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수성으로부터의 외부행(Outbound from Mercury) 목록

조회 : 1608 | 2005-12-23


지구형 행성 중 가장 작고, 태양에 제일 가까운 행성. 수성 궤도의 긴반지름은 0.38710AU, 궤도경사는 7˚ 정도이다. 또 평균궤도속도는 46.85㎞/s이고 체적 0.0561, 질량 0.05527(지구를 1이라 할 때)이다. 수성은 태양계 행성 중 가장 안쪽 궤도를 공전하는 천체로서 공전속도는 지구의 2배이며 약 88일 만에 태양을 한바퀴 돈다. Mercury라는 이름은 천계(天界)를 날개가 달린 모자와 신을 신고 날아 다닌다는 신들의 사자(使者) 메르쿠리우스에서 유래되었다. 옛날에는 저녁에 볼 수 있는 수성과 밝을 때 보이는 수성을 서로 다른 것으로 생각하여, 그리스에서는 해 뜨기 전에 보이는 것은 아폴론, 해 진 뒤에 보이는 것을 헤르메스라고 불렀고 고대 중국에서는 진성(辰星)이라 불렀다. 태양으로부터 멀리 떨어져 있지 않기 때문에 해뜨기 전 또는 해 진 직후에만 관측이 가능하다. 또한 반지름은 달의 1.4배 정도인 2439로 작기 때문에 예로부터 관측하기 힘든 천체였다. 따라서 수성의 자전주기인 59일이 공전주기의 2/3임이 판명된 것은 1965년에 이르러 비로소 가능했다. 이는 수성의 이심률이 크므로 근일점을 통과하는 전후 수일 동안 태양의 조석력(潮汐力)을 특히 많이 받기 때문이다. 즉 조석력은 이 기간 중 태양에 대해 수성이 동일한 면을 향하도록 자전주기를 변화시키는 것이다





또한 수성의 하루는 공전주기의 2배, 즉 176일이다. 수성 표면의 두 지점(열역)은 근일점을 통과할 때 350℃에 달할 정도로 뜨거워지며, 반대로 긴 밤 사이에는 표면온도가 -160℃까지 갑자기 내려간다. 또 수성 궤도의 특징은 이심률이 0.2로 큰 값을 가지므로 태양으로부터의 평균거리가 5700만라 하여도, 실제거리는 4600만∼6900만 사이에서 변화된다. 그 원인은 수성의 질량이 지구의 약 1/20 정도로 작아서 태양계가 형성될 때 다른 천체의 영향을 강하게 받았기 때문인 것으로 추정된다. 궤도면이 황도면에서 7˚ 정도로 상당히 기울어져 있는 것도 이를 뒷받침하고 있다. 수성에서 천문학상 주목되는 현상으로 근일점의 이동을 꼽을 수 있다. 수성은 다른 태양계 천체의 섭동(攝動, perturbation)에 의해 항상 그 궤도를 조금씩 변화시키고 있고, 특히 근일점의 영년변화(永年變化:secular change)는 수성의 이심률이나 공전속도가 크기 때문에 충분히 관측 가능한 정도가 된다. 100년마다 공전방향으로 574˝ 이동하는 것으로 관측되었는데, 이는 행성의 영향을 고려한 뉴턴역학적 계산값인 532˝와는 42˝의 차가 있게 되었다.





이러한 모순은 A. 아인슈타인의 일반상대성이론에 의해 해결되었다. 즉 뉴턴의 중력이론을 일반화시킨 일반상대성이론으로써 관측된 결과와 완전히 일치하는 수성의 근일점이동을 계산해 낼 수 있었다. 따라서 수성근일점의 영년변화는 상대성이론을 검증하는 중요한 정보가 되었다. 질량과 반지름에서 구한 수성의 밀도는 5.43g/㎝³로 지구의 밀도와 근사값이 된다. 그러나 양자 사이에는 상당한 의미의 차이가 있다. 지구의 경우, 질량이 큰 내부의 물질은 스스로의 무게로 압축되어 있기 때문에 지구 원재료의 밀도와 지구의 밀도는 차이가 있다. 반대로 수성의 경우에는 수성의 밀도와 실제 수성 원재료의 밀도가 비슷하다. 다른 지구형 행성과 마찬가지로 수성도 금속철의 핵과 규산염의 맨틀(mantle)이라고 하는 내부구조를 가지고 있는 것으로 추정되고, 맨틀의 깊이는 수성 표면에서 600 정도로 반지름의 1/4에 불과하다. 지구나 금성에서는 맨틀이 반지름의 1/2 정도이므로, 수성에서는 금속철의 비율이 압도적으로 크다는 결론이 나온다. 이 점은 수성의 큰 특징으로서, 태양계의 기원을 논할 때 설명해야 할 중요한 논점의 하나이다. 지상에서 망원경으로 관측하면 수성의 반사율(알베도)은 0.06으로 달의 반사율과 가깝다. 편광도나 전파의 반사율도 달과 흡사하다.





