2015. 3. 28. 23:36ㆍ3. 천문뉴스/ESA Space Sience
표1> 로제타 호가 처음으로 혜성에서 질소분자를 감지해냈다.
이번 결과는 67P/추류모프-게라시멘코 혜성이 형성될 당시의 기온 환경에 대한 단서를 제공해주고 있다.
그래프는 로제타호에 탑재된 ROSINA 장비로 측정된 질소분자(N2)와 일산화탄소 (CO) 측정치의 변이를 보여주고 있다.
신호는 시간에 따라 그리고 혜성의 자전과 혜성 위 로제타 호의 위치에 따라 다양하게 나타난다.
일산화탄소에 대한 질소 비 : N2/CO = (5.70 +/- 0.66) x 10–3는 2014년 10월 17일부터 23일까지의 측정치로 결정되었는데 최소값과 최대값은 각각 1.7 x 10–3과 1.6 x 10–2로 측정되었다.
혜성에서 측정된 일산화탄소에 대한 질소의 비율을 태양형성 이전의 별구름에서의 추정비율과 비교해봤을 때 이 혜성은 반드시 상당히 낮은 기온 하에서 생성되었어야 한다고 확정되었는데 이는 혜성의 카이퍼 벨트 기원설과 합치하는 것이었다.
이번 연구결과는 또한 67P/추류모프-게라시멘코 혜성과 같은 목성혜성족은 지구의 질소 기원과는 연관이 없다는 것을 밝혀냈다.
로제타 호가 혜성에서 처음으로 질소 분자를 감지해내다.
로제타 우주선이 67P/추류모프-게라시멘코 혜성에서 이 혜성이 형성될 당시의 기온에 대한 단서를 제공해 줄 수 있는 질소분자를 처음으로 측정해냈다.
2014년 8월 67P/추류모프-게라시멘코 혜성에 도달한 이래 로제타 호는 11개의 과학장비를 이용하여 이 혜성과 주변 환경에 대한 광범위한 데이터를 수집하고 있다.
혜성에서 질소 분자를 탐사해내는 것은 오랜동안의 숙원과제였다.
이전 연구에서 질소는 시안화수소나 암모니아와 같은 화합물에 포함된 상태로서 발견된 바가 있을 뿐이다.
질소분자의 발견이 특히 중요한 이유는 질소분자가 태양계가 형성되던 당시 가장 일반적인 유형의 질소 형태였을 것으로 추측되기 때문이다.
온도가 낮은 외곽 지역에서 주로 생성되었을 것으로 보이는 질소는 가스 행성에 편입되었다.
현재 질소는 토성의 위성인 타이탄의 짙은 대기의 거의 대부분을 차지하는 분자이며 플루토*와 해왕성의 위성인 트리톤의 표면 얼음과 대기에서도 발견된다.
(* 플루토(Pluto)는 '명왕성'을 말합니다.
명왕성은 더 이상 행성으로 분류되지 않습니다.
'명왕성'이라는 한자식 표현은 '해왕성, '천왕성'등과 동급의 표현으로 행성이라는 의미를 가지고 있는 표현입니다.
따라서 오해의 소지를 없애기 위해 더 이상 '명왕성'으로 적시하지 않고 영어 표현 그대로 '플루토(Pluto)'로 표현합니다. : 블로그쥔장 주)
태양계의 외곽부 차가운 지역에서 67P/추류모프-게라시멘코 혜성을 포함한 혜성족이 생성되었을 것으로 생각된다.
이번 새로운 연구 결과는 로제타 호에 탑재되어 있는 이온 및 중성입자 분광분석기(the Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis instrument, 이하 ROSINA)에 의해 로제타 호가 67P/추류모프-게라시멘코 혜성으로부터 10킬로미터 떨어진 지점에 위치하고 있었던 2014년 10월 17일 ~ 23일 사이에 수집한 138개 측정치를 근거로 밝혀진 것이다.
사진1> 로제타 호의 네비게이션 카메라가 촬영한 이 사진은 67P/추류모프-게라시멘코 혜성으로부터 85.7킬로미터 지점에서 2015년 3월 14일 촬영한 것으로 사진의 해상도는 픽셀당 7.3미터이며 가로세로 6.4킬로미터와 6.3킬로미터의 폭을 담고 있다.
이 사진은 혜성 활동의 세부를 드러내기 위해 일부만을 잘라내어 재처리한 것이다.
원판 사진에 대한 추가 정보는 다음의 링크를 참고하라.
http://blogs.esa.int/rosetta/2015/03/18/cometwatch-14-march/
2015년 3월 19일 사이언스 지에 개재된 논문의 주 저자인 베른 대학 마틴 루빈( Martin Rubin)의 설명은 다음과 같다.
