2010. 01. 26. 20:20:54 ~ 22:20:54 = UTC +9 hours. Albireo’s Planetary Observatory II, Republic of Korea. Pickering Seeing Scale: 5/10, Transparency: 4/5. Takahashi Mewlon 300 (12-inch Dall-Kirkham F11.9) at F47 using TeleVue Powermate x4 on EM-400. Lumenera LU075 + Astronomik RGB Dichroic filter with IR block. RegiStax 5/Astra Image 3 Pro/Photoshop CS4.

지난 26일에는 충에 즈음한 화성을 관측하려다 시상의 악화로 실패하고 대신 초저녁 조촐히 월면을 촬영하는데 만족해야 했습니다. 월령 10.5일로 습기의 바다(Mare Humorum)가 터미네이터에 걸려 있는 날이었습니다. 습기의 바다 북서쪽 변연에 자리잡고 있는 크레이터, Gassendi도 이른 새벽을 맞이하고 있었는데 위 사진은 당시의 모습을 담은 것입니다.

습기의 바다 인근의 월면도로 Gassendi의 위치를 보여줍니다. 클릭하면 확대됩니다.

Gassendi는 직경 114km의 큼지막한 크레이터로 익히 알려진 대상입니다. 만들어진 시기는 대략 36억년 전으로 추정되니 상당히 노쇄한 크레이터입니다. 17세기의 프랑스 천문학자이자 철학자인 Pierre Gassendi의 이름을 땄습니다(이 분은 Kepler에 의해 예견된, 수성의 태양면 통과를 최초로 관측 기록한 사람으로 알려져 있습니다). 본(本) 크레이터의 북쪽 벽(이하 북벽)은 상당히 험준해 보이며 특히 작고 선명한 크레이터, Gassendi A가 북벽의 일부를 침범하여 거칠게 허물고 있는 모습입니다. 반면 넓고 평탄한 습기의 바다에 면해 있는 남벽은 비교적 단순해 보이며 그 사이 틈새로 용암이 흘러 들어와 크레이터의 안쪽를 채워 부분적으로 평탄하게 만들어 놓은 모습입니다.

Gassendi A, 원형의 크레이터 벽, 북/남의 비대칭으로 인해 저배율로 넓직이 조망하면 마치 다이아몬드 반지를 연상케 하는 흥미로운 대상입니다. 한 가운데 솟아 있는 중앙봉 복합체의 최고 높이는 1.2km로 되어 있습니다.

Gassendi는 Posidonius와 더불어 내부 바닥에 균열이 있는, 즉 FFC(floor-fractured crater)의 대표적인 예입니다. 현 국제천문연맹(IAU)에서는 Gassendi 바닥의 복잡한 rille 시스템(Rimae Gassendi라 총칭합니다)에 로마 숫자를 붙여 목록화하고 있는데, 금번 촬영한 이미지에도 각각의 rille에 화살표를 질러 가리켜 보았습니다. A, B는 각각 Gassendi A와 Gassendi B를 표시합니다.

이러한 내부 바닥의 균열은 20~30km 이상의 대형 크레이터에서 비교적 흔히 발견되는 모습으로서 화산 활동에 의해 변성/변형된 결과인 것으로 알려져 있습니다. 즉 크레이터 자체는 충돌로 생겼지만, 생성 이후 이차적으로 인근 화산 활동의 영향으로 다음과 같은 공통된 변화가 야기된다는 것입니다: 바닥에 용암이 채워져 크레이터 벽의 높이가 상대적으로 얕아지고, 바닥에 동심원 혹은 방사상의 rille 구조가 생기고, 일부 어두운 헤일로를 가진 소형 크레이터들을 포함하고 있고, 대개 그 위치가 달의 바다 인근이라는 것입니다. Gassendi는 1976년 Pete Schultz가 제안한 FFC 분류에서 Class III에 해당되는데, 특징적으로 넓다란 해자(moat)와도 같은 밝은 빛깔의 용암 평원이 크레이터 내부와 벽 사이에 끼어있는 부류입니다 - 위 사진에서 이러한 해자 공간을 회색 화살표로 가리켜 보았습니다.

