우리가 사는 세상 지구, 과연 지구에만 생명체가 살고 있을까요?
이에 의문을 품고 우주과학에 대하여 우리가 언제쯤 우주에 갈 수 있을까? 라는 의문이 생겼습니다.
우주 과학의 기본정의에 대하여 설명하고 우주에는 어떤 행성이 있는지에 대하여 설명 하겠습니다.
1. 우주 과학 이란?
1957년 처음으로 인공위성이 발사된 후로 우주(space)라는 단어가 위성체를 이용한 활동에 일반적으로 이용되기 시작하였다. 비록 천문학, 천체물리, 달에서의 화학 및 심지어는 이론인 행성 생물학 등이 이미 오랜 역사를 가지고 있지만 우주 연구(space research), 우주 물리(space physics), 우주 화학(space chemistry), 우주 생물학(space biology) 등 기타 여러 용어들은 로켓 추진을 통하여 가능해진 연구를 의미하는 용어들이 되었다.
우주 과학(space science)은 넓은 의미로 말하면 인공위성과 관련하여 우주에 가서 할 수 있는 과학을 말한다. 이런 의미로 우주과학에 우주천문학(space astronomy)와 우주물리학(space physics)등을 포함시킬 수 있다. 좁은 의미로 말하면 과거에는 우주에서 오는 빛 등을 지상에서 검출하여 우주를 연구하였지만 우주에 직접 가서(in-situ) 우주를 연구하는 학문을 말한다. 이런 의미에서는 우주천문학은 제외된다고 볼 수 있다.
- 우주 과학의 역사
1. 지상 관측 시기 (Surface measurement Era)
고대
극지방에서 오로라(Aurora)를 관측
나침반 사용 : 지구가 자기장을 가지고 있다는 것을 인식함
1700년대 - 과학적 학문으로 연구되기 시작
G. Graham : 나침반이 항상 움직이고 있다는 사실로부터 지구의 자기장에 섭동이 존재할 것이라고 예측함
O. Hiorter : 지구자기장의 일변화(diurnal variation)를 연구. 자기장의 변화가 오로라와 연관이 있음을 밝힘
1800년대 - 조금 더 과학적으로 접근, 태양과 지구 자기장과의 연관성에 대해 연구
지구 자기장의 교란에 대한 연구
Gauss등: 간단한 magnetometer가 제작되어 지구 자기장에 대해 많은 연구가 이루어짐.
H. Schwabe : 태양의 흑점수가 대략 10년 주기로 규칙적으로 변한다는 것을 밝힘.
E. Sabine : 지구 자기장이 교란되는 세기가 흑점수의 변화와 연관되어 있다는 것을 보임.
R. Carrington : 플레어(flare)를 처음으로 관측함. 지구 자기장의 교란과 오로라가 상당히 낮은 위도 지역까지 생김. 푸에르토 리코(Puerto Rico)까지도 오로라가 관측이 되었음.
B. Stewart : 지구 자기장의 pulsation을 처음으로 관측
오로라에 대한 연구
갈릴레이 갈릴레오: 처음으로 Aurora(로마신화 새벽의 여신)라는 말을 씀. 북쪽은 Aurora Borealis, 남쪽은 Aurora Australis라고 이름을 붙임.
E. Loomis : 오로라가 많이 보이는 지역(auroral zone)을 연구.
H. Becquerel : 태양에서 오는 입자(흑점에서 양성자가 방출된다고 생각)가 지구자기장에 의해 오로라 존으로 들어와서 오로라를 생기게 한다고 생각함.
K. Birkeland : 오로라가 생길 때 자기력선을 따라 강한 전류가 흐른다고 추측함. 이 전류를 지금 Birkeland current라고 부름.
Stormer : 전하를 띤 입자의 운동을 연구하고, 이로부터 오로라의 높이를 정확히 결정함.
1900년대
전리층(ionosphere)의 발견
B. Stewart : 지구의 상층 대기가 지표면에서 측정되는 자기장에 변화를 일으키는 전류가 존재하는 지역이라고 생각함. 태양의 가열에 의해 생긴 대류성 전류(convective current)가 지표면에서 자기장 세기의 변화를 일으키는 주된 요인이라고 주장.
E. Kennelly & O Heaviside : G. Marconi의 무선통신을 설명하기 위해 전기 전도성이 높은 지역이 존재할 것이라고 추측함.
E. V. Appleton & M. A. F. Barnett, & G. Breit & M. A. Tuve : Kennelly-Heaviside 층의 존재를 입증하고 고도를 결정함.
자기권과 태양풍에 대해 연구
F. Lindemann : 태양풍이 플라즈마로 구성되어 있다고 주장.
Chapman & Ferraro : 태양풍이 지구 자기장(dipole field)과 만나 지구 자기장을 압축시키면서 지구 둘레에 cavity를 형성한다고 생각함. → 자기권(magnetosphere)
이렇게 압축된 자기장이 팽창할 때 지표에서 자기장의 세기가 약해지는 것이 관측되고, 이것은 적도 지역에서 지구 주위를 고리 형태로 도는 전류(ring current)가 생기기 때문이라고 생각함. → 자기 폭풍(geomagnetic storm)
L. R. O. Storey : Whistler wave를 연구하여 바깥쪽 전리층에서 전자의 밀도가 아주 높아진다는 것을 발견. → 플라즈마권(plasmasphere)
L. Biermann : 혜성 꼬리가 태양풍과의 상호작용에 의해 방사 방향(radial direction)과 어긋난다고 생각함.
H. Alfven : 태양풍이 자화되어있고, 태양풍의 자기장이 혜성에 의해 끌려지면서 혜성의 자기 꼬리가 형성된다고 생각함.
2. 우주 관측 시기 (Space In Situ measurement Era)
1950년대 초
J. Van Allen : 로켓을 이용해 110km 정도 고도까지의 전리층을 연구
1957년
Sputnik 1호의 발사로 우주 시대의 막이 열림.
1958년
J. Van Allen : Explorer 1호에 Geiger counter를 탑재하여 방사선대(radiation belt)를 발견.
K. I. Gringanz : Luna 위성으로 태양풍을 처음 관측.
1961년
Explorer 10호가 태양풍과 지구 자기장의 경계인 자기권계면(magnetopause)을 처음으로 가로지름. 그 이후 많은 위성 관측 자료로부터 자기권계면 앞에 초음속의 태양풍이 지구와 부딪히면서 만드는 충격파(shock : bow shock)가 존재함이 알려짐.
1964년 이후
OGO 1, 3, 5호, IMP, VELA 등의 위성들이 bow shock을 관측하고, 그 위치와 구조, 성질 등을 연구함.
R. Arnoldy & J. Hirshberg : Explorer 33, 35호 등을 이용해 태양풍의 자기장(IMF)에 의해 지구 자기장의 활동성이 조절되는 것을 연구
행성의 종류
우리의 작은 세계, 지구로부터 인간은 수천 년 동안 우주의 바다를 응시해 왔다. 고대 천문학자들은 별들 사이에서 움직이는 빛의 궤적을 관찰해 왔다. 그들은 그 물체를 행성(planet, 방랑자를 뜻함)이라고 불렀고, 로마 신화에서 그 이름을 가져왔다. 행성의 종류로는 ¾ 목성(Jupiter, 신들의 왕); 화성(Mars, 전쟁의 신); 수성(Mercury, 신들의 전령사); 금성(Venus, 사랑과 미의 신); 토성(Saturn, Jupiter의 아버지이자 농업의 신) 또 고대의 별지기들은 반짝이는 꼬리를 가진 혜성과, 분명히 하늘로부터 떨어지는 운석이나 유성을 보았다.
망원경의 발명이 이루어진 후, 태양계 내에서 세 개의 행성이 추가로 발견되었다 : 천왕성(Uranus, 1781), 해왕성(Neptune, 1846), 명왕성(Pluto, 1930) 또 수천 개의 소행성과 혜성과 같은 작은 천체들도 있었다. 이들 소행성의 대부분은 지구와 화성의 공전 궤도 사이의 영역에서 공전하고 있는 반면, 혜성의 고향은 명왕성을 벗어난, Oort cloud라고 불리는 태양계 바깥쪽에 있다.
4개의 행성¾수성, 금성, 지구, 화성¾은 단단한 바위로 된 표면으로 되어 있어서, 암석형(또는 지구형) 행성이라고 부른다. 화성 궤도 밖에 있는 4개의 큰 행성¾목성, 토성, 천왕성, 해왕성¾은 gas giants라고 불린다. 작고 멀리 떨어져 있는 명왕성의 표면은 단단하지만 지구형 행성들보다 낮은 온도의 동토로 되어 있다.
