우리태양계는 어떻게 탄생했나 ?

우리태양계는 어떻게 탄생했나? 행성과학과 태양계 기원론

행성과학과 태양계 기원론 • 행성과학 이란? • 행성과학의 주된 연구 테마 • 행성과학의 역사 • 태양계 기원론의 역사 • 태양계 형성 표준모델 • 외계행성 발견에 따른 행성과학

행성과학(Planetary Science) 이란? • 행성에 대해 연구하는 학문 • 지구과학과 천문학을 이어주는 학문 • 현재, 태양계뿐만 아니라, 계외 행성의 탄생진화, 또한, 생명체의 기원을 연구

행성과학의 주요한 테마 • 행성의 구조기원진화 • 각행성의 유사성특수성의 비교 • 행성으로서의 지구, 그리고, 지구표층 환경과 그 안정성 • 행성계의 구조진화 • 지구외 행성 물질의 기원 • 태양계외 행성계 • 생명의 기원

현재, 가장 활발한 연구 테마 • 지구와 같은 생명이 살 수 있는 행성 (Habitable Planet)을 찾아 내어, 행성과 생명 탄생진화, 그 수수께끼를 해명- 물의 행성- 얼음 행성

행성과학의 역사 • 1980년대 초반 경 까지지구과학과 천문학의 중간적 존재이 두 학문의 틈을 메우는 “틈세 메우기 학문” • 1970, 80년대 태양계 형성과 진화에 대한 본격적인 이론 연구 • 1995년 계외 행성이 발견 될 때까지태양계 형성과 진화에 대해 상세히 추구 • 21세기 이후행성의 기원을 연구하는 학문에서 우주와 생명과 우리 지구를 잇는 학문으로

태양계의 기본적 특징 0.4~30AU에 8개 행성(+ 무수한 소천체) 행성간격 : 태양에서 멀 수록 넓어진다 행성궤도 : 동일 평면 내, 거의 원궤도 (e, i < 0.1) 행성분류 : 크게 3타입지구형 행성, 거대가스 행성(목성형 행성), 거대고체 행성(천왕성형 행성) 가스성분까지 고려한 행성 총 질량: 약 1/10³ M⊙ 고체성분 뿐일 경우의 행성 질량 : 약 1/10⁴M⊙ 행성 궤도운동의 각운동량 :태양 자전의 각운동량의 190배

태양계 Credit : NASA / JPL-Caltech / R. Hurt

태양계 형성(기원)론의 흐름 18세기 성운설(Nebular hypothesis) 1755년 칸트가 제안, 1796년 라플라스가 수정, 칸트라플라스설  태양 주위를 돌고 있는 성간 물질이 굳어져서 행성이 형성  행성이 태양보다 빨리 돌고 있는 각운동량 이상분포를 설명 불가능 20세기 전반 조석설(Tidal Hypothesis) 1940년대 제임스진즈 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 1960년대 Safronov 설 1969년 사프로노프가 제안  태양과 원반형태의 성운(원시태양계원반)이 동시 생성  그 속에서 미행성(planetesimals) 형성  미행성 간의 충돌•합체에 의해 행성 형성 1970년대 1. 저 질량 복원 원반모델 (쿄토 모델) 쿄토 대학 연구팀  Safronov설의 이론적인 해근을 통해, 태양계 형성 시나리오를 작성 2. 대 질량 원반 모델 (Cameron 모델) Cameron  큰 질량 (태양 질량 정도)의 원반을 가정  원반이 분열하여, 행성을 형성

저 질량 원반 형성 미행성 형성 미행성에서 고체행성 형성 고체코어에 가스 유입 목성, 토성 형성 원반 소실 태양계 완성 • 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 쿄토 모델 원반 질량 ~0.01M⊙ Safronov설 과의 차이점 •Safronov설 지구가 형성되기 아주 오래 전에 원반 가스가 소실 •쿄토 모델 원반 가스는 오래 동안 존재하고, 지구는 가스 안에서 형성

대 질량 원반 형성 원반 분열 다수의 가스 행성 형성 고체성분이 행성내부에 침전 목성•토성 이외에는 가스 소실 Cameron 모델 원반 질량 ~1M⊙ 목성•토성의 합리적인 형성을 설명하는데 주안 수소•헬륨가스가 선택적으로 소실 됐는가 혹은, 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 표준모델 • 현재의 태양계 행성의 고체성분 분포를 토대로 원반의 초기질량분포를 복원하여, 이것을 형성론의 출발점으로 함 • 원반의 고체성분을 원반상으로 골고루 분포시키고, 이것에 대해 약 100배의 수소•헬륨가스가 존재한다고 가정(고체성분 1%, 가스성분 99%) • 원반 초기질량 ~0.01M⊙ • 원반 크기 ~40AU • 원반 질량분포 Σ=Σ0 (r/1AU)ⁿ, Σ0 =1.710³ 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 분포 the minimum-mass solar nebula model (Hayashi, 1981)

원반 형성  수백만 년 미행성 형성 고체행성 (원시행성) 형성  수백만∼수천만 년 고체코어에 가스 유입 목성, 토성 형성 수천만∼수억 년 원반 소실 태양계 완성 태양계 형성의 표준모델