2007. 02. 18. 23:28:47 ~ 23:29:47 = UTC +9 hours. Albireo’s Planetary Observatory I, Republic of Korea. Pickering Seeing Scale: 7/10, Transparency: 4/5. Takahashi Mewlon 300 (12-inch Dall-Kirkham F11.9) at F24 using TeleVue Powermate x2 on EM-400. Lumenera LU075 + Astronomik Planet IR Pro 807. MAP processing at RegiStax 4.

Gassendi는 만일 유인 탐사선이 착륙할 수만 있다면 중앙봉 근처에서 고대 고지대 암석을 채취해 그 연대를 측정해 볼 수 있는, 과학적 측면에서도 주목을 끄는 대상입니다만 인근의 지형이 험준하기 때문에 엄두가 나지 않는 것으로 알려져 있습니다 - 실제로 아폴로 17호의 세 군데 착륙 후보지 중 하나였으나 Taurus-Littow 계곡에 밀린 바 있습니다.

근적외선으로 고해상도 촬영하여 분석한 바에 따르면(Chevrel and Pinet 1990, 1992) 화산 분출물은 주로 습기의 바다에 면한 남벽과 동벽 인근에 국한되어 있는 것으로 알려졌습니다(위 그림). 뿐만 아니라 중앙봉 복합체 가운데 일부도 철과 마그네슘 실리케이트가 주성분인 마그마의 응축으로 만들어진, 말하자면 화산 활동의 결과물로 추정되었습니다. 반면 북벽과 서벽은 통상적인 월면 고지대의 암석 위주인 것으로 알려졌습니다. Gassendi 바닥을 이루는 성분이 이처럼 북서/남동으로 갈리는 이유는 물론 인근 습기의 바다 생성 시 받은 영향의 정도와 범위에 따른 것으로 추정됩니다.

올해 화성과 지구의 근접 시기는 1월 27일이었는데 당시 거리는 0.664 AU (99,330,000 km), 시직경은 14.105초각으로서 평년에 비해 그리 좋은 관측 조건이라 할 수 없었습니다. 한편 충은 1월 29일 19시 37분(UT), 우리나라 시간으로 1월 30일 04시 37분이었습니다 - 가급적 충에 즈음한 관측을 시도했고 결국 불량한 시상 틈새에서 1월 30일 밤 23시 46분 ~ 자정에 걸쳐 화성을 촬영하였으며(log 섹션 참조) 그 관측 결과를 간단히 보고합니다.

2010. 01. 30. 23:53:04 ~ 23:59:04 = UTC +9 hours. Albireo’s Planetary Observatory II, Republic of Korea. Pickering Seeing Scale: 6/10, Transparency: 3/5. Takahashi Mewlon 300 (12-inch Dall-Kirkham F11.9) at F47 using TeleVue Powermate x4 on EM-400. Lumenera LU075 + Astronomik RGB Dichroic filter with IR block(2 minutes each). RegiStax 5/Astra Image 3 Pro/Photoshop CS4.

화성의 정중선은 257~260도로서 Amenthes, Mare Tyrrhenum을 중심으로 서쪽으로는 Syrtis Major, 동쪽으로는 Aetheria와 Mare Cimmerium이 보일 때였습니다. 화성의 대기 상태는 비교적 맑아 보였는데 Elysium과 Mare Cimmerium 일부 지역에서 옅은 구름이 감지되었습니다.

