우리태양계는 어떻게 탄생했나 ?

행성과학과 태양계 기원론

행성과학과 태양계 기원론

행성과학 이란 ?행성과학의 주된 연구 테마행성과학의 역사태양계 기원론의 역사태양계 형성 표준모델외계행성 발견에 따른 행성과학

행성과학 (Planetary Science) 이란 ?

행성에 대해 연구하는 학문지구과학과 천문학을 이어주는 학문현재현재 , , 태양계뿐만 아니라태양계뿐만 아니라 , , 계외 행성의 탄생계외 행성의 탄생진화진화 , , 또한또한 , , 생명체의 기원을 연구생명체의 기원을 연구

행성과학의 주요한 테마

행성의 구조행성의 구조기원기원진화진화각행성의 유사성각행성의 유사성특수성의 비교특수성의 비교행성으로서의 지구행성으로서의 지구 , , 그리고그리고 , , 지구표층 환경과 그 안정성지구표층 환경과 그 안정성행성계의 구조행성계의 구조진화진화지구외 행성 물질의 기원지구외 행성 물질의 기원태양계외 행성계태양계외 행성계생명의 기원생명의 기원

현재 , 가장 활발한 연구 테마

지구와 같은 지구와 같은 생명이 살 수 있는 행성 생명이 살 수 있는 행성 (Habitable Planet)(Habitable Planet)을 찾아 내어을 찾아 내어 , , 행성과 생명 탄생행성과 생명 탄생진화진화 , , 그 수수께끼를 해명그 수수께끼를 해명

- - 물의 행성물의 행성- - 얼음 행성얼음 행성

행성과학의 역사

1980 년대 초반 경 까지지구과학과 천문학의 중간적 존재이 두 학문의 틈을 메우는 “틈세 메우기 학문”

1970, 80 년대 태양계 형성과 진화에 대한 본격적인 이론 연구

1995 년 계외 행성이 발견 될 때까지 태양계 형성과 진화에 대해 상세히 추구

21 세기 이후 행성의 기원을 연구하는 학문에서 우주와 생명과 우리 지구를 잇는 학문으로

태양계의 기본적 특징태양계의 기본적 특징

0.4~30AU0.4~30AU 에 에 88 개 행성개 행성 (+ (+ 무수한 소천체무수한 소천체 ))

행성간격 행성간격 : : 태양에서 멀 수록 넓어진다태양에서 멀 수록 넓어진다행성궤도 행성궤도 : : 동일 평면 내동일 평면 내 , , 거의 원궤도 거의 원궤도 (e, i < 0.1) (e, i < 0.1)

행성분류 행성분류 : : 크게 크게 33 타입타입지구형 행성지구형 행성 , , 거대가스 행성거대가스 행성 (( 목성형 행성목성형 행성 ), ), 거대고체 행성거대고체 행성 (( 천왕성형 행성천왕성형 행성 ))

가스성분까지 고려한 행성 총 질량가스성분까지 고려한 행성 총 질량 : : 약 약 1/101/10³³ M M⊙⊙ 고체성분 뿐일 경우의 행성 질량 고체성분 뿐일 경우의 행성 질량 : : 약 약 1/10⁴M1/10⁴M⊙⊙

행성 궤도운동의 각운동량 행성 궤도운동의 각운동량 :: 태양 자전의 각운동량의 태양 자전의 각운동량의 190190 배 배

태양계태양계

Credit : NASA / JPL-Caltech / R. Hurt

태양계 형성 ( 기원 ) 론의 흐름18 세기 성운설 (Nebular hypothesis) 1755 년 칸트가 제안 , 1796 년 라플라스가 수정 , 칸트라플라스설 태양 주위를 돌고 있는 성간 물질이

굳어져서 행성이 형성 행성이 태양보다 빨리 돌고 있는

각운동량 이상분포를 설명 불가능

20 세기 전반조석설 (Tidal Hypothesis)1940 년대 제임스진즈 등이 제안 , 태양 근처를 다른 항성이 통과 시 , 그 인력에 의하여 태양과 항성으로부터 나온 물질 ( 가스 ) 이 행성 형성 각운동량 문제 해결 , 태양으로부터 나온

고온의 물질은 굳어지지 않고 , 지구형행성의 암석 성분이 부재

1960 년대Safronov 설1969 년 사프로노프가 제안 태양과 원반형태의 성운 ( 원시태양계원

반 ) 이 동시 생성 그 속에서 미행성 (planetesimals) 형성 미행성 간의 충돌•합체에 의해 행성 형성

1970 년대1. 저 질량 복원 원반모델 ( 쿄토 모델 )쿄토 대학 연구팀 Safronov 설의 이론적인 해근을 통해 , 태양계 형성 시나리오를 작성2. 대 질량 원반 모델 (Cameron 모델 )Cameron 큰 질량 ( 태양 질량 정도 ) 의 원반을 가정 원반이 분열하여 , 행성을 형성

