수성

수성의 표면은 충돌구가 많아서 달과 비슷하며 행성이 식으면서 수축하며 형성된 거대한 절벽이 존재한다. 대기는 나트륨, 칼륨 등으로 구성되어 있지만 지구의 1조 분의 1로 기압은 매우 희박하다. 또 약한 자기장도 존재하고 있다. 행성 중 태양에 가장 가까워서 중력의 겅한 영향을 많이 받아 매년 궤도가 조금씩 움직인다.

수성은 태양에서 5,800만km 떨어져 태양계의 행성 중 가장 가까운 궤도를 도는 행성이다. 반지름은 2,440km, 둘레 43,924km로 가장 작은 내행성이기도 한데 공전 주기는 88일, 자전 주기는 58일이고 밀도는 5.427g/cm3으로 알려져 있다. 핵은 수성 전체 반지름 70 % 이상을 차지하고 있으며 철을 주성분으로 가지고 있다고 추측된다. 그 바깥으로는 규산염으로 구성된 맨틀이 차지하고 있다.

태양과 가까운 행성은 온도가 높아서 물이나 메테인과 같은 휘발성 분자들이 압축될 수 없다. 그렇게 생겨난 미행성들은 녹는점이 높은 금속류 및 규산염 암석 같은 물질로만 이루어지게 된다. 이런 암석 천체는 수성과 함께 금성, 지구, 화성과 같은 지구형 행성이 되었고 지구형 행성을 이루는 물질은 우주에서 구하기 힘든 희귀한 존재이기 때문에 크게 자라날 수가 없다. 아기 암석 행성은 지금의 지구 질량 약 10퍼센트 수준까지 자랐고 태양 생성 후 물질을 끌어모으는 것을 약 10만년동안 멈췄다. 그러다가 행성들은 충돌하고 뭉쳐지는 과정을 다시 시작했는데 그 과정은 약 1억 년 동안 지속되었으며 원시 행성은 서로 중력으로 영향을 줬을 것으로 예상한다. 각자의 공전 궤도를 끌어당기면서 서로 충돌하다 지금의 크기로 자라나게 된다. 이 과정 중 수성을 강타한 충돌은 수성의 외포층을 날려 보내기도 했다.

태양이 생기고 남은 가스 구름 혹은 먼지로 이루어진 원반 모양으로 생긴 것을 태양 성운이라고 부르는데 그 ‘태양 성운’에서 여러 행성이 생성되었다고 예측하고 있다. 현재 인정받는 행성 생성 이론은 강착(降着) 이론인데 이 이론에 따르면 행성들은 중심부의 주위를 도는 먼지 알갱이들이 뭉치면서 생겨났다. 이 알갱이들은 직접 서로 충돌하면서 지름이 1~10킬로미터에 이르는 미행성으로 자라나게 되고 이 미행성은 작은 천체를 빨아들이면서 수백만 년에 걸쳐 매년 15센티미터 정도씩 지름이 커지게 됐다.

수성의 내부 구조는그 밀도를 알아내서 추측할 수 있다. 지구의 밀도는 수치상으로는 큰데 자체 중력으로 인해 사실 내부가 압축된 상태임과 달리 수성은 부피가 지구보다 훨씬 더 작고 내부도 압축되어 있지 않다. 이런 수성의 큰 밀도는 내부 핵 크기가 크고 핵에 포함된 철 함량이 풍부하다는 것을 의미하고 있다. 지질학자들은 수성의 핵 부피가 전체 대비 42 %(지구는 17 %)일 것이라고 추측하고 최근 연구로 수성의 핵이 용융 상태라는 것이 밝혀졌다.

두께가 600km인 맨틀이 중심핵 바깥쪽에는 존재하는데 과학자들은 수성이 생성된 뒤 얼마 지나지 않아 큰 천체가 수성을 강타하여 원래 존재했던 맨틀 날려보내고 지금의 얇은 맨틀층만 남았을 것이라고 예상하고 있지만 미지의 천체가 수성을 강타한 게 사실이라고 가정하면 강타 전 수성의 맨틀 두께는 엄청 많이 두꺼웠을 것이다.