태양계기원의 표준모델 구체적인 내용

옆에서 본 그림 위에서 본그림 원시행성계 원반 • 크기태양계의 크기 • 질량태양질량의 1/100배 • 모양원반 형태 • 조성99%의 가스(수소, 헬륨)1%의 고체입자(암석, 얼음)

원시태양계 원반의 이미지 그림

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

원시태양계 원반 내부 • 태양중력과 원반가스의 가스저항을 받으면서 원시태양계원반 안을 돌고 있는 고체입자(dust)가 태양중력에 의해 끌려 가기 시작 • 고체입자가 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

가스 dust 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

미행성 형성 수치 시뮬레이션

snow line 암석 미행성 얼음 미행성 미행성 • 개수- 약 1000억 개 • 크기- 1-10km(태양에서 멀 수록 크다) • 성분- 재료가 되는 dust에 따라- snow line 안쪽 : 암석 성분- snow line 바깥쪽 : 얼음 성분

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 형성 • 행성 형성 과정1. 질서 성장(orderly growth) - 다수의 미행성이 서로 같은 성장2. 폭주 성장(runaway growth) - 크면 클수록 더 크고, 빠르게 성장

폭주성장 질서성장 행성의 성장 모드 • 입자간의 충돌확률이 입자크기에 어떤 의존성인가에 결정 입자가 성장 했을 때 충돌확률이 급격히 커졌을 때 ; 폭주성장

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

원시행성의 질량과 조성 • 지구형행성 영역- 0.1지구질량 < 지구형행성 질량- 암석 = 지구형행성 조성원시행성 간의 거대충돌 • 거대가스행성(목성형행성) 영역- 10지구지량 << 목성형행성 질량- 얼음 ≠ 목성형행성 조성원시행성에 의한 가스 포획 • 거대고체행성(천왕성형행성) 영역- 15지구질량 = 천왕성형행성 질량- 얼음 = 천왕성형행성 조성천왕성형 행성은 원시행성

태양계 외 행성계와 행성계 특징과 분류

최초의 태양계외행성 • 1995년, 페가사스 (Pegasus) 51번 별의 주위를 돌고 있는 행성 발견(Mayor & Queloz, 1995) 51 Pegasi b (= Bellerophon) - 주계열성 중심 별에서 0.05AU 에 위치- 목성급 질량을 가진 목성형 행성: 목성의 0.468배 ⇒ Hot Jupiter

 시선속도법(radial velocity) (= Doppler Shift) 식검출법(transit)  위치천문학법(astrometry) 직접관측법(direct imaging) 중력렌즈법(microlensing) 펄서타이밍법(pulsar timing) 종류 궤도 - Eccentric planet-역행 행성 궤도와 크기- Hot Jupiter - Hot Neptune 크기- Super Earth 지표의 상태- 해양행성(Ocean Planet) - Super Io 발견 수 발견 년도 태양계외행성 2010년 4월 현재, 385개의 행성계에서 425개의 행성이 발견

Eccentric planet- 큰 궤도이심률 , e≥0.1- HD97167b 역행 행성- 중심의 항성의 자전과 역 방향으로 공전- WASP-17b, HAT-P-7b Hot Jupiter- 질량 ≥목성질량, 궤도가 항성에 매우 가까운 위치(<0.1AU)- 51 Pegasi Hot Neptune- Hot Jupiter보다 작고, 명왕성 정도의 행성 Super Earth- 지구 질량의 수 배-수십 배정도, 암석으로 구성- Gliese 581c,d,e (지구질량의 5,7,1.9배)- MOA-2007-BLG-192Lb (1.4배)- CoRoT-7b (1.4배) 해양행성(Ocean Planet)- 얼음과 암석으로 구성된 행성이 항성의 열에 의해 얼음이 융해, 깊이 수백 km의 액체층이 만들어 있다고 추측되는행성- Gliese 581d Super Io- 항성의 중력을 받아, 조석 가열 발생하고 있다고 생각하는 행성- 너무 고온이기 때문에 표면이 녹은 용암에 덮혀있다고 생각하는 행성- CoRoT-7b 계외행성의 종류

관측된 원시행성계원반의 질량 분포 원시태양계원반 관측개수 0.0001 0.001 원반 질량 (태양 질량과의 비) 가스원반의 초기질량의 차이가 행성계의 다양성을 만든다 표준모델에서, 형성된 행성의 크기 ∝ (가스원반 질량)ⁿ, n=3/2

원반 질량의 相異性에 의한 행성계의 다양성 무거운 원반 다수의 거대가스 행성 평균적인 질량 의 원반 태양계 형행성계 가벼운 원반 다수의 지구형행성

범 행성계 형성론을 향하여 • 행성형성의 `표준모델`- 태양계 이외의 행성계를 알지 못한 시기- 태양계의 기원을 설명하기 위한 것 • 계외행성의 다양성  표준모델에서 연구된 행성 형성 과정을 응용, 적용하여 설명 • 범 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

우리태양계는 어떻게 탄생했나 ?

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