쿄토 모델

저 질량 원반 형성

미행성 형성

미행성에서 고체행성 형성

고체코어에 가스 유입목성 , 토성 형성

원반 소실태양계 완성

Safronov 설 과의 차이점• Safronov 설지구가 형성되기 아주 오래 전에 원반 가스가 소실• 쿄토 모델원반 가스는 오래 동안 존재하고 ,지구는 가스 안에서 형성

• 고체코어 형성 시간이 길어 , 원반 가스가 먼저 소실 , 목성• 토성에 가스 유입 할 시간 여유가 작다• 천왕성• 명왕성은 태양계 연령 내에 형성할 수 없다

목성형 행성의 형성 시간의 곤란

원반 질량 ~0.01M⊙

Cameron 모델원반 질량 ~1M⊙

대 질량 원반 형성

원반 분열

다수의 가스 행성 형성

고체성분이행성내부에 침전

목성• 토성 이외에는 가스 소실

목성• 토성의 합리적인 형성을

설명하는데 주안

수소• 헬륨가스가 선택적으로 소실 됐는가혹은 , 지구형행성 , 거대 얼음행성이 형성된

장소에 가스가 없었나 하는 이유를 설명 불가능

태양계 기원의 기본개념

원반 가설- 행성계는 별 주위의 가벼운 원반 ( 원시행성계 원반 )에서 형성

미행성 (planetesimals) 가설- 고체입자 (dust) 의 집적 (accumulation) 에 의해 미행성 형성- 미행성 집적에 의해 고체행성 행성- 고체행성에 가스가 유입되어 가스행성 형성

태양계형성의 표준모델현재의 태양계 행성의 고체성분 분포를 토대로 원반의 초기질량분포를 복원하여 , 이것을 형성론의 출발점으로 함원반의 고체성분을 원반상으로 골고루 분포시키고 , 이것에 대해 약 100 배의 수소•헬륨가스가 존재한다고 가정 ( 고체성분 1%, 가스성분 99%)원반 초기질량 ~0.01M⊙

원반 크기 ~40AU원반 질량분포 Σ=Σ0 (r/1AU)ⁿ, Σ0 =1.710³ g/cm², n=-3/2

원시태양계 원반 (~0.01M⊙) 과 태양이 동시에 생성되고 ,그 속에서 미행성 간의 충돌• 합체에 의해 행성형성 . 현재 태양계 행성의 고체성분을 만들 수 있는 필요

최소한의 재료물질 분포the minimum-mass solar nebula model (Hayashi, 1981)

태양계 형성의 표준모델

원반 형성

고체코어에가스 유입목성 , 토성 형성

미행성 형성

수백만 년

고체행성( 원시행성 ) 형성

수백만∼수천만 년

원반 소실태양계 완성

수천만∼수억 년

태양계기원의 표준모델

구체적인 내용

원시행성계 원반

크기태양계의 크기질량태양질량의 1/100 배모양원반 형태조성99% 의 가스 ( 수소 , 헬륨 )1% 의 고체입자 ( 암석 , 얼음 )

옆에서 본 그림

위에서 본그림

원시태양계 원반의 이미지 그림

고체입자 (dust)

총질량- 태양질량의 1/10000 배크기- 수 ㎛ (1/1000mm)성분- 태양에서의 거리 ( 온도 ) 에 따라서 다름 - snow line 안쪽 : 암석 성분 - snow line 바깥쪽 : 얼음 성분

snow line암석 dust 얼음 dust

원시태양계 원반 내부

태양중력과 원반가스의 가스저항을 받으면서 원시태양계원반 안을 돌고 있는 고체입자 (dust) 가 태양중력에 의해 끌려 가기 시작고체입자가 원시태양 (protosun) 주위를 도는 속도와 가스의 공전속도 차 ⇒ 고체입자는 가스저항을 받아 , 공전속도가 감속 원반 중심 ( 원반 적도면 ) 으로 낙하해 가면서 , 고체입자 간의 충돌 · 합체에 의해 성장

미행성 형성

고체입자에서 미행성 형성 ( 중력 불안정성 )1. 태양중력에 의해 원반 내에 고체입자 층이 형성2. 고체입자 층의 밀도가 커짐3. 고체입자 층의 중력적으로 불안정하게 되어 분열4. 분열된 고체입자가 수축 , 미행성 형성

가스

dust

미행성 형성 수치 시뮬레이션

미행성개수- 약 1000 억 개크기- 1-10km( 태양에서 멀 수록 크다 )성분- 재료가 되는 dust 에 따라 - snow line 안쪽 : 암석 성분 - snow line 바깥쪽 : 얼음 성분

snow line암석 미행성 얼음 미행성

행성의 성장

행성 집적 과정미행성은 태양주위를 동일 평면상을 거의 원 궤도로 회전 상호간 중력에 의해 궤도가 산란 ( 중력산란 ) 미행성 간의 충돌 , 합체에 의해 성장 원시 행성 형성행성 형성 과정1. 질서 성장 (orderly growth) - 다수의 미행성이 서로 같은 성장2. 폭주 성장 (runaway growth) - 크면 클수록 더 크고 , 빠르게 성장