거의 모든 행성들과 몇몇 위성들은 대기를 가지고 있다. 지구의 대기는 주로 질소와 산소로 구성되어 있다. 금성의 대기는 두꺼운 이산화탄소 층으로 되어 있으며 약간의 이산화황 같은 독성이 있는 기체들의 흔적이 보인다. 이산화 탄소로 이루어진 화성의 대기층은 매우 얇다. 목성, 토성, 천왕성, 그리고 해왕성은 주로 수소와 헬륨으로 이루어져 있다. 명왕성이 태양에 근접할 때는 얇은 대기층이 유지되지만, 태양으로부터 먼 궤도를 돌 때 대기는 얼어서, 명왕성의 표면에 떨어진다. 이러한 의미에서 명왕성은 혜성과 같은 행동을 한다.
태양계의 여러 행성들 사이에는 우리의 달보다 큰 것부터, 작은 부스러기 조각들에 이르기까지 모두 61개의 자연 위성(moon)이 있다. 많은 위성이 행성간 우주선에 의해 발견되었다. 몇몇 위성들은 토성의 타이탄과 같이 대기를 가진 것도 있고, 목성의 가니메데처럼, 자기장을 가진 것도 있다. 목성의 위성 이오는 태양계에서 화산활동이 가장 활발한 위성이다. 또 다른 목성의 위성, 유로파의 언 지각 밑에는 바다가 있을 것으로 추측되지만, 가니메데의 사진은 그 위성이 전형적인 빙하의 운동을 하고 있음을 나타낸다. 토성의 위성, 포에베와 같이 행성 근처를 지나던 소행성이 행성의 중력에 이끌려 위성이 된 것도 있다.
1610년부터 1977년까지 토성은 고리를 가진 단 하나의 행성으로 생각되었다. 비록 토성의 고리가 가장 큰 것이 사실이지만, 지금 우리는 목성과, 천왕성, 해왕성 역시 이러한 고리 시스템을 가지고 있다는 것을 안다. 이런 고리 시스템에 있는 입자들은 작은 먼지 크기에서 큰 자갈 정도의 크기까지 분포하고 있으며, 암석과(이나) 얼음으로 되어 있다.
대부분의 행성들은 자기장을 가지고 있어서, 각각의 행성 주위에 magentosphere를 형성하고 있다. 이러한 magnetosphere는 행성 주위를 돌면서, 하전 입자들을 함께 끌고 다닌다. 태양의 자기장이 형성하는 heliosphere는 전체 태양계를 감싸고 있다.
고대 천문학자들은 지구가 우주의 중심이며, 태양과 다른 별들이 지구를 중심으로 돌고 있다고 믿었다. 그후 코페르니쿠스는 우리 태양계에서 지구와 다른 행성들이 태양을 중심으로 돌고 있다는 것을 증명했다. 점차, 우주의 모습을 그려나가기 시작했고, 그 와중에서 명백한 의문들이 제기되었다 : 다른 별들을 중심으로 돌고 있는 또 다른 행성들이 있을까? 생명이 존재하는 또 다른 행성들이 있을까? 최근에서야 천문학자들은 간접적으로나마 가까운 은하계 내에서, 다른 별을 중심으로 돌고 있는 큰 행성의 발견을 가능케 하는 장치를 확보하게 되었다. 그러한 행성의 직접적인 발견과 분석을 위해서는 지금까지 보다 더욱 강력한 관측 기기와 기술의 향상이 요구된다.
1. 태양(Our Star-The Sun)
태양(SUN)은 고대 이집트과 아즈텍, 아메리카 인디언, 그리고 중국을 포함하는 많은 문명 지역에서 신성화되어져 왔다. 이러한 문명에서 태양은 여러 모습으로 그려지고 있는데, 고대 중국인들은 실제로 10개의 태양이 있다고 믿었다. 지금 우리는 태양이 대부분 이온화된 기체로 이루어진 하나의 크고, 밝은 구(sphere)이며, 약 50억 년의 역사를 가지고 있고, 지구의 가장 가까운 별로서, 지구로부터 1억 4500만 km(1AU) 떨어져 있다는 것을 알고 있다. 지구에서 그 다음으로 가까운 별은 태양까지의 거리보다 300.000배나 더 멀리 떨어져 있다.
Milky Way 은하에는 비슷한 별이 수백만 개 있을 것으로 추측되지만, 태양은 지구의 생명을 지탱해주는 원
으로 우리에게 가장 중요한 별이다. 태양은 식물의 광합성을 가능하게 하고, 궁극적으로 모든 음식과 화석 연료의 원천이 된다. 태양은 계절과 기후, 조류와 공기의 흐름, 대기의 날씨가 있게 하는 원동력이다.
태양은 지구(지구의 질량=1.99(1030kg)보다 약 333,400배 무거우며, 이는 전체 태양계 질량의 99.86%를 차지한다. 태양은 중력에 의한 인력 작용에 의해 지탱되고 있으며, 핵에서는 엄청난 온도와 압력을 만들어 낸다. (지구 대기의 10억 배 이상, 물의 밀도의 160배 정도)
핵의 온도는 1600만 K이며, 이 온도는 열핵융합 반응을 지속시키기에 충분하다. 방출된 에너지는 태양의 붕괴를 막고, 태양을 기체 별의 형태로 유지시킨다. 1초당 발산되는 총에너지는 3.83(1023 kW/s이며, 이 양은 초당 1000 억 톤의TNT exploding으로 발생되는 에너지에 해당된다.
에너지를 발생시키는 태양의 핵 바깥쪽 내부는 radiative zone과 convective zone으로 구성되어 있다. 핵 가장자기에서 radiative zone을 통과해, convective zone에 이르기까지 온도는 8(106 K에서 7,000 K까지 감소하고, 밀도는 20 gm/cm3에서 4(10-7gm/m3로 감소한다. Photon이 밀한 핵으로부터 빠져 나와 태양 표면에 도착하는데는 약 1000만년이 걸린다. 태양은 기체 별이기 때문에 극쪽보다는 적도부분에서 자전속도가 더 빠르다.
Photosphere라고 불리는 태양의 표면은 500 km 두께로 된, 태양 복사와 빛이 최종적으로 빠저 나오는 층이다. 또 photosphere의 표면에서는 sunspot이 관측된다. Photosphere 위에는 chromosphere가 있는데, 개기 일식이 일어나는 잠깐 동안, 고온의 수소 원자들에 의해 태양 주위에 형성되는 붉은 고리 모양 부분에 해당된다. 온도는 고도가 높아짐에 따라 점진적으로 증가하여, 50,000 K에 이르고, 반면에 밀도는 photosphere에서의 밀도보다 1/100,000 배로 떨어진다. Chromosphere 위에는 corona라고 불리는 영역이 태양 바깥쪽으로부터 태양계 경계까지, 태양풍의 형태로 확장된다. Corona는 극도로 뜨거운 영역으로(수백만 K), corona를 가열시키는 과정은 매우 신비스럽고, 아직 잘 알려져 있지 않다. 열역학 법칙들에 의하면 열에너지는 고온영역에서 저온영역으로 이동하기 때문이다. 이러한 신비로운 현상은 NASA의 우주과학분과(Space Physics Division)에서 연구되고 있다.
2. 수성(Mercury)
수성은 태양에서 가장 가까운 행성으로 근지점일 때 4600만 km내에서 공전한다. 수성의 자전 주기는 58.9일이고 공전 주기는 87.9일이므로, 태양을 두 바퀴 도는 동안, 세 번의 자전이 이루어진다. 만일 당신이 수성에서 1태양일(일몰에서 다음 일몰까지)을 머물고자 한다면, 2 수성년(176 지구일) 동안 깨어있게 됨을 의미한다. 표면 온도는 태양계 내의 어떤 행성이나 위성보다 높으면, 낮에는 437(C에서 밤에는 -183(C까지 내려간다. 수성의 대기는 표면에서 발산되는 것으로 추측되는sodium과 potassium으로 구성되어 있다.