최근 화성의 북반구엔 봄이 찾아오면서 북극관(NPC, North Polar Cap)이 하루가 다르게 쇠퇴해 가고 있습니다. 위 클로즈업 이미지에서도 알 수 있듯이 NPC가 작아지면서 주변 암부(暗部)의 범위가 며칠 전에 비해 현격히 넓어져 있고, 특히 NPC 자체에도 균열(dusty streak)이 생긴 모습을 보여주고 있습니다(참고: ALPO Mars Blog). 또한 최근 Damian Peach 등의 보고에 따르면 NPC 가장 자리에서 두어군데의 dust area가 새롭게 관측되고 있다고 하는데 Baltia 인근의 이야기이며(참고 이미지), 다른 한편으로 Acidalia 인근에서 먼지폭풍이 발생하여 NPC를 가로지르고 있다는 보고가 있는데(Reference: CMO Report) 아쉽게도 확인해 보기도 전에시상의 악화로 화성의 자전을 더이상 기다리지 못하고 돔을 닫아야 했습니다.

비록 충은 지났지만 2월 내내 13초각 대의 관측 조건을 제공해 줄 것이며 여건이 되는 대로 지속적으로 관측을 이어나갈 계획입니다. 특히 쇠퇴하는 NPC 주변의 변화에 세계 각국의 관측가들이 관심을 집중하고 있는 듯합니다.

다음 화성의 충은 2012년 3월 3일이며 최대 시직경은 이번보다도 더 작아서 13.89초에 머무를 예정입니다. 2014년 4월 8일 15.16초, 2016년 5월 22일 18.6초에 이어, 2018년 7월 27일엔 최대 시직경 24.31초에 달할 것으로 2003년 이후 최고의 관측 호기를 마련해 줄 전망입니다.

위 그림과 같이 구하고자 하는 지형물의 높이를 h, 그리고 그 지형물이 드리우는 그림자의 길이를 L로 놓았습니다. 태양으로부터 오는 직사광이 월면과 이루는 각도를 θ라 하면,

h = L sinθ

위와 같은 식으로 쉽게 구할 수 있겠습니다. 이때 θ는 ϕ 값과 같으므로,

h = L sinϕ

위와 같이 써도 되겠습니다. ϕ는 관측 당시 해당 지형물과 terminator(태양광이 비추어 밝은 부분과 어두운 부분이 맞닿은 경계선)가 이루는 각도입니다. Terminator의 경도는 여러가지 방법으로 구할 수 있는데 제 경우 NASA의 HORIZONS 시스템을 애용합니다.

위 그림과 같이 원하는 일자의 “Table Settings”에서 “Sun sub-longitude” 항목을 체크하고 산출하면 다음과 같은 식으로 산출되어 나옵니다.

위 표에서 “Solar-lon” 컬럼은 달 표면을 기준으로 해당 시기의 태양의 경도를 나타납니다. 이를 Subsolar point, 혹은 태양의 selenographic longitude라고도 합니다. Selenographic colongitude를 S로 놓으면,

S = 90 - Subsolar point(selenographic longitude)

위와 같이 구할 수 있습니다. 한편 우리가 구하고자 하는 값은 terminator의 경도(s) 값으로 다음과 같은 방법으로 얻을 수 있습니다.

 
1. 월령이 삭~상현 사이일 때 s = 360 - S
 
2. 월령이 상현~보름 사이일 때 s = S
 
3. 월령이 보름~하현 사이일 때 s = 180 - S
 
4. 월령이 하현~삭 사이일 때 s = S - 180

이렇게 얻은 terminator의 경도값과 해당 지형물의 경도(월면도에서 얻음)의 차이가 ϕ 값이 됩니다.

다시금 쓰면,

h = L sinϕ

L 값은 그림자의 길이로서 월면도에서 인근의 지형물(실제 길이를 알고 있어야 합니다)과 길이와 비교하여 실제 값(km)을 얻을 수 있습니다. L 값과 ϕ 값을 구했으니 고도 h 값을 얻을 수 있습니다.

Archimedes 크레이터 바닥의 동-서 줄무니를 강조한 이미지. 2009년 12월 29일 APO II 촬영 - 촬영 로그.