행성의 성장 모드

입자간의 충돌확률이 입자크기에 어떤 의존성인가에 결정 입자가 성장 했을 때 충돌확률이 급격히 커졌을 때 ; 폭주성장

폭주성장

질서성장

원시행성

개수와 질량- 수십 개 정도- 지구질량의 0.1-10 배 ( 태양에서 멀 수록 크다 )성분 - 재료가 되는 미행성에 따라 - snow line 안쪽 : 암석 원시행성 - snow line 바깥쪽 : 얼음 원시행성형성시간- 100 만 -10 억년 ( 태양에서 멀 수록 길다 )

원시행성의 질량과 조성

지구형행성 영역- 0.1 지구질량 < 지구형행성 질량- 암석 = 지구형행성 조성원시행성 간의 거대충돌거대가스행성 ( 목성형행성 ) 영역- 10 지구지량 << 목성형행성 질량- 얼음 ≠ 목성형행성 조성원시행성에 의한 가스 포획거대고체행성 ( 천왕성형행성 ) 영역- 15 지구질량 = 천왕성형행성 질량- 얼음 = 천왕성형행성 조성천왕성형 행성은 원시행성

태양계 외 행성계와 행성계

특징과 분류

최초의 태양계외행성

1995 년 , 페가사스 (Pegasus) 51번 별의 주위를 돌고 있는 행성 발견 (Mayor & Queloz, 1995)

- 주계열성 중심 별에서 0.05AU 에 위치- 목성급 질량을 가진 목성형 행성 : 목성의 0.468 배

⇒ Hot Jupiter

51 Pegasi b (= Bellerophon)

태양계외행성

시선속도법 (radial velocity) (= Doppler Shift)

식검출법 (transit) 위치천문학법 (astrometry) 직접관측법 (direct imaging) 중력렌즈법 (microlensing) 펄서타이밍법 (pulsar timing)

2010 년 4 월 현재 , 385 개의 행성계에서 425 개의 행성이 발견

발견

발견

수수

발견 년도발견 년도

종류

궤도 - Eccentric planet - 역행 행성

궤도와 크기 - Hot Jupiter - Hot Neptune

크기 - Super Earth

지표의 상태 - 해양행성 (Ocean Planet) - Super Io

계외행성의 종류

Eccentric planet- 큰 궤도이심률 , e≥0.1- HD97167b역행 행성- 중심의 항성의 자전과 역 방향으로 공전- WASP-17b, HAT-P-7bHot Jupiter- 질량 ≥목성질량 , 궤도가 항성에 매우 가까운 위치(<0.1AU)- 51 PegasiHot Neptune- Hot Jupiter 보다 작고 , 명왕성 정도의 행성

Super Earth- 지구 질량의 수 배 - 수십 배정도 , 암석으로 구성- Gliese 581c,d,e ( 지구질량의 5,7,1.9 배 )- MOA-2007-BLG-192Lb (1.4 배 )- CoRoT-7b (1.4 배 )해양행성 (Ocean Planet)- 얼음과 암석으로 구성된 행성이 항성의 열에 의해 얼음이 융해 , 깊이 수백 km 의 액체층이 만들어 있다고 추측되는행성- Gliese 581dSuper Io- 항성의 중력을 받아 , 조석 가열 발생하고 있다고 생각하는 행성- 너무 고온이기 때문에 표면이 녹은 용암에 덮혀있다고 생각하는 행성- CoRoT-7b

관측된 원시행성계원반의관측된 원시행성계원반의 질량 분포 질량 분포

0

5

10

15

20

25

0 0 0.01 0.1 1

관측된 원시행성계원반

관측개

수

원반 질량 ( 태양 질량과의 비 )

원시태양계원반

0.0001 0.001

가스원반의 초기질량의 차이가 행성계의 다양성을 만든다가스원반의 초기질량의 차이가 행성계의 다양성을 만든다표준모델에서표준모델에서 , , 형성된 행성의 크기 ∝ 형성된 행성의 크기 ∝ (( 가스원반 질량가스원반 질량 )ⁿ, n=3/2)ⁿ, n=3/2

원반 질량의 相異性에 의한 원반 질량의 相異性에 의한 행성계의 다양성행성계의 다양성

무거운 원반

평균적인 질량의 원반

가벼운 원반

다수의 거대가스 행성

태양계 형행성계

다수의 지구형행성

범 행성계 형성론을 향하여

행성형성의 ` 표준모델 `- 태양계 이외의 행성계를 알지 못한 시기- 태양계의 기원을 설명하기 위한 것계외행성의 다양성 표준모델에서 연구된 행성 형성 과정을 응용 , 적용하여 설명범 행성계 형성론의 완성을 위해1. 원시행성계 원반의 상세한 관측2. 통계적 논의가 가능한 계외행성의 관측에의 증가3. 관측 기술 , 방법의 진보4. 관측된 원시행성계와 행성계를 연결하는 것은 이론

관측과 이론 시뮬레이션간의 연대와 발전이 행성과학의 극적인 발전의 첫 걸음