태양계 - 목성

  지구형 행성이 분포하는 범위는 소행성대 안쪽이다. 소행성대 밖 태양계 영역에서는 휘발성 원소의 상대적인 함량이 많으며, 원시태양성운이 갖고 있었던 초기의 화학 성분이 아직까지 거대 행성에 그대로 보존되어 있다. 거대 행성들 중 첫 번째이자 가장 큰 것은 목성이다. 목성의 잘량은 다른 모든 행성들을 합친 질량의 2.5배나 되지만 태양 질량의 1/1000에 지나지 않는다. 목성은 주로 수소와 헬륨으로 구성되어 있으며, 이들 원소의 상대적인 함량비는 태양과 거의 동일하다. 목성의 밀도도 태양과 거의 미슷한 수준의 값인 1,330kg/m^3이다.

  목성의 겉보기 크기는 충에 있을 때 약 50초 정도 된다. 검은 띠(belt)와 밝은 대(zone)는 작은 망원경으로도 쉽게 구분되며 이들은 적도에 평행하게 형성된 구름들이다. 가장 유명한 것은 대적점(Great Red Spot)으로서 6일에 한 번씩 반시계방향으로 회전하고 있는 목성의 거대한 폭풍이다. 대적점은 1655년 지오바니 카시니에 의해 발견된 이래 수 세기 동안 계속 관측되어 왔으나, 아직까지 대적점의 실제 나이는 알려져 있지 않다.

  목성의 자전 속도는 대단히 빨라서 한 바퀴 자전하는데 9시간 55분 29.7초가 걸린다. 이 주기는 자기장의 변화로부터 구한 것으로서, 이는 자기장이 만들어지는 목성 중심부의 자전 속도를 반영하는 것이다. 짐작할 수 있듯이 목성은 강체처럼 자전하지 않는다. 구름의 자전 주기는 적도에 비해 극 지역에서 약 5분 정도 더 길다. 빠른 자전 때문에 목성은 완전 구형의 모습을 이루지 못하며, 편평도는 1/15나 된다.

  목성의 중심부에는 철-니켈의 중심핵이 있을 것으로 생각되며, 그 질량은 지구 질량의 수십 배 정도로 추산된다. 중심핵은 금속성 유체의 수소층으로 둘러싸여 있으며 이곳의 온도는 10,000K이고 압력은 300만 atm에 이른다. 이와 같은 엄청난 압력 때문에 수소 분자는 모두 해리되어 원자의 상태로 존재하는데, 이러한 상태는 보통의 실험실 환경에서 얻을 수 없다. 이와 같이 매우 특이한 상태에서 수소는 다분히 전형적인 금속의 속성을 갖는다. 수소층은 전기적인 전도의 성질을 가지므로 강한 자기장을 만든다. 압력이 좀 더 낮은 표면으로 갈수록 수소는 정상적인 분자 상태로 존재한다. 목성은 1,000km나 되는 두꺼운 대기층을 지니고 있다.

  목성의 대기 상태와 대기를 구성하는 원소들은 우주 탐사선 관측으로부터 정확히 측정되었다. 1995년 갈릴레오 탐사선이 목성의 대기에 탐침 기기를 떨어뜨리는 방법으로 목성 대기에 대한 관측이 직접 이루어졌다. 이 탐침 기기는 목성의 압력에 의해 부서지기 전까지 거의 한 시간 동안 생존하면서 최초로 목성 대기에 대한 직접적인 자료를 수집하였다.

  목성 대기의 띠와 대는 안정된 구름의 형태를 가진다. 이들의 두께와 색깔은 시간에 따라 변하지만, 거의 규칙적인 모습이 위도 50도까지 걸쳐 보인다. 극지방의 색깔은 띠의 색깔과 비슷하다. 띠는 붉은색 또는 갈색으로 보이며, 띠 내부에 있는 가스는 하강 운동을 한다. 대 위에 있는 구름은 띠에 있는 구름보다 약간 더 높은 곳에 위치하며 온도는 더 낮다. 강풍 또는 제트 기류가 띠와 대를 따라 불고 있다. 상층 대기의 일부 지역에서 풍속은 150m/s까지 이른다. 갈릴레오 탐침 기기에 의한 측정 결과에 의하면 하층 구름에서의 풍속은 500m/s까지 나타난다. 이러한 사실은 깊은 대기층에서 나타나는 바람은 태양열이 아니라 내부에서 발생한 열에 의한 플럭스의 흐름으로부터 만들어진다는 것을 의미한다.

  대적점의 색깔은 띠의 색깔과 비슷하다. 가끔 대적점이 거의 무채색을 나타내는 경우도 있지만 이는 대적점이 노쇠해지는 현상을 보여주는 것은 아니다. 대적반의 폭은 14,000km이고 길이는 30,000~40,000km이다. 대적점보다 작은 붉고 흰 점들도 목성에서 관측되는데, 이들의 수명은 일반적으로 몇 년도 되지 않는다.