명왕성을 제외하고는 태양계의 어느 행성보다 작은 수성은 약 지구의 1/3의 크기이며, 지구의 자기장이 상대적으로 크지만, 수성 역시 자기장을 가지고 있다. 그러나 밀도는 5.4 g/cm3으로 지구와 같다. 과학자들은 이와 같은 큰 밀도는 수성 반지름의 약 75%이 다량의 철로 구성되어 있음을 의미한다고 생각한다. 암석으로 된 맨틀과 지각은 핵 주위 600km두께로 분표한다. 핵과 맨틀이 식으면, 수성의 반경은 2 내지 4 km정도 줄어들 것이다. 지각 수축의 가능한 결과로 수성의 독특한 압력에 의한 균열이라는 시스템을 들 수 있다.
수성은 지질학적으로 독특한 역사를 가지고 있는데, 이는 지각 수축에 의해 야기되는 행성전체에서 나타나는 균열 시스템을 낳았다. 수성이 생긴 직후, 방사성 물질의 붕괴로 인해 거의 용융되었고, 내부로의 철의 이동은 수성의 무거운 핵을 형성했다. 이는 행성을 팽창과 표면의 큰 균열을 야기시켰고, 균열은 용암이 표면으로 나오는 출구 역할을 하여, 갈라진 지각들 사이를 매끄러운 평면으로 만들었다. 같은 시기의 다른 행성들과 마찬가지로, 수성은 태양계 증식의 부산물인 소행성과 헤성의 부스러기들로부터 폭격을 받고 있었다.
이러한 초기의 충돌 기간 동안, 반경1300 km의 Caloris 웅덩이가 큰 소행성과의 충돌로 형성되었다. 충돌로 인한 강한 충격파가 행성 전체를 퍼져나가서, 그 반대편에 순간적으로 선형의 작은 산을 형성하였다. 그 다음 5억년동안, 핵과 맨틀이 식기 시작했다. 수성의 반경은 약 2 내지 4 km 감소했으며, 지각은 압력을 받아, 암석권이 내부의 마그마 분출을 차단할 정도로 단단해졌다. 마그마가 차단되기 전에, 큰 웅덩이 주위와 내부에 있던 용암이 분출하여 (Caloris와 같은) 매끄러운 평원을 형성하였다. 그 이후, 단지 간헐적인 혜성이나 소행성과의 충돌만이 일어났다.
수성을 탐사한 우주선은 마리너 10호 뿐이다(1974(1975). 마리너 10호는 세 번째 방문에서 수성의 약 절반의 영상을 찍었고, 그 나머지 절반은 아직 알려져 있지 않다. 수성의 표면이 달과 비슷하지만, 중요한 지질학적인 차이점이 있다. 달과 같이 그것은 솟아 오른 분화구 지형들과 웅덩이를 메우고 있는 매끄러운 평원들로 주로 구성되어 있고, 역시 달의 표면처럼, 기공이 있고, 고운 흙이 표면을 덮고 있다. 그러나 달과는 달리, 수성의 대부분의 솟아 오른 분화구는 부드럽게 펴진 매끈한 평원을 포함하고 있다.
3. 금성(Venus)
슬쩍 보아, 지구의 쌍둥이가 있다면, 그것은 금성일 것이다. 두 행성은 크기나 질량, 성분, 그리고 태양으로부터의 거리에 있어서 유사하다. 그러나 유사성은 거기까지이다. 금성에는 바다가 없고, 바싹 타 들어가는 표면의 온도는 484(C나 되어, 납도 녹일 수 있다. 금성은 주로 이산화탄소로 구성된 대기 내에, 행성전체에 걸쳐 있는 지속적인 산화황 구름 속에 숨어 있다. 대기는 매우 조밀해서, 그 압력은 지구 해수로부터 3000 피트 깊이에서 측정되는 압력과 같고 이는 지구의 지각을 깨뜨릴 수도 있다. 이상한 것은 금성은 지구의 자전 방향과 반대 방향으로 자전한다는 것이다. 당신이 만일 금성에 서있다면, 태양이 서쪽에서 뜨고, 동쪽으로 지는 것을 볼 것이다. 금성은 매우 느린 자전 운동을 하는데, 금성에서의 하루는 지구에서의 243일에 해당된다.
관측하기 용이한 공전 궤도와 과학적인 흥미 덕분에 금성은 어떤 다른 행성보다 많은 우주선이 다녀갔다. 접근 비행 우주선, 왕복선, 착륙선, 심지어는 대기를 떠다니는 벌룬에 이르기까지 금성의 관측에 이용되어 왔다. 1962년, 미국은 마리너 2호를 발사했고, 그것은 다른 행성에로의 접근 비행에 있어서 최초의 성공이었다. 마리너 2호는 금성이 매우 놓은 온도임을 확인했다. 그 이후, 여러 차례의 성공적인 탐사 계획이 수행되었고, 점점 더 구름에 가려진 행성을 밝혀내기 시작했다.
이러한 탐사의 결과로 얻은 많은 귀중한 자료들에도 불구하고, 우리는 여전히 금성의 정체에 대한 대강의 윤곽만 알고 있다. Pioneer Venus와 Venera 우주선이 레이더로 금성 표면의 사진을 찍었고, 이로부터 전체적인 표면 형태에 대한 몇 가지 의문을 풀 수 있었다. 그러나 표면이 화산활동, 판구조 운동, 충돌시 생성된 크레이터, 물과 바람에 의한 부식 등등에 의해 어느 정도의 영향을 받았는지에 대한 다른 많은 의문들은 아직 미해결 상태로 남아 있었다. 이러한 의문을 풀기 위해서, NASA는 1989년에 마젤란이라는 새로운radar imaging 우주선을 발사하였다. 마젤란은 1990년 8월 10일 금성이 도착했고, 임무를 수행하는 동안 synthetic aperture radar를 이용하여, 금성의 두꺼운 대기를 뚫고 금성 표면의 98%에 해당하는 고해상도의 영상들을 보내왔다. 마젤란은 적어도 금성의85%가 화산암으로 덮여 있으면, 대부분의 평지를 형성하고 있는 것은 마그마 flow라는 것을 밝혔다. 남은 지표의 대부분은 반복적인 지질 운동에 의해 변형되는 산악 지대이다. 게다가 900개 이상의 충돌로 인한 크레이터들이 지표에 걸쳐 불규칙하게 분포하고 있으며, 강수, 바다, 강한 바람이 없기 때문에 부식 현상은 거의 일어나지 않는다.
2년간의 radar를 이용한 mapping 작업이 끝난 후에, 마젤란호는 1992년 9월 금성의 중력에 대한 자료를 수집하기 시작했다. 1993년 여름, 우주선의 궤도는 금성에 좀더 근접할 수 있도록 조정되어졌고, 대기와 중력에 대한 추가적인 관측을 하였다. 이 탐사는 1994년 10월에 막을 내렸다.
마젤란 호가 보내준 데이터로부터, 과학자들은 앞으로 수년동안 금성의 지도를 완성하기 위해 연구할 것이다. 아직은 금성의 정체가 베일에 가려진 상태이지만, 우리는 지금 지구의 쌍둥이 별에 대한 보다 나은 이해를 얻어나가고 있다. 금성에 대한 이러한 연구는 궁극적으로 지구의 진화에 대한 이해를 도와줄 것이다.
4. 지구(Earth)
우리의 행성, 지구는 태양계 내에서 생명이 정착한 단 하나의 행성으로 알려져 있다. 우리의 생존이 필요한 모든 것은 우리와 우주 공간을 분리시키는 얇은 대기층 아래에서 모두 공급된다. 지구는 종종 예상하지 못할 만큼 복잡한 상호작용을 통해서 유지되어 왔다. 공기와 물, 육지와 인간은 서로 협력하여 우리가 이해하고자 노력하는 세계를 조금씩 변화시키고 있다.
지구에 대해 명백하게 밝혀진 몇몇 사실들이 있다. 예를 들면 지구는 태양으로부터 세 번째 행성이고, 태양계에서 다섯 번째로 큰 행성이다. 지구의 직경은 금성의 직경보다 수백 km 더 크다. 지구는 약 30 km/s의 속력으로 태양 주위를 공전하면서, 동시에 중위도 지방에서 0.5 km/s의 선속도로 자전축을 중심으로 자전하고 있다. 우리는 이러한 운동을 일출과 일몰, 계절의 변화와 같은 일상으로부터 경험하고 있다. 사계절은 지구의 자전축의 공전궤도면의 수직 방향과 23도 기울어져 있기 때문에 나타나는 현상이다.