"질소 분자의 위치를 특정하는 것은 이 혜성이 형성될 당시의 조건을 한정하는데 있어 대단히 중요한 정보입니다.
왜냐하면 질소분자가 얼음속에 포섭되기 위해서는 대단히 낮은 온도 상태가 필요하기 때문입니다."
태양 형성 이전의 별구름에서 얼음 속에 질소분자가 포섭되기 위해서 필요한 온도는 일산화탄소가 포섭되기 위해 필요한 온도와 유사한 것으로 생각된다.
따라서 혜성 형성 모델에 몇 가지 제약사항들을 추가하기 위해 과학자들은 혜성에서 발견되는 질소와 일산화탄소의 비율을 측정하여 이를 목성과 태양풍에서 발견되는 탄소에 대한 질소의 비율 측정치로부터 연역된 태양 형성 이전의 별구름에서의 질소 및 탄소 비율 추정치와 비교하였다.
67P/추류모프-게라시멘코 혜성에서 측정된 비율은 태양 형성 이전 별구름 상태에서 예상된 측정치보다 25배 더 낮았다.
과학자들은 이러한 감소치가 태양 형성 이전 별구름 상태에서 매우 낮은 온도에서 얼음이 형성된 결과일 것으로 생각하고 있다.
이에 대한 한 가지 가설은 당시의 온도가 대략 영하 250도에서 영하 220도 사이였으며 이는 비결정 얼음이나 포접화합물로 알려진 덫 모양의 얼음결정에 질소 분자가 포획되기에는 상대적으로 충분치 않은 온도였으며 이로인해 질소분자의 함유치가 낮은 것으로 가정하고 있다.
반면 질소분자는 영하 253도 이하의 온도에서는 훨씬 효과적으로 얼음에 포섭되었으며 그 결과 오늘날 플루토나 트리톤에서는 상대적으로 풍부한 질소가 발견되는 것이다.
이어진 방사능 핵종 반감을 통해 혜성이 달궈지거나 67P/추류모프-게라시멘코 혜성과 같이 태양과 가까운 궤도를 유지하면서 질소가 분출 가스와 함께 분출되었을 수도 있고, 이러한 이유로 오랜 시간에 거쳐 질소의 함유 비율은 계속 감소할 수 있었을 것이다.
그림1> 67P/추류모프-게라시멘코 혜성은 목성혜성족이다.
이 혜성은 6.5 년을 주기로 태양 주위를 공전하는데 가장 멀어졌을 때의 위치는 목성 바깥쪽이며 태양에 가장 가까와졌을때의 위치는 지구와 화성 사이 지점이다.
이 혜성은 원래 카이퍼 벨트에 존재하는 것이었지만 중력 섭동에 의해 태양쪽으로 진입하게 되었고, 그 와중에 다시 목성 중력의 간섭을 받아 현재의 궤도를 갖게 되었다.
이 혜성의 공전 궤도의 변화 양상에 대한 추가 정보는 다음의 링크를 참고하라
http://sci.esa.int/rosetta/14615-comet-67p/
마틴의 설명은 다음과 같다.
"극저온에서 질소가 얼음에 포섭되는 과정은 어떻게 플루토나 트리톤의 얼음 표면에 질소가 많이 함유되어 있는지에 대한 우리의 생각과 동일합니다.
혜성이 카이퍼벨트에 기원을 두고 있다는 점도 이와 일맥상통하는 결과죠."
태양계에서 질소가 대기 성분의 대부분을 차지하고 있는 또 하나의 유일한 천체는 바로 지구이다.
지구가 엄청난 질소를 함유하고 있는 것에 대한 가장 최상의 설명은 이 질소들이 판구조론과 연관이 잇다는 것이다.
즉 화산 활동을 통해 맨틀에서 규소 암석에 붙잡혀 있던 질소들이 풀려난다는 것이다.
그런데 이처럼 중요한 성분을 배달하는 혜성의 역할에 대해서는 여전히 의문이 남아 있다.
ROSINA 수석 연구원인 베른 대학의 카트린 알트베그(Kathrin Altwegg)의 설명은 다음과 같다.
"우리가 정작 알고자 하는 것은 지구에 물을 날라다 준 혜성의 역할에 대한 것입니다.
물론 우리는 또다른 성분들이 어떻게 지구로 올 수 있었는지에 대해서도 알고 싶습니다.
특히 질소와 같이 생명체를 구성하는 성분에 있어서는 더더욱 그렇죠."
67P/추류모프-게라시멘코 혜성과 같은 혜성이 질소를 지구 대기에 날라다주었을 가능성을 평가하기 위해 과학자들은 혜성에서 발견되는 질소동위원소 14N과 15N의 비율이 태양 형성이전 별구름의 조성을 반영하고 있는 목성 및 태양풍에서 측정된 것과 동일하다는 가정을 세웠다.