며칠 전 촬영한 Archimedes 사진(윗쪽 방향이 北, 오른쪽이 東입니다)에서도 드러납니다만, 크레이터 바닥을 동-서로 가로지르는 밝고 어두운 줄무늬들의 반복이 어럼풋이 나타나고 명암을 강조해 보면(우측 이미지) 확연합니다. 이와 같은 모습은 같은 비의 바다에 위치하며 비슷한 모양새를 하고 있는 크레이터 Plato(참조 이미지)에서는 보이지 않습니다.

비의 바다(Mare Imbrium) Archimedes - Apennine 산맥 부근. 2006년 9월 3일 서울 촬영 - 촬영 로그.

비의 바다를 좀더 넓지감치 조망한 사진으로 “X”가 Archimedes, 그보다 동쪽의 작은 크레이터 “A”가 Autolycus 이며 이로부터 약간 북쪽에 나 있는 좀더 큼지막한 크레이터는 Aristillus 입니다. Charles Wood 氏는 그의 저서 “The Modern Moon: a Personal View” 2003년 판에서 아마도 Autolycus의 충돌 시 발생한 밝은 쇄설물들의 밴드가 기존의 Archimedes 바닥을 뒤덮은 결과일 것으로 추정하였습니다.

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1950년대까지만 하더라도 월면의 크레이터가 충돌에 의한 것인지 아니면 화산 활동에 의한 것인지 논란이 많았습니다. 당시까지도 지구 상에서 충돌 크레이터로 확인된 것이 거의 없었기 때문에 많은 학자들은 달 표면의 크레이터들 또한 화산 활동에 의한 것이리라 미루어 짐작할 따름이었습니다. 1970년대 아폴로 탐사 계획으로 월면의 샘플을 손에 넣을 수 있게 되자 비로소 충돌설이 공인되기에 이르렀습니다.

용암의 흐름(Lava Flows)

이제 대부분의 월면 크레이터가 충돌의 결과 생겼다는 사실을 알게 되었지만, 일부 구조들은 화산 활동과 직접 관계가 있음이 드러나고 있습니다 - 그 가운데 가장 거대한 것은 역시 달의 바다(Maria) 입니다. 거대 충돌로 움푹 패인 지형(basin)에 용암이 채워져서 만들어진 것으로 지구에서 바라다 보이는 달 표면의 30% 가량이 바다입니다. 흥미롭게도 달의 반대편에는 바다가 2% 밖에 되지 않습니다. 충돌 사건과 용암으로 채워진 사건의 시간이 반드시 일치하는 것은 아닙니다. 예컨대 비의 바다(Mare Imbrium)는 39억년 전 소행성 충돌하고 나서 6억년이 지난 후 흘러나온 용암이 채우고 있다는 사실이 아폴로 15호 탐사 결과 밝혀졌습니다. 월면 지질학자들은 달 표면에서 발견되는 용암 지대를 21가지로 세분하고 있지만 크게 세가지로 대분할 수 있습니다 - 1. High titanium(월면 전역에서 산발적으로 발견됩니다), 2. Low titanium(주로 북쪽의 바다), 3. Very low titanium(주로 동쪽의 바다). 월면 용암의 공통된 특징이라면 낮은 점성으로, 말하자면 지구상 화산에서 흘러나오는 용암보다는 훨씬 묽어서 자동차 오일 정도였을 것으로 추정됩니다. 이 때문에 단기간에 넓은 지역으로 퍼져나갈 수 있었을 것입니다.

Mare Imbrium 남서부에서 관측되는 용암 흐름의 첨단. NASA, Lunar Orbiter V-161M이 촬영한 이미지.

이와 같은 용암 흐름의 흔적은 특히 비의 바다 남서부에서 쉽게 확인할 수 있는데 수백 km에 걸친 용암의 첨단을 관측할 수 있습니다(위 사진). 이는 얼핏 용암 지대의 부분적 함몰이나 수축에 의해 생기는 wrinkle ridge와 혼동하지 않도록 주의해야 합니다.