지구의 변화하는 성질은 현대의 과학자들에게 아직까지 미스터리이다. 예를 들어, 북미 대륙은 계속적으로 서쪽으로 태평양 basin위를 지나면서 이동하고 있고 그 속도는 거의 손톱의 성장 속도와 같다. 우리는 지진을 통해서 이러한 운동을 알게 되었다. 과학자들은 이런 지진의 유형에 주목하여, 지구는 다이나믹하고 구각 형태의 지각이 분리된 채 판상으로 빙하처럼 떠다닌다는 결론을 이끌어 냈다. 지진은 한 plate가 다른 plate를 긁으면서 지나갈 때, 다른 plate를 위에 올라가거나, 충돌하여 산맥을 만들거나, 분리되어 떨어질 때 일어난다. 이러한 운동은 판구조론으로 알려져 있다. 지난 30년 동안 발전된 판구조론은 지구의 수세기에 걸친 연구 결과들을 잘 설명하고 있다.
지구 표면의 70%는 적어도 수심 4 km의 바다가 덮고 있다. 물은 0(C에서 100(C의 좁은 온도 영역에서만 액체 상태로 존재한다. 이 온도 영역은 태양계에서 관측되는 모든 온도 영역과 비교해 보면 극히 좁은 영역이다. 대기 중에 있는 수증기의 존재와 분포 지구의 날씨에 큰 영향을 끼친다.
지표면에서 있는 우리는 78%의 질소와, 21%의 산소, 1%의 다른 요소들로 구성된 대기속에 둘러싸여 있다. 지구의 대기는 태양에서 오는 거의 모든 해로운 방사선으로부터, 우리를 보호해줄 뿐 아니라, 운석들이 지표를 때리기 전에 대부분 불태움으로써 운석으로부터의 피해를 막아 준다. 위성은 고요할 것으로 생각되는 상부 대기층에서 보이는데, 실제로 태양 활동에 의해 낮에는 늘어나고, 밤에는 수축한다. 상부 대기층은 지구의 날씨와 기후에 큰 요인이 되며, 태양의 유해한 자외선으로부터 우리를 보호한다.
지구의 날씨에 영향을 주는 것 이외에도, 태양 활동은 지구의 대기에 시각적으로 드라마틱한 현상을 일으키기도 한다. 태양풍으로부터 하전 입자들이 지구의 자기장에 붙잡히면, 지구의 자극 위에서 하전 입자들이 대기중의 공기 분자들과 충돌하고, 이 공기 분자들은 빛을 내기 시작한다. 이것이 남극이나 북극에서 볼 수 있는auroa라고 알려진 현상이다.
지구의 빠른 자전 속도와 용융 상태의 Ni-Fe 핵이 자기장을 발생시키고, 이 자기장은 태양풍에 의해 변형되어, 눈물 방울 모양을 하고 있다. 태양풍은 태양으로부터 연속적으로 나오는 하전 입자들의 흐름이다. 자기장은 우주 공간에서 서서히 사라지지 않고 분명한 경계를 가지고 있다.
지구 암석권의 위 부분에 그려진 분명한 경계선들을 보면서, 많은 해결되지 않은 문제들과 발견이 우리의 고향 행성에서 일어나고 있음을 숙고하자.
5. 달(Moon)
지구의 단 하나의 자연 위성인 달은 행성과의 관계를 고려해보면, 지구 직경의 약 1/4정도로, 그 크기가 비정상적으로 크다. 그래서 두 천체는 때때로 쌍성 시스템으로 언급되기도 한다. 이 현상은 달에 대한 특이한 기원을 암시하고 있다. 몇몇 사람들은 달은 그 형성과 무관하게, 지구로부터 분리되었다는 기원론을 주장했는데, 이러한 현상은 태양계 내에서 흔히 일어나는 일이다. 그러나, 관측 결과의 대부분을 잘 설명해 주는 이론은 화성 크기의 천체가 지구와 한번 부딪치고 지나갔을 때, 지구와 충돌 천체 간의 부산물이 응축되어서 달이 형성되었다는 것이다. 그 기원이 어떻든 간에, 달의 생성은 채취된 가장 오래된 월석의 나이로 추정해볼 때45억 년 이전에 일어났음을 알 수 있었다.
달이 형성되는 동안, 매우 높은 온도로 인해 그 바깥 표면까지 광범위한 용융이 일어났고, 이 용융 작용은 대략 지구에서 볼 수 있는 규모의 마그마 바다로부터 달 분화구를 형성했다. 달의 고지에서 발견되는 암석은 적어도 45억년 되었고 장석이라 불리는 밝은 광물이 풍부하다. Anorthosites라고 명명되는 이러한 암석은 달의 고지가 밝은 색채를 띠게 하는 원인이 된다. 암석이 형성된 후 오랜 세월 동안, 수많은 운석들이 달과 충돌하였고, 그 결과 많은 크레이터와 균열을 가진 지각을 형성하였다.
약 40억년 전, 큰 충돌이 연속적으로 일어났고, 매우 큰 규모의 크레이터가 형성되었다. 이러한 크레이터는 지금은 maria라고 불리는 기저의 위치가 되고 있다. 40억년 전과 25억년전 사이에, 화산 활동이 maria를 어두운 색의 현무 용암으로 덮었다. 이러한 화산 활동이 있은 후, 달은 식기 시작했고, 때때로 유성과 혜성과의 충돌이 있을 때를 제외하고는 상대적으로 활동성이 둔한 상태를 유지하여 왔다. 달은 지구의 지각 형성을 특징지웠던 화산 활동과 지각의 판상 운동에 수반된 연속적인 산맥 형성 과정을 겪지 않았다. 달은 초기의 지질학적 진화 단계를 보존하고 있는 화석 위성이다.
그러나 달은 완전히 활동성이 없지 않다. 아폴로 호의 우주 비행사들에 의해 설치된 지진계는 수백 km의 깊이에서 작은 지진을 감지해왔다. (보다 적절한 표현으로 'moonquakes'라고 불린다.) 지진은 지구의 중력에 의한 인력을 받은 조수의 작용에 의해 시발되는 것으로 생각된다. Aristarchus와 같은 몇몇 크레이터에서의 가스의 작은 분출이 또한 보고되고 있다. 크레이터 주위에는 부분적인 자기장이 감지되지만, 지구 규모의 자기장은 아직 발견되지 않았다. 달의 깊숙한 내부는 매우 뜨겁고, 아마도 부분적으로 용융되어 있을 것으로 확신되어 왔다.
달의 모양은 특이한 달걀 모양을 하고 있는데, 그 뽀족한 끝이 지구를 향하는 방향을 취한다. 이 위치는 달이 지구에 대해 항상 같은 면만을 유지하도록 한다. 지구에서는 보이지 않는 반대쪽 면은 지구에서 볼 수 있는 면과 같이, 낮과 밤을 가지고 있다. 달의 중력장 역시 특이한 구조를 하고 있다. 1960년대에 달 궤도 촬영 우주선이 보내온 놀라운 발견은 원형의 maria위로 매우 큰 중력 가속도가 관측되는 지역이 있다는 것이다.
Mascons(mass concentrations)는 달의 바다를 채우는 보다 조밀한 현무 용암층에 의해 생기는 것으로 생각된다. 달의 기원을 포함하여, 아직 많은 것이 알려져야 할 것이다. 아폴로호와 여러 다른 탐사 로켓이 보내온 자료와 샘플을 이용하여 활발한 조사가 계속 이루어지고 있다.
6. 화성(Mars)
붉은 행성, 화성은 수세기에 걸쳐, 상상의 나래와 함께 강한 과학적 호기심을 자극하는 모티브가 되어왔다. 몇 백년에 걸친 과학적인 관찰에 뿌리를 두고서, 과학 소설가들은 거칠고 울퉁불퉁한 불모의 땅으로 화성을 묘사해왔다. 화성은 태양계 내의 모든 행성들 중에서 지구와 가장 유사한 행성이다. 즉, 극지방에는 계절의 변화에 따라 커지거나 줄어드는 만년성이 있고, 지구의 해협과 비슷한 흔적도 보인다.
미국과 소련의 우주 왕복선들은 화성에서 어떠한 운하도 발견하지 못했다. 그러나 지표면의 부식과 말라버린 강바닥의 흔적을 발견할 수 있었다. 이 흔적들은 화성이 한때 액체 상태의 물을 보유하고 있었다는 것을 암시한다. 수백만 년 동안 화성의 표면은 물을 잃은 상태로 있어 왔고 지구 지각을 재구성한 원인인 부식 작용과 지각의 판상 운동에 화성은 노출되지 않았다. 화성은 매우 차가운 행성으로 그 대기는 너무 얇아서 액체 상태의 물을 유지할 수 없다. 거기에는 어떠한 문명의 흔적도 없고 어떤 생명체가 존재할 가능성도 없다. 그러나, 기후가 지금보다 온화하고 액체 상태의 물이 존재했을 시기에 살았을 생명체의 화석이 발견될 가능성은 있다.