  목성 대기에 있는 수소에 대한 헬륨의 비는 태양과 거의 동일하다. 갈릴레오 탐사선의 결과에 의하면 이전 측정값보다 상당히 더 큰 헬륨 함량이 나타났다. 이는 헬륨의 분화 현상이 크지 않았다는 것을 의미한다. 즉 이전의 결과에서 예상되는 바와 달리 헬륨은 목성 내부로 가라앉지 않는다. 목성 대기에 존재하는 다른 화합물로는 메탄, 에탄, 그리고 암모니아 등이 있다. 구름 상단의 온도는 약 130K이다.

  목성은 태양으로부터 받은 복사량의 약 2배 정도를 열로 방출한다. 이 열은 목성이 형성될 때 중력 수축에 의해 방출된 중력에너지의 잔재에 해당한다. 따라서 목성은 아직도 서서히 식고 있다. 목성 내부의 열은 대류에 의해서 외곽으로 전달되며, 이 때문에 금속성 수소의 흐름이 생기고 그 결과로 자기장이 생성되는 것이다.

  목성의 고리는 1979년에 발견되었다. 가장 안쪽에 있는 환상체 모양의 무리는 목성으로부터 92,000~122,500km 사이에 존재한다. 이 무리는 목성의 고리에서 목성으로 낙하하는 먼지로 구성되어 있다. 목성의 고리는 무리의 경계면에서 시작하여 목성의 위성인 아드라스테아의 공전 궤도 바로 안쪽에 해당하는 128,940km 거리까지 뻗어 있다. 목성의 고리는 지름이 수 마이크로미터 정도 크기의 작은 입자들로 구성되어 있으며, 이 입자들은 빛을 후방보다는 전방으로 더 효율적으로 산란시킨다. 따라서 보이저 탐사선이 목성을 스쳐 지나가며 관측하기 전에는 이 입자들이 발견되지 않았다. 작은 입자들로 구성된 고리는 불안정하여 새로운 물질이 고리로 계속 유입되고 있다. 유입되는 물질의 공급원은 목성의 위성인 이오일 가능성이 가장 크다.

  가장 바깥 부분에 있는 2개의 어두운 고리는 매우 균일하다. 그중 안쪽에 있는 고리는 아드라스테아의 궤도에서 시작하여 181,000km 거리에 있는 아말테아 궤도까지 뻗어 있다. 좀더 어두운 바깥 고리는 221,000km 거리에 있는 테베의 궤도까지 뻗어 있다.

  목성의 고리와 위성들은 목성의 자기장에 의해 나타나는 강한 복사대 안에 놓여 있다. 목성의 자기권은 태양 쪽으로 300만~700만 km까지 뻗어 있는데 그 범위가 태양풍의 세기에 의해 달라진다. 태양 반대방향으로는 토성 궤도를 넘어서 최소한 7억 5,000만 km까지 뻗어 있다.

  목성은 강한 전파원이다. 목성의 전파 복사는 세 가지 부류, 즉 mm와 cm의 열적 복사, 수십 cm의 비열적 복사, 그리고 수십 m의 폭발성 복사로 구분된다. 비열적 전파 방출은 가장 흥미로운 것으로서, 이 복사의 일부는 목성의 자기권에 있는 상대론적 전자에 의해 발생되는 싱크로트론 복사에 해당한다. 비열적 전파복사의 강도는 목성 자전의 위상에 따라 변하기 때문에 목성의 전파 복사를 이용하여 목성의 자전 속도를 정확히 결정할 수 있다. 수십 m의 폭발성 전파 복사는 목성의 가장 안쪽에 있는 큰 위성인 이오의 위치와 관련되어 있으며, 아마도 이 전파 복사는 이오의 궤도에 있는 플라스마 원환체와 목성 사이체서 관측되는 100만 암페어에 달하는 전류에 의해 발생되는 것 같다. 오로라는 목성에서 흔하게 나타나는 현상이다.

  2016년 초를 기준으로 알려진 목성의 위성은 67개 있지만 향후 작은 위성들이 더 많이 발견될 것으로 기대된다. 가장 큰 4개의 위성인 이오, 유로파, 가니메데, 그리고 칼리스토는 1610년에 이들을 발견한 갈릴레오 갈릴레이에게 경의를 표하는 의미에서 갈릴레이 위성이라고 부른다. 갈릴레이 위성은 보통의 쌍안경으로도 관측이 가능하다. 이들의 크기는 지구의 달과 비슷하거나 심지어 수성 정도 크기에 이른다. 그 밖의 목성의 다른 위성들은 그 크기가 작아 대부분 고작 수 km의 지름을 갖는다.

  이오, 유로파, 가니메데의 궤도는 조석력 때문에 공명 상태로 묶여 있어서 목성에서 보았을 때 동일한 방향에 놓일 수 없다.