곡천(曲川, Sinuous Rilles)

궁상(弓狀, arcuate), 혹은 직선 형태의 수로구조(rill)는 대개 용암이 굳은 지역이 함몰되거나 단층이 생기면서 만들어진 것으로 sinuous rill과는 구분되어져야 합니다. Sinuous rill은 화산 활동의 결과 용암이 흐르면서 생성된 지형으로 대부분의 바다 가장자리 부근에서 어렵지 않게 찾을 수 있습니다. 대개 크레이터, 혹은 크레이터와 흡사한 지형의 정상으로부터 비롯되어 비탈을 타고 아래로 꾸불꾸불 흐르듯 이어집니다. 하와이의 화산 지대에서도 비슷한 지형을 볼 수 있습니다만 월면에서의 sinuous rill은 규모가 30~50배나 더 큰데 그 이유는 아마도 달의 중력이 상대적으로 작고 용암의 점성 또한 낮기 때문으로 보여집니다.

대표적인 sinuous rill의 하나인 Rima Hadley. 아폴로 15호의 작륙 지점으로도 잘 알려져 있습니다. 2007년 12월 18일 APO 촬영 - 촬영 로그.

월면에서 sinuous rill들이 모여있는 것으로 특히 유명한 지역으로 Aristarchus 평원과 Marius Hills 인근을 들 수 있는데 너비가 수미터에서 3km까지 다양하며 길이는 최대 300km에 달하고 100m까지 깊게 파인 곳도 있습니다.

돔(Domes)

돔은 직경 5~15km, 높이 수백m 정도로 살짝 융기한 지형으로 그다지 크고 확연하지 않기 때문에 세심하게 관측해야 합니다. Copernicus 남서쪽, 특히 크레이터 Milichius와 Hortensius 근처에 모여있는 모습을 볼 수 있습니다.

Milichius와 Horensius 인근에서 관측되는 돔. NASA/LPI - Consolidated Lunar Atlas 이미지.

돔이 충돌의 여파로 생긴 구조가 아님은 확실해 보이는데, 일부 과학자들은 돔의 정상 부위에 함몰이 있음을 들어 소형 방패형 화산이라고 주장하고 있긴 하지만 그보다는 laccolith라는 설이 타당성을 인정받고 있습니다.

Laccolith는 지표면 깊숙한 곳에서 고압의 용암이 상승하면서 윗쪽의 지표를 완전히 뚫지는 못하는 대신 부분적으로 들어올린 구조입니다. 실제로 dome과 그 주변을 둘러쌓고 있는 바다의 텍스쳐와 알베도가 동일하다는 사실은 dome이 laccolith일 가능성을 시사하고 있습니다.

분석구(噴石丘, Cinder Cones)

방패형 화산과 달리 분석구는 고열에 녹은 화산 쇄설물들이 폭발적으로 분출하면서 화더 주변 부위에 쌓인 결과입니다. 지구상에서 분석구는 주변과 급경사를 이루지만 월면에서는 중력이 작기 때문에 대체로 완만하며 보다 넓게 퍼지는 경향을 보입니다 - 높이 100m 미만인 반면 직경은 2~3km에 달합니다. 달의 분석구는 단독으로 존재하기도 하고 여러 개가 한데 모여있기도 한데 주변 rill 구조 근처에 나열된 cone들을 fissure vents라고 부르기도 합니다.

Copernicus의 크레이터 바닥. 2009년 12월 29일 APO II 촬영 - 촬영 로그.

분석구의 알베도는 대개 주변보다 낮은데 Copernicus 등 크레이터의 내부 바닥에서 보이는 일부 cone들은 알베도가 높아 보이기도 합니다.

흑색 헤일로(Dark-haloed Craters)

크레이터 주변으로 밝은 ray system이 아닌, 흑색의 침전물들이 둘러싸고 있는 경우입니다. 두가지 경우로 나눌 수 있는데 1. 충돌체가 지표를 뚫고 들어가면서 그 아래의 낮은 알베도의 토양들을 주변부로 퍼뜨린 경우, 2. 실제로 화산에 의해 분출한 경우입니다.