화성은 작은 암석형 행성으로 비교적 태양과 가까운 위치에서 진화되어 왔다. 다른 지구형 행성에서 보이는 화산 활동, 충돌 이벤트, 대기의 작용이 화성의 행성화 과정에도 참여하였을 것이다. 지구와는 달리 화성은 진화의 기록을 지표면에 잘 간직하고 있다. 극지방 근처의 단층 지역은 화성의 기후가 공전 궤도상의 규칙적 변화에 따라서 주기적으로 변화해왔음을 암시한다. 화성의 구조론, 즉 행성 지각의 지질학적 변화는 지구의 경우와는 다소 차이점이 있다. 지구의 지각 운동이 해저면 위를 미끄러지는 판들이 서로 부딪히거나, 떨어지는 과정을 포함하는 반면, 화성의 지각 운동은 수직한 방향에 중점을 두고 있다. 즉 뜨거운 용암이 지각을 지표면으로 밀어올리는 것이다. 주기적으로 일어나는 큰 먼지 폭풍은 행성 전체를 삼켜버린다. 폭풍의 영향은 매우 강력해서, 모래 언덕을 형성하거나, 바람의 침식에 의한 무늬를 남기기도 한다.
화성은 태양계 내에서 가장 큰 화산인 Olympus Mons와, 화성의 구체를 변형시킬 만큼 큰 북반구에 위치한 Tharsis 지역, 그리고 적도에 있는 거대한 단층 사이의 열곡인 Vallis Marineris와 같은 경이로운 지질학적 특색을 가지고 있다. 이러한 협곡은 New York에서 Los Angees까지의 거리에 해당되는 영역까지 뻗어 있다. Arizona의 Grand Canyon은 화성 협곡의 한 가지에 불과할 것이다.
7. 목성(Jupiter)
목성은 태양계 내의 모든 행성 질량의 2/3를 차지하면서, 9개의 행성들 중 왕좌를 차지하고 있다. 목성은 그 구성면에서는 작은 별과 흡사하다. 내부압력은 지구 지표면의 압력의 약 1억 배에 달하고, 자기장의 크기는 매우 커서(행성의 크기에 비례) 태양계 내에서 수백만 마일까지 영향을 미친다.
목성의 전기적 영향력은 매우 커서 지구 자체의 자기장에 매일 수십 억 watt를 공급한다
목성은 16 개의 위성과, 고리 시스템, 그리고 거대하고 복잡한 대기를 선물 받았다. 대기에는 끊임없이 번개가 치고 있고, 300년 동안 또는 적어도 100년 이상 지속된 폭풍인 거적점을 포함한 큰 폭풍이 소용돌이치고 있다. 몇몇 과학자들은 대기 아래쪽 목성의 중심에는 어떠한 고체 물질도 존재하지 않는다는 이론을 제기했다. 그러나 목성의 고유한 온도와 압력은 핵의 밀도를 액체이상으로 유지할 수 있는 수치이다.
1972년 3월, NASA는 소행성대와 목성을 관측하기 위해 Pioneer 우주선을 발사 시켰다. 1973년 12월, 목성이 도착했을 때 Pioneer 10호는 목성의 강력한 방사선과 엄청난 자기장, 내부가 액체 상태일 가능성 등을 밝혀 냈다. 1년 후, Pioneer 11호는 토성을 향하는 도중 목성 근처를 스쳐가면서, 최초의 극지방의 사진을 비롯하여 보다 상세한 영상과 관측자료를 제공했다. 그 후, 1977년 8월과 9월에, NASA는 태양계 바깥 궤도에 두 대의 Voyager호를 발사 시켰다. 이 탐사선들은 1979년, 목성과 조우했고, 이전에 밝혀지지 않았던 경이롭고 아름다운 사진들을 보내 왔다. 소용돌이치는 여러 색깔의 난류가 거적점을 휘감고 있었다. 솟아오르는 기둥과 회전하는 소용돌이가 형성되고 흩어지면서, 행성 내부로부터의 강한 열원이 끓어오르고 있음을 알 수 있다.
Voyager 호가 보내온 영상으로부터 목성의 동역학이 매우 복잡함을 알 수 있었다. 그러나 많은 현상들이 지구의 대기에서 일어나는 효과와 비슷하다. 목성 탐사에 있어서, 지구에서는 희박한 대기의 영향과 상호작용에 대해 보다 많은 것을 배울 수 있다. 이를 테면 magnetosphere와 대기와의 상호작용과 같은 것을 들 수 있다. 계속적인 목성 탐사는 궁극적으로 지구의 희박하지만 매우 소중한 대기의 화학작용과 현상을 이해하는데 도움을 줄 것이다.
지금까지 모두16개의 목성의 위성이 관측되었다. 그것들은 얼어 있거나 암석으로 되어 있거나, 수많은 크레이터로 덮여 있거나, 매끄러운 지면을 가지기도 한다. 목성의 다섯 번째 위성, 이오는 활발한 화산 위성이다. 이오를 저공 비행했던 Voyager호는 총 9개의 웅장한 화산 분출을 관찰했고, 그것은 지구 밖에서 관찰된 최초의 지질 운동이었다.
Voyager 호는 목성 주위에 가는 고리가 있음을 발견해냈다. 3개의 밴드로 나뉘어져 있는 고리는 광학적으로 어두운 색을 띠고 있는데, 이것은 충돌로 인한 부스러기가 그 주요 구성 성분임을 암시한다. 고리의 성질과 기원에 대한 의문은 앞으로 목성 탐사 계획이 풀어야 할 과제 중 하나이다.
989년 10월 18일, NASA는 Galileo호를 발사했다. 금성과 지구를 지나고, 소행성대를 통과한 후 Galileo호는 목성에 도착했고, 대기에 대한 탐사를 시작했다.
조사용 탐침을 약 1시간 가량 대기에 노출시킨 후 알아낸 것은, 목성의 대기가 예상보다 매우 건조하고, 세 개의 층으로 구성되었다고 믿어졌던 구름층이 실제로는 그렇지 않다는 것이다. 게다가 대기는 예상 헬륨량의 절반만을 가지고 있었다. 또 이전에는 알려지지 않았던 복사대를 발견하였고, 대기에는 번개 현상이 없음을 밝혀냈다. Galileo호는 목성계 항해를 계속하여, Voyager호보다 1000배 더 가까이 위성들에 접근하였다. 그 결과 이오의 화산 활동과 이오 반경의 절반이 철성분의 핵으로 구성되어 있음을 밝혔다. 또 유로파는 그 갈라진 동토 아래, 따뜻한 얼음과 액체 상태의 물을 가지고 있음을 알아 냈다..
8. 목성의 위성(Moons of Jupiter)
목성의 4개의 큰 위성은 1610년 발견자, Galileo의 이름을 따서 "Galilean satellite"라고 불리며, 이오(Io), 유로파(Europa), 가니메데(Ganymeda)와 칼리스토(Callisto)로 구성되어 있다. 각각의 위성이 태양계 내에서 독특한 특징을 보이므로 특별히 관심의 초점이 되어왔다. 이오는 태양계에서 가장 활동적인 화산 위성으로서, 종종 몇 주 내에 많은 부분의 지표면을 변화 시킨다. 크레이터로 덮인 유로파의 표면은 대부분 얼음으로 구성되어 있고, 그 밑으로는 물과 녹아서 질척한 얼음이 있을 가능성이 매우 높다. 가니메데는 태양계에서 가장 큰 위성이며(수성보다 크다) 최초로 발견된 자기장을 가진 위성이다. 칼리스토는 매우 많은 크레이터로 뒤덮여 있는 것처럼 보였지만, Galileo호가 찍은 근접 사진들은 적은 수의 소규모 크레이터만 보여서 과학자들을 깜짝 놀라게 했다. 표면은 미세한 먼지로 덮여있는 것 같다.
이렇게 각각 독특하면서도, Galilean 위성들은 서로 공통점도 가지고 있다. 바깥쪽에 있는 세 개의 위성의 표면은 대체로 얼려 있고, 탄소 성분이 풍부한 암석 물질이 섞여 있다. 이오의 표면은 주로 다양한 형태와 색깔의 이산화황을 비롯한 황화합물로 되어 있다. 이오가 타원궤도를 순환하는 동안, 목성의 엄청난 중력의 영향을 받아서 고도 100 m되는 고체 표면에 조루가 형성된다. 이것은 화산 활동에 충분한 열을 주며 물을 증발시킨다.
