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6건의 기사

행성과학·태양계

제임스웹, 성간천체 3I/ATLAS 메탄에서 높은 D/H 비율 검출

제임스웹 우주망원경(JWST)으로 성간천체 3I/ATLAS의 코마를 근적외선 분광 관측한 결과, 메탄의 D/H 비율이 (3.33±0.31)%로 예상보다 높게 나타났으며 이는 중수소화 유기분자를 성간천체에서 검출한 매우 드문 사례다. 이 값은 태양계에서 측정된 어떤 메탄 D/H 비율보다 높고, 로제타(Rosetta) 탐사선이 CH3D를 검출한 유일한 다른 혜성 67P/추류모프-게라시멘코보다 14±2배 높다. 3I/ATLAS와 67P는 모두 물보다 메탄의 중수소화 정도가 높아, 유기물의 중수소화가 물보다 최대 한 자릿수까지 높게 나타나는 태양계 천체 및 근방 성간물질의 경향과 일치한다. 메탄 자체의 D/H 비율은 지금까지 태양계 외부 천체에서 관측적으로 제약되지 않았으나, 3I/ATLAS의 높은 비율은 원시적 환경의 메탄올·포름알데히드에서 측정된 값과 유사하다. 연구진은 이 결과가 3I/ATLAS의 얼음이 높은 우주선(cosmic ray) 조사율 아래 차갑고 금속량이 낮은 성간 혹은 원시별 환경에서 형성됐다는 가설과 부합한다고 설명했다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)

The Philae lander of the European Space Agency Rosetta mission is safely on the surface of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko, as these first two images from the lander CIVA camera confirm. One of the la
행성과학·태양계

APOD: 로제타(Rosetta)의 셀피 — 혜성 67P 16km 상공에서 촬영

NASA 오늘의 천문사진(APOD)은 2014년 10월 7일 로제타(Rosetta) 탐사선이 촬영한 셀피 이미지를 소개했다. 당시 로제타는 지구에서 약 4억 7,200만 km 떨어져 있었고, 혜성 67P/추류모프-게라시멘코 표면에서는 16km 거리에 있었으며 사진 상단에는 혜성의 두 갈래(쌍 돌출) 핵에서 뿜어져 나오는 먼지와 가스가 담겼다. 이 사진은 아직 로제타에 부착돼 있던 착륙선 필레(Philae)의 CIVA 카메라로 짧은 노출과 긴 노출 두 장을 합성해 만들어졌고, 길이 14m의 태양전지판 한쪽에 반사된 햇빛이 보인다. 필레의 1차 착륙 지점은 핵의 작은 쪽 돌출부, 사진에서 보이는 반구 쪽으로 선정됐으며, 이 이미지는 11월 12일 필레가 로제타에서 분리되기 전 카메라로 찍은 마지막 사진이다.

NASA

Stunning image of the Orion Nebula, showcasing its vibrant colors in deep space.
행성과학·태양계

APOD: 3D로 보는 67P 혜성 — 로제타가 담은 입체 영상

NASA 오늘의 천체사진(APOD)은 로제타(Rosetta) 탐사선의 OSIRIS 협각 카메라가 2015년 7월 25일 184km 거리에서 촬영한 두 장의 이미지를 합성해 만든 추류모프-게라시멘코 혜성(67P)의 입체 아나글리프를 소개했다. 태양 최근접 시기에 활발해진 표면에서 다수의 제트가 분출하는 모습이 담겼으며, 혜성 핵은 지름 약 4km의 큰 덩어리와 2.5km의 작은 덩어리가 좁은 목으로 연결된 이중 구조다. 로제타는 2016년 9월 혜성 표면으로 제어 충돌하며 임무를 마쳤고, 로제타 영상 데이터로 제작된 약 1,400장의 입체 아나글리프 목록이 공개돼 있다.