Alphonsus 바닥에서 찾을 수 있는 네 군대의 흑색 헤일로. 2007년 12월 18일 APO 촬영 - 촬영 로그.

Alphonsus와 Atlas 크레이터 바닥에서 보이는 흑색 헤일로들은 화산 분출에 의한 것으로 추정되어지고 있습니다. 이들은 주변 rill 구조들과도 연관성을 보이고 있습니다.

결론

달에서 한때 활발한 화산 활동이 있었음을 알 수 있습니다. 의문은 현재 완전히 소멸되었는가, 그렇다면 가장 마지막 분화는 언제였는가 하는 것입니다. 아폴로 탐사 결과 월면 현무암 대부분은 43~32억년 전에 생성된 것이라 하였습니다. 최근 Kaguya 탐사에 따르면 Oceanus Procellarum이나 달의 반대쪽 면에 있는 일부 화산의 경우 20~25억년 전 분출된 것입니다. 아폴로 15호가 발견하고 Clementine 우주선이 확인한 바에 따르면 Lacus Felicitatis의 Ina는 불과 1천만년 전 분출에 의해 만들어졌을 것이라고 합니다. 이는 아마도 수십억년 전 화산 활동에 의해 달의 지표층 아래 모여 보관되어 있던 가스 덩어리가 1천만년 전 분출했을 뿐이지, 최근의 화산 활동을 시사하는 건 아니라는 이론이 대세입니다. 1958년 Nikolai Kozyrev가 기록했던 Alphonsus 중앙봉 인근에서의 분출 현상도 마찬가지로 설명되어지고 있습니다. 비록 현재의 달에서 화산 활동은 멈추었지만 선명히 새겨져 보존되어 있는 과거 분출의 흔적을 연구하는 것은 달과 지구를 이해하는데 많은 도움을 줄 것입니다.

지난 일요일 촬영한 두 장의 목성 이미지를 분석해 보려 합니다. 앞서 언급했듯이 고도가 낮고(30도) 시상이 불량(Pickering 5/10), 게다가 촬영 시스템의 난조로 10fps 밖에 나오지 못했기 때문에 이미지가 거칠고 세부 구조가 드러나 보이진 않습니다. 두 사진은 10분 간격으로 촬영된 것으로 그 사이 왼쪽 방향으로 대략 6도 정도 자전한 모양을 볼 수 있습니다. 사진 윗쪽 방향이 목성의 남쪽입니다.

SPR(South Polar Region)은 종종 작은 흑반/백반이 출몰하긴 하나 전반적으로는 변화가 적은 곳으로 위 사진에서도 별다른 소견은 없습니다. 근래 들어 확연히 드러나 보이기 시작한 S3TZ(South South South Temperate Zone)에서 몇 개의 작은 bright oval들의 흔적이 드러납니다. SSTZ(South South Temperate Zone)과 SSTB(South South Temperate Belt)에도 white oval들이 좀더 분명하게 나타나고 있습니다. STB(South Temperate Belt)는 아마도 근래들어 가장 활발히 연구되고 있는 지역 중 하나일 것입니다. 1930년 대 이 STB에서 3개의 폭풍, 즉 BC, DE, FA가 처음 발견된 바 있는데 이후 1990년대 말까지 지속되다가 1990년대 말 BC와 DE가 합쳐져 하나의 BE를 형성하였고 이렇게 BE, FA 두 개가 존재하다가 2000년 이들 마저도 합쳐져서 하나의 거대한 oval BA가 만들어졌습니다. 위 사진을 촬영할 당시는 BA가 보이지 않는 시간입니다.