이오, 유로파, 가니메데는 내부 층상 구조를 가지고 있고, 유로파와 가니메데는 핵과 핵 주위를 둘러싸고 있는 암석, 두껍고 부드러운 얼음층(유로파는 이 부분이 액체일 것으로 여겨진다), 그리고 두껍고 불순물이 많은 얼음 지각으로 구성된다. 이오는 핵과, 적어도 부분적으로 용융되었을 것으로 생각되는 암석의 맨틀, 가장 바깥쪽의 황화합물로 덮인 단단한 암석의 지각으로 구성된다. 반면 칼리스토는 내부와 외부에 얼음 암석이 섞여 있다. 목성과 위성들의 중력 하에서 공전 운동하면서, Galilean 위성들은 항상 똑같은 면만을 목성 쪽으로 향한다. 이것은 한때 각 위성의 공전 궤도가 목성을 중심을 하나의 축을 가졌음을 의미한다.
Galilean 위성들은 1973년 Pioneer호와 1979년 Voyager호가 태양계 외곽을 저공비행하면서, 놀라운 빛깔을 내는 전체적인 형태를 담아온 이후, 지구로부터 망원경을 통해 계속 관측되고 있다. 현재 Galileo호는 목성 주위를 혜성과 유사한 타원 궤도로 돌면서, 위성의 고도 261 km까지 접근하고 있다(이 궤도는 지구의 대부분 통신 위성의 고도보다도 낮다). 이러한 근접 비행을 통해 위성의 표면을 보다 자세하게 사진에 담을 수 있다.
Galileo호가 찍은 유로파의 근접 사진은, 그 지표면의 얼음이 균열되어 떠다니고 있음을 보여 준다. 유로파에서 보이는 적은 수의 크레이터로부터, 과학자들은 최근의 지질학적 연대를 통해 유로파에 바다가 존재했으며 지금도 존재할 가능성이 있다고 믿는다. 태양에서 너무 멀리 떨어진 부분에서는 얼음을 녹이는데 필요한 열이, 이오의 화산 활돌을 발생시키는 조력의 완화된 형태로, 내부로부터 발산된다고 생각된다. Galileo-Europa 탐사 계획에서 Galileo호는 1년 이상 유로파를 관측하면서, 고도 200km까지 접근할 것이다. 그후 칼리스토의 중력을 이용하여 궤도를 이오 쪽으로 돌려서, 목성의 강한 방사선에 맞서면서, 이오의 화산 꼭대기를 통과하며 전례에 없었던 자세한 표면 사진을 찍을 것이다.
9. 토성(Saturn)
태양계의 6번째 행성, 토성은 지구에서 맨눈으로 관찰할 수 있는 행성 중 하나이다. 17세기, 토성의 복잡한 고리 구조가 이탈리아 천문학자 Galilei에 의해 처음 관측된 후, 이 행성은 신비로움의 상징으로 여겨져 왔다. 지난 20년 동안, 목성과, 천왕성, 해왕성 역시 고리 구조를 가진다는 것을 알았다. 그러나 토성의 고리가 가장 크고 아름답다. 고리의 기원은 아직 알려져 있지 않지만, 과학자들은 행성의 역사를 연구함으로써 실마리를 찾을 수 있기를 기대한다.
큰 gaseous 행성인 토성은 흥미로운 대기를 가지고 있다. 구름 꼭대기의 운동에서는 동서 방향의 제트 기류와 서동 방향의 소용돌이가 관측되고 있다. 제트 기류의 속도는 시속 1 mile에 달하고, 이것은 구름의 밴드 모양의 원인이 된다. 대기는 주로 수소와 헬륨으로 구성되지만 많은 다른 원소들도 포함하고 있다. 토성의 대기는 또한 목성의 유명한 거적점과 유사한 폭풍 구조를 나타낸다.
Galileo가 토성 고리의 최초의 관측자라고 해도, 1659년이 되어서야 네덜란드 천문학자 Christiaan Huygens가 향상된 망원경을 이용하여 고리들이 행성과는 분리되어 있음을 발견했다. 1676년 Jean Dominique Cassini는 최초로 Cassino division이라 불리는, 고리들 사이의 분리를 관측했다. 다음 3세기 동안의 망원 기술의 발달은 이 신비로운 행성에 대한 많은 의문들, (즉 밴드 구조의 대기, 폭풍 구조, 매우 평평한 극지방)에 대해 풀어주었다.
지난 20년 동안 많은 우주선들이 토성을 다녀가면서, 우리에게 토성의 근접 사진을 보내 주었고, 그 자기장이 지구 자기장의 1000배가 됨을 밝혔다. 초기에 거의 관측되지 못했던 고리와 위성도 관측되었다. 몇몇 위성들은 매우 매끄러운 얼음으로 덮여 있었다. 또 토성의 가시광선 및 적외선 촬영으로부터, 구름 밴드들 사이로 놀랄만한 열적 혼합이 일어나고 있음을 알 수 있었다. 내부의 열적 과정은 아직 완전히 이해되지 못하고 있다. Voyager 호는 토성의 주요 고리구조 내에서 수백 개의 고리를 발견하였다. 어떤 고리는 꼬여 있었고, 어떤 고리는 그 측면에 위성을 거느리고 있었다. 고리의 입자들은 대부분 얼음 결정으로 이루어져 있고 크기는 몇 centimeter부터 몇 meter에 이른다.
현재 토성에는 크게 7개의 고리가 나뉘어져 있다고 알고 있다. 이 고리들은 토성의 중력에 의한 조수의 작용에 의해 파괴된 위성의 잔재일 수도 있다. 또 토성을 너무 가까이 지나치던 혜성이 똑같은 영향으로 파괴되면서 남긴 잔재일 수도 있다. 18개의 위성 중에서 가장 큰 Titan은 과학자들에게 가장 큰 관심을 끌었다. 수성보다 약간 큰 Titan은 원시 지구의 대기와 유사한 두꺼운 질소 대기로 쌓여 있다. 위성에 대한 더 많은 연구는 행성의 생성과 원시 지구에 대해 많은 것을 알려줄 것이다.
토성과 Titan에 대한 미국 유럽 간 협동 프로젝트 Cassini/Huygens는 1997년 10월에 발사되어 2004년에 토성계에 도달할 예정이다. 4년 동안의 과학적 탐사는 토성의 magnetosphere, 대기, 고리 구조, 몇몇 얼음 위성과 Titan에 대한 조사를 포함한다.
10. 천왕성(Uranus)
1781년 어느 3월의 저녁, 영국의 천문학자 William Hershel 경은 천왕성을 발견하고 처음에는 혜성으로 착각했다. 별 사이의 천왕성의 궤도를 관찰한 후, 천문학자들은 천왕성의 궤도가 지구 궤도의 19배나 떨어져 있다고 확신했다. 천왕성의 직경이 지구 직경의 4배임에도 불구하고, 이 정도 거리에서는 천분의 1의 시차를 가진 희미한 원반으로 보인다. 따라서ㅓ 맑고 어두운 밤에도 맨눈으로 천왕성을 관측하기는 거의 불가능하다.
초기의 천문학자들은 천왕성의 4개의 위성은 행성 궤도에 상대적으로 98도 기울어져 있음을 관찰했다. 1948년 발견된 Miranda와 1986년 Voyager 2호에 의해 발견된 작은 10개의 소위성들 모두는 천왕성의 적도면에 있다.
천왕성은 거의 궤도면에 있는 축을 중심으로 회전하고 있는 거대한 팽이처럼 운동한다.
이 운동은 태양 광선량에 따라서 극단적인 계절 변화를 일으킨다. 천왕성에서의 1년(지구에서는 84년에 해당한다)의 기간 동안 극지방에서는 지구와 같이 사계절이 있다. 그러나 여름에는 영속적인 태양광선이, 겨울에는 완벽한 어둠만이 존재한다. 낮과 밤이 주기는 봄, 가을에 나뉘어진다. 지구에서 21년의 기간에 해당되는 여름과 겨울 동안, 천왕성은 극도의 기온 변화를 겪을 것으로 예상된다. 그러나 이것은 사실과 다르다. 천왕성은 태양으로부터 너무나 멀리 떨어져 있어서, 단위 면적 당 받는 태양 에너지는 지구의 360배나 적다. 따라서 여름에도 크게 온난화되지 않는다. 열손실율은 우주 공간에 노출된 면적에 의존하는데, 천왕성의 낮은 구름의 기온은 겨울 동안 열손실을 줄이는 역할을 한다. 천왕성의 이상한 사계절에도 불구하고, 행성을 덮고 있는 구름의 기온은 영하 220(C로 일정하게 유지되는 것이다.
