양이 서경 90도 또는 동경 90도 부근에서 뒤로 움직이는 것을 볼 수 있을 때, 그것은 일출과 일몰입니다. 즉, 해가 뜰 때 동쪽에서 뜨고 며칠 동안은 산을 내려가는 것처럼 보입니다. 해가 지면 해가 서쪽으로 지고 며칠 동안 떠오르는 것처럼 보이다가 방향을 바꿔 다시 지게 됩니다.