그러나 이 동위원소 비율은 혜성에 존재하며 질소를 품고 있는 시안화수소나 암모니아와 같은 다른 종들에서 측정된 것보다 훨씬 높게 나타났다.
지구에서 질소동위원소 14N이 15N 에 대해서 차지하는 비율은 대략 그 중간에 해당하는 값인데, 따라서 만약 한편으로 목성이나 태양풍에서 측정된 것과 동일한 비율을 질소동위원소를 가지고 있는 상태에서 다른 혜성들의 시안화수소나 암모니아가 유입되었다면 최소한 지구의 대기가 혜성으로부터 유래했을 가능성을 수용할 수는 있게 된다.
마틴의 설명은 다음과 같다.
"그러나 67P/추류모프-게라시멘코 혜성에서 발견되는 수소의 양은 질소분자와 질소를 품고 있는 또다른 분자 사이의 혼합값과 동일하지 않습니다.
오히려 15배 이상 적게 존재하죠. 따라서 지구에서 보이는 질소 동위원소 15N에 대한 14N의 비율은 67P/추류모프-게라시멘코 혜성과 같은 목성 혜성족을 통한 질소의 배달프로세스로는 설명되지 않습니다."
ESA 로제타 프로젝트 과학자인 맷 테일러( Matt Taylor)의 설명은 다음과 같다.
"태양계의 진화에서 목성혜성족의 역할이라는 측면에서는 또다른 수수께끼의 한 조각이 있는 셈입니다.
그리고 이 수수께끼는 아직 끝난게 아무것도 없다는 것을 의미하죠.
로제타 호는 지금 근일점에서 5개월 정도 떨어져 있습니다.
우리는 이 기간동안 이 혜성의 가스 구성 성분이 어떻게 변화해가는지를 지켜볼 것이고 그 변화가 이 혜성의 과거에 대해서 우리에게 말하고자 하는 것이 무엇인지를 해석하기 위해 노력을 계속할 것입니다."
출처 : ESA SPACE SIENCE 2015년 3월 19일 News
참고 : 67P/추류모프-게라시멘코 혜성을 비롯한 태양계의 다양한 작은 천체에 대한 포스팅은 아래 링크를 통해 조회할 수 있습니다.
왜소행성 : https://big-crunch.tistory.com/12346957
소행성 : https://big-crunch.tistory.com/12346956
혜성 : https://big-crunch.tistory.com/12346955
유성 : https://big-crunch.tistory.com/12346954
원문>
Rosetta makes first detection of molecular nitrogen at a comet
ESA’s Rosetta spacecraft has made the first measurement of molecular nitrogen at a comet, providing clues about the temperature environment in which Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko formed.
Rosetta arrived last August, and has since been collecting extensive data on the comet and its environment with its suite of 11 science instruments.
The in situ detection of molecular nitrogen has long been sought at a comet. Nitrogen had only previously been detected bound up in other compounds, including hydrogen cyanide and ammonia, for example.
Its detection is particularly important since molecular nitrogen is thought to have been the most common type of nitrogen available when the Solar System was forming. In the colder outer regions, it likely provided the main source of nitrogen that was incorporated into the gas planets. It also dominates the dense atmosphere of Saturn’s moon, Titan, and is present in the atmospheres and surface ices on Pluto and Neptune’s moon Triton.
It is in these cold outer reaches of our Solar System in which the family of comets that includes Rosetta’s comet is believed to have formed.
The new results are based on 138 measurements collected by the Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis instrument, ROSINA, during 17–23 October 2014, when Rosetta was about 10 km from the centre of the comet.
“Identifying molecular nitrogen places important constraints on the conditions in which the comet formed, because it requires very low temperatures to become trapped in ice,” says Martin Rubin of the University of Bern, lead author of the paper presenting the results published today in the journal Science.
The trapping of molecular nitrogen in ice in the protosolar nebula is thought to take place at temperatures similar to those required to trap carbon monoxide. So in order to put constraints on comet formation models, the scientists compared the ratio of molecular nitrogen to carbon monoxide measured at the comet to that of the protosolar nebula, as calculated from the measured nitrogen to carbon ratio in Jupiter and the solar wind.
That ratio for Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko turns out to be about 25 times less than that of the expected protosolar value. The scientists think that this depletion may be a consequence of the ice forming at very low temperatures in the protosolar nebula.
One scenario involves temperatures of between roughly –250ºC and perhaps –220ºC, with relatively inefficient trapping of molecular nitrogen in either amorphous water ice or cage-like water ice known as a clathrate, in both cases yielding a low ratio directly.
