태양계 - 소행성

  소행성은 무리를 이루며 태양계 내 도처에 흩어져 있으며 태양 주위를 공전하고 있다. 가장 오랫동안 잘 알려진 소행성의 무리는 태양으로부터 2.2~3.3AU 거리에 위치하면서 화성과 목성 사이에 소행성대를 이루고 있다. 가장 먼 소행성들은 명왕성 궤도보다 훨씬 멀리 있으며 해왕성궤도통과천체로 불린다. 또한, 지구보다 태양에 더 가까운 소행성들도 많이 있다.

  초기에 소행성은 작은 행성 또는 미행성으로 불렸다. 소행성이라는 이름보다 이 이름들이 실제적으로 더 자연스러운데 그 이유는 소행성 자체의 이름이 별과는 상관없지만 별처럼 점으로 보이는 천체라는 의미를 지니기 때문이다.

  최초의 소행성은 1801년 발견된 세레스이며(현재 세레스는 왜소행성임), 2016년 초 기준으로 750,000개 이상의 소행성에 대한 목록이 구축되었고, 이 중 15,000개의 소행성에 이름을 붙여 놓았다. 또한 상당수가 많은 소행성들에 대해 거의 정확한 궤도 정보가 알려져 있다. 목록에 수록되는 소행성의 숫자는 현재 매달 수천 개씩 증가하고 있다. 태양계에는 1km보다 큰 소행성이 50만 개 이상 있는 것으로 추산되고 있다. 소행성들의 크기는 다양해서 지름이 수백 m부터 수백 km에 이른다. 가장 큰 소행성인 세레스는 현재 왜소행성으로 분류되어 있으며, 가장 작은 소행성과 유성체 간의 구분도 명확하지 않다.

  가장 밝은 소행성보차도 육안으로 보기에는 너무 어둡기 때문에 망원경을 이용하여 소행성을 관측해야 한다. 큰 망원경으로 보더라도 소행성은 별과 같이 하나의 점으로 된 광원으로 보인다. 소행성이 배경 별들에 대하여 서서히 이동한다는 사실만으로 그들의 태양계의 구성원임을 알 수 있다.

  소행성은 자전하므로 규칙적으로 밝기의 변화가 나타나게 된다. 대부분의 경우 밝기 변화의 폭은 1등급 이하이며 전형적인 자전주기는 4~15시간의 범위에 있다.

  소행성대의 특징은 매우 잘 알려져 있다. 소행성대에 있는 소행성 전체의 질량은 지구 질량의 1/1,000보다 작다. 소행성대의 중심은 티티우스-보데 법칙이 예측하는 2.8AU의 거리에 위치한다. 과거에 널리 알려진 이론에 의하면 소행성은 행성의 폭발로부터 생긴 잔해들이라고 생각되었다. 그러나 이러한 격변 이론은 오늘날 받아들여지지 않고 있다.

  현재 인정받고 있는 이론에 의하면 소행성이 주요 행성들과 동시에 형성되었다고 가정하고 있다. 원시 소행성들은 커다란 덩어리의 천체로서 대부분 화성과 목성 사이의 궤도를 돌고 있었다. 소행성 간의 충돌과 분열로 인하여 현재의 소행성들은 큰 행성을 이루지 못했던 원시 천체들의 파편 천체이다. 크기가 가장 큰 몇몇 소행성들은 원래 원시 천체의 덩어리를 그대로 유지한 것으로 생각된다. 어떤 소행성들의 궤도 요소는 서로 비슷하여 이러한 소행성들을 히라야마군이라고 부른다. 이러한 소행성들은 아마도 원래 하나의 커다란 천체로부터 분열된 잔재로서 이후에 작은 소행성들의 무리가 된 것으로 생각된다. 히라야마군에 포함되는 수십 개의 소행성이 확인되었으며, 가장 큰 것으로는 헝가리아스, 플로라스, 에오스, 테미스, 힐다스(무리에 속한 주요 소행성의 이름을 따서 명명한 것임) 등이 있다.

  소행성대 내에서 소행성들의 공간분포는 균일하지 않다. 즉 소행성들은 커크우드 틈이라고 알려진 몇몇 특정 영역에는 존재하지 않는다. 소행성이 발견되지 않는 가장 두드러진 영역은 목성의 공전주기에 대한 소행성의 공전주기의 비가 1:3, 2:5, 3:7, 또는 1:2가 되는 거리에 잇는 곳이다(이는 케플러 제3법칙으로부터 계산된다). 이러한 영역에서 궤도를 도는 소행성의 운동은 목성의 공전주기와 공명 상태에 있게 되며, 극히 작은 섭동도 시간이 가면 증폭되는 경향을 갖는다. 따라서 소행성이 섭동을 받으면 다른 궤도로 진입하게 된다. 그러나 공명효과는 그리 단순하지 않아 때로는 소행성의 궤도가 공명으로 묶여 있기도 한다. 그 예로는 트로이 소행성군을 들 수 있는데, 이들은 목성과 같은 주기로 공전하는 소행성 무리들이다(즉 1:1 공명). 또한, 힐다 소행성군은 2:3의 공명상태에 묶여 있는 것들이다.

