천문학에서의 목성

목성(Jupiter)은 태양계의 다섯번째 행성이자 가장 큰 행성이다. 태양의 질량의 천분의 일배에 달하는 거대행성으로, 태양계에 있는 다른 모든 행성들을 합한 질량의 약 2.5배에 이른다. 목성은 토성과 마찬가지로 거대 기체 행성이다.(천왕성과 해왕성은 거대얼음행성). 목성은 고대 천문학자들에게도 잘 알려져 있었는데, 로마인들은 목성에 로마 신화의 신인 유피테르의 이름을 붙였다. 동양에서 목성의 명칭은 오행 중 하나인 나무(木)에서 유래되었다. 세성(歲星)이라고도 부른다. 목성은 지구에서 봤을 때 겉보기등급이 -2.94에 이르기 때문에, 반사광이 그림자를 형성하기에 충분할 정도로 밝다.[3] 그래서 목성은 밤하늘에서 평균적으로 달과 금성 다음, 즉 세번째로 가장 밝은 천체에 해당한다.

목성은 주로 수소로 이루어져 있다. 헬륨은 목성을 이루는 전체 분자 개수의 십분의 일 정도만을 차지하지만 목성의 질량의 사분의 일을 차지한다. 그리고 목성은 중원소로 이루어진 암석형 핵을 가지고 있으며, 다른 거대행성들과 같이 뚜렷한 고체 표면이 없다. 빠른 자전으로 인해서 행성의 모양은 편구(적도의 팽대부가 약간 눈에 띄는) 모양이다. 외곽 대기는 위도에 따라 몇가지의 띠들로 눈에 띄게 구분되는데, 서로 상호작용하는 경계선을 따라 발생하는 난류와 폭풍에 의한 것이다. 그로 인해 발생한 유명한 결과물로는 대적점이 있는데, 대적점은 적어도 망원경을 통해 최초로 관측된 17세기부터 존재한 거대한 폭풍이다. 목성의 주변은 희미한 고리계와 강력한 자기권이 있다. 목성은 1610년에 갈릴레오 갈릴레이가 발견한 가장 큰 네 개의 갈릴레이 위성을 포함하여 적어도 67개의 위성을 가지고 있다. 이들 중 가장 큰 가니메데의 직경은 행성인 수성의 직경보다도 크다.

목성은 여러 시기에 무인 탐사선을 통해 탐사되어 왔다. 그 중 플라이바이 임무 기간 동안의 초기의 파이오니어 및 보이저와 이후의 갈릴레오 궤도 탐사선이 가장 유명하다. 2007년 2월 말에 뉴허라이즌스가 목성의 중력을 이용하여 가속하고 궤적을 명왕성으로 변경하였다. 목성을 가장 최근에 탐사한 탐사선은 2016년 7월 4일에 목성에 도달한 주노이다. 차후의 목성계 탐사 대상은 유로파의 표면 아래에 있을 액체 바다일 것이다.

형성 및 궤도전이

지구와 그 주변의 행성들은 목성과 충돌로 인해 파괴된 태양 근처의 슈퍼지구들의 잔재로부터 형성되었다. 과학자들이 대전이 가설(Grand Tack Hypothesis)이라고 부르는 가설에 따르면 목성이 태양계 안쪽으로 침투하면서 중력에 의한 잡아당김과 끌기로 인해 슈퍼지구들의 궤도가 겹쳐지기 시작하면서 이들 사이에서 여러 충돌이 발생하였다.

천문학자들은 여러개의 행성으로 이루어진 약 500개의 행성계를 발견하였으며, 이러한 계들은 주로 지구보다 수 배 이상 큰 질량의 행성(슈퍼지구)을 하나 이상 포함하며, 수성보다 더 가까운 거리에서 모성의 주변을 공전하고 있다. 목성과 같은 거대기체행성 또한 종종 모성과 가까이서 발견된다.

목성이 태양계 안쪽에서 튕겨져 나오면서 지구를 포함한 내행성들이 형성될 수 있었다.