Alternatively, the molecular nitrogen could have been trapped more efficiently at even lower temperatures of around –253ºC in the same region as Pluto and Triton, resulting in relatively nitrogen-rich ices as seen on them.
Subsequent heating of the comet through the decay of radioactive nuclides, or as Rosetta’s comet moved into orbits closer to the Sun, could have been sufficient to trigger outgassing of the nitrogen and thus a reduction of the ratio over time.
“This very low-temperature process is similar to how we think Pluto and Triton have developed their nitrogen-rich ice and is consistent with the comet originating from the Kuiper Belt,” says Martin.
The only other body in the Solar System with a nitrogen-dominated atmosphere is Earth. The current best guess at its origin is via plate tectonics, with volcanoes releasing nitrogen locked in silicate rocks in the mantle.
However, the question remains as to the role played by comets in delivering this important ingredient.
“Just as we wanted to learn more about the role of comets in bringing water to Earth, we would also like to place constraints on the delivery of other ingredients, especially those that are needed for the building blocks of life, like nitrogen,” says Kathrin Altwegg, also at the University of Bern, and principal investigator for ROSINA.
To assess the possible contribution of comets like Rosetta’s to the nitrogen in Earth’s atmosphere, the scientists assumed that the isotopic ratio of 14N to 15N in the comet is the same as that measured for Jupiter and solar wind, which reflects the composition of the protosolar nebula.
However, this isotopic ratio is much higher than measured for other nitrogen-bearing species present in comets, such as hydrogen cyanide and ammonia.
Earth’s 14N/15N ratio lies roughly between these two values, and thus if there was an equal mix of the molecular form on the one hand, and in hydrogen cyanide and ammonia on the other in comets, it would be at least conceivable that Earth’s nitrogen could have come from comets.
“However, the amount of nitrogen found in 67P/Churyumov–Gerasimenko is not an equal mix between molecular nitrogen and the other nitrogen-bearing molecules. Rather, there is 15 times too little molecular nitrogen, and therefore Earth’s 14N/15N ratio cannot be reproduced through delivery of Jupiter family comets like Rosetta’s,” says Martin.
“It’s another piece of the puzzle in terms of the role of Jupiter family comets in the evolution of the Solar System, but the puzzle is by no means finished yet,” says ESA’s Rosetta project scientist, Matt Taylor.
“Rosetta is about five months away from perihelion now, and we’ll be watching how the composition of the gases changes over this period, and trying to decipher what that tells us about the past life of this comet.”
Notes for Editors
“Molecular nitrogen in comet 67P/Churyumov-Gerasimenko indicates a low formation temperature,” by M. Rubin et al is published in the 20 March issue of the journal Science. 10.1126/science.aaa6100
ROSINA is the Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis instrument and comprises two mass spectrometers: the Double Focusing Mass Spectrometer (DFMS) and the Reflectron Time of Flight mass spectrometer (RTOF) – and the COmetary Pressure Sensor (COPS). The measurements reported here were conducted with DFMS. The ROSINA team is led by Kathrin Altwegg of the University of Bern, Switzerland.
An average ratio of N2/CO = (5.70 +/- 0.66) x 10–3 was determined for the period 17–23 October 2014. The minimum and maximum values measured were 1.7 x 10–3 and 1.6 x 10–2, respectively. Because the amount and composition of the gases change with comet rotation and position of the spacecraft with respect to the comet’s surface, an average value is used.
The 14N/15N ratio for the N2 in Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko is assumed to be 441, the value for the protosolar nebula as measured from Jupiter and the solar wind, while the corresponding value for nitrogen in hydrogen cyanide and ammonia is 130, as measured at other comets. The value for the Earth’s nitrogen is 272.
More about Rosetta
Rosetta is an ESA mission with contributions from its Member States and NASA. Rosetta’s Philae lander was provided by a consortium led by DLR, MPS, CNES and ASI. Rosetta is the first mission in history to rendezvous with a comet. It is escorting the comet as they orbit the Sun together. Philae landed on the comet on 12 November 2014. Comets are time capsules containing primitive material left over from the epoch when the Sun and its planets formed. By studying the gas, dust and structure of the nucleus and organic materials associated with the comet, via both remote and in situ observations, the Rosetta mission should become the key to unlocking the history and evolution of our Solar System.
For further information, please contact:
Markus Bauer
ESA Science and Robotic Exploration Communication Officer
Tel: +31 71 565 6799
Mob: +31 61 594 3 954
Email: markus.bauer@esa.int
Martin Rubin
University of Bern, Switzerland
Email: martin.rubin@space.unibe.ch
Kathrin Altwegg
Principal investigator for ROSINA
University of Bern, Switzerland
Email: kathrin.altwegg@space.unibe.ch
Matt Taylor
ESA Rosetta project scientist
Email: matthew.taylor@esa.int
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