단 하나의 우주선, Voyager 2호만이 천왕성 가까이에서 관측할 수 있었다. Voyager 호는 천왕성으로부터 17.3 시간의 주기를 가진 규칙적인 radio 신호를 포착했다. Voyager 호의 과학자들은 천왕성의 자기장이 지구의 자기장과 유사하지만, 양극은 회전축으로부터 60(난 기울어져 있을 발견하였다.
Voyager 2호는 천왕성을 지나가면서 거의 무늬 없는 대기의 사진을 찍었다. 그러나 남위 20( 에서 50( 사이에 희미한 구름의 흔적이 보였다. 자기장의 회전 속도와 비교하여 얻은 이 구름의 회전 속도는 약 100(600 km/hr이며, 사진은 바람이 목성이나 토성과는 달리 편서풍임을 나타낸다.
1977년 천왕성이 어떤 항성 앞을 지나고 있는 것이 관측되었다. 관측 기간 동안, 천왕성이 적어도 분리된 11개의 가늘고 넓은 고리들을 가짐이 알려졌다. 1986년, Voyager 2호는 고리의 존재를 다시 한번 입증했다. 오늘날 우리는 희미하게 보이는 천왕성의 구조가 평평한 고리와 위성들로 둘러싸인 행성임을 알고 있다. 우주 먼지들이 행성 주위를 둘러싸는 얇은 고리들 속으로 응축되어서, 가장 밝고 제일 바깥쪽에 있는 고리 내에서 공전하는 작은 위성 Cordelia를 형성하였다. 9개의 다른 작은 위성들은 고리 구조 바깥쪽에 있다. 5개의 바깥쪽 위성은 달 크기의 약 13(15 % 정도 되는 직경을 가지고 있으며, 지구와 달 사이 거리의 1/3되는 거리와 3/2되는 거리에서 행성 주위를 공전하고 있다.
11. 해왕성(Neptune)
해왕성의 발견은 과학적 방법을 응용한 좋은 예이다. 천문학자들은 천왕성의 궤도를 이해하려는 노력의 결과로 해왕성을 발견하였다. 이론으로 예측한 천왕성의 궤도가 관측 결과와 일치하지 않아서 천왕성의 궤도 바깥에 그 궤도에 영향을 줄 또다른 행성이 존재할 것이라는 가설이 제기되었다. 이 행성의 위치를 예측하는 계산이 행해졌고 그 예측에 따라 해왕성을 발견하게 되었다.
1989년 8월 25일 보이저 2호가 해왕성으로부터 5000 km 이내의 거리를 지나갔을 때 해왕성은 태양계의 구성원 중 태양으로부터 가장 멀리 떨어진 것이었다 (1999년 명왕성이 다시 가장 먼 행성이 될 것이다). 해왕성은 165년마다 태양 주위를 한번 공전하고, 태양계에서 가장 작은 목성형 행성(gas giant)이다. 보이저 2호는 해왕성의 고리에 대한 많은 의문을 해결했다. "고리 방전(ring arc)" 또는 부분 고리(partial ring)에 대한 연구는 해왕성의 고리가 실제로는 완전한 고리이지만 고리의 두께가 변해서 지구로부터는 완전히 보이지 않는다는 것을 밝혔다.
해왕성은 목성이 받는 태양 빛의 3%만을 받음에도 불구하고 활동적인 행성 중 하나이며 목성의 허리케인 같은 폭풍이 있음을 나타내는 커다란 검은 반점을 보였다. 대흑점(Great Dark Spot)이라고 불리는 가장 큰 반점은 거의 지구 정도 크기이며 목성의 대적점(Great Red Spot)와 비슷하다. 북반구의 저위도 지역에서 보이저 2호는 아래 층에 그림자를 드리운 구름 띠의 사진을 찍었다. 모든 행성 중 가장 강한 바람이 해왕성에서 관측되었다. 대부분의 바람은 해왕성의 자전과 반대인 서쪽 방향으로 분다. 대흑점 근처에서 바람은 2000 km/hr의 속도까지 분다.
해왕성의 자기장은 천왕성과 비슷하게 자전축과 47°의 각을 이루며 매우 기울어져 있다. 과학자들은 이런 자기장의 기울어짐이 천왕성과 해왕성 내부에 있는 유동의 특성일 것이라고 생각한다. 해왕성의 자기장에 의해 발생된 전파를 연구한 결과 해왕성에서의 하루는 약 16시간 정도라는 것이 밝혀졌다. 오로라가 관측되었지만 지구나 다른 행성에서보다 매우 약했다.
보이저 2호에 의해 6개의 새로운 위성이 발견되어 해왕성의 위성은 현재 8개가 있는 것으로 알려져 있다. 새롭게 발견된 위성들은 모두 작고 해왕성의 적도면에 가깝게 머물러 있다. 해왕성의 가장 큰 위성인 트리톤은 해왕성 뿐 아니라 태양계 전체의 위성들 중 가장 흥미로운 위성이다. 트리톤은 희박한 대기 속 수 km 위로 보이지 않는 질소 기체와 먼지 입자들은 뿜어내는 간헐천 같은 분출을 보이는 등 두드러진 지질학적 역사의 증거를 보여준다. 트리톤의 상대적으로 높은 밀도와 역행하는 궤도는 트리톤이 원래 해왕성의 위성이 아니라 해왕성에 의해 포획된 것이라는 강한 증거를 준다. 이것이 사실이라면 트리톤은 원래의 이심 궤도에서 조석 운동에 의한 열로 녹아졌고, 해왕성에 의해 포획된 후 10억년 이상 액체 상태로 있었을 것이다.
12. 명왕성(Pluto)
명왕성은 독특한 행성이다. 명왕성은 가장 작고, 가장 차갑고, 태양으로부터 가장 멀리 떨어져 있다. 궤도는 가장 타원이고 가장 기울어져 있다. 또, 명왕성은 자신과 비슷한 크기의 위성을 갖는 유일한 행성이다. 명왕성은 먼 거리 때문에 아직 우주선이 도달하지 못한 유일한 행성으로 남아 있다.
명왕성은 1930년 미국인 천문학자 클라이드 톰보우 (Clyde Tombaugh) 에 의해 처음 발견되었다. 명왕성은 너무 희미해서 1970년대 말까지 거의 알려진 것이 없었으나 그 후 관측 장비의 발달로 많은 것이 알려지게 되었다. 지금은 명왕성의 지름이 처음 발견되었을 때 믿어졌던 것보다 훨씬 더 작다는 것이 알려졌다. 사실 명왕성은 약 2400 km 정도의 지름을 갖는데 이것은 달보다 더 작은 크기이다. 약간 붉은 색을 띠는 표면은 메탄, 질소, 일산화탄소를 포함하는 불안정한 눈(snow)으로 이루어져 있고, 내부는 주로 바위와 얼음으로 구성되어 있다. 표면 위에는 희박한 대기가 있는데, 기압은 지구의 백만분의 일 정도이다. 대기가 지구보다 훨씬 더 희박하지만 명왕성의 중력이 낮아서 (지구의 6%) 지구보다 훨씬 높은 고도까지 퍼져 있다. 궤도가 심한 타원을 그리기 때문에 태양으로부터 멀리 떨어져 있을 때는 매우 차갑게 된다. 이 기간동안 명왕성의 대기는 행성 전체에 걸쳐 눈 폭풍을 이루며 표면으로 내려앉는다.
1978년 미국인 천문학자 제임스 크리스티 (James Christy) 와 로버트 해링턴 (Robert Harrington) 은 명왕성이 샤론이란 위성을 갖고 있다는 것을 발견했다. 샤론은 거의 명왕성의 절반 정도 크기이고, 약 18300 km의 고도에서 6.4일에 한 번 명왕성 주위를 공전한다. 명왕성과 샤론의 크기가 비슷하다는 점에서 대부분의 행성 과학자들은 이들을 쌍행성이라고 부른다. 샤론의 표면은 명왕성의 표면과 달리 더러운 얼음으로 덮여 있고, 명왕성의 표면만큼 많은 빛을 반사하지 못한다. 또, 샤론의 표면은 강한 색이 없고, 대기가 있다는 증거도 없다.