구조

목성은 주로 기체 및 액체 물질로 이루어져 있다. 목성의 직경은 적도에서 142,984 km (88,846 mi)이다. 밀도는 1.326 g/cm3으로, 태양계의 거대행성 중에서 두번째로 크지만 지구형 행성의 밀도보다는 낮다.

조성

목성의 상층부 대기는 약 88~92%의 수소와 8~12%의 헬륨으로 이루어져 있다. 참고로 이는 개수밀도 조성비인데, 헬륨 원자가 수소 원자보다 네 배나 무겁기 때문에 질량비로 조성을 기술할 때 다른 원자에 의해서 조성이 바뀌기 때문이다. 질량에 따른 목성의 대기는 약 75%의 수소와 24%의 헬륨으로 구성되어 있으며, 나머지 일 퍼센트만이 다른 원소들로 이루어져 있다. 목성의 내부는 밀한 물질들로 이루어져 있는데, 그 질량의 대략 71%가 수소, 24%가 헬륨, 5%가 다른 원소들로 이루어져 있다. 목성의 대기는 미량의 메테인, 수증기, 암모니아, 규소화합물을 포함하며, 또한 미량의 탄소, 에테인, 황화수소, 네온, 산소, 포스핀, 황 등으로 이루어져 있기도 하다. 대기의 최외곽층은 얼음 암모니아 결정을 포함한다. 적외선 및 자외선 분석을 통해서는 미량의 벤젠과 탄화수소들이 발견되기도 한다.

대기의 수소 및 헬륨의 비율은 원시태양 성운의 이론적인 조성과 가깝다. 상층부 대기의 네온은 질량비로 단 20 ppm을 차지하는데, 이는 태양의 십분의 일정도다. 헬륨 또한 태양의 헬륨 조성의 약 80% 정도로 감소하였는데, 이러한 감소는 행성 내부로 원소들이 침전된 결과이다.

분광학에 따르면 토성은 목성의 조성과 유사할 것으로 여겨지지만, 천왕성과 해왕성은 수소와 헬륨이 상대적으로 훨씬 적다.

질량 및 크기

목성의 질량은 태양계의 다른 모든 행성을 합한 질량의 2.5 배로, 태양과 목성의 무게중심이 태양의 중심으로부터 1.068 태양 반지름, 즉 태양의 표면 위에 자리잡게 만들 만큼 매우 무겁다. 목성은 크기가 지구보다 훨씬 크지만 밀도는 상당히 낮다. 목성의 부피는 지구의 약 1,321 배이지만 질량은 지구보다 단 318 배 밖에 크지 않기 때문이다. 목성의 반지름은 태양의 반지름의 약 1/10 배이며, 그 질량은 태양의 질량의 0.001 배이다. 따라서 두 천체의 밀도는 비슷하다. 목성의 질량(MJ 또는 Mjup)은 다른 천체, 특히 외계행성과 갈색왜성의 질량을 기술할 때 종종 사용된다. 예를 들면 외계행성 HD 209458 b의 질량은 0.69 MJ이며, 안드로메다자리 카파 b의 질량은 12.8 MJ이다.

여러 이론 모형들은 목성이 현재보다 훨씬 더 무거웠다면 그 크기가 줄어들었을 것임을 시사한다. 질량의 작은 변화에 대해서 반지름은 눈에 띄게 변화하지 않지만, 약 500 M⊕(1.6 목성질량) 이상에서는 압력의 증가에 따라 내부가 매우 크게 압축되면서 질량의 크기는 증가한데 비해 행성의 부피는 감소하게 된다. 결과적으로, 목성은 지난 역사와 조성을 통해 그만한 질량을 가졌기 때문에 직경이 큰 것으로 여겨진다. 만약 질량을 끌어모으면서 수축하는 과정이 계속해서 진행된다면, 핵융합이 발생하여 약 50 목성질량에서 고질량 갈색왜성이 된다.