  이오 위성은 목성의 가장 안쪽에 위치한 갈릴레이 위성이다. 그 크기는 달보다 약간 크며 그 표면은 산이 없는 분화구인 칼데라들로 얼룩져 있다. 분화구에서 나온 용융 상태의 물질이 250km 상공까지 치솟으며 가스의 일부는 이오의 궤도까지 방출된다. 이처럼 이오 위성의 화산 활동은 지구와 비교하여 더 강력하다. 목성에 의해 발생되는 100m 크기의 영구적인 대규모 조석이 있다. 유로파와 가니메데에 의한 공전 섭동에 의하여 이오는 약한 타원 궤도를 가지며 이에 따라 공전 속도도 변하게 된다. 조석력은 표면을 따라 움직이게 되는데 이에 따라 마찰이 유발되고 마참을 곧 열로 전환된다. 이 열 때문에 화려한 색을 갖는 이오의 표면 밑에서 황화합물이 용융 상태로 있게 된다. 이오 표면에는 충돌구덩이의 흔적이 없으며, 화산의 분출로 인하여 표면 전체가 계속 새롭게 변모하고 있다. 또한 이오의 표면에는 물이 없다.

  유로파는 갈릴레이 위성 중 가장 작으며, 지구의 달보다 조금 작은 편이다. 표면은 얼음으로 덮혀 있으며 기하학적 반사율은 0.6 정도에 이른다. 표면은 매끄러운 편이며, 100m 이상 높이의 몊 가지 지형만 있다. 표면에 나타난 대부분의 얼룩 무늬는매우 선명하지 않은 모습이며 아마도 반사에 의해 나타난 지형인 것으로 보인다. 단지 몇 개의 충돌구덩이만 발견되기 때문에 유로파의 표면은 나이가 젊은 것으로 생각된다. 유로파 내부의 바다로부터 흘러나오는 신선한 물이 매끈하게 변모시킨다. 갈릴레오 탐사선은 매우 약한 자기장을 발견하였다. 유로파가 목성의 자기장을 통과할 때마다 유로파의 자기장이 주기적으로 변한다. 이 사실은 유로파의 표면 및 100km 깊이까지 소금기를 가진 바다가 있으며, 이곳에 전도 물질이 있음을 의미한다. 한편 중심부에는 고체 상태의 규산염으로 이루어진 중심핵을 갖고 있다.

  가니메데는 태양계에서 가장 큰 위성으로 그 지름이 5,300km나 되어 행성인 수성보다 크다. 표면에 산재한 구덩이의 밀도는 일정치 않은데, 이는 지역마다 그 나이가 일정하지 않다는 사실을 의미한다. 가니메데의 일부 표면 중 구덩이가 많이 있는 검은색 지역은 나이가 매우 오래 되었으며 이보다 약간 나이가 젊고 밝은색을 띠는 지역은 광범위한 고랑 및 산등성이의 배열로 이루어져 있다. 이들의 기원은 지질구조에 의한 것으로 생각되지만 그 형성에 관한 자세한 내용은 알려지지 않고 있다. 가니메데 질량의 50% 이상이 물이나 얼음으로 구성되어 있고 그 나머지가 규산염 암석으로 되어 있다. 칼리스토와 달리 가니메데는 분화되어 있다. 즉 철 또는 철/황으로 이루어진 작은 중심핵은 규산염의 맨틀로 둘러싸여 있으며 맨틀 상부에는 얼름(또는 액체 물)으로 구성된 껍질이 있다. 가니메데는 약한 자기장이 있다.

  칼리스토는 목성이 거느리고 있는 거대 위성 중 가장 밖에 위치하고 있다. 표면은 검으며, 기하학적 반사율은 0.2보다 작다. 칼리스토는 분화되어 있지 않은 것으로 보여 중심부에 암석이 약간 밀집해 있는 정도이다. 칼리스토의 40%는 얼음이고 60%는 암석과 철로 구성되어 있다. 아주 오래된 표면에는 충돌구덩이들이 산재해 있으며 지각 변동의 흔적은 보이지 않는다. 그러나 작은 구덩이들이 붕괴되었기 때문에, 이후에 몇 가지 지질학적 과정이 발생한 것으로 생각된다.

  현재 알려져 있는 위성들은 4개의 부류로 나뉜다. 즉 갈릴레오 위성의 궤도 안쪽에 있는 작은 위성, 갈릴레오 위성 자체, 그리고 갈릴레오 위성의 궤도 바깥에 있는 두 부류의 불규칙 위성이 이에 포함된다. 목성과 멀리 떨어져 있는 부류의 위성 중 약간 안쪽에 위치한 것들은 직행 궤도로 운동하고, 목성과 가장 멀리 있는 부류의 위성들은 역행공전궤도를 갖고 있다. 이 행성들의 상당수는 아마도 목성에 의해 포획된 소행성일 가능성이 크다.