  많은 소행성 무리들은 소행성대 밖에서 운행하고 있다. 이들 가운데는 위에서 언급한 트로이 소행성군에 속한 소행성들이 목성을 60도 앞지르거나 뒤처져서 운행한다. 트로이 소행성군은 제한된 3체 문제의 해로 주어지는 특이점인 L4와 L%에 인접해 있다. 이러한 라그랑주점에서 질량이 없는 천체는 질량이 있는 큰 주천체(여기서는 목성과 태양)에 대하여 정지상태를 유지할 수 있다. 실제로 소행성들은 이와 같이 정지한 점들을 중심으로 진동하고 있지만, 이들의 평균 궤도는 섭동에 대하여 대단히 안정된 상태를 유지하고 있다.

  규모가 큰 또 다른 소행성군은 아폴로-아모르 소행성들이다. 아폴로와 아모르 소행성들의 근일점은 지구의 궤도 안에 존재하며 그들의 궤도는 지구와 화성의 궤도 사이에 위치한다. 이들은 모두 지름이 30km 미만의 작은 소행성들이다. 이들은 모두 지름이 30km 미만의 작은 소행성들이다. 그중 가장 유명한 것으로는 20세기 초에 천문단위를 결정하는 데 사용되었던 433 에로스이다. 이 소행성이 지구에 가장 가까이 접근하였을 때의 거리는 2,000만 km에 불과하고 삼각시차 방법을 이용하여 433 에로스까지의 거리를 직접 구할 수 있다. 일부 아폴로-아모르 소행성들은 아마도 휘발성 물질들을 다 잃어버린 단주기 혜성의 잔재인 것 같다.

  지구를 스쳐 지나가는 소행성이 지구와 충돌하게 될 확률은 극히 작다. 지구에 대재앙을 일으키는 큰 소행성의 충돌이 평균 100만 년에 1회 발생하는 것으로 추산되고 있다. 핵폭탄과 비슷한 피해를 주는 작은 소행성들의 충돌은 100년에 한 번 발생할 수 있다. 지름이 1km 보다 큰 지구근접 소행성(near-Earth asteroid)들은 500~1,000개 정도이고 더 작은 것들은 수만 개 있는 것으로 추산된다. 모든 지구근접 소행성을 발견하고 목록화하여 지구에 충돌할 위험에 대한 확률을 예측하는 작업들이 진행되고 있다.

  멀리 있는 소행성들은 소행성대 바깥 영역에서 세 번째로 큰 무리를 이루고 있다. 이 무리에 속한 첫 번째 소행성은 2060 키론으로서 1977년에 발견되었다. 키론의 원일점은 천왕성의 궤도 근처에 있고 근일점은 토성 궤도보다 약간 안쪽에 있다. 멀리 있는 소행성들은 매우 어두워서 발견되기 어렵다.

  이미 1950년대에 카이퍼는 태양계가 생성되었을 때의 부산물로서 혜성과 같은 잔해들이 해왕성 궤도 너머에 존재할 수 있고, 이들은 더 멀리 떨어져 있는 오르트구름 이외의 추가적인 혜성의 기원이 된다고 제안하였다. 이후에 태양계 형성에 관한 컴퓨터 모의실험은 태양계의 외곽부에서 잔해로 이루어진 원반이 형성되어야 한다는 것을 보여주었다. 이러한 원반은 현재 카이퍼대로 알려져 있다.

  최초의 해왕성궤도통과천체 소행성인 1992 QB1이 1992년 발견되었으며 2006년 초 기준으로 이러한 소행성이 약 1,000개 정도 알려져 있다. 지름이 100km보다 큰 카이퍼대 천체들의 총 개수는 70,000개가 넘는 것으로 추산되고 있다. 이들 중 명왕성보다 그 크기가 큰 것들도 있다. 카이퍼대 천체들은 태양계 형성 초에 물질이 태양계에 부착되는 단계에서 나온 잔재물이다. 몇몇 해왕성궤도통과천체들은 명왕성처럼 해왕성에 대하여 3:2의 공전궤도 공명상태에 있다. 따라서 이들은 명왕성족(plutinos)으로 불린다.