목성이 수소 핵융합을 하여 별이 되기 위해서는 75 배나 더 무거워야 하지만, 가장 작은 적색왜성은 목성의 반지름의 약 30 퍼센트 밖에 크지 않다. 이에 불구하고 목성은 태양으로부터 받는 열보다 더 많은 열을 복사하고 있다. 내부에 만들어진 열량은 목성이 받는 태양 복사에너지와 맞먹는다. 이런 열은 수축을 통한 켈빈-헬름홀츠 기작에 의해 발생한 것이다. 이 과정으로 목성은 연간 약 2 센티미터씩 수축한다. 처음 형성되었을 때 목성은 더 뜨거웠고 현재 지름의 두 배정도로 컸을 것이다.

내부 구조

목성은 여러 원소들이 혼합된 고밀도의 핵과 그 주변의 액상 금속성 수소층, 대부분 수소분자로 구성된 외곽층으로 이루어진 것으로 여겨진다. 이런 구조에 관해 더 상세한 내용은 아직까지도 상당한 불확실성이 존재한다. 핵은 보통 암석형으로 기술되지만, 상세한 조성은 그 깊이의 온도 및 압력에서 물질의 특성을 알 수 없기 때문에 불명이다. 1997년, 핵의 존재가 여러 중력측량을 통해 주장되었는데, 그 질량은 지구의 질량의 12~45 배 또는 목성의 총질량의 대략 4~14 %이다. 핵의 존재는 최소한 목성의 역사 부문에서 행성의 형성 모형을 통해 제기되는데, 모형에서 원시태양 성운으로부터 대량의 수소와 헬륨을 끌어모을 정도로 무거운 암석형 또는 얼음형 핵의 형성이 요구되기 때문이다. 핵이 존재한다고 가정하면, 용융 상태의 핵은 그와 혼합된 뜨거운 액상 금속성 수소의 대류로 인해 수축하며 행성 내부에서 높은 수준의 구조를 지니게 된다. 여러 중력측량들이 전반적으로 그 가능성을 배제할 만큼 정밀하지 않기 때문에 핵에 관해서는 지금도 전적으로 불명이다.

이런 모형의 불확실성은 지금까지 측정된 변수들의 오차와 상관있다. 회전계수 중 하나(J6)는 행성의 중력모멘트, 적도 반경, 1 바의 압력에서의 온도를 기술하는데 사용된다. 2016년 7월에 목성에 도달할 것으로 예정된 주노의 임무로 핵에 관한 더 나은 모형을 위해 이러한 변수들의 값은 정밀하게 제한될 것이다.

핵 영역은 밀한 금속성 수소로 둘러싸여 있는데, 이 층은 목성의 반지름의 약 78%까지 뻗어 있다. 비와 유사한 헬륨 및 네온 액적이 이 층을 통해 쏟아지면서 상층부 대기에서 이러한 원소의 양이 감소하였을 것이다.

금속성 수소층 위에는 수소로 이루어진 투명한 안쪽 대기가 자리잡고 있다. 이 깊이에서의 온도는 수소에 대해 단 33 K인 임계온도 이상이다. 이 상태에서 액체 및 기체의 상은 구별할 수 없다. 때문에 여기서 수소는 초임계 유체 상태에 있다고 일컫는다. 수소는 구름층에서 약 1,000 km 아래까지 뻗어 있는 상층부에서는 기체로 취급되고, 그보다 아래에 있는 층에서는 액체로 취급된다. 물리학적으로 그 경계는 명확하지 않다. 기체는 하강하면서 매끄럽게 뜨거워지고 밀해지기 때문이다.

목성 내부의 온도와 압력은 켈빈-헬름홀츠 기작으로 인해 핵쪽으로 급격하게 증가한다. 10 바 수준의 "표면" 압력에서, 온도는 약 340 K이다. 수소가 임계점 이상으로 가열되어 금속성을 띠게 되는 상전이 영역의 온도는 10,000 K이며 압력은 200 GPa로 추정된다. 핵의 경계에서의 온도는 36,000 K, 압력은 대략 3,000~4,500 GPa로 추정된다.