STrZ(South Tropical Zone)은 STB와 SEB의 남쪽 가장자리 사이를 잇는 밝은 간극으로 다름아닌 대적반이 위치한 곳입니다만 이또한 해당 시간대에 관측되지 않고 있습니다. SEBs(South Equatorial Belt south jetstream)는 SEB 남쪽 가장자리에서 출몰하면서 빠른 속도로 역행해 움직이곤 합니다. SEB(South Equatorial Belt)는 최근들어 많이 쇠퇴해 가고 있습니다. 위 사진에서도 NEB와 현저히 비교될 정도로 흐리며 특징적인 fade/revival 구조나 mid-SEB outbreak 등의 모습 또한 분명치 않습니다. EZ(Equatorial Zone)은 festoon으로 대표되는 지역입니다만 촬영 상의 문제인지, 아님 프로세싱 상의 부족함 때문인지 (아마도 둘 다) 하얗게 타버렸습니다. NEB(North Equatorial Belt)는 목성에서 가장 짙고 확연히 눈에 띠는 벨트로서 소형 망원경으로도 쉽게 볼 수 있습니다. 군데 군데 projection과 rift, 그리고 barge와 bay의 흔적이 드러납니다.

NTB(North Temperate Belt)는 목성에서 NEB, SEB 다음으로 선명하게 눈에 띠는 벨트입니다. 한때 쇠퇴하다가 최근 다시금 진하게 드러나고 있습니다. NNTZ(North North Temperate Zone)에서 white oval이 하나 관측되고 있습니다. NPR은 종종 여러개의 dark spot들이 서로 엉켜가며 혼란스런 모양새를 하고 있는 지역이지만 위 사진에서는 선명히 드러나고 있지 않습니다.

오랜 세월에 걸쳐 화성의 강과 바닷물에 의해 표면 바위에 녹이 슬어서 오늘날과 같은 붉은 화성이 되었다는 가설이 널리 받아들여져 왔습니다만, 최근 덴마크 Aarhus Mars Simulation Laboratory의 Jonathan Merrison 氏의 연구 결과에 따르면, 화성의 트레이드 마크인 붉은 먼지는 표면 암석들이 갈려서 만들어진 결과이며, 그 과정에서 물은 별다른 역할을 하지 않았을 것이라고 합니다. 화성 역사에서 물의 역할과 관련한 논쟁에 새로운 불을 지피고 있습니다.

Merrison 氏에 따르면 화성의 중위도는 대개 현무암으로 덮혀 있기 때문에, 이론상 백색의 양극을 제외하고는 검은색을 띠어야 마땅하다고 합니다(위 그림). 지난 수십년 동안 화성 표면 가운데 특히 붉은 지역은 과거 다량의 물에 의해 산화된 철 미네랄을 함유하고 있기 때문일 것으로 믿어져 왔습니다.

실제로 미세한 적색 먼지들이 화성의 표면을 덮고 있을 뿐만 아니라 대기 내에도 존재하고 있어서, 종종 거대한 먼지폭풍이 일어날 즈음 화성 대기의 대부분이 온통 붉은색 먼지로 뒤덮히는 모습이 관측됩니다. 이 적색 먼지의 정체를 밝히는 일은 화성의 과거와 현재 환경을 이해하는데 중요하고, 뿐만 아니라 화성에서 인류가 거주할 수 있는 지역을 찾아내는데도 실마리를 제공할 것입니다.

Merrison 팀은 석영 모래를 플라스크 안에 밀봉하고 수개월 동안 뒤흔들어가며 화성에서의 풍화작용을 시뮬레이션하였습니다. 7개월 후 모래 중 10%가 먼지처럼 갈렸고, 이에 화성 현무암 속에도 존재하는 산화물인 자철광 가루를 섞었더니, 이후 플라스크를 흔들면 흔들수록 먼지는 점차 적색으로 변해갔습니다.

Merrison 氏는 “플라스크를 흔들면서 마치 사막칠(desert varnish)과 유사한 적색-오렌지빛깔을 띤 침전물이 만들어졌습니다. 그 침전물의 정체는 자철광(magnetite)이 변해 만들어진 적철광(hematitie)으로서, 그 변환 과정에서 어떠한 수분의 존재도 필요없었습니다.”고 말합니다.