1980년대 말 명왕성과 샤론은 서로 일련의 식(eclipse)을 겪었는데 이 데이터와 정교한 컴퓨터 모델로부터 각각에 대한 대강의 지도를 만들 수 있었다. 이 지도로부터 명왕성은 polar cap과 적도 부근에 큰 검은 반점을 갖는다는 것이 알려졌다.
명왕성과 샤론이 어떻게 형성되었고, 왜 그렇게 작고 다른 행성과 다른지는 오늘날까지도 여전히 의문으로 남아있다. 한 중요한 이론은 명왕성과 샤론이 태양계의 초기에 형성된 수많은 비슷한 물체들의 유물이라고 제안한다. 이 가설에 따르면 이런 물체들 대부분은 큰 행성들의 중력에 의한 영향으로 태양계로부터 훨씬 더 멀리 방출되었다.
13. 혜성(Comet)
역사 속에서 사람들은 혜성을 놀라움과 경고의 의미로 받아들였다. 이 혜성이 규칙적인 태양계의 방문자라는 것은 에드몬드 핼리라는 영국인에 의해 처음 증명되었다. 핼리는 기록에 나타난 밝은 혜성들 중 몇몇이 실제로는 규칙적인 주기로 태양에 접근한 같은 혜성이라고 믿었고, 한 특히 밝은 혜성이 76년마다 나타났다는 것을 깨달았다. 그 혜성은 1531년, 1607년, 1682년에 나타난 것으로 기록되었고, 핼리는 1758년에 다시 나타날 것으로 예측했다. 이 혜성은 예측대로 나타났고 핼리의 이론이 옳다는 것이 증명되었다.
혜성은 약 45억년 전 태양계의 형성으로부터 남겨진 더러운 얼음 덩어리이다. 이들은 태양계에서 가장 덜 변한 물체이고 따라서 태양계의 형성에 대한 중요한 단서를 제공할 것이다. 혜성은 핵이라 불리는 작은 고체 부분을 가지고 있다. 이 핵은 많은 암석 조각과 먼지 덩어리를 포함하는 얼음 덩어리와 얼어붙은 가스로 구성되고 중심엔 암석으로 된 코어가 있다.
대부분의 혜성들은 태양으로부터 10만 AU 정도 떨어진 오오트운(Oort cloud)이라 불리는 지역에서 온다. 이 지역에 약 1조 개에 이르는 혜성들이 태양 주위를 돌고 있는데 근처를 지나는 별이 이들의 궤도를 바꾸게 되면 태양계 내부로 들어오게 된다. 오오트운에 있는 혜성 이외에 수 십억 개의 혜성이 명왕성 궤도 바깥에 있는데 이 혜성들이 이루는 띠를 카이퍼 벨트(Kuiper belt)라고 부른다.
혜성이 태양을 향해 안쪽으로 들어오게 되면 태양열에 의해 따뜻하게 되고 검고 찬 물체에서 밝은 물체로 바뀌게 된다. 이런 바뀜은 태양열이 혜성 표면의 얼음을 기화시켜 이 기체가 밝게 빛나면서 일어난다. 이 가열된 부분은 수천 km까지 먼지와 가스를 분출한다. 이렇게 분출된 물질들은 수십만 km의 지름을 갖는 코마라고 불리는 희박한 대기를 형성한다. 이 물질들은 태양풍에 의해 뒤로 밀려나 길게 빛나는 꼬리를 형성한다. 이 꼬리는 종종 전하를 띤 이온으로 구성된 곧은 꼬리와 먼지로 구성된 휘어진 꼬리로 나뉘어 진다.
거의 모든 혜성들의 궤도는 태양에서 안전한 거리만큼 떨어져 있다. 그러나 sungrazer라고 불리는 일부 혜성들은 태양을 향해 곧바로 날아가 충돌하거나 너무 가까이 가서 타버리기도 한다.
14. 소행성(Asteroids: Mathilde, Gaspra, Ida)
소행성은 약 45억년 전, 태양계의 형성 시 생긴 잔류 암석 파편들이다. 이들의 대부분은 화성과 목성 사이에서 태양 주위를 공전하고 있는 것이 관측된다. Asteroid Belt 또는 Main Belt라고 불리는 이 지역은 수천 개의 소행성으로 구성되어 있으며, 그 크기는 직경 940 km의 Ceres로부터 작은 것은 1 km보다 작은 것도 있다.
태양을 중심으로 한 타원 궤도를 돌면서, 때때로 소행성은 서로 충돌하여 Main Belt 외곽을 두드리기도 하고, 행성 궤도를 가로질러 우주공간에 던져지기도 한다. 과학자들은 흩어진 소행성과 파편들이 과거에 지구를 때려서 생명의 진화와 지질 연대의 변화에 큰 역할을 했었을 것으로 생각한다. 심지어 어떤 과학자들은 6500 만년 전, 공룡의 멸종을 Mexico의 유카탄 반도 가까이에서 충돌했던 소행성과 연관시킨다.
천문학자들이 망원경을 이용하여 소행성을 처음으로 관측했을 때가 1800년대 초였다. 1802년, 천문학자 William Herschel 최초로 "asteroid"(그리스어로 "starlike"의 의미)라고 명명하였다. 우리가 지난 200년 동안 소행성에 대해 알아낸 대부분은 망원경을 통한 관측에서 비롯되었다. 지표면에 있는 망원경들은 지구 가까이를 돌고 있는 소행성을 관측하고 새로운 소행성을 감지하거나 미래에 지구와 충돌한 가능성이 있는 소행성을 예측하는데 이용된다.
최근의 몇 십년 동안, 천문학자들은 소행성의 화학적, 광물학적 구성을 알아내는데, "spectroscope"라는 장치를 이용한다. 이 장치는 소행성의 표면에서 반사된 빛을 분석한다. 소행성의 구성을 파악하기 위해, 과학자들이 이용하는 또 다른 수단은 유성을 분석하는 것이다. 유성은 지구에 떨어지는 우주의 부스러기들의 덩어리로서 소행성이나 혜성이 기원이 된다고 믿어진다.
소행성은 어떤 모습을 하고 있을까? 최초의 클로즈업 사진은 1991년과 1993년, NASA의 우주선 Galileo 호가 목성으로 가는 도중 Main Belt에서 두 개의 소행성을 지나가면서 쩍혀진 것이다. 소행성 Gaspra와 Ida의 사진은 감자와 같이 불규칙적인 모양을 하고 있으며, 크레이터와 균열의 구멍투성이 모양을 하고 있다. 각각은 19 km와 52 km의 길이로, Ida는 고유한 위성, Dactyl을 가지고 있고 이 위성은 과거 충돌의 파편일 것으로 추측되는, 소행성 주위를 궤도 운동하는 작은 천체이다.
지구의 역사와 태양계의 기원과 진화에 대한 실마리를 주는 이러한 원시 천체에 대해 더 많은 것을 알기 위해 NASA는 많은 소행성 탐사 계획을 추진해 왔다. 그 중 1996년 2월에 발사된 NEAR(Near-Earth Asteroid Rendezvous) 우주선은 소행성의 과학적 탐사에 공헌한 최초의 우주선이였다. NEAR의 초기 목적은 1999년 1월 소행성 Eros와 랑데부하여, 그 표면과 궤도, 질량, 성분, 자기장을 관측하는 것이다. Eros로의 항해 도중, NEAR는 1997년 6월 소행성 Mathilde 옆을 1200 km까지 근접하면서 지나 쳤고, 탄소가 풍부한 불규칙적인 모양의 소행성 근접 사진을 보내 왔다. NEAR의 Eros 조사는 소행성에 대한 의문과 소행성과 혜성 및 유성과의 관계, 궁극적으로 행성의 역사에 있어서 소행성의 위치에 대해 확실한 답을 들려줄 것이다.
새로운 Millenium Program의 하나로, NASA는 1998sus 7월에 Deep Space 1호를 발사하여 소행서 McAuliffe와 근접 비행하면서, 진보된 기술을 시험할 것이다. 소행성으로부터 5(10 km 떨어진 위치에 probe를 날려서 소행성 표면에 대한 촬영과 연구를 수행할 것이다. 2002년 1월에는 일본이 MUSES-C 우주선을 발사할 예정이다. 이 우주선은 소행성 Nereus에 2003년 5월에 도착할 것으로 계획되어져 있다.