이와 같은 사실은 수성이 달과 흡사한 표면을 갖고 있음을 시사하며 사실상 크레이터(crater)뿐인 달의 표면과 흡사한 지형으로 이루어졌다는 것이 매리너10호의 사진관측으로 명백히 드러났다. 이 탐사선은 1974년 3월 말 수성 표면에 불과 750㎞까지 접근하여 광각(廣角)과 협각(狹角) 텔레비전카메라를 사용하여 촬영한 수성의 표면상(表面像)을 지구로 전송하였다. 그 뒤 74년 9월과 75년 3월에도 수성에 접근하여 표면상 사진을 촬영하였는데, 그 수는 2300매에 달하였다. 그것에 의하면 수성 표면에는 달의 바다에 해당하는 것과 같은 어두운 부분은 많지 않고, 가장 눈에 띄는 지형은 칼로리스분지(Caloris Basin;열의 분지)로 불리는 동심원모양의 오목한 곳으로 가장 바깥쪽의 지름은 1300 이상 되었다. 이것은 수성 지름의 1/4에 해당한다. 또한 그 뒤쪽에는 칼로리스분지 형성의 원인이 되었던 대운석 충돌의 충격파가 밀려와 집중되어 형성된 것으로 생각되는 기묘한 지형들을 볼 수 있다. 실내 실험 등의 결과를 종합해 보면, 더 큰 운석충돌로 인해 수성 자체가 파괴된 것으로 짐작된다. 이와 같은 예는 태양계 내에서도 달의 뒷면에 있는 오리엔탈분지, 목성의 위성 가니메데(Ganymede), 토성의 위성 미마스(Mimas)의 큰 크레이터 등이 알려져 있다





. 또 수성의 특징적 지형으로는 깎아 세운 듯한 단애지형(斷崖地形)이 있다. 단애는 높이 2∼3에 달하는 것도 있고 길이 500 이상 되는 것도 있다. 이것은 수성의 핵과 맨틀이 분화할 때 수성 전체의 수축이 일어나고, 그 수축력에 의해 형성된 것으로 짐작되고 있다. 이들 지형은 과거의 상황을 잘 보존하고 있는데 이것은 수성에 대기가 거의 없기 때문이다. 관측에 의하면 표면기압은 2×10hPa 이하이다. 즉 수성은 질량이 작기 때문에 형성 직후 내부에서 분출된 가스에 의해 원시대기가 형성되었어도 그 중력으로는 대기를 46억 년간 잡아둘 수 없었기 때문으로 추정된다. 매리너10호의 수성관측에서 또 하나의 새로운 발견은 수성에 약간의 자기장이 존재하고 있다는 것이다. 제 1 회 및 제 3 회 접근 때 탑재된 자기계 및 하전입자계측계에 의한 관측이 행해져, 지구나 목성 주변에서 볼 수 있었던 것과 같은 태양 쪽에서의 충격파면, 그 내부의 자기권경계면 등이 확실히 검출되었다. 자기장의 세기는 그 2면을 가로질러 불연속적으로 최고 100까지 상승하며 400eV의 에너지를 가진 입자수와 같은 역할을 한다. 반대로 전자밀도는 자기권 안에서 급격히 감소한다. 이것은 수성의 자기장에 방해를 받아 태양풍이 자기권 안에 들어올 수 없고, 또한 대기가 없어 플라스마가 보급되지 않기 때문이다. 이 아래쪽에서도 플라스마현상의 규모는 지구의 그것과 비교하면 눈에 띄게 작다.






수성의 뒤를 통과하면서 우주선이 본 사진입니다. 수성, 태양에 가장 가까운 행성은 심하게 구멍났고 수성이 느리게 회전할 때 표면 온도는 참을 수 없을 만큼 차갑습니다. 수성은 달보다 약간 더 큽니다. 거의 절반의 수성 표면은 아직 세부적으로 더 사진을 찍어져야만 합니다.





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