이와 마찬가지의 화학 반응이 화성의 건조한 이산화탄소 대기에서 일어났을 수 있습니다. 하지만 보다 확실한 답을 얻으려면 좀더 면밀히 디자인된 실험 환경에서의 연구 분석이 필요합니다. (단순한 실험실 내 플라스크가 아니라) 화성과 정확히 동일한 환경을 만들어서 시뮬레이션하는 것이 중요합니다.

이 논문은 Icarus에 출판될 예정입니다.

지난 2월 이 행성이 처음 발견되었을 당시 그 정체는 분명치 않았지만 곧 여러 사실이 밝혀졌습니다. 매 20.4시간마다 공전하는 한 행성이 모성의 앞을 가로 막으면서 별빛을 약간씩 어둡게 만들고 있었습니다. 이 행성(CoRoT-7b)은 모성(CoRoT-7, 혹은 TYC 4799-1733-1)에 불과 250만 km 떨어져 있는데 이는 태양과 수성 간의 거리의 1/23에 불과합니다. 모성을 향하고 있는 반구(낮)의 기온은 2,000도, 반면 그 반대 반구(밤)의 기온은 200도로서 극한의 환경임이 짐작되었습니다. 이 외계행성계는 외뿔소자리에 위치하며 지구와의 거리는 500광년 남짓입니다. 모성인 CoRoT-7의 크기는 우리 태양에 비해 약간 작고 온도가 낮으며 젊은 별일 것으로(나이 15억년) 추정되었습니다.

연구 초반에는 이 외계행성의 질량을 알 수 없었습니다. 이를 알려면 지극히 정밀한 관측을 통해서 미세하게 모성이 흔들리는 속도(radial velocity)를 측정하여야 합니다. 이를 위해 칠레 La Silla 천문대의 3.6m 망원경에 탑재된 HARPS(High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) 스펙트럼 측정기가 동원되었습니다 - 현재까지 개발된 외계행성 관측 장비 중 가장 정밀한 부류에 속합니다. 그 결과 CoRoT-7b의 질량은 지구의 다섯배로 추정되었으며 이는 여태껏 발견된 외계행성 중 가장 가벼운 것이었습니다. 한편 CoRoT-7b처럼 외계행성이 모성과 지구 사이를 지나가며 모성의 별빛을 일시 감소시킨다면 그 크기를 알 수 있습니다. CoRoT-7b의 크기는 지구의 두 배가 약간 안되는 수준이었습니다. 결국 크기와 질량을 알면 밀도까지 알 수 있으며 나아가 내부 구조까지도 예측 가능하게 됩니다. CoRoT-7b의 계산된 밀도 5.5 gm/cm^3는 지구와 유사했고 이는 암석질의 행성임을 시사하는 것이었습니다. 현재까지 이와 같은 밀도를 보이는 것으로 알려진 행성은 지구와 수성, 금성에 불과했습니다. 화성의 밀도는 그에 비해 조금 낮습니다.

그 곳에 생명체가 살고 있을까요? 그럴 것 같지는 않습니다. CoRoT-7b는 워낙 모성에 가까와서 끓는 용암으로 가득할 것이며 따라서 우리가 알고 있는 생명체의 생존 환경으로는 적합하지 않습니다. CoRoT-7b와 더불어 다른 또 하나의 행성, CoRoT-7c도 존재함이 암시되었는데 이는 3일 17시간마다 한번씩 모성을 공전하며 그 질량은 지구의 8배 정도로 추산되었습니다. 하지만 CoRoT-7c는 CoRoT-7b와는 달리 지구와 모성 사이를 관통하는 궤도가 아니기 때문에 그 크기와 밀도는 계산할 수 없습니다.

최소한 CoRoT-7은 짧은 공전 주기를 갖는 두 개의 지구형 행성을 갖는 행성계임이 입증된 셈입니다.

 
• Smallest Exoplanet Yet Has Rocky Surface. Nancy Atkinson, Universe Today, Sep. 16, 2009.
 
• Other Reference: CoRoT-7, Extrasolar Planets Encyclopedia