매리너 10호 자료와 지구상에서 관측하였을 때 수성의 대략적인 지각 두께는 약 100 – 300 km 인 것이 밝혀졌다. 수성 표면에는 좁은 계곡들이 많이 존재하는데 이들 중 일부는 수 백 km 길이로 펼쳐져 있으며 지각이 식었을 때 수성의 핵과 맨틀이 수축하면서 생겨난 것으로 추측한다.

수성 핵에는 다른 행성들보다 많은 철로 이루어져 있다는 여러가지 이론이 제시되었는데 널리 인정되는 이론 딱 3 가지가 있다. 그 중 첫 번째 이론은, 수성 질량이 지금보다 2.25 배 컸으며 콘드라이트 운석과 비슷한 규산염 및 철질 구조로 이루어져 있었는데 태양계 형성 초반에 질량의 6분의 1에 달하는 큰 미행성과 충돌하여 원시 수성의 지각과 맨틀 많은 양이 우주로 날아가게 되면서 무거운 물질만 남다보니 지금같은 형태를 이루게 되었다는 이론이다.

두 번째 이론은, 원시 태양이 내뿜는 열기로 인해 수성 표면이 증발했다는 이론인데 수성은 현재 질량 두 배 정도 크기였지만 태양의 복사 에너지 방출량이 안정되기 전 태양 성운에서 형성되었고 원시 태양이 수축하면서 수성 근처 온도는 2,500 - 3,500 K까지 상승하여 너무 높은 온도 때문에 수성 표면이 암석 증기 형태로 변해 항성풍에 실려 날아갔다는 이론이다.

세 번째 이론은, 단순하게 태양 성운에서 수성이 생겨나면서 강착 단계에 접어들면서 가벼운 입자들을 끌어당겼다는 이론인데 이 세가지 이론은 현재 수성 표면 조성을 다른 상태로 가정하고 있는데 앞으로 수성 관측을 담당하게 될 메신저와 베피콜롬보 미션은 세가지 이론 중 어느 것이 옳은지를 검증하는 기회를 만들 것이라고 예측하고 있다.

수성 표면은 전체적으로 달에 있는 바다와 유사한 평원과 수십억 년 동안 활동하지 않는 큰 충돌구가 있다. 지금까지 알려진 수성 지질에 관한 정보는 매리너 10호와 지상에서 관측하여 알려진 것이묘. 최근 메신저의 탐사로 정보량이 더 증가하고 있다. 최근 그릇 형태로 된 퍼진 충돌구가 발견되었는데 과학자들은 이를 "거미(the spider)" 라고 부른다고 한다.

수성 평균 온도는 452.5 K이지만 일반적인 기온은 100 K - 700 K 로 극단적으로 반응한다. 이런 현상은 대기가 존재하지 않고 적도와 극의 온도 차가 크기 때문이라고 생각할 수 있으며 수성의 태양 직하점의 온도는 원일점에 있을 때는 550 K이며, 근일점에 있을 때는 700 K까지 상승한다고 본다. 하지만 밤인 쪽 평균 온도는 110 K이다. 수성 표면에서 태양빛의 세기는 태양 상수가 지구의 태양 상수보다 4.59 - 10.61배 크기 때문에 매우 강하다.

그런데 또 깊숙한 곳에 있는 분화구에는 태양빛을 받지 않아, 온도가 102 K 아래로 내려가기 때문에 이렇게 표면 온도가 높은데 수성을 관측하면 얼음이 존재한다는 것을 알 수 있다.

얼음은 레이더를 잘 반사시키는 특징이 있는데 그 현상 덕분에 1990년대 초반에 과학자들이 골드스톤 복합 단지의 70 m 망원경과 VLA을 이용하여 극 근처를 관측한 적이 있는데 그 때 높은 알베도를 갖는 곳을 발견하게 됐다.