바다가 있는 행성이 존재 한다고? 바로 알아 보겠습니다

바다 행성

 

바다 행성은 표면 위 또는 그 아래에 상당한 양의 액체를 가지고 있는 암석 행성이라고 한다. 용암, 암모니아, 에탄 등의 물 이외의 수역을 가지고 있다. 액체의 물 조건을 만족하는 외계행성은 지금까지도 몇 개 존재하고 있지만, 현재에도 지구는 우리가 아는 천체의 표면에 존재하는 유일한 천체라고 알려져 있다.

 

현재의 기술로는 외계 행성의 표면의 물을 직접 관측할 수 없기 때문에, 대기 증의 수증기가 물의 존재를 추정하는 증거로 사용되고 있다. 바다 행성의 특징은 이 행성의 역사와 태양계의 탄생과 진화에 대한 증거를 제공하며, 과학자들에게는 생명체가 이 행성에서 태어나고 살았을 가능성을 가지고 있다고 한다.

 

역사

 

1970년대에는 행성 탐사 임무 이전에 이론적인 연구가 이루어졌으며, 1971년 루이스는 암모니아가 존재한다면 방서성 붕괴만으로도 충분한 지하 바다를 만들 수 있다고 주장하였다고 한다. 1979년에는 조석 가열이 자연 위성의 진화 구조에서 중요한 역할을 한다고 주장한 바가 있다.

외계 행성의 발견은 1992년에 처음 확인되었다고 하며, 동결선을 넘은 영역의 얼음 행성 중 일부는 모성으로부터 1 천문단위의 거리를 이동한 후 행성의 최외층을 녹일 가능성이 있다고 알려져 있다.

 

허블 우주 망원경, 차이오니어, 갈릴레오, 보이저, 카시니 서브 핸즈, 뉴 호라이즌스 계획에 의해 수집, 축적된 데이터로부터, 태양계 외의 몇몇 천체가 외부로부터 차단된 얼음 쉘 아래에 액체의 물을 가지고 있다는 것을 발견해냈다.

한편, 2009년 3 월 7 일 발사된 케플러 우주 망원경은  수천 개의 외계 행성을 발견했으며, 그중 약 50개의 지구급 행성이 생물권 내 또는 그 근처를 공전하고 있다고 한다. 발견된 외계 행성의 대부분은 그 질량, 반지름, 궤도를 밝혀 행성이 태어나는 다양한 원리와 함께 행성이 처음 태어난 곳에서 별 원반의 다른 곳으로도 궤도를 이동한다는 발견으로 이어졌다.

 

형성 및 구조

태양계 밖에서 태어난 행성은 물과 암석의 질량의 약 절반인 혜성과 같은 혼합물로 진화 하기 시작하여 암석 행성보다 밀도가 낮고 , 동결선 근처의 행성과 달은 대부분 물과 규산염으로 구성되어 있다고 하며, 더 먼 천체는 일산화탄소, 질소, 이산화탄소, 수산화 암모니아로 구성되어 있다고 한다. 가스 원반이 흩어지기 전에 태어난 행성은 강한 토크 때문에 빠르게 생명의 거주 가능 영역으로 이동한다.

물은 마그마에 쉽게 녹기(증발) 때문에 이 행성 물 대부분은 맨틀에 먼저 보관한다고 한다. 행성이 냉각되고 맨틀이 바닥에서 굳어지기 시작한다면 많은 양의 물이 수증기 형태로 방출되어 결국 응축되어 바다를 형성한다. 해양의 창조에는 행성의 분화, 열원, 방사선 붕괴, 조석 가열 또는 모성의 초기 광도가 필요하다.

 

불행히도 강착 후의 초기 조건은 이론적으로 불완전하다. 강착 원반의 바깥쪽 물이 풍부한 영역에서 태어난 후 안 쪽으로 이동한 행성은 더 풍부한 영역에서 태어난 후 안 쪽으로 이동한 행성은 더 풍부한 물을 갖게 될 것이고, 반대로 고온에서 불모의 모성 근처에서 태어난 행성은 물을 가질 가능성이 낮다고 한다. 따라서 항성 근처에서 해행성이 발견되면 별 근처의 원시 행성계 원반은 휘발성 물질이 없기 때문에 행성이 기원이며, 현재로 부터 멀어지고 있다는 강력한 증거가 된다고 한다.

태양계와 태양계 외의 성계의 탄생 시뮬레이션은 행성이 탄생하고 성장하고, 동시에 궤도를 별에 가깝게 하고 있는 것처럼 보이는 것으로 나타내고 있다. 태양계 외 궤도도 특수한 조건 하에서 발생한다. 안쪽으로의 이동 이론은 얼음 행성이 별 근처의 궤도로 이동하고 얼음을 액체에 녹여 바다를 형성할 수 있다는 것을 보여주고 있다.

 

2004년 마크 쿠슈너와 앨런 레제가 이 가능성을 천문학 문헌에서 처음으로 논의했다고 알려져 있으며, 얼어붙은 천체의 내부 구조는 일반적으로 밀도, 중력 모멘트, 형상에 의해 추정되며, 천체의 관성 모멘트를 측정함으로써 그 천체가 행성 분화를 받고 있는지 여부를 판단할 수 있다.

물체가 정압 평형 상태에 있는 경우 관성 모멘트는 밀도 측정 또는 표면 관찰을 통해 결정될 수는 있지만 물체가 정압 평형 상태에 있음을 증명하는 것은 매우 어렵다고 알려져 있다. 그러나 정압의 기여도는 중력과 형상 데이터를 결합하여 추정할 수 있다. 지표 아래 해양의 위치를 식별하는 데 사용되는 도구에는 자기 유도, 측지학, 진동, 회전축의 기울기, 조석 가속, 전파 빙하학 등이 있다고 한다.

 

모형

 

물이 장기간 행성이나 달 표면에 액체 상태를 유지하기 위해서는, 거주 가능 영역 내를 순환하는 자기장을 가지고, 항성풍을 차단하고, 대기압을 유지하기에 충분한 중력을 가져야 한다고 하며, 행성에 중력이 없다면 모든 물은 결국 증발하여 우주 공간으로 날아가고, 행성의 강력한 자기권은 전기 전도성 유동층 내의 행성 내부의 동력원 활동에 의해 유지되며, 상층 대기가 항성풍에 의해 질량을 잃지 않고 오랜 지질학적 시간 동안 물을 유지하는데 도움이 된다.

 

행성의 대기는 행성의 탄생 시 가스 방출하거나 중력에 의해 주변의 원시 행성계 원반의 가스를 잡아서 생성된다고 한다. 외계 행성의 표면 온도는 대기 중의 온실 가스에 의해 결정된다고 하며, 대기는 온실 효과 가스가 호스트 별로부터의 에너지를 흡수해, 재방사하기 때문에, 적외선의 형태로 관측할 수 있다고 한다.

수증기는 광분해하고, 수소/산소는 우주로 탈출하게 되며, 행성은 대기의 탈출이 에너지 제한이든 확산 제한이든 간에 생물권에 머무는 동안 지구 해양의 몇 배나 되는 질량을 잃는다고 한다. 확산 제한에 의한 수소 탈출 플럭스는 행성 표면의 중력에 비례하므로, 행성이 읽는 물의 양은 행성의 질량에 비례한다고 알려져 있다.