소행성의 정확한 크기는 오랫동안 잘 알려지지 않았다. 릭 천문대의 버나드는 1980년대에 육안으로 (1) 세레스, (2) 베스타(Vesta), (3) 주노(Juno), (4) 팔라스(Pallas)의 지름을 측정한 바 있다. 측광과 분광의 간접적인 방법을 사용한 1960년대 이전에는 실질적으로 소행성 크기에 대한 믿을 만한 결과를 얻지 못하였다. 특히 소행성에 의한 별의 엄폐 현상은 1980년대 이후에야 관측되었다.

  최초의 소행성 양상은 1990년대에 얻어졌다. 갈릴레이 탐사선은 목성으로 가는 긴 여정 중에 1991년에 소행성 951 가스프라와 1993년 소행성 243 아이다를 지나갔다. 마침내 2001년에 니어(NEAR) 탐사선이 소행성 433 에로스 주위를 1년 동안 공전운동 후 착륙하는 데 성공하였다.

  소행성의 사진을 보면 소행성은 구덩이로 가득 차 있고 불규칙한 모습을 갖고 있으며 표면에는 표토와 분말 형태의 돌로 덮여 있다. 어떤 소행성들은 2개의 독립적인 천체가 합쳐져서 하나로 된 것으로 추측된다. 1992년 소행성 4179 투타티스는 불과 400만 km 거리에서 지구를 스치고 지나갔다. 레이더 관측 영상으로부터 2개의 소행성으로 구성된 계가 발견되었으며, 이 계에서 두 소행성은 서로 접촉하게 된다. 이러한 이중소행성은 매우 흔하게 발견되고 있으며 몇몇 소행성의 경우 2개의 천체로 이루어졌음을 말해주는 광도곡선이 존재한다. 또 다른 이중소행성인 243 아이다는 중력적으로 묶여 있는 작은 천체인 '위성'을 가지고 있다.

  소행성대에 있는 소행성의 화학조성은 철, 석질, 철-석질 운석과 비슷하다. 대부분의 소행성은 측광 및 편광학적 성질에 따라 세 부류로 분류된다. 95% 이상의 소행성들은 C와 S형에 속한다. 철이 많은 M형 소행성은 드물다.

  약 75%의 소행성은 C형에 속한다. C형 소행성들은 복사하는 빛이 적기 때문에 어둡게 보이며, 많은 양의 탄소를 포함하고 있다(C형의 C는 carbon의 첫 글자를 딴 것임). 이들은 석질운석과 비슷하며 물질들은 분화과정을 겪지 않았으므로 채양계 원시 천체의 모습을 거의 그대로 간직하고 있다. 규산염이 많은 S형 소행성의 반사율이 더 크며, 이들의 스펙트럼은 석-철질 운석과 비슷하다. M형 소행성은 니켈이나 철 등의 금속 함량이 더 많으며 부분적으로 분화 과정을 겪었다.

  해앙성통과궤도천체들의 구성 성분과 크기를 결정하는 것은 매우 어렵다. 이 천체들은 매우 어둡고 온도가 낮기 때문에 흑체복사의 최대 파장은 60 마이크로미터 정도이다. 지구에서 이 파장대역을 관측하는 것은 거의 불가능하다. 심지어 반사율과 지름의 측정에도 매우 오차가 크다.

  해왕성궤도통과천체들의 색깔은 푸른 회색으로부터 붉은색까지 다양하며 전체 표면색의 분포는 균일해 보인다. 그러나 궤도경사각이 작은 천체들은 붉고, 궤도경사각이 큰 천체들은 푸르게 보인다. 궤도경사각이 작은 천체들의 궤도는 섭동을 받지 않았기 때문에 이들은 카이퍼대에 원래부터 있었던 천체들의 잔재를 대표한다고 말할 수 있다.

  관측한 스펙트럼에 대한 해석이 모호한 경우가 있기 때문에 스펙트럼이 해왕성궤도통과천체의 구성성분을 대변하지 않을 수도 있다. 강렬한 복사, 태양풍, 아주 작은 운석 등에 의해 해왕성궤도통과천체표면이 변화되므로 이들 천체 표면의 표토와 표면 밑에 있는 층의 성질과 매우 다를 수 있다.

  작은 해왕성궤도통과천체들은 암석과 얼음의 혼합물이며 표면에 몇 가지 유기물이 존재하는 것으로 생각된다. 이 천체들의 구성성분은 혜성과 비슷하다. 몇몇 큰 천체들은 높은 밀도를 가지므로 명왕성처럼 얼음의 양이 적다.