NASA

Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko by ESA Rosetta OSIRIS narrow-angle camera on August 3, 2014, from a distance of 177 miles 285 kilometers. The image resolution is 17 feet 5.3 meters per pixel.
행성과학·태양계

혜성 67P 물 활동, 먼지층 두께가 변하는 미세물리 모델로 재현

연구진은 먼지 지각층 아래에서 물이 승화하는 2층 열물리 모델을 적용해 혜성 67P/추류모프-게라시멘코(67P/Churyumov-Gerasimenko)의 물 가스 방출률, 먼지 분출, 비중력 힘과 토크를 시뮬레이션했으며, 먼지층 두께는 탈수와 지하 압력의 균형으로 매 시간 단계마다 결정되어 분출과 지각 재형성이 번갈아 일어난다. 이 모델은 로제타(Rosetta) 탐사선이 관측한 가스 방출과 먼지 분출 데이터, 비중력 역학을 특히 혜성 남반구의 더 원시적인 지형에서 상당 부분 재현했다. 가장 잘 일치한 조건은 작은 집합체(d_agg~1mm), 지나치게 높지 않은 먼지-얼음 비(δ~2-8), 그리고 깊이에 따라 감소하는 낮은 평균 강도(≲1Pa)로 이루어진 핵 물질이었다. 반면 북반구를 향한 지형과 먼지로 덮인 지형에서는 관측과 모델의 불일치가 가장 컸고, 연구진은 이 지역에서 먼지 낙하(fallback)에 의한 표면 변형과 물질 가공이 중요하다고 보고 다음 논문에서 다루겠다고 밝혔다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)

A futuristic woman in a dimly lit spaceship holding an astronaut helmet, surrounded by sci-fi elements.
행성과학·태양계

로제타 COSIMA 분석: 67P 혜성 먼지 입자, 태양계 형성 초기 태양풍 조사 흔적 발견

ESA 로제타(Rosetta) 미션 말기에 COSIMA 질량분석기가 67P/추류모프-게라시멘코 혜성에서 포집한 먼지 입자 8개를 장기 스퍼터링해 내부 조성을 분석하고, 스퍼터링하지 않은 입자 파편 59개의 표면 조성과 9개 원소에 대해 비교했다. 표면은 마그네슘(Mg)·철(Fe) 등 금속이 태양 존재비에 비해 크게 결핍된 반면 내부 물질은 태양 존재비와 일치했으며, 입자가 포집 표적에 충돌하며 파쇄된 점을 고려하면 이 결핍층은 더 작은 광물 하위단위 표면을 덮고 있어야 한다. 연구진은 이런 결핍층(림)이 대기 없는 천체의 표토 입자에서 우주풍화로 흔히 나타나는 구조라는 점을 들어, 혜성을 구성하는 광물 하위단위가 태양성운 안쪽 영역에서 응집 이전에 태양풍 조사를 받았다고 제안했다. 이후 이 작은 입자들이 태양성운 바깥 영역으로 운반돼 얼음과 섞이며 혜성 핵을 형성했다는 설명이다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)

An artistic representation of the solar system showing planets orbiting the sun.
행성과학·태양계

NH₃ 얼음의 극자외선 광화학, N₂·N₂H₄ 생성량 온도 의존성 실험으로 규명

연구진은 초고진공 환경에서 40단분자층(monolayer) 두께의 NH₃(암모니아) 얼음을 15K, 25K, 70K에서 115~170nm 극자외선(VUV)으로 총 3.8×10¹⁸ photons cm⁻² 조사하며 N₂와 N₂H₄(하이드라진) 생성 과정을 레이저 탈착·후이온화 반사형 비행시간 질량분석(ReTOF-MS)으로 동시 측정했다. 초기 성장 곡선 피팅 결과 얼음에 잔류하는 N₂ 생성 수율은 15K에서 가장 높았고, 이는 25K·70K보다 약 한 자릿수(order of magnitude) 큰 값이었다. 로제타(Rosetta) 탐사선은 67P/추류모프-게라시멘코 혜성에서 CO 대비 N₂가 크게 결핍된 반면 NH₃가 주된 질소 함유 얼음임을 확인한 바 있는데, 연구진은 NH₃ 얼음의 광화학이 차가운 외행성계 환경에서 N₂ 얼음을 만드는 추가 경로가 될 수 